Escala del Sistema Solar

Concepto de Fuerza Centrífuga Aplicaciones Prácticas

Concepto de Fuerza Centrífuga – Aplicaciones Prácticas

Si se hace girar con rapidez un balde parcialmente lleno de agua, con los brazos extendidos alrededor del cuerpo, el contenido no se derrama, aun cuando el balde esté volcado sobre un costado. El principio responsable de este fenómeno es conocido por los físicos con el nombre de fuerza centrifuga.

Al mismo tiempo que se hace girar el balde, el agua tiende a permanecer dentro de éste, presionada hacia el fondo (es decir, hacia afuera con respecto a quien hace girar el balde) o al centro de giro por la fuerza centrífuga. Este es un ejemplo bastante directo de como se origina esta fuerza, aunque hay muchas otras aplicaciones más prácticas.

Sabemos, según las leyes de los cuerpos en movimiento, enunciadas por Isaac Newton, que las fuerzas siempre se originan por pares, siendo cada una de las mismas de igual valor y sentido contrario. La fuerza que se necesita para mantener un cuerpo que gira dentro de su trayectoria, evitando que se vaya hacia afuera, se conoce como fuerza centrípeta y es igual pero de sentido contrario a la fuerza centrífuga.

Fuerza centrífuga en un balde girando. El agua no sale del balde porque es empujada hacia el exterior o fondo.

En el caso del ejemplo mencionado, esta fuerza centrípeta se manifiesta como el esfuerzo realizado por el brazo para sostener el balde. Podemos ver, bastante fácilmente, cómo estas fuerzas se relacionan con la velocidad a la cual el objeto se mueve dentro de su órbita. Un ejemplo emocionante lo constituye, en el espec táculo circense, un motociclista que da vueltas dentro de una gran esfera de malla metálica.

Cuando su máquina se mueve lentamente, el motociclista no puede subir muy alto, pero a velocidades mayores la fuerza centrífuga que tiende a lanzarlo hacia afuera es tan grande, que puede trepar verticalmente hasta la cúspide de la esfera y girar sin perder contacto con la “pista”, a pesar de desplazarse “cabeza abajo”.

La inclinación que se observa en las curvas de las vías férreas obedece al mismo principio: la fuerza centrífuga que impulsa hacía afuera al tren cuando éste toma la curva, es contrarrestada por la fuerza centrípeta que se manifiesta cuando el costado de las ruedas presiona sobre los rieles. Este esfuerzo se reduce considerablemente inclinando las vías en un cierto ángulo, de modo que el riel exterior (el más alejado del centro de la curva) esté a mayor altura que el interior.

Otro ejemplo parecido lo constituye aquella famosa primera pista de Avus, en Alemania, donde ya en el año 1937, los promedios de velocidad establecidos por los coches de carrera llegaban a 261 Km./h., con records hasta de 280 Km./h. Esto podía lograrse porque aquella pista tenía curvas construidas con un extraordinario peralte que llegaba a los 45 grados. De esta manera, se conseguía precisamente vencer la gran fuerza centrífuga que esas velocidades provocaban en los giros. Una idea de dicha fuerza la da el cálculo de que, en el momento de paso sobre la curva, los neumáticos debían soportar nada menos que 3 veces el peso de la máquina.

Peralte o Inclinacion de la Carretera

Los llamados trajes de presión, creados por los japoneses durante la segunda guerra mundial y adoptados luego por casi todas las demás fuerzas aéreas, constituyen una solución bastante aceptable al problema de la tremenda fuerza centrífuga a que está sometido el piloto en un combate aéreo. Este traje evita que, en los giros violentos, la sangre se desplace y se agolpe por centrifugación, con el consiguiente desvanecimiento y pérdida momentánea de la visión. Pero no siempre ¡a fuerza centrífuga resulta negativa; muchas veces el hombre se vale de ella para obtener provecho.

Un buen ejemplo de aplicación práctica de este principio lo tenemos en el aparato denominado centrifuga. Si tenemos una suspensión de un sólido en un líquido, o una mezcla de líquidos de diferentes densidades, es decir, que tienen relaciones diferentes de peso a volumen (por ejemplo crema y leche), y que han sido mezclados hasta formar una emulsión, podemos separarla si la dejamos reposar tiempo suficiente.

Una centrifugadora es una máquina que pone en rotación una muestra para –por fuerza centrífuga– acelerar la decantación o la sedimentación de sus componentes o fases (generalmente una sólida y una líquida), según su densidad. Existen diversos tipos, comúnmente para objetivos específicos.

La atracción que ejerce la gravedad sobre la leche es mayor que sobre la crema, menos densa, que va a la superficie. Este proceso se puede acelerar centrifugando la mezcla (estas centrifugadoras tienen la forma de un cuenco que gira rápidamente). De este modo la leche es impulsada más lejos del centro que la crema, la cual, por no ser tan densa, no sufre con tanta intensidad los efectos de la fuerza centrífuga que se origina.

También bombas centrífugas y turbinas centrífugas que trabajan con líquidos y aire, respectivamente, son un acierto mecánico. Debemos recordar que los turborreactores centrífugos reciben este nombre porque su alimentación de aire lo produce una turbina de ese tipo.

Bomba centrifugadora

En la fundición de metales, las inyectaras centrífugas son insustituibles por la precisión, seguridad y calidad de los colados. Este tipo de inyectora recibe el metal fundido por un tragadero central, y mantiene adosada una batería de matrices a su contorno. Girando a gran velocidad, el metal es centrifugado con gran presión, e inyectado al interior de las matrices.

RAZÓN POR LA CUAL LA TIERRA NO ES ATRAÍDA POR EL SOL

Esquema Sistema Tierra-Sol

Esto se debe a que, a pesar de la atracción gravitacional (fuerza de gravedad) la fuerza centrífuga tiende constantemente a empujar a la Tierra hacia afuera. En este caso, las dos fuerzas están equilibradas. La fuerza de gravedad entre el Sol y la Tierra actúa como una fuerza centrípeta, que tiende a atraer al planeta, que gira en su órbita, hacia el Sol. La fuerza centrífuga originada por el movimiento de rotación, tiende a empujar al planeta en sentido contrario, es decir, fuera del Sol., El resultado es que la distancia entre el Sol y la Tierra se mantiene constante, suponiendo que la velocidad del planeta también se mantenga igual (en realidad, la velocidad de la Tierra sufre pequeñas variaciones, con la consiguiente alteración en la distancia al Sol). El mismo principio se aplica a los satélites artificiales que se ponen en órbita para girar alrededor de la Tierra. La atracción de la gravedad equilibra las fuerzas centrífugas, y los satélites pueden moverse a distancia más o menos constante de la Tierra, “suponiendo que su velocidad sea también constante”. De todos modos, la velocidad se reduce gradualmente, a causa del rozamiento con la atmósfera, y los satélites tienden a caer hacia la Tierra.

Formula de la Fuerza Centrípeta:

Diagrama de un cuerpo girando, Fuerza Centrifuga

Ejemplo: si se toma una piedra de 2 Kg. de masa, atada a una cuerda y se la hace girar con un radio de 1,2 m. a razon de 2 vueltas por segundo. Cuanto vale la fuerza centrífuga que debe soportar la cuerda?.

La masa es de 2 Kg., el radio: 1,20 metro, pero nos falta la velocidad tangencial Ve, pues la del problema es la velocidad angular.

Para ello se sabe que dá dos vueltas en un segundo, entonces el recorrido es, dos veces el perímetro de la circunferencia por segundo. Podemos hallarlo asi: 3.14. 1.2. 2=7.53 m. cada vuelta , por dos es: 15,07 m. distancia que la masa recorre en 1 segundo, por lo tanto la velocidad tangencial es: 15,07 m/seg.

Aplicando la formula se tiene que Fc= ( 15,07 )². 2 /1,2² =454/1.44=315,27 Newton

Fuente Consultada:
Revista TECNIRAMA N°21 Enciclopedia de la Ciencia y La Tecnología -La Fuerza Centrífuga-

Los Movimientos del Planeta Tierra Características Cuadro Sinoptico

Los Movimientos del Planeta Tierra
Características y Cuadro Sinóptico

Respecto a los movientos de la Tierra, sabemos que los mas importantes son tres:

1-De rotación sobre su eje, dando una vuelta cada 23 horas 56 minutos y 4 segundos
2-De traslación, alrededor del Sol, con u período de 365 días 5 horas 48 minutos
3-De precesión u oscilante sobre su eje. (como cuando se va deteniendo un trompo y cabecea)

MOVIMIENTO DE ROTACIÓN: es el movimiento de la Tierra alrededor de su propio eje.  El eje alrededor del cual gira la Tierra pasa por los dos polos. Alrededor de este eje gira hacia el este, con tal velocidad, que da una vuelta completa en veinticuatro horas. Esto significa que cualquier punto de la superficie de la Tierra situado en el ecuador gira hacia el este con una velocidad de 461,37 metros por segundo.

Ahora bien, el eje de rotación de la Tierra, aunque en el espacio conserva siempre la misma dirección, no es perpendicular al plano de su revolución alrededor del Sol; forma con éste un ángulo de veintitrés grados y medio.

El resultado de esto es que la Tierra, a medida que progresa en su órbita alrededor del Sol, muestra sus polos alternativamente, como puede verse poniendo una pluma inclinada dentro de un tintero y naciéndola girar de modo que se apoye constantemente sobre el borde, si se considera que la punta de la plumilla es el polo sur y la otra extremidad el polo norte.

movimiento de rotacion

El resultado de este movimiento es que en diferentes posiciones en la órbita de la Tierra, el hemisferio norte o el sur tendrá más o menos luz en cierto tiempo dado, según sea la dirección de la inclinación de su polo con relación al Sol Cuando el polo norte apunta más hacia el Sol, las regiones del polo norte tendrán claridad continua y sol a media noche y el hemisferio norte gozará del verano; mientras que el polo sur y el hemisferio sur, encontrándose del otro lado del Sol, estarán soportando el invierno con menos luz del día o sin luz del día alguna.

Estas condiciones cambian gradualmente, y seis meses más tarde se invierten de tal manera, que el polo sur tendrá durante ese tiempo luz continua y el polo norte noche continua.

Entre esas dos posiciones extremas de la Tierra hay dos en las cuales la noche y el día serán iguales entre sí, tanto en el hemisferio sur como en el norte y así obtenemos las «noches iguales» que llamamos el equinoccio de primavera y el equinoccio de otoño.

Si el eje de la Tierra no estuviese inclinado, si ésta girase con su eje «derecho», por decirlo así, ambos polos y ambos hemisferios estarían igualmente expuestos al Sol, y no habría estaciones, y el día y la noche serían iguales en el mundo entero: doce horas de noche y doce horas de día.

Por consiguiente, nuestras estaciones, las proporciones variables del día y de la noche y las consecuencias necesarias de estos fenómenos, se deben a la inclinación del eje de rotación de la Tierra.

La inclinación del eje de rotación de la Tierra no es completamente fija ni constante; oscila un poco y describe una trayectoria cónica, un poco parecida al movimiento de un peón que se bambolea, de manera que sus polos describen pequeños círculos (círculos polares) y apuntan en sucesión circular a diferentes estrellas, este Movimiento es llamado de Precesión.

La rotación completa del polo alrededor del círculo polar dura 25.800 años. Esta oscilación es debida a que la Tierra no es una esfera perfecta, pues está un poco dilatada en el ecuador, y de esta manera permite ejercer al Sol y a la Luna una fuerza que tiende a cambiar la dirección del eje de rotación.

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Además de este movimiento cónico hay también una oscilación directa de un lado a otro del eje de rotación de la Tierra, de manera que hay veces que la Tierra gira menos inclinada que otras. Esto, evidentemente, trae consigo la alteración de la duración relativa del día y de la noche en todas las estaciones sobre la mayor parte del globo.

Durante la máxima inclinación del eje, las regiones polares gozan de la luz del día durante ocho días y medio más, aproximadamente. Por consiguiente, nuestra Tierra gira, se tambalea y cabecea en su viaje a través de los cielos.

MOVIMIENTO DE TRASLACIÓN: En su carrera alrededor del Sol la Tierra no describe un círculo, sino una elipse, y el Sol no está situado en el centro de la elipse sino en uno de sus focos. Por consiguiente, la Tierra, en su órbita, se acerca y se aleja del Sol. Actualmente su punto más cercano se halla a una distancia de 146.160.000 kilómetros y su punto más alejado a 151.120.000 kilómetros.

Es necesario decir actualmente, pues la elipse descrita por la Tierra está sujeta a ser alterada por la atracción de Venus y Júpiter, que producen grandes excentricidades en intervalos de dos a trescientos mil años, de modo que la diferencia entre los puntos más acercados y más alejados puede llegar a ser de 22.536.000 kilómetros.

El verano y el invierno no dependen de la distancia entre el Sol y la Tierra sino de la inclinación del eje de ésta Aunque el Sol esté más o menos cerca, será invierno en el hemisferio norte si el polo norte no mira hacia el Sol, y si mira hacia el Sol será verano en el hemisferio norte, cualquiera que sea la distancia del Sol a la Tierra. Cuando el polo norte está inclinado hacia el Sol y la Tierra está lo más alejada posible de él, los que estén en el hemisferio norte, tendrán verano, por estar entonces a mayor distancia del Sol, y pasará lo contrario en el hemisferio sur.

Pero tendremos que considerar esta cuestión cuando hablemos del clima Los principales hechos que ahora tenemos que señalar son que la Tierra se mueve en una elipse variable y que su eje está inclinado en un número de grados que es también variable Tal es por consiguiente, la Tierra, como nosotros la conocemos un esferoide de gran densidad achatado en los polos, que gira rápidamente sobre un eje inclinado, a la vez que se precipita alrededor del Sol con una velocidad de 28,4 kilómetros por segundo. Así, por tanto, la Tierra se balancea un poco a medida que gira mientras que la excentricidad de su órbita aumenta o disminuye periódicamente debido a la atracción de Venus y de Júpiter.

Hemos hablado de los movimientos áe la Tierra en su relación con la claridad y la oscuridad, con el verano y el invierno; pero se olvida uno con facilidad que estos movimientos pueden tener consecuencias vitales—y en efecto tienen que tenerlas—, de las cuales sabemos todavía muy poco. La formidable carrera de los planetas a través del espacio tiene que tener determinadas consecuencias.

Es evidente que la rota ción de la Tierra alrededor de su eje, a medida que se precipita a través del éter, tiene que afectar de modo sensible la luz, el calor y la electricidad, y puede ser que también la gravedad y otras fuerzas que actúan sobre la Tierra. Suponiendo que fuese hacedero que la Tierra se estuviese parada, ¿sería posible creer que el calor, la luz y todas las ondas de éter procedentes del Sol no tendrían consecuencias totalmente diferentes?. Los movimientos de la Tierra deben ser, pues, considerados no solamente como las causas del día y de la noche, del verano y del invierno, de los vientos alisios, sino también como un factor en todas las grandes fuerzas del mundo que tienen relaciones cósmicas.

El hombre, como dijimos al principio, es un pigmeo comparado con el mundo que habita; pero nunca olvidemos esto: por grande que sea el mundo comparado con los seres que lleva, no es nada más que un grano de arena comparado con las masas colosales esparcidas por todo el espacio. La Tierra es menor que la millonésima parte del Sol; sin embargo, las más pequeñas nebulosas que conocemos son mayores que el Sol, y algunas de las más grandes desconciertan la imaginación.

Y el espacio está atestado de masas enormes, de las cuales la Tierra es una entre una multitud innumerable: millones y millones de soles resplandecientes y millones y millones de soles apagados, pues hay estrellas oscuras, así como las hay claras, y puede sei que las oscuras estén en mucho mayor número.

No hemos hecho nada más que mirar por encima los caracteres generales de la Tierra y su relación con el Universo; pero ya hemos dicho bastante para mostrar la grandiosidad del escenario estrellado en el que nosotros los mortales desempeñamos nuestros pequeños papeles.

Nos incumbe no solamente saber, sino darnos cuenta de esos grandes hechos; darnos cuenta de que la Tierra no es la tierra de nuestros horizontes visuales, sino un enorme globo precipitándose a través del espacio: un gran globo con un pasado ígneo, hermano de innumerables estrellas que abundan en los cielos Si podemos darnos cuenta de esto, la vida se hace más amplia y más divina. Ciertamente, la consideración de una nebulosa es bastante por sí sola para despreciar todas las mezquindades y temores de la vida.

Ver: Demostración de la Rotación de la Tierra

cuadro sinoptico planeta tierra

Cuadro sinoptico del Universo, Sistema Solar, Planetas y Galaxias

SINTESIS EN UN CUADRO SOBRE EL SISTEMA SOLAR

Nuestro sistema solar que está contenido en la galaxia llamada Vía Láctea, está conformado por el Sol y ocho planetas que gravitan a su alrededor. Los planetas siguen órbitas que, casi en su totalidad, están situadas en el mismo plano; y todos se desplazan en torno al Sol en el mismo sentido.

El tiempo que tardan en dar una vuelta constituye el año de cada planeta: Mercurio, el más cercano, demora tres meses terrestres. Además de los planetas, entre Marte y Júpiter circulan cuerpos pequeños, bloques de rocas cuyo diámetro no suele pasar los pocos kilómetros. Se cree que estos asteroides son los restos de un planeta que, o bien se fragmentó, o no llegó a formarse jamás.

Ampliar Sobre la Evolución del Universo

cuadro sinoptico universo

Ver Tambien: Sistema Solar Para Niños de Primaria

Diferentes clases de astros
Los astros se pueden dividir en cuatro tipos:

a) los que poseen luz propia, como el Sol, las estrellas, las nebulosas de emisión y algunos cometas:

b) los que brillan con luz reflejada, como la Luna, los planetas, satélites, asteroides, ciertos cometas y ciertas nebulosas:

c) los que no emiten luz alguna, como las nebulosas obscuras, cuya existencia se conoce en virtud de que impiden pasar la luz de los astros situados detrás de ellas; y

d) las estrellas fugaces y bólidos, que lucen porque al entrar velozmente en nuestra atmósfera se tornan incandescentes al rozar con los gases de ésta.

Los movimientos aparentes de los astros difieren según los casos.

Las estrellas, los conglomerados, las nebulosas y las galaxias, describen un círculo completo alrededor de la Tierra en 24 horas menos cuatro minutos.

Los planetas tienen un movimiento aparente complejo. Se clasifican eñ interiores o exteriores según sea que su órbita esté, respectivamente, dentro o fuera de la que sigue la Tierra. Los planetas interiores, Mercurio y Venus, siguen una ruta cercana al astro mayor y sólo son visibles antes de orto o salida de éste, y después de su ocaso o puesta. Vistos a través del telescopio los planetas interiores presentan fases porque,estando sus órbitas dentro de la terrestre, su disco se ve más o menos iluminado por el Sol.

Cuando se hallan a la mayor distancia aparente del Sol -máxima elongación- tienen la mitad del disco iluminado.La elongación puede ser oriental u occidental, de acuerdo a cómo están situados respecto del Sol.

Los planetas exteriores se ven de noche y, por lo común, viajan aparentemente de O a E a través de las estrellas, pero, según los movimientos combinados de cada planeta y la Tierra, hay un momento en que parece que se detienen: están estacionarios; acto seguido cambian de rumbo y se dirigen de E a O, hasta llegar a otro punto donde permanecen de nuevo estacionarios, para continuar posteriormente con su marcha normal.

Entre dos posiciones estacionarias llegan a la oposición, en que se sitúan en la línea Sol, Tierra y planeta. Si la disposición es planeta, Sol y Tierra, se dice que el planeta está en conjunción (con el Sol interpuesto).

Los planetas se mueven dentro del Zodíaco, que es una faja de 8o de anchura a cada lado de la eclíptica.

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Primer Viaje al Espacio Tripulado de Yuri Gagarin Avances Tecnicos Rusos

YURI A. GAGARIN: astronauta soviético nacido Gzhatz hoy lleva su nombre Gagarin, fue el primer hombre en volar una nave espacial fuera de la atmósfera de la Tierra y hacer una revolución completa alrededor del planeta. Creció en una granja colectiva, donde su padre trabajaba como carpintero. A los 7 años, los alemanes invadieron Rusia y su padre se unió al ejército, mientras que su madre lo llevó junto a su hermano mayor y su hermana, a un lugar más seguro.

Vuelo de Gagarin

También durante sus estudios básicos decidió seguir una carrera técnica, y se inició en una escuela técnica cerca de Moscú. Se graduó en metalurgia (1951), y se inscribió en una universidad industrial, donde se interesó en los aviones.

Se matriculó en el sitio de vuelo de la escuela, la Escuela de Aviación de Oremburgo, y pronto demostró que tenía un talento natural para el vuelo. Graduado de controlador de vuelo con distinción (1955), se unió a la Fuerza Aérea Soviética, donde se convirtió en un piloto de pruebas de nuevos aviones y experimental.

 [Seguir Leyendo Yuri Gagarin y Otros Temas Relacionados…]

Mapa de la Luna Superficie de La Luna Crateres Mares y Montañas

Mapa de la Luna Superficie de La Luna
Crateres, Mares y Montañas

¿Por qué vemos más de la mitad de la superficie lunar? Hoy, esta y otras preguntas relativas al movimiento de nuestro satélite ya tienen respuesta. Sin embargo, a pesar de que la Luna es el objeto celeste más  próximo a nosotros, calcular su órbita todavía es difícil: se han descubierto más de 37.000 factores que influyen en sus movimientos.

Hace millones de años la Luna estuvo bombardeada por distintos cuerpos celestes, como asteroides y  cometas, dejando una superficie característica , totalmente “rugosa y ondulada”, formada por miles de cráteres que pueden observarse a simple vista. Inicialmente fueron grandes cuerpos, mientras que en una segunda etapa,  los cuerpos que impactaban fueron mas pequeños, provocando cráteres mas chicos, y todo esto ocurrió hace unos 3800 millones de años aproximadamente.

 El análisis de impactos responde al nuevo catálogo de alta resolución de los cráteres lunares de 20 metros de diámetro o superior -que son 5.185 en total- que se ha hecho gracias a los datos tomados por el altímetro de la sonda espacial de la NASA Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO). China también está desde hace pocos años en un proyecto para fotografiar, estudiar y armar un meticuloso y fiel plano de la superficie lunar, por lo que ha enviado una nave que orbita la Luna consiguiendo imágenes en 3D. También estaría previsto enviar una nave no tripulada que alunizara.

Cráter Lunar

Cráter Lunar

INFORMACIÓN BÁSICA DE LA LUNA:
Durante e una órbita de la Luna alrededor de la Tierra, la distancia que separa ambos cuerpos celestes puede variar muchísimo: hasta 1/8 del valor medio. A la distancia máxima de la Tierra, el diámetro aparente de la Luna es aproximadamente 9/10 del que nos muestra cuando se encuentra a la distancia mínima.

Tampoco el perigeo y el apogeo son fijos. A pesar de que se trata del objeto celeste más cercano a la Tierra, calcular el movimiento de la Luna es una tarea difícil. Este tipo de medidas se refiere . siempre a los centros de los dos cuerpos celestes y no a sus superficies.

Deben considerarse también las perturbaciones debidas a la atracción gravitatoria del Sol, al abultamiento ecuatorial de la Tierra y a la influencia de los planetas. Además, la magnitud de las perturbaciones provocadas por todos estos cuerpos varía continuamente, ya que también varían las posiciones de cada uno de ellos en el sistema solar.

Las técnicas más modernas para medir la distancia Tierra-Luna se basan en el empleo del láser. Se envía un rayo láser a la Luna, el cual, por reflexión, vuelve a la Tierra. Sabiendo la velocidad del rayo enviado y calculando el tiempo que emplea en cubrir el recorrido de ida y vuelta, es posible obtener, con una diferencia muy pequeña (pocos centímetros), el valor que se busca. L; teoría que predice el comportamiento de la órbita lunar tiene en cuenta muchos factores periódicos, algunos de los cuales apenas modifican el valor en 2 cm.

Sin embargo, la precisión que se obtiene con el láser obliga a los astrónomos a tener presentes incluso las variables más pequeñas.

IMPORTANCIA DE LA DISTANCIA TIERRA-LUNA
Esta medida no sólo permite verificar nuestras teorías sobre el movimiento lunar, sino también conocer exactamente la distancia Tierra-Luna. Esta información es importante porque influye sobre otros fenómenos. Las mismas teorías sobre el material que forma el interior de la Luna dependen en parte de tales valores.

Gracias a esta medida, es posible obtener en un tiempo muy breve indicaciones exactas sobre la disminución de velocidad (no regular) de la rotación terrestre. La distancia de la Luna a k Tierra interviene también en la medición de la deriva de los continentes, cuyos desplazamientos pueden ser de algunos centímetros por año.

LA ÓRBITA LUNAR
El tiempo que emplea la Luna en efectuar una órbita completa merece un discurso especial: a pesar de que gira alrededor de la Tierra, ésta no está inmóvil en el espacio, sino que, a su vez, gira alrededor del Sol. Respecto a las estrellas que son fijas, un mes lunar dura 27,32 días (mes sideral), pero el tiempo que tarda la Luna en volver a la misma fase respecto a la Tierra es diferente, ya que interviene el movimiento de ambos cuerpos. Este intervalo, llamado mes sinódico, equivale a 29,5 días.

El plano de la órbita lunar no coincide con el terrestre (eclíptica), sino que está inclinado unos 5° 19′. Esto es importante porque gracias a la existencia de un ángulo entre los dos planos no se producen cada mes eclipses en la superficie terrestre.

Con el tiempo, los nodos -puntos de intersección de los dos planos- se mueven con un desplazamiento de 19° por año. También la línea de los ápsides -la que une el perigeo con el apogeo- se mueve, aunque en dirección opuesta. El período de este último movimiento es de 8,85 años.

ROTACIÓN Y TRASLACIÓN
Como ya se ha indicado en otras ocasiones, el movimiento de rotación y el de traslación están sincronizados, es decir, la Luna tarda el mismo tiempo en efectuar una rotación completa alrededor de su propio eje que en girar alrededor de la Tierra. Esto se debe a la fuerza gravitatoria terrestre, que, a lo largo del tiempo, ha hecho disminuir la velocidad inicial de la rotación lunar.

Una consecuencia interesante de ello es que los movimientos del Sol en el firmamento de la Luna son muy lentos: basta decir que el Sol permanece sobre el horizonte durantes 354 horas consecutivas y que el disco solar tarda mas de una hora en emerger completamente. En una semana, el Sol asciende desde el horizonte hasta el punto mas alto del firmamento, y en otra llega a la puesta. El eje de rotación de la Luna está poco inclinado respecto al plano de la órbita y, por lo tanto las variaciones estacionales son mínimas.

ALGO MAS SOBRE LA SUPERFICIE LUNAR…

Un paisaje totalmente desolado, más severo y más áspero que cualquier escenario terrestre, daría la bienvenida a un visitante de la Luna. Elevadas cadenas de montañas., imponentes picos dentados de más de 10.000 metros de altura se alzan sobre una superficie marcada con profundas hendiduras e innumerables cráteres, cubierta por una delgada capa de polvo de ceniza.

Uno de los caracteres más distintivos de la superficie lunar son los cráteres. Éstos varían de tamaño, desde pequeños hoyos hasta enormes depresiones de más de ICO Km. de ancho. Algunos están cercados por empinadas paredes que se elevan quizá a 5.000 metros sobre el piso del cráter y algunos kilómetros sobre la superficie genera! del “terreno”. Otros son depresiones poco profundas con paredes de sólo algunos cientos de metros de altura. Muchos tienen pisos a nivel, pero en otros casos se puede ver en el centro un pico solitario.

El origen de los cráteres ha sido motivo de gran número de discusiones. Dos hipótesis principales se formularon a este respecto: la que los atribuía a un origen volcánico, y la que los explicaba como debidos a grandes colisiones de cuerpos, tales como meteoritos, contra la superficie lunar.

La teoría volcánica adquirió bastante crédito antes de que los científicos comprobaran que era un hecho cierto la caída de meteoritos sobre la Tierra; fue necesaria une larga discusión, que se prolongó durante un siglo, antes de que todos los astrónomos aceptaran que la mayoría de los cráteres eran debidos a choques. De hecho, como luego pudo demostrarse, se pueden también hallar sobre la superficie de la Tierra cráteres formados de un modo semejante.

Uno de los más famosos, el cráter Meteoro, en Arizona, tiene 1.200 metros de ancho y 150 metros de profundidad. La razón de que la Tierra no esté marcada con cráteres, como la Luna, es porque el agua, el viento, y el hielo, han borrado en el trascurso del tiempo todas las huellas, excepto las de los cráteres más recientes.

Pero en la Luna no hay erosión alguna (ya que allí no existen el viento, el agua y el hielo), de modo que se guarda cuidadosamente la evidencia acumulativa de muchos millones de años de castigo meteorice Esta falta de erosión explica también la aspereza del paisaje. Actualmente se reconoce que existen también pequeños cráteres que no pueden ser debidos a choques y, por lo tanto, deben ser de origen volcánico, aun cuando su forma no es la de los volcanes terrestres. En este sentido, se plantea la cuestión de si la Luna se encontró en algún momento en forma de una masa fundida, a alta temperatura, o bien se formó a más baja temperatura a partir de materiales sólidos. Todos los indicios, resultantes de consideraciones de distintos tipos, parecen indicar que la Luna ha debido formarse a baja temperatura, si bien, desde luego, es posible que presente actualmente un interior parcialmente fundido.

La fuente de calor quizá no es su origen residual primitivo; al igual que actualmente se acepta para el origen de los volcanes terrestres, se puede derivar de acumulaciones de materiales radiactivos.

Otra interesante característica del paisaje luna-está constituida por la presencia de grandes áreas oscuras, que los primeros astrónomos creyeron que eran mares. Aunque actualmente se sabe que no son mares (no hay agua líquida en la Luna), continúan utilizándose los nombres antiguos. Un “mar” lunar es una especie de planicie seca situada a cierta distancia por debajo del nivel medio de la superficie. Así, por ejemplo, el océano de las Tormentas, que se sitúa totalmente a la izquierda en la fotografía de la superficie lunar. Un poco más al centro, en la parte superior, se halla el mar de las Lluvias (“Mare imbricum”), con la bahía o golfo de los Iris, de forma semicircular, en su parte superior.

En la parte de abajo, el mar de los Nublados. El astrónomo Gilbert, estadounidense, fue el primero que estudió con gran detalle las características de la imponente colisión que dio lugar a la formación de uno de estos mares, la que se ha denominado “colisión imbria”, por haber originado el mar de las Lluvias. Según todos los indicios, un enorme bólido, con un diámetro de más de 150 Km., incidió sobre la región del golfo de los Iris, procedente del noroeste, elevando una inmensa ola en todas las direcciones de la superficie lunar, pero especialmente en la dirección de su movimiento, esto es hacia el centro del disco visible de la Luna. La energía liberada por la colisión debió ser fabulosa.

Se estima que sería del orden de unos cien millones de veces superior a la de los mayores terremotos conocidos en la Tierra o, si se prefiere una medida más “actual”, ¡del orden de cerca de un billón de bombas atómicas! Un choque de esta magnitud debió producir efectos muy notables. La región afectada se pulverizaría hasta el grado de arena fina, una parte de la cual pudo extenderse sobre un área considerable. Grandes trozos de materia de la superficie lunar y del mismo meteorito fueron probablemente lanzados en alto para caer después en grandes bloques, formando varias masas montañosas. Trozos más pequeños, animados de grandes velocidades, produjeron surcos y estrías en la superficie, que se extienden a grandes distancias del área del choque.

En otras ocasiones la energía desarrollada por la colisión pudo originar la fusión de una parte del material, dando lugar a la formación de las corrientes de lava que parece ser la sustancia principal de algunos de los mares. Este tipo de fenómenos se especula que pudieron ocurrir durante un período del orden de un millón de años, hace unos 4.500 millones de años. Posteriormente, los cuerpos que cayeron sobre la Luna fueron más pequeños, produciendo cráteres menores.

Fuente Consultada: El Universo Enciclopedia de la Astronomía y del Espacio Tomo 3 – Movimientos y Fases de la Luna

Escala del Sistema Solar
Distancia a las Estrellas
La Vía Láctea
Más Allá de la Vía Láctea
Características del Módulo Lunar
La Fases De La Luna
El Hombre Llegó a la Luna
Lugares de Alunizajes

Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia

Evolución del Universo
Resumen Cronologico de  Linea del Tiempo

El enigma del origen del Universo siempre fue tema de estudio y discusión para los científicos. Hasta el presente, la teoría que mejor ha podido explicar este acontecimiento es la propuesta por el físico George Gamow (1904-1968), llamada teoría del Big-Bang o de la Gran Explosión. Está basada en las observaciones del astrónomo Edwin Hubble (1889-1953), quien demostró que las galaxias se alejan unas de otras continuamente.

BIG BANG

13.700 millones de años

Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
NACIMIENTO DEL SISTEMA SOLAR 4500 millones de años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
COLISIÓN PLANETARIA ORIGINA LA LUNA 4500 millones de años
PRIMEROS SIGNOS DE VIDA MICROSCÓPICA 3700 millones de años
PRIMEROS ORGANISMOS PLURICELULARES 500 millones de años
ALGUNOS ANIMALES EMERGEN DEL AGUA 400 millones de años
LA MAYOR EXTINCIÓN EN MASA 252 millones de años
APARICIÓN DE LOS DINOSAURIOS 240 millones de años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
DESARROLLO Y EXPANSIÓN DE LAS FLORES 150 millones de años
EVOLUCIÓN DE LOS MAMÍFEROS 150 millones de años
EXTINCIÓN DE LOS DINOSAURIOS 65 millones de años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
EXPANSIÓN DE LOS MAMÍFEROS POR LA TIERRA 55 millones de años
INICIO DE LA EDAD DEL HIELO 40 millones de años
LOS MONOS BAJAN DE LOS ÁRBOLES 7 millones de años
PRIMEROS HUMANOS PREHISTÓRICOS (homo habilis) 2.5 millones de años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
EVOLUCIÓN DEL LINAJE MODERNO EN ÁFRICA 130.000 años
DATACIÓN DE LA PINTURA RUPESTRE MAS ANTIGUA 30.000 años
NACIMIENTO DE LA AGRICULTURA Y GANADERÍA 10.000 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
ARMAS DE BRONCE, CABALLOS Y CARROS 3.500 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
COMIENZAN LOS JUEGOS OLÍMPICOS EN GRECIA 2.700 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
NACIMIENTO DEL BUDISMO 2.500 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
NACIMIENTO DEL CRISTIANISMO 2.000 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
EL IMPERIO ROMANO ALCANZA SU APOGEO 2.000 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
NACIMIENTO DEL ISLAM 1.500 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
LAS CRUZADAS 1.000 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
LA PÓLVORA Y EL PAPEL LLEGAN A OCCIDENTE 800 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
CONQUISTA EUROPEA DEL NUEVO MUNDO 500 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
CULTIVOS, ANIMALES Y ENFERMEDADES SE GLOBALIZA 400 años
REVOLUCIONES FRANCESA Y AMERICANA 250 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
ERA DE LOS IMPERIALISMO OCCIDENTALES 250 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
COMIENZA LA REVOLUCIÓN INDUSTRIAL 200 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
PRIMERAS VACUNAS 200 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
LA POBLACIÓN MUNDIAL SUPERA LOS 1000 MILLONES 180 años
FERROCARRIL, ELECTRICIDAD Y AUTOMOVILES 150 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
PRIMER VUELO CON MOTOR 100 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
GUERRAS MUNDIALES 80 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
DESCUBRIMIENTO DE LA ENERGÍA ATÓMICA 60 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
ERRADICACIÓN MUNDIAL DE LA VIRUELA 40 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
COLAPSO DE LA UNIÓN SOVIÉTICA 25 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
LA POBLACIÓN MUNDIAL SUPERA LOS 6000 MILLONES 10 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
CIENTÍFICOS PREDICEN LA SEXTA EXTINCIÓN EN MASA 5 años

Aún hoy, después de tanto avances científicos y progresos en la exploración del espacio,  el origen del universo sigue siendo mi misterio. Los astrónomos no pueden más que recurrir a diversas hipótesis. Según la teoría del Big Bang, el universo que se observa en la actualidad se habría formado hace diez mil o veinte mil millones de años, debido a una explosión que formó una “bola de fuego primigenia” en cuya composición entrarían protones, electrones, fotones y neutrones, a una temperatura extremadamente alta; más de un millón de grados. Este gas, en permanente expansión, sería el que, al condensarse, dio origen a las galaxias y, dentro de ellas, a las estrellas y los planetas.

Los astrónomos no se han puesto de acuerdo acerca de la duración de esta expansión: ¿será indefinida, o en algún momento se detendrá? Algunos sugieren que podría detenerse poco a poco. Otros predicen que a la detención le seguiría una contracción y toda la materia volvería, entonces, a su condensación inicial; luego se produciría otra explosión, y el ciclo recomenzaría. También hay quienes sostienen que el universo no tendría principio ni fin, y que permanecerá por siempre en el estado actual. No obstante, debido a que el universo no es estático y hay una creación continua de materia para reemplazar a las galaxias que se alejan, las dos primeras teorías se consideran más consistentes.

Una galaxia es un inmenso sistema conformado por billones de estrellas. Las hay de diversos tipos: irregulares, espirales, elipsoidales; la Vía Láctea, que nos contiene, es una galaxia espiral. Los centros de las galaxias suelen ser luminosos; y en varias de ellas hay indicios de que se hubieran producido explosiones.

Las galaxias forman “racimos” con distinto número de componentes: de una veintena a miles. La Vía Láctea forma parte de un grupo de veinticuatro miembros, denominado Grupo Local, en el cual la más importante es la galaxia de Andrómeda, que tiene el doble del tamaño de la nuestra. En torno a las estrellas, pueden apreciarse nubes de gas y polvo, a veces visibles como en el caso de la nebulosa de Orión. Son estas nubes las que, al condensarse, dan origen a las estrellas.

Imagen del Universo

Nuestro sistema solar está conformado por el Sol y ocho planetas que gravitan a su alrededor. Los planetas siguen órbitas que, casi en su totalidad, están situadas en el mismo plano; y todos se desplazan en torno al Sol en el mismo sentido. El tiempo que tardan en dar una vuelta constituye el año de cada planeta: Mercurio, el más cercano, demora tres meses terrestres. Además de los planetas, entre Marte y Júpiter circulan cuerpos pequeños, bloques de rocas cuyo diámetro no suele pasar los pocos kilómetros. Se cree que estos asteroides son los restos de un planeta que, o bien se fragmentó, o no llegó a formarse jamás.

En la periferia del sistema existen, además, una serie de cuerpos que no alcanzan la categoría de planeta, como es el caso de Pintón, “degradado” recientemente, además de otros, descubiertos en los últimos años gracias a los nuevos instrumentos de detección, como Eris, Sedna y Xena. Además hay cuerpos de menor tamaño, como los meteoros. Son rocas que, al entrar en la atmósfera terrestre, se inflaman por el roce del aire y se convierten en estrellas fugaces. Los cometas, por su parte, son bloques sólidos cuya materia comienza a evaporarse a medida que se aproximan al Sol, lo que genera su característica cabellera de gases. Vienen do muy lejos, de más allá de los límites del sistema solar; algunos son periódicos, como el cometa Halley, que se aproxima al Sol cada 75 años.

El trabajo del astrónomo ha variado mucho desde que se estudiaba el movimiento de los astros a simple vista. Los medios de observación actuales —radiotelescopios, receptores espaciales, telescopios ópticos— surgieron del aporte de disciplinas variadas, como la óptica, la mecánica de precisión, le electrónica. Tanto la recolección como la interpretación de datos ya no corren por cuenta de astrónomos individualistas, sino que surgen del trabajo coordinado de un equipo interdisciplinario.

El astrónomo nunca podrá recurrir a la comparación directa del objeto de estudio ni podrá ver por sí mismo la estructura de un astro ni visitar un agujero negro, por lo que constante” mente debe recurrir a la reformulación de sus modelos teóricos. Esto implica un alto grado de interacción de las diversas ciencias, lo que hace de la astronomía actual una disciplina dinámica y en constante evolución, que con el tiempo puede brindar los frutos más inesperados.

EVOLUCIÓN DEL COSMOS

Tiempo cero

Existen cuatro fuerzas unificadas: la fuerza de gravedad, que atrae a los cuerpos; la nuclear débil, que mantiene unidas las partículas subatómicas; la nuclear fuerte, que une los núcleos atómicos y la electromagnética, que atrae a las cargas positivas y negativas. La materia y la energía están concentradas en un pequeño volumen. La temperatura es superior a los 1.011 °C. Se produce una gran explosión o Big-Bang. A partir de allí, el Universo comienza a expandirse.
10-43 10-43segundos después del Big-Bang. La fuerza de gravedad se independiza del resto de las fuerzas. El Universo se visualizaría del tamaño de una uva.
10-35 10-35segundos después del Big-Bang. Se independiza la fuerza nuclear fuerte. Abundan los quarks, los electrones, los positrones y los neutrinos.
1 segundo 1 segundo después del Big-Bang. El electromagnetismo y la fuerza nuclear débil se separa.  Se fusionan las primeras partículas formando los protones y los neutrones.
1 minuto1 minuto después del Big-Bang. Se forman los núcleos de helio (He) y deuterio (H)
30 minutos30 minutos después del Big-Bang. Continúa la expansión, la temperatura del Universo baja a 3 . 108 °C.
4 . 105 años después del Big-Bang.Se forman átomos de hidrógeno (H) y sus isótopos y helio (He). Comienza a separarse la radiación de la materia: se liberan microondas, que se expanden en todas las direcciones.
106 años después del Big-Bang. Las nubes de gas (de hidrógeno y helio) se atraen por fuerzas gravitatorias. Aparecen las primeras galaxias y quasares. Se forman los primeros elementos químicos más pesados que el hidrógeno y el helio. Continúan la expansión y el enfriamiento.
109 años después del Big-Bang. Se origina la Vía Láctea, galaxia espiral en la cual se encuentra el Sistema Solar.
109 años después del Big-Bang. Se originan el Sol y los planetas (entre ellos la Tierra). En las estrellas se producen fusiones nucleares que dan origen a los restantes elementos.
109 años después del Big-Bang. Se forman las primeras moléculas orgánicas en a Tierra
Época actual. 15 . 109 años después del Big-Bang. Continúa la expansión. La temperatura de las radiaciones de microondas (descubiertas en 1965) es de apenas -270°C. Diámetro estimado del Universo actual: 30.000 millones de años luz (cada año luz equivale a 9,463 x 1012 Km.). El futuro del Universo es incierto. Algunas teorías estiman que seguirá expandiéndose, otras dicen que se contraerá y otras que ocurrirán ambas cosas alternativamente.

Fuente Consultada:
Grandes Inventos Que Cambiaron El Mundo Michael Spiers
Todo sobre nuestro mundo de Christopher LLoyd

 

La Energia Solar Como Alternativa a las Energias Convencionales

El Sol Como Fuente de Energía
Ejemplos de Uso Como Alternativa a las Energías Solares

EL SOL: Si bien el Sol, en cuanto objeto astronómico, no es más que una estrella promedio, relativamente débil y fría, para nosotros, habitantes de uno de sus satélites, resulta indispensable conocerlo en detalle, pero además nuestra ubicación privilegiada, nos brinda la posibilidad, a través suyo, de conocer muy bien una estrella y, en base a ello, construir y probar las teorías sobre la naturaleza de las estrellas en general.

Lo que sucede en el Sol concierne a mucha gente y no sólo a los astrónomos. Las erupciones solares pueden callar las comunicaciones de radio de largo rango, interrumpir sistemas de potencia y cambiar las órbitas de los satélites.

Muchas actividades espaciales y terrestres requieren un buen conocimiento de las condiciones presentes en el Sol y de su comportamiento en el futuro. Hasta se ha desarrollado una organización internacional para monitorear la actividad solar de hora en hora y transmitir informes a todo el mundo.

Durante los últimos años se han acumulado pruebas que indican claramente que el ritmo intenso a que se están quemando los combustibles fósiles está contaminando seriamente la atmósfera de la Tierra con su principal producto de combustión el anhídrido carbónico.

Los efectos a largo plazo de tal contaminación podrían conducir a cambios ecológicos y climatológicos de mucha importancia, puesto que el anhídrido carbónico es uno de los gases más importantes en la regulación térmica de la atmósfera. Del mismo modo, a menudo se ha expresado la preocupación de que la eliminación de los productos de desecho de las reacciones de fisión, que son fuertemente radiactivos y mortales, constituyan una dificultad para el amplio desarrollo de estas fuentes de energía.

La mayor fuente de energía, no del todo aprovechada, es la energía de la radiación solar que cae sobre la Tierra. Muchos expertos la consideran como una fuente de energía a largo plazo a la cual el hombre, al final, tendrá que recurrir; en la actualidad es una fuente de energía potencial cuya explotación será más bien problemática en el orden tecnológico que en el de la abundancia.

Los métodos que aprovechan la energía solar se fundamentan en dos principios importantes: concentración de los rayos solares en un punto por medio de espejos parabólicos y absorción de los rayos solares por medio de superficies absorbentes, que suelen ser grandes placas ennegrecidas.

Los hornos solares funcionan por medio de un espejo; el más importante es el instalado en Mont Louis, en Francia, que tiene 11 metros de diámetro; en su foco se han logrado temperaturas de 3.000 ºC, lo que ha permitido la fusión de materiales muy refractarios. Existen instalaciones semejantes en Argel y en California. Los denominados motores solares actúan a partir de espejos parabólicos.

En Los Angeles existe un motor solar que consta de un espejo de 10 metros de diámetro y produce vapor a 12 atmósferas que acciona un alternador, lo mismo que en las centrales térmicas. En Egipto se han instalado motores solares para accionar bombas de riego. Algunos de estos motores solares funcionan por medio de placas planas, pues lo que se necesita no es mucha temperatura, sino mucha cantidad de calor repartida en una gran superficie; con ellos, en Italia, se vaporiza anhídrido sulfuroso.

También las necesidades más ordinarias en la vida del hombre, y no únicamente los fines técnicos, han creado medios para aprovechar la energía solar. Tal vez el más curioso fue el instalado en Monte Wilson a base de un espejo accionado por un aparato de relojería en cuyo foco había un tubo ennegrecido por el interior del cual circulaba aceite de un termosifón que alimentaba un recipiente de 200 litros. La temperatura lograda fue de 1750º.

En la India se montan hornillos de uso doméstico en una especie de espejo parabólico orientado de cara al Sol, en cuyo foco se dispone la olla que se quiere calentar. Sin gasto alguno de combustible se obtienen resultados como si se tratara de una cocina eléctrica de 300 vatios.

Sin embargo, los estudios más recientes se aplican al uso de la energía solar en la calefacción doméstica. El tejado se recubre con hojas de metal ennegrecido, encima de las cuales va dispuesto un haz tubular, llamado base, y los puntos en que se apoyan, insolador, por el que circula agua calentada por el sol entre los tubos y un depósito del que parten las conducciones para la distribución del agua por la casa. A veces se usan colectores verticales situados en la fachada de mediodía.

Otros usos más peculiares son los de destilación de agua, muy útil para países como Túnez y Argelia, donde se han instalado aparatos similares a los construidos en Mónaco por J. Richard. Constan de madera ennegrecida y vidrio delgado, que pueden dar 3,5 litros de agua destilada por metro cuadrado y por día en junio y 0,5 en diciembre.

En Turquestán se han instalado aparatos para refrigerar enviando los rayos concentrados del Sol hacia un frigorífico de amoníaco. Con estos sistemas se han logrado temperaturas de 60 bajo cero.

Aprovechando el principio físico de las corrientes de convección, debidas a diferencias de densidad, ocasionadas, en este caso, por las diversas temperaturas existentes en los dos conductos de aceite que parten del depósito superior, se puede lograr un transporte de ca. br desde los espejos exteriores, calentados por el sol, al interior de las habitaciones.

El Sistema Solar Para Niños Planetas, Medidas y Caracteristicas

EL SISTEMA SOLAR PARA NIÑOS: PLANETAS, MEDIDAS, DISTANCIAS Y CARACTERÍSTICAS

sistema solar para niños

Se Utiliza Tecnología Flash, Puede No Verse en Celulares

Todos los días escuchamos noticias sobre viajes en al espacio, naves que estudian nuestro sistema solar y telescopios que flotan en el medio de “la nada”, pero muy pocos tienen noción exacta de lo que eso significa. Es para nosotros muy natural pensar que nuestro Sol es el centro, y que existe una fuerza de atracción sobre los nueve planetas que los mantiene girando alrededor del mismo desde hace millones de años.

Pero la totalidad de nuestro sistema solar,  ocupa sólo una pequeña parte en la vastedad del espacio; es, en realidad, nada más que una mínima porción de las miles de millones de estrellas que forman lo que se denomina la Galaxia, un poderoso universo de estrellas, que parecen estar ordenadas en una espiral gigantesca. Y, nuestro Sol, que no es de ninguna manera el cuerpo celeste más grande de ella, está situado junto con su cortejo de planetas, incluyendo nuestra propia Tierra, hacia fuera de la espiral, como la figura de abajo.

galaxia via lactea

Su posición no es fija, pues todo el Sistema Solar también se mueve, de tal manera que si pudiéramos observar el Sol desde una nave espacial muy lejana, observaríamos  un fenómeno muy interesante. Como nuestra Tierra da una vuelta completa alrededor del Sol y el Sol mismo también está en movimiento, la Tierra sigue en realidad un camino en forma de espiral. Al mismo tiempo, la Luna da vueltas alrededor de la Tierra, de manera que también se desplaza en forma de espiral alrededor de otra espiral.

Cuando hablamos de ir al espacio, estamos refiriéndonos, en realidad, al hecho de tratar de descubrir algo más sobre nuestro Sistema Solar. Ya se ha dicho suficientemente que éste no es más que un minúsculo fragmento del inconmensurable universo. Tiene nueve planetas, aunque Plutón es tan pequeño que muchos astrónomos no lo tienen en cuenta como un planeta, incluyendo la Tierra; las respectivas medidas se muestran comparativamente en la animación superior (pasando tu mouse sobre cada planeta).

Si pudiéramos dar 40 vueltas alrededor del ecuador, viajaríamos aproximadamente 1.800.000 km.; pero la distancia desde Plutón al Sol no es de 40 veces la vuelta a nuestro mundo, sino de aproximadamente 150.000 veces. Si vastas son estas distancias, aún son cortas comparadas con la distancia a las “estrellas”, como se denomina a los cuerpos celestes que están fuera de nuestro Sistema Solar.

PLANETAS: Los planetas, incluyendo la Tierra, se mueven describiendo aproximadamente elipses; éstas son circunferencias levemente alargadas y, en lugar de tener un centro, tienen dos puntos llamados “focos”; el Sol está situado en un foco y no hay nada especial en el otro.

Los planetas no se mueven con velocidad fija; al aproximarse al Sol, apresuran su marcha y cuando se alejan, la aminoran. Cuanto más lejos está un planeta del Sol, más grande es su trayectoria elíptica, más lentamente se mueve y más prolongado es su año, o sea el tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol. Estas leyes hacen imposible el cálculo muy anticipado de las posiciones y movimientos de los planetas.

Partiendo del Sol, el orden de su sistema planetario es el siguiente: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, un anillo de planetas menores llamados planetoides o asteroides, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón. Alrededor de todos ellos, excepto Mercurio, Venus y quizás Plutón, se mueven satélites o lunas. La mayoría de los cometas también pertenecen al Sistema Solar, giran alrededor del Sol, describiendo amplias elipses alargadas e interceptan el paso de los planetas. Sus movimientos y el de los satélites también se adaptan a las leyes de Kepler.

 Una Imagen Grande del Gran Sistema Solar

DISTANCIAS EN EL UNIVERSO:
La Velocidad de la Luz, y el Año-Luz

Es imposible para la mente humana poder entender o imaginar lo enorme que resulta ser el universo, en donde cualquier unidad de medida utilizada diariamente como el kilómetro no alcanza para poder expresar en números las distancias. Para salvar este inconveniente los astrónomos utilizan una medida conocida como año-luz, y que significa o es igual a la distancia que recorre la luz en un año.

La luz viaja a 300.000 Km/seg., para que tengas noción de cuánto es esa velocidad,  podemos decir que dá la vuelta a nuestro planeta 8 veces en 1 segundo, mientras que a cualquier avión por más veloz que sea,  demorá varias horas en dar solo una vuelta.

Para determinar cuánto vales un año-luz, se debe calclar cuántos segundo tiene un año y multiplicar ese tiempo por los 300.000 Km. que recorre la luz por segundo.

365 dias x 24 horas x 60 minutos x 60 segundo=31.536.000 segundos.

31.536.000 seg. por 300.000 Km. = 9.460.000.000.000 Km.

Un cohete a esa velocidad podría llegar a Plutón , el planeta mas lejano del sistema solar en solo 12 o 13 horas, pero a la humanidad llevó mas de 30 años alcanzar esos bordes del sistema, con las naves Voyager I y Voyager II.

UN DIARIO DE LA ÉPOCA:
LA NACIÓN – Domingo 23, agosto 1981
VOYAGER II, CERCA DE SATURNO

PASADENA, 22 (AP).- La nave espacial Voyager II comienza un crucero por las vecindades de Saturno, gigantesco mundo de arremolinadas nubes, rodeado por centellantes anillos, que gira acompañado de varias lunas.

El navío, que se desplaza a casi mil seiscientos millones de kilómetros de la Tierra, en un viaje que comenzó hace cuatro años, sigue la ruta prevista y “se comportaba muy bien”, dijo Esker Davis, a cargo del proyecto, en una conferencia de prensa en el laboratorio que controla la misión.

“Esperamos obtener una visión muv clara de Saturno durante estos exDerimentos”, confió el eminente científico Edward Stone. La nave espacial sigue la ruta de la aeronave gemela Voyager I, que en noviembre asombró a los científicos con sus fotos del planeta de los anillos.

El plan de vuelo del Voyager II fue ajustado a fin de obtener una imagen más cercana de los misterios del planeta, especialmente de su aparentemente indefinida colección de delgados anillos —dos de los cuales parecen estar entrelazados— que conforman la serie de los siete anillos mayores.

Cuando el Voyager II cruce los cielos de Saturno, el martes por la noche, se acercará al planeta 24 000 kilómetros más que su predecesor Voyager I.

El primer encuentro cercano con el planeta tuvo lugar hoy cuando las once cámaras y demás instrumentos de la nave examinaron a Japetus, la luna de dos tonos, a una distancia de casi 900 000 kilómetros.

La nave pasará cerca de otras cuatro lunas en su camino hacia el planeta, dejará atrás otras dos y pasará cerca de la novena luna, Febe, el 4 de setiembre.

Se cree que el planeta tiene por lo menos 17 lunas.

Después de pasar por Saturno, el Voyager II seguirá hacia el ansiado encuentro con Urano, en enero de 1986, y más tarde, en 1989, con Neptuno.

Algunas Distancias:

Distancia de la Tierra a la Luna: 384.000 km.

De la Tierra al Sol: 148,8 millones de Km.

Del Sol a la estrella más próxima, la Alfa Centauri: 4,2 años luz

Del Sol al centro de la Galaxia Vía Láctea: 25.000-30.000 años luz

Diámetro de la Galaxia Vía Láctea: 100.000 años luz

De las galaxias más cercanas a la Galaxia Vía Láctea:

De la Galaxia Vía Láctea a Maffei I (la galaxia más lejana del Grupo Local): 3,3 millones de años luz

Diámetro de Maffei: 100.000 años luz

Pequeña Nube de Magallanes: 196.000 años luz

Gran Nube de Magallanes: 210.000 años luz

Galaxias exteriores:

Galaxia Andrómeda: 2,2 millones de años luz

Galaxia Vórtice: 37 millones de años luz

Galaxia Carretel:500 millones de años luz

Galaxias más lejanas identificadas: Más de 10.000 millones de años luz

Objetos más lejanos visibles (galaxias, quásares): 15.000 millones a 20.000 millones de años luz

Diámetro estimado del universo: 1,5 millardos de años luz

CURIOSIDADES DEL SISTEMA SOLAR:

Desde la Luna, la Tierra presenta una superficie 14 veces mayor que la de nuestro satélite en el cielo celeste.

el sistema solar para niños: planeta tierra

El planeta Neptuno gravita tan lejos del Sol que, desde el año en que fue descubierto (1846), aún no ha dado una vuelta completa en torno del mismo.

neptuno, para niños

Vista desde la Luna, la Tierra también presenta un ciclo de fases. Pero estas fases son exactamente contrarias a las que ofrece la Luna en el mismo instante al observador terrestre. Así, cuando aquí tenemos Luna nueva, en la Luna se tiene Tierra llena; al cuarto creciente de la Luna, corresponde el cuarto menguante de la Tierra, etc.

Febe. Éste es el nombre de Artemisa, como diosa de la Luna, en la mitología griega. También es el nombre del satélite más lejano de los que tiene Saturno.

Ganímedes, el tercer satélite de Júpiter, es, hasta ahora, el mayor de todos los satélites del sistema solar.

Gamínides satelite de jupiter

En la Luna, basta con dar unos pasos entre el suelo expuesto al Sol y uno a la sombra, para pasar de un terreno tórrido a uno gélido como el suelo siberiano.

Un planeta enigmático: la órbita del planeta Plutón penetra en el interior de la órbita de Neptuno.

Pluton

Dos planetas caprichosos: Venus y Urano. Ambos tienen rotación retrógrada; es decir, rotan en sentido opuesto a los demás planetas.

Los astrónomos calculan que hay dos millones de cometas en el sistema solar.

cometa en el sistema solar

Las rocas lunares traídas por los astronautas del “programa Apolo” son extremadamente ricas en titanio. Los terrícolas usamos el titanio para la construcción de aviones, cohetes y piezas de proyectiles, por ser un metal liviano, fuerte y resistente a la corrosión.

Alrededor de 24 000 000 de meteoritos penetran en el interior de nuestra atmósfera en un solo día. La mayor parte de ellos se consumen rápidamente por combustión. Los más brillantes desaparecen a una altura de 64 kilómetros. Únicamente unos cuantos centenares de ellos llegan a golpear la superficie terrestre.

El mayor meteorito encontrado sobre la Tierra fue el que cayó en Hoba West (África del Sudoeste); pesaba 60 toneladas.

gran meteorito

Una lluvia de estrellas, o lluvia meteórica, está compuesta por millares de meteoritos.

lluvia de meteoritos

LOS NOMBRES DE  LOS PLANETAS EN LA MITOLOGÍA
Mercurio: Mercurio era el protector de pies alados de los mercaderes y viajeros, así como también el mensajero de Júpiter.

Venus: Venus, la diosa romana del amor, era proclive a ataques de furia y celos. Cierta vez hizo que las mujeres de una isla apestaran tanto que sus esposos las abandonaron.

Marte: Marte, el dios romano de la guerra y la agricultura, fue el progenitor de Rómulo y Remo, los míticos fundadores de Roma.

Júpiter: Júpiter era el pródigo rey romano de dioses y diosas. Parece tener sentido que el planeta más grande reciba su nombre.

Saturno: Saturno era un titán (los titanes precedieron a los dioses) destronado por Júpiter. Algunas veces se lo asociaba al submundo y, hacia fines de año, en su festival se invertía el orden social: los esclavos ordenaban a sus patrones y los súbditos eran servidos.

Urano: Urano era un dios antiguo, aun para los romanos. Se le asigna el aporte de la civilización y la cultura al mundo, y era un gran astrónomo.

Neptuno: El dios romano Neptuno gobernaba el mundo submarino, las profundidades de lagos, lagunas y estanques. Era famoso por secar los ríos cuando se enfurecía. Era uno de los dioses más poderosos y el que más hijos tuvo.

Plutón: También conocido como Hades, Plutón era el siniestro dios de la muerte y el submundo. El nombre Hades significaba “el invisible”, y rara vez se pronunciaba en voz alta. Solían referirse a él como Plutón, o Pluto, que significaba el rico. Plutón parece el nombre adecuado para este amenazador y poco comprendido planeta.

¿Cómo comenzó el universo?
La idea más conocida sobre la creación del universo es la llamada teoría del big bang. Se basa en las ideas de muchos científicos, especialmente Edwin Hubble, un famoso astrónomo del siglo XX. La teoría del big bang alega que el universo fue creado por un surgimiento masivo de energía y materia hace unos 10 a 20 millardos de años. El big bang formó gases y partículas celestes… y todo lo que existe. Esta teoría también afirma que el universo continúa expandiéndose, que todos los cuerpos celestes -galaxias, estrellas y planetas, para nombrar sólo algunos- están constantemente alejándose unos de otros.

CÓMO INFLAR EL UNIVERSO: Hagamos la siguiente prueba para visualizar el universo como lo ven los astrónomos. Tomemos un globo desinflado y dibujémosle pequeñas estrellas con un marcador. Las estrellas representan las galaxias. Identifiquemos a alguna como la Vía Láctea, nuestra galaxia. Ahora, inflemos el globo. El globo que toma mayor tamaño es similar al universo en expansión. Podemos ver cómo las estrellas se separan, de una manera parecida a cómo se distancian las galaxias. El aire dentro del globo representa el pasado; la superficie del globo representa el presente y el aire alrededor del globo representa el futuro.

¿De qué están hechas las estrellas?
Las estrellas están hechas principalmente de hidrógeno y helio, junto con pequeñas cantidades de calcio, hierro y óxido de titanio. Las proporciones de estos elementos difieren de estrella en estrella. Los astrónomos pueden determinar los elementos que constituyen una estrella, y sus proporciones, estudiando las diferentes longitudes de onda de la radiación electromagnética de una estrella.

¿Cuánto brillo tienen las estrellas?
Existen tres formas de considerar el brillo de una estrella. Podemos hablar de la magnitud aparente de una estrella, o del brillo que parece tener al mirarla. Sabemos, no obstante, que las estrellas más cercanas a la Tierra parecen más brillantes que las que se encuentran alejadas, a pesar de que no sean en realidad más brillantes. Bien, los astrónomos también hablan de la magnitud absoluta de las estrellas, o sea del brillo de una estrella si el observador se encontrara a 10 parsecs de distancia. La tercera manera de medir el brillo de una estrella se llama luminosidad. La luminosidad es una medida de la cantidad de energía que emite una estrella en comparación con nuestro Sol.

EL BRILLO DE LAS ESTRELLAS: Las estrellas parecen más tenues o brillantes según su tamaño y distancia de la Tierra. Comprobemos el efecto de estos factores probando este experimento.

Equipo
linterna
un trozo de papel
un trozo de lámina de aluminio
1. Recortemos un agujero del tamaño de una pequeña moneda en la lámina de aluminio. Conservemos la lámina con el agujero para usarla más adelante.
2. Pongamos el papel sobre el piso de un cuarto oscuro.
3. Alumbremos con la linterna sobre el papel desde una distancia de unos 62 cm (2 pies). Observemos el brillo de la luz sobre el papel.
4. Alumbremos con la linterna sobre el mismo papel a una distancia de 31 cm (12 pulgadas). Observemos que el brillo es mayor. 5. Cubramos la linterna con la lámina de modo que la luz atraviese el agujero. Alumbremos el papel desde la altura de 31 cm (12 pulgadas). La luz será aún más brillante.
Hemos probado los efectos de la distancia y el tamaño en el brillo de la luz. Quizá podamos ahora comprender más claramente la razón por la cual los astrónomos usan dos medidas diferentes para registrar el brillo de una estrella: las magnitudes aparente y absoluta. La magnitud aparente es el brillo que parece tener una estrella vista desde la Tierra. La magnitud absoluta es el brillo de las estrellas si todas estuvieran a la misma distancia (10 parsecs) de la Tierra.

¿De qué está hecho el Sol?
Como otras estrellas, el Sol está compuesto principalmente de gases. Alrededor del 70 por ciento del gas es hidrógeno y el 25 por ciento es helio. Igual que las demás estrellas, el hidrógeno del Sol produce energía convirtiéndose en helio a través del proceso de fusión termonuclear. Vemos la energía del Sol en forma de luz solar y la sentimos como calor.
medio comparado con otra.

¿Qué tamaño tiene el Sol?
El Sol mide 1.392.000 kilómetros (865.000 millas) de diámetro. Necesitaríamos más de 1,3 millones de planetas del tamaño de la Tierra para llenar el Sol. En una balanza, el Sol pesaría casi 333.000 veces más que la Tierra; su masa es de 2 x 10 (potencia 27) toneladas.

¿El sol tiene diferentes capas, como la Tierra?
En el centro del Sol está su núcleo, donde el hidrógeno se transforma en helio, creando energía. Se calcula que el núcleo tiene unos 450.000 kilómetros (280.000 millas) de diámetro. La capa que le sigue al núcleo hacia afuera es la capa de radiación, de más de 278.000 kilómetros (167.000 millas) de espesor; luego la capa de convección, de alrededor de 200.000 kilómetros (125.000 millas) de profundidad; y luego la fotosfera, de 300-500 kilómetros (190 millas) de espesor, que es la que vemos como superficie del Sol. La atmosfera solar está formada por la cromosfera, cerca de la superficie y corona exterior.

¿Qué temperatura tiene el Sol?
La temperatura del núcleo puede registrar hasta 15 millones de °K (15 millones de °C/27 millones de °F), que es 1,5 veces más calor que el emitido en la explosión de una bomba nuclear. Si bien la superficie es mucho más fría ,apenas 5.800°K (6.000°C/10.000°F) es aun unas veinte veces más caliente que la temperatura a la que se quema el papel.

¡NO SE DEBE MIRAR EL SOL DIRECTAMENTE!
Es tan tentador mirar el Sol durante un eclipse, especialmente cuando todo el mundo nos dice que no lo hagamos. El hecho es que hacerlo puede dañarnos los ojos. A continuación proponemos una manera alternativa para mirar un eclipse sin que se nos lastimen los ojos.
Equipo
una caja de cartón con tapa
un alfiler
tijeras
1. Pinchemos un agujero en la parte superior de la caja con el alfiler. Hagamos un agujero por donde mirar en uno de los extremos de la caja.
2. Salgamos al exterior. Levantemos la caja a la altura de nuestros ojos y movámosla hasta que el Sol entre directamente a través del agujero hecho con el alfiler. La imagen del Sol debería aparecer en la parte inferior de la caja.
3. Durante el eclipse, observemos la imagen del Sol mientras la Luna cruza por delante de la estrella.Veremos el eclipse en el momento en que se produce.

¿De dónde salió el satélite de la Tierra?
Existen muchas teorías acerca de cómo llegó a tener un satélite la Tierra. La más popular afirma que hubo un inmenso asteroide -quizás el mismo que se piensa que inclinó el eje de la Tierra- que chocó contra nuestro planeta y arrojó una masa de desechos que quedaron girando dispersos en forma de anillo alrededor del planeta. Con el tiempo, los desechos se aglutinaron formando la Luna. Al principio la Luna estaba mucho más cerca de la Tierra, pero gradualmente llegó a la órbita actual.

EL HOMBRE DE LA LUNA
Casi todos hemos visto al hombre de la Luna. Su rostro luminoso y benigno brilla sobre la Tierra aproximadamente en la época de la luna llena. Pero no está allí en la realidad. Esta demostración les mostrará lo que sucede.
Equipo
aproximadamente siete fichas de dominó, o cajas de fósforos, u objetos pequeños cualesquiera que se puedan parar sobre una mesa una linterna

  1. Pongamos las fichas de dominó sobre la mesa formando una cara: dos ojos, una nariz y una boca.
  2. Oscurezcamos el cuarto. Alumbremos las fichas con la linterna desde arriba y en dirección oblicua. Observa cómo las sombras sobre la mesa forman un rostro espectral.

La superficie de la Luna tiene montañas, abismos y cráteres, que arrojan sombras cuando les da la luz del Sol. Parecen dibujar una cara porque las personas tendemos a reconocer objetos familiares en las sombras comunes y corrientes, como cuando vemos barcos, monstruos y castillos mirando las nubes.

Ver una Imagen Grande Del Sistema Solar

El Origen del Planeta Tierra

Fuente Consultada:
El espacio asombroso Ann-Jeanette Campbell
Dimension 2007 Para 7° Grado Edit. Kapelusz

El planeta sedna, Características y datos, Distancia y medidas

OPINION CIENTIFICA –1

Sedna: el décimo planeta en el Sistema Solar

Aunque es más pequeño que Plutón, es el cuerpo más grande en órbita alrededor del Sol identificado desde el descubrimiento de Plutón, en 1930. Existe discusión entre los astrónomos si, por su pequeño tamaño, tendrá o no status de planeta…o será solamente un planetoide.

planeta sedna

Planeta Sedna, N°:10 del sistema solar

Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno, Plutón… ¡y Sedna!… Sí, porque entre los astrónomos ya se hizo oficial el descubrimiento del décimo planeta del Sistema Solar, el cuerpo celeste más lejano al Sol y de un tamaño muy similar a Plutón.

Está tan lejos del Sol que es el más frío del Sistema Solar. De hecho, su temperatura nunca sobrepasa los -240º C. Pero es el cuerpo celeste más importante y más grande en órbita alrededor del Sol identificado desde el descubrimiento de Plutón, en 1930.

¿Cómo se hizo posible la confirmación de este nuevo planeta?… El equipo encabezado por el investigador Mike Browne, del California Institute of Technology (Caltech) lo detectó por primera vez el 14 de noviembre del 2003, con la ayuda del telescopio Samuel Oschin, en el Observatorio Palomar de Caltech, cerca de San Diego, en California. Con el correr de los días, los telescopios de Chile, España, Arizona y Hawai confirmaron la existencia de Sedna. También lo hizo el nuevo telescopio infrarrojo espacial Spitzer, de la NASA.

Michael Brown dijo que era tanta la distancia de Sedna con respecto al sol, que desde el nuevo planeta se podría tapar el sol con la cabeza de un alfiler.

Más acerca de Sedna

Este nuevo planeta fue bautizado como Sedna en honor a la diosa del mar entre los pueblos inuit, habitantes esquimales del Norte de Canadá y Groenlandia, dama de las profundidades del mar y de las emociones humanas.

Según el pueblo inuit, la diosa Sedna dio origen a las criaturas marinas desde una cueva congelada que ocupa en el fondo del océano.

Sedna se encuentra aproximadamente a 12.800 millones de kilómetros de la Tierra y su tamaño parece ser tres cuartas partes el de Plutón. Es seis veces más pequeño que la Tierra.

Posee un diámetro de unos 2.000 kilómetros y una superficie recubierta de hielo y roca, y debido a su dimensión pequeña, algunos científicos expresaron sus dudas a que pueda ser considerado un planeta más. Y es que – dicen – tal vez sería más correcto hablar de un “planetoide”.

Sedna es más rojo que cualquier otro cuerpo del Sistema Solar, con la excepción de Marte, y sigue una órbita muy elíptica, que en su punto más alejado lo sitúa a unos 135.000 millones de kilómetros del Sol, una distancia equivalente a 900 veces la existente entre el Sol y nuestro planeta, por lo cual tarda 10.500 años terrestres! en completar una sola órbita.

Para tener una idea, Plutón, el noveno planeta del Sistema Solar, y hasta ahora el último, tiene un diámetro de dos mil kilómetros y se encuentra a 6 mil millones de kilómetros de la Tierra.

Los primeros cálculos sugieren que Sedna se encuentra ubicado exactamente en una región del espacio llamada Cinturón de Kuiper. Éste posee cientos de objetos conocidos y los astrónomos creen que aún existen muchos otros esperando ser encontrados.

La mayoría son pequeños mundos de roca y hielo, aunque algunos también podrían ser tanto o más grandes que Plutón. La importancia de Sedna radica específicamente en que es el primero de este tipo de mundos que mantiene una órbita regular, ya que otros objetos similares son menos estables.

¿Qué viene ahora?…Intentar determinar si Sedna posee algún grado de atmósfera. Además, los científicos usarán el Hubble para descubrir por qué posee el tono rojizo más brillante después de Marte.

OPINION CIENTIFICA -2-

Sedna no es el décimo planeta del sistema solar. Numerosos medios de comunicación han cometido varios errores a la hora de describir el último descubrimiento de la NASA.

Entre otras cosas Sedna, un planetoide descubierto por astrónomos del Instituto Tecnológico de California ( Caltech) en cooperación con la NASA, no es un planeta ni tampoco, como se ha dicho, forma parte del cinturón de Kuiper.

El mismo equipo descubrió hace unos días otro planetoide, denominado 2004DW , y este si que forma parte del cinturón de Kuiper. De hecho, por su tamaño de 1600 km de diámetro, su descubrimiento habría sido una gran noticia sino fuera porque Sedna, a pesar de ser de un tamaño similar , tiene la particularidad de ser el primer planetoide situado más allá del cinturón de Kuiper, en una zona que hasta ahora era sólo intuida por la teoría y que se conoce como Nube de Oort.

Sedna está a más del doble de distancia que los objetos más lejanos de nuestro sistema conocidos hasta ahora y tres veces más lejos que Plutón. Por eso es noticia.

En nuestro sistema conocemos el cinturón de asteroides que se encuentra entre Marte y Júpiter, y un cinturón similar llamado Cinturón de Kuiper que se encuentra más allá de Plutón. De echo muchos astrónomos consideran que Plutón no es en realidad un planeta sino uno de los objetos que forman el Cinturón de Kuiper, ya que su tamaño es relativamente pequeño, su órbita es demasiado inclinada y a diferencia de los demás planetas sigue una trayectoría que hace que en ocasiones no sea el más alejado de la Tierra. Sedna es aún más pequeño que Plutón, su órbita también es muy inclinada, y su trayectoria es tan parabólica que sólo lo hemos detectado por casualidad, ya que dentro de unos 70 años volverá a alejarse de nuevo para no regresar y ser visible en las mismas condiciones en los próximos 10,500 años.

Ningún astrónomo calificaría a Sedna como planeta, y muchos dudan que Plutón lo sea, así que difícilmente se puede afirmar que Sedna es el décimo planeta de nuestro sistema. Se trata sólo de una exageración periodística.

Algunos Datos Sobre el Sistema Solar…

– El Sistema Solar está formado por una estrella central, el Sol, los cuerpos que le acompañan y el espacio que queda entre ellos.

– El Sol contiene el 99.85% de toda la materia en el Sistema Solar. Los planetas, los cuales están condensados del mismo material del que está formado el Sol, contienen sólo el 0.135% de la masa del sistema solar.

– Júpiter contiene más de dos veces la materia de todos los otros planetas juntos. Los satélites de los planetas, cometas, asteroides, meteoroides y el medio interplanetario constituyen el restante 0.015%.

– Los planetas terrestres son los cuatro más internos en el Sistema Solar: Mercurio, Venus, Tierra y Marte. Éstos son llamados terrestres porque tienen una superficie rocosa compacta, como la de la Tierra.

– Los planetas Venus, Tierra y Marte tienen atmósferas significantes, mientras que Mercurio casi no tiene.

– A Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno se les conoce como los planetas Jovianos (relativos a Júpiter), puesto que son gigantescos comparados con la Tierra, y tienen naturaleza gaseosa como la de Júpiter. También son llamados los gigantes de gas, sin embargo, algunos de ellos tienen el centro sólido.

– Los asteroides son rocas más pequeñas que también giran, la mayoría entre Marte y Júpiter. Además, están los cometas que se acercan y se alejan mucho del Sol. Por su parte, los meteoritos son fragmentos de tierra extraterrestre que se encienden y se desintegran cuando entran a la atmósfera.

Los Planetas del Sistema Solar Su Trayectoria, Datos y Caracteristicas

Los Planetas del Sistema Solar
Trayectoria, Datos y Características

LOS PLANETAS DEL SISTEMA SOLAR: El sistema solar consta de nueve planetas. A todos ellos, excepto Mercurio y Venus, los acompañan satélites en número variable, desde la Tierra, que solamente tiene uno (la Luna), hasta Júpiter, alrededor del cual giran once. Entre Marte y Júpiter hay multitud de pequeños cuerpos, cuyo número sobrepasa los dos millares.

1-Planeta Mercurio

2-Planeta Venus

3-Planeta Tierra

4-Planeta Marte

5-Planeta Júpiter

6-Planeta Saturno

7-Planeta Urano

8-Planeta Nepturno

9-Planeta Plutón

Ver Tambien: Sistema Solar Para Niños de Primaria

Además de la Tierra, los planetas se dividen en dos grupos claramente diferenciados. Mercurio, Venus y Marte tienen masas pequeñas, densidades elevadas, velocidades de rotación lentas y carecen casi de satélites. Los restantes, separados por la zona de los asteroides, tienen grandes masas, densidades bajas, altas velocidades de rotación y gran número de satélites.

La excentricidad orbital de los planetas aumenta de manera inversa a su diámetro: en los más grandes alcanza algunas centésimas y crece notablemente para los pequeños. En conjunto, la masa de los planetas es 700 veces inferior a la del sol. En cada uno de ellos, salvo la Tierra, la masa de sus satélites es unas 6.000 veces inferior a la del planeta; como ocurre con Júpiter, por ejemplo.

planetas del sistema solar

Es importante ante todo aclarar que lo comentarios hechos en esta página pueden ir cambiando pues la evolución tecnológica de los sistemas para detectar propiedades de los planetas varias de una forma exponencial, y día a día las opiniones, interpretaciones y confirmaciones van cambiando de postura y lo que hoy parece ser verdad mañana puede transformarse en otra distinta. Piense que la NASA recibe miles de fotos diarias de las distintas misiones no tripuladas al espacio exterior. Inclusive la calidad de la resolución de las mismas aumenta notablemente lográndose día a día nuevos descubrimientos y a la vez naciendo nuevos enigmas o desafíos.

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PLANETA MERCURIO

planetasPlaneta Mercurio: El pequeño y rocoso planeta Mercurio tiene el nombre del veloz mensajero de los dioses romanos, por su rápido paso a través del cielo, visto desde la Tierra. Está tan cerca del Sol que sufre las mayores diferencias de temperatura entre el día y la noche de todos los planetas, que puede ser de 600ºC de diferencia entre el día y la noche. Por esa proximidad y reducida órbita aparente, verlo a simple vista resulta difícil. Solamente es posible observarlo momentos antes de comenzar y finalizar el día

Eso también es debido a que gira muy lentamente, teniendo un día en Mercurio la duración de 176 días en la Tierra y un año en Mercurio 88 días terrestres. Es decir, en Mercurio los años pasan más rápidamente que los días. Al estar más cerca al Sol que la Tierra, Mercurio sólo puede ser visto desde la Tierra en los crepúsculos (antes del amanecer y justo después de la puesta del Sol).

De su movimiento de traslación alrededor del Sol surgen irregularidades que se apartan de las leyes kleperianas y neutonianas. Algunos astrónomos fundaron la explicación de aquéllas en la posible existencia de un planeta inferior, es decir, de órbita en el interior de Mercurio, ya que desde el siglo XVII se había constatado que los pasos de este planeta frente al astro solar no coincidían con las horas calculadas; es más: se establecían diferencias que alcanzaban a varios minutos. Hoy se ha constatado que dichos pasos pueden producirse sin que haya un planeta intramercurial.

MERCURIO
El planeta más próximo al Sol.
Satélites: ninguno
Distancia media al Sol: 57.870.000 Km.
Diámetro: 4.850 Km.
Duración de la traslación: 57 Km./seg. en el afelio
Distancia máxima a la Tierra: 220 millones de Km.
Volumen: 0,6 el de la Tierra
Período de rotación (día): 88 días

CURIOSIDAD: MERCURIO EL DIOS DEL COMERCIO
Mercurio es el nombre latino de Hermes, hijo de Zeus y de Maya. Es el dios del comercio, de los ladrones y de cuantos se dedicaban a las artes liberales. Recién nacido le robó el carcaj a Eros, la espada a Ares, el tridente a Artemisa, el ceñidor a Afrodita y el cetro a Zeus, a quien también quiso robarle el rayo, pero se quemó y huyó sin lograrlo. Por todos estos delitos fue arrojado del Olimpo. Se dedicó entonces al pastoreo en Tesalia, donde le robó a Apolo los rebaños del rey Admeto. Luego se hizo amigo de Apolo, a quien le regaló una varilla con dos serpientes entrelazadas -el caduceo-que tenía la virtud de reconciliar a los enemigos; de éste, en cambio, recibió la lira. Perfeccionó el comercio e inventó los pesos y medidas. Zeus, finalmente, lo perdonó. Se lo representaba como un hombre jovial, cubierto con un manto y un bonete, con alas en los talones. Como dios protector del comercio su figura era la de un gallo, símbolo de la vigilancia. ‘Aparece, por último, como enviado de los dioses en un sinnúmero de leyendas.

ALGUNAS CARACTERÍSTICAS DE MERCURIO: Sus dimensiones son pequeñas: el diámetro no llega a 4.850 Km. , de manera que su tamaño puede compararse con el de la Luna, dado que su volumen es veinte veces menor que el de la Tierra: pero su densidad es mucho mayor que la de ésta (6,2 y 5,5 respectivamente). En virtud de su exigua masa, la intensidad de la gravedad en la superficie de Mercurio corresponde a 0,4 de la que existe en el globo. Un kilogramo llevado desde éste hasta aquél solamente representaría 400 gramos y un ser humano se sentiría allí en extremo liviano.

Debido a las dificultades que ofrece su observación, las primeras opiniones acerca de la rotación de Mercurio sobre su eje resultaron bastante disímiles. En 1891, el astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli afirmó que el planeta presenta siempre la misma cara al Sol; por lo tanto, su periodo de rotación es similar al de traslación, es decir, de unos 88 días. La teoría sustentada por aquél fue confirmada con el tiempo por la mayoría de sus colegas.

Las libraciones que quizás experimente Mercurio en razón de su gran excentricidad y velocidad orbitales explican la disparidad de criterio de aquellos primeros observadores. Dado que este movimiento aparente de oscilación su pera en mucho al de la Luna, es posible advertir más de un hemisferio del planeta a cada lado de su posición media. Como los observatorios modernos pueden seguirá Mercurio en pleno día, se ha establecido que las manchas de su superficie no varían de manera sensible, además del movimiento delibración.

Tal vez la enorme atracción del Sol sobre el planeta, antes que éste se solidificase, originó la formación de grandes mareas que detuvieron su movimiento de rotación hasta que presentó el disco solar siempre el mismo hemisferio. Mercurio tiene, así, un hemisferio siempre opuesto al Sol. Su topografía, para el observador terrestre, permanece ignorada, sumido como está, por falta de iluminación, en una obscuridad permanente.

Aunque la observación del planeta sea muy difícil por las perturbaciones atmosféricas, capas de aire, calor solar, etc., lo primero que se observa en él, además de sus fases, es su color amarillento y diversas manchas agrisadas de variada intensidad. En otras zonas predominan tonalidades blanquecinas. De las observaciones apuntadas surge que la superficie de Mercurio parece ser semejante a la de la Luna, con acentuadas variaciones de nivel. Fotografías tomadas con poderosos instrumentos revelan asimismo en su suelo desniveles que pueden llegar a 3.000 ó 4.000 metros.

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PLANETA VENUS

planetasPlaneta Venus, es el planeta que está más cercano a la Tierra. Eso, unido a que su capa de nubes refleja muy bien la luz solar hace que sea el más luminoso (seguido por Júpiter). Sin embargo parte de la luz penetra hasta la superficie del planeta y ese calor no puede volver a ser radiado por lo que su temperatura es muy alta (480ºC aprox.).

Este fenómeno es conocido como efecto invernadero y en la Tierra también se produce pero en menor medida, aunque últimamente está aumentando debido, principalmente, a las emisiones de CO2 (de coches, fábricas…).

Como Venus está más cerca del Sol que la Tierra, sólo es visible al alba y tras la puesta de Sol. Lo mismo, pero en mayor medida, le pasa a Mercurio, ya que este está más cerca aún del Sol.

Sin embargo, estos dos planetas, junto con Marte, Júpiter y Saturno se conocen desde la Antigüedad, ya que todos son visibles a simple vista. Urano, situado en el límite de la visibilidad humana, fue descubierto en 1781. Neptuno y Plutón, imposibles de ser vistos sin telescopio, fueron descubiertos en 1846 y 1930 respectivamente.

VENUS
Temperatura Media: 260°C.
Satélites: ninguno
Distancia media al Sol: 107.826.000 Km.
Diámetro: 12.373 Km.
Duración de la traslación: 224.7 días.
Distancia mínima a la Tierra: 42 millones de Km.
Volumen: 0,9 el de la Tierra
Período de rotación (día): 30 días
Gravedad: 0,81 de la Tierra

Como preludio del esfuerzo humano más apasionante de la historia para revelar los secretos de Venus merecen citarse las astronaves Mariner II y Venusik, de EE.UU. y la U.R.S.S., respectivamente. El primero llegó a solamente 37.000 Km. de distancia del planeta (diciembre de 1962) y sus emisiones aportaron importantes informaciones acerca de la constitución atmosférica, temperatura, viento solar, campos magnéticos, etc. Estas experiencias se incrementaron notablemente en los últimos años: lanzado el Mariner 10 el 3 de noviembre de 1973, fotografió a Venus el 5 de febrero de 1974 y volvió a hacerlo el 21 de septiembre del mismo año, desde 50.000 Km. de altitud. Por su parte, en junio de 1975 y en el término de una semana, dos astronaves soviéticas no tripuladas (Venus 9 y Venus 10) fueron colocadas en órbita en torno del planeta y comenzaron a fotografiar la misteriosa capa de nubes que lo rodea.

La cápsula de la Venus 9 televisó una fotografía que muestra una zona montañosa joven y rocosa. Casi en seguida la Venus 10 transmitió otra de una zona de suelo más nivelado, con viejas formaciones montañosas. Las dos fotografías, según opinión de los científicos soviéticos, tienden a refutar las anteriores teorías en el sentido de que Venus es un desierto erosionado por el viento y que está en obscuridad perpetua debido a la permanencia de nubes que lo circundan. Los instrumentos también establecieron que la presión atmosférica era hasta 100 veces mayor que en la Tierra. “Incluso la primera fotografía”, dijo el topógrafo planetario Boris Nepoklonov, “nos da esperanzas de que nuestros datos confirmarán la presencia de poderosas corrientes que circulan en la atmósfera del Planeta y que la sonda estadounidense Mariner 10 detectó por primera vez en febrero de 1974”. Con tan importantísimo adelanto de la cosmofísica, el planeta misterioso y oculto ha comenzado, pues, a salir de su arcano.

ALGUNAS CARACTERÍSTICAS DEL PLANETA:

planetasEl Planeta Tierra es un planeta único en el sistema solar y muy probablemente único en todo el Universo: Tiene vida. Esto se debe a un delicado equilibrio de multitud de factores, entre los que destacan los siguientes:

Posee atmósfera con una combinación de gases ideal: Nitrógeno (78%), Oxígeno (21%) y otros gases como vapor de agua, dióxido de carbono (CO2). Un poco de efecto invernadero pero no demasiado. La atmósfera posee una capa de gas ozono (O3) que filtra radiaciones negativas del Sol. Posee agua (H2O), una sustancia con unas propiedades tales que sin ella la vida sería imposible, tal y como la conocemos.

El planeta tiene una inclinación axial de 23,5º, que es la inclinación del ecuador de la Tierra con respecto a la eclíptica (órbita alrededor del Sol). Esto hace que a lo largo de su órbita el planeta sufra variaciones estacionales de clima, que son más notables en latitudes lejanas al ecuador.

Esto, unido a otros factores (como la existencia de montañas y distintos tipos de suelos) hace que exista una gran riqueza paisajística que ha llevado a la creación de multitud de formas de vida animales y vegetales. Esta biodiversidad está equilibrada de forma que la existencia de una especie condiciona la existencia de otra. Pues bien, en los últimos años el hombre está modificando la composición de la atmósfera con gases que por un lado aumentan el efecto invernadero y por otro destruyen la capa de ozono. Además, está contaminando el agua de ríos y mares con venenos que tardarán miles de millones de años en eliminarse.

Todo esto y mucho más hace que la vida en el planeta esté seriamente amenazada. Muchas especies de animales ya han sido extinguidas y otras lo serán irremediablemente, pero ¿será el hombre capaz de extinguirse a sí mismo?. La solución la veremos en este siglo XXI. (El Origen del Planeta Tierra)

¿Cuánto mide la Tierra? (ampliar datos sobre el Planeta Tierra)

Edad4.600 millones de años
Primera evidencia de vidaHace 3.500 millones de años
Número de especies vivientesUnos 10 millones
Superficie510.000.000 Km2
Superficie de tierra firme29,2% (149.000.000 Km2)
Superficie cubierta por las aguas70,8% (361.000.000 Km2)
Perímetro en el Ecuador40.077 Km.
Perímetro meridiano40.009 Km.
Diámetro ecuatorial12.756,8 Km.
Diámetro polar12.713,8 Km.
Radio ecuatorial6.378,4 Km.
Radio polar6.356,4 Km.
Volumen1.083.230·106 Km3
Masa5,9·1021 Toneladas
Fuerza de gravedad9,81 m/s2
Densidad5,5 g/cm3
Punto más alto8.850 m., Monte Everest (Nepal)
Punto más bajo en la superficie-395 m., Mar Muerto (Jordania)
Altitud media840 m.
Mayor profundidad oceánica11.022 m., Fosa Oceánica Challenger (I. Marianas)
Profundidad media de mares y océanos3.808 m.
Temperatura máxima registrada58 ºC a la sombra (en Alziziyah, Libia)
Temperatura mínima registrada-68 ºC (en Oymyakon, Siberia)
Distancia media al Sol149,6 millones de Km.
Afelio (Distancia máxima al Sol)152.007.016 Km.
Perihelio (Distancia mínima al Sol)147.000.830 Km.
Oblicuidad de la eclíptica23º27’08”
Año tropical365,24 días (de equinoccio a equinoccio)
Año sideral365,26 días (de estrella fija a estrella fija)
Día solar24h 03m 56s
Día sideral (o sidéreo)23h 56m 04s (1 rotación independientemente del Sol)

La superficie de la Tierra está cubierta principalmente por agua (70,8%) y la tierra firme (29,2%) está contenida casi en su totalidad (85%) en un hemisferio centrado en un punto entre París y Bruselas. En el otro hemisferio, ocupado principalmente por el océano Pacífico (165.721.000 Km2), quedaría el 15% de la superficie de tierra firme (Australia, Nueva Zelanda, la costa Oeste de América…).

Un día sideral (o sidéreo) es el tiempo que tarda la Tierra en dar una vuelta sobre su propio eje, independientemente de la posición del Sol. El día sideral dura 23 h. 56 min. aproximadamente, y es más corto que el día solar debido a que la Tierra gira alrededor del Sol. La Tierra da una vuelta (360º) al Sol en poco más de 360 días (365.2 días más exactamente), por lo que recorre un poco menos de 1º al día.

O sea, que si observamos la posición del Sol en un momento concreto, cuando la Tierra haya efectuado una rotación completa (sobre su eje), el Sol no estará en la misma posición ya que la Tierra se ha desplazado 1º con respecto al Sol y, por tanto, el Sol se habrá desplazado hacia el Este y faltará 1º de rotación adicional para que el Sol quede en la misma posición. Podemos calcular que la Tierra tarda aproximadamente 4 minutos en girar 1º: 24 horas/360º = 1440 minutos/360º = 4 minutos/grado. Naturalmente, estos cálculos no son exactos y lo único que se ha pretendido es mostrar porqué el día sideral es más corto que el día solar.

¿Cuánto mide la Luna?

planetas

Diámetro medio3.473 Km.
Diámetro ecuatorial3.476 Km.
Masa1/81 de la masa terrestre aprox.
Gravedad superficial1/6 de la gravedad terrestre
Variación diurna de la temperatura en el Ecuador-155ºC a 105ºC
Distancia mínima a la Tierra356.410 Km.
Distancia máxima a la Tierra406.685 Km.
Distancia media a la Tierra384.400 Km.
Período orbital27,3 días terrestres
Período de rotación27,3 días terrestres
Período de Luna llenacada 29 días, 12 horas y 44 minutos aprox.
Velocidad orbital1 Km/sg.
Velocidad de escape2,38 Km/sg.
AtmósferaNo tiene: No hay fenómenos atmosféricos
Ver Los Eclipses de Sol y Luna

(Ver: fases de la luna)

MOVIMIENTOS DE LA LUNA:

La Luna emplea 27 días y cuarto en dar una vuelta en torno de la Tierra: es su revolución sidérea. Pero como durante este lapso el Sol está en movimiento, transcurren 29 días y medio hasta que la Luna vuelve a ocupar el mismo lugar respecto del Sol y repetir sus fases: es su revolución sinódica.
Resultado de la gran lentitud en la rotación lunar es la enorme duración del día y de la noche en su superficie, los cuales son casi quince veces más largos que los nuestros. La ausencia de atmósfera da lugar a que durante el día, con el Sol en el cénit, la temperatura llegue a 100°C. Al pasar del día a la noche, ésta desciende rápidamente hasta los 150°C bajo cero. La órbita que sigue el satélite de la Tierra en torno de ella es elíptica.

El punto en que la Luna está más cerca de la Tierra se denomina perigeo. Por consiguiente, ésta la atrae más que cuando se halla mas lejos (apogeo). Así, para contrarrestar la mayor atracción terrestre se traslada a más velocidad, la cual es mínima cuando se halla en su apogeo.

Su movimiento de traslación varía; en cambio, el de rotación es uniforme y por tal razón desde la Tierra se advierte un balanceo merced al cual se perciben, en el borde occidental del astro cuando pasa del perigeo al apogeo, detalles que van apareciendo hasta una amplitud máxima de 8o en el momento en que su velocidad y su distancia a la Tierra son las promedias. Ello ocurre también en el borde oriental, cuando pasa del apogeo al perigeo. Este fenómeno se denomina libración en longitud o transversal.

El plano de la órbita de la Luna forma un ángulo de 5° con el terrestre. Desde la Tierra se descubre un ancho de 6° 30′ del suelo lunar más allá de cada polo: del Polo Norte si la Luna está en la parte sur de su órbita, y del sur cuando se halla en su parte norte. Este fenómeno recibe el nombre de libración en latitud. Las dos libraciones citadas y una tercera llamada diurna, que solamente alcanza un grado, dan origen a que se reconozca el 59% de la superficie lunar en lugar de la mitad exacta que se vería si aquéllas no existiesen.

La cara que conocemos: Si la cara opuesta de la Luna nos es relativamente aún poco conocida, la visible ha sido observada ya con minuciosidad. Ello ha posibilitado un conocimiento bastante aproximado de la realidad lunar.
Nuestro satélite carece completamente de atmósfera (que no pudo retener por su escasa fuerza gravitacional). Por ello, como no hay posibilidad de que la luz ambiente se difunda, en pleno día el cielo es totalmente negro, con el Sol y las estrellas brillando al unísono en aquel fondo de azabache. La luna siempre nos muestra la misma cara, sabes porque?

Puedes ampliar: Ver: fases de la luna

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PLANETA MARTE:

planetasPlaneta Marte es un planeta rocoso que visto desde la tierra describe una trayectoria muy extraña.

Es el primero de los denominados exteriores o superiores, y el último de los de tipo terrestre. Su distancia promedio al disco solar es de 1,52 unidades astronómicas y por tener una órbita muy excéntrica -sólo lo superan en ese aspecto las de Plutón y Mercurio- sus distancias máximas y mínimas al Sol difieren bastante. Cuando está en el afelio dista 30 millones de kilómetros más que cuando se halla en el perihelio.

Las variaciones, en lo que respecta a la separación Tierra-Marte, aumentan. De este modo, en la oposición más favorable, en las proximidades del perihelio marciano, la distancia es de 55 millones de kilómetros. En la conjunción más alejada está 7,3 veces más distante

A veces parece que cambia de dirección y retrocede atravesando el cielo visto desde la Tierra. .

Este movimiento de retroceso es en realidad ficticio y se debe a que la Tierra, que tiene una órbita de menor radio, adelanta a Marte en sus viajes alrededor del Sol. Así, al producirse este adelantamiento, Marte parece cambiar su dirección y empezar a retroceder.

De hecho, todos los planetas tienen movimientos extraños con respecto a las estrellas y cruzan el cielo sobre el fondo de estrellas que permanece más estático. De ahí proviene el nombre de “planeta” que viene del griego y significa “errante“.

Mientras que la Tierra emplea 365 días y cuarto en cumplir su revolución alrededor del Sol, Marte tarda 686 días y 23 horas en recorrer su órbita: es la revolución sidérea; las oposiciones sucesivas se hallan separadas por 780 días: es la revolución sinódica. El día marciano supera en media hora al de la Tierra. Su eje de rotación está inclinado casi como el terrestre.

Las estaciones duran aproximadamente el doble que las de nuestro planeta: las más largas son la primavera y el verano en el hemisferio boreal y el otoño y el invierno en el austral. Las oposiciones o mínimas distancias entre la Tierra y Marte ocurren cada dos años y 49 días y equivalen a una revolución sinódica. Sin embargo, por causa de la excentricidad orbital mencionada, cada 15 años tiene lugar una oposición favorable, o sea que la separación es mínima, del orden de los 55 millones de kilómetros arriba citados; pero la observación telescópica no es tan favorable, dado que Marte nos presenta el hemisferio septentrional, cuyos detalles son menores.

Este planeta tiene casquetes polares, como la Tierra. Su color rojo se debe al óxido de hierro y al tener el color de la sangre, recibió el nombre del dios romano de la guerra. Marte tiene dos pequeños satélites de menos de 30 Km. de longitud: Fobos (período orbital de 7 horas y 40 minutos), personificación del “miedo” y Deimos (período orbital de unas 30 horas), del “terror”. Su inclinación axial es 25,2º y al ser parecida a la de la Tierra tiene también sus estaciones de forma similar, aunque duran casi el doble porque Marte tiene casi el doble de período orbital (686,98 días terrestres). Marte es más pequeño que la Tierra, pero al girar más despacio sobre su eje consigue que la duración de sus días sea sólo 41 minutos más largos que en la Tierra.

El monte Olympus es un volcán de más de 27 Km. de altura, bastante más alto que el Everest (8.848 metros) y se encuentra localizado en Marte. Se sospecha que es el monte más alto del Sistema Solar y tiene más de 600 kilómetros de ancho en la base. En la Tierra una montaña así se hundiría por su peso, pero en el pequeño Marte la gravedad es tan pequeña que lo mantiene erguido.

MARTE:
Satélites: 2
Distancia media al Sol: 227,8 millones de Km.
Recorrido de su órbita: 687 días
Velocidad orbital: 24,11 km/seg
Temperatura del suelo: + 32° a -70°C
Diámetro ecuatorial: 6.800 Km.
Volumen: 15 veces el de la Tierra
Período de rotación (día): 24 hs. 37′ 23″

LOS ASTEROIDES: Acaso debió existir entre Marte y Júpiter un gran planeta que un día estalló y se hizo polvo. Los restos de él serían este enjambre de astros de pequeño tamaño, algunos como polvo cósmico y los mayores más pequeños que cualquier satélite, los cuales giran alrededor del Sol como un rebaño de rocas y piedras de todos los tamaños y formas.

Se había observado que las distancias de las órbitas planetarias al Sol, hubiesen mostrado una sucesión ordenada de no existir entre las de Marte y Júpiter un vacío inexplicable. El perfeccionamiento del telescopio, dio lugar al descubrimiento sucesivo de un gran número de pequeños cuerpos, el mayor de los cuales, Ceres, no alcanza los 800 Km. de diámetro. Se han localizado casi unos 2 millares y muchos llevan nombres mitológicos como Ceres, Palas, Juno, Vesta, Iris, etc.

Por lo general no pueden percibirse a simple vista. Vesta, no obstante, lo es no por ser el mayor de todos, sino por su intenso brillo. Ninguno de estos planetas menores da indicios de poseer atmósfera y como describen órbitas alrededor del Sol, lo mismo que los planetas, su presencia se denuncia por los cambios de posición sobre el fondo estrellado. La astrofotografía ha sido una eficaz colaboradora en su descubrimiento. La masa total de los asteroides es bastante menor que la cuarta parte de la terrestre. En general circulan por una zona de unos 50 millones de Km. de anchura entre las órbitas de Marte y Júpiter.

Los asteroides podrían ser fragmentos de un planeta destruido por una explosión o bien, al contrario, fragmentos desparramados que no consiguieron unirse y dar origen a un astro de mayor volumen. Quizá la enorme masa de Júpiter, demasiado próxima, impidió y perturbó este proceso de integración.

Al fotografiar una fracción de cielo y descubrir un breve trazo blanco descrito por un cuerpo que se desplaza durante el tiempo de exposición, permite suponer que estamos frente a un planeta o un asteroide. Así fue come el astrónomo Witt, descubrió en Berlín, en 1898, la existencia de Eros, que sería un planeta si su tamaño no fuese tan exiguo, pues no mide más de una treintena de kilómetros de diámetro.

planetas

LOS ASTEROIDES Y LA MITOLOGÍA: Ceres. Nombre que los latinos dieron a la diosa mayor de la agricultura, identificada también como la De-méter greco-cretense y con la Isis egipcia. Su nombre deriva de crescere (crear) o de Cere, antigua ciudad etrusca. Se la representaba como a una mujer de aspecto majestuoso, coronada de espigas y teniendo en la mano una amapola. Palas. Gigante hijo de Creus y Euribia.

Se le atribuye la paternidad de Atenea, quien lo petrificó poniendo frente a él la cabeza de Medusa. Vesta. Diosa del hogar y del fuego. Era la deidad virgen, personificación del hogar y protectora de la vida doméstica. De su nombre proviene la voz vestibulum (vestíbulo), ‘sala de la casa donde ardía el hogar. Sus atributos fueron el paladio y la lámpara-Juno. Diosa romana del matrimonio y del alumbramiento. Los griegos la llamaron Hera. Se la representaba como a una mujer majestuosa y de singular belleza, vistiendo magnífica túnica y un cinturón de oro macizo. Una carroza tirada por pavos reales, con uno de ellos a su lado, completaba sus atributos.

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PLANETA JÚPITER:

planetasPlaneta Júpiter es un planeta gaseoso formado, como todos los planetas gaseosos (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) principalmente por Hidrógeno y Helio.

Es el planeta más grande del sistema solar y gira sobre sí mismo rapidísimamente: Su día es de sólo 9,84 horas. Está formado por gases aunque se sospecha que tiene en su interior un pequeño núcleo rocoso del tamaño de la Tierra. La masa de Júpiter es sólo 8 veces menor de la necesaria para elevar la temperatura interna lo suficiente para iniciar la fusión y que se convirtiera en estrella.

Si esto hubiese ocurrido el sistema solar tendría 2 estrellas y la vida en la Tierra no existiría ya que este planeta recibiría demasiada energía pues aunque Júpiter hubiese sido una estrella pequeña estamos demasiado cerca y las condiciones para que se de la vida en la Tierra son extremadamente delicadas.

Los Satélites del astro: Los cuatro mas brillantes fueron descubiertos por Galileo en 1610, y son los únicos que están nominados: Io, Europa, Ganímedes y Calixto. Los demás, con excepción de Amaltea, el satélite más próximo al planeta y visto desde el cual Júpiter cubriría una parte del firmamento, no tienen nombres, sino números y son muy pequeños. Los satélites jovianos mayores son como diminutas estrellas dispuestas en línea casi recta; pasan por el centro de Júpiter paralelamente a las bandas de éste y en la prolongación del ecuador.

Hasta 1892, se supuso que Io, Europa, Ganímedes y Calixto eran los únicos que giraban en torno del planeta, pero en septiembre de ese mismo año el astrónomo estadounidense Edward Emerson Barnard descubrió el V (Amaltea). En 1904 y 1905, Charles Dillon Perrine, del Observatorio Lick, descubrió otros dos satélites más distantes que los cuatro mayores. En 1908, Melotte, del Observatorio de Greenwich, descubrió el J-VIII, denominado “Luna Perdida” durante mucho tiempo. Se trata de un cuerpo muy pequeño, de sólo 4 kilómetros de diámetro y que marcha en sentido contrario al de los anteriores.

En 1942 desapareció misteriosamente, para ser visto de nuevo en 1955, desde el Observatorio de Monte Wilson. Por último, en 1914, Seth Barnes Nicholson fijó la huella fotográfica del IX, en 1938 las del X y XI, y en 1951 este mismo astrónomo halló la del XII en dos fotografías obtenidas en el Observatorio Lick. Las dimensiones de los cuatro satélites mayores de Júpiter son considerables. El diámetro de Ganímedes equivale a casi la mitad del de la Tierra y mide 5.800 kilómetros,-por lo cual su volumen se aproxima al doble del de Mercurio, Calixto es casi tan grande como su hermano mayor, en tanto que lo y Europa son aproximadamente iguales a la Luna.

Los demás podrían calificarse de asteroides atraídos por la gravedad joviana. En razón de que los materiales que constituyen estos mundos son mucho más livianos que los terrestres, la densidad es muy exigua y quizá carezcan de atmósfera porque la gravedad en la superficie y su velocidad de escape son excesivamente bajas. En su fase llena, todos los satélites juntos, no obstante la magnitud y número, envían a su planeta la tercera parte de la luz que la Luna hace llegar a la Tierra. Acerca de sus condiciones físicas es muy poco lo que se conoce.

Sintesis Los satélites de Júpiter son 17. Los 4 más grandes son llamados satélites de Galileo (1564-1642) porque fueron descubiertos por este astrónomo italiano. El último fue descubierto en 1999 y fue identificado primeramente como un asteroide. De ellos, Io tiene volcanes y Ganímedes es el mayor satélite del Sistema Solar (es mayor que Plutón y que Mercurio). Es curioso que los 4 satélites más exteriores orbitan en sentido opuesto a todos los demás. Estos 16 satélites son:

SatéliteDiámetro (Km.)Distancia a Júpiter (Km.)Descubridor, año
Metis40127.960Synnott, 1979
Adrastea20128.980Jewitt, E. Danielson, 1979
Almatea200181.300E.E. Barnard, 1892
Tebe100221.900Synnott, 1979
Io3.630421.600Galileo, S. Marius, 1610
Europa3.138670.900Galileo, S. Marius, 1610
Ganimedes5.2621.070.000Galileo, S. Marius, 1610
Calisto4.8001.883.000Galileo, S. Marius, 1610
Leda1611.094.000Kowal, 1974
Himalia18011.480.000C.D. Perrine, 1904
Lisitea4011.720.000S.B. Nicholson, 1938
Elara8011.737.000C.D. Perrine, 1905
Ananke3021.200.000S.B. Nicholson, 1951
Carme4422.600.000S.B. Nicholson, 1938
Pasifae7023.500.000Mellote, 1908
Sinope4023.700.000S.B. Nicholson, 1914
S/1999 J11024.000.000Programa Spacewatch, 1999

https://historiaybiografias.com/linea_divisoria6.jpgPLANETA SATURNO

planetasPlaneta Saturno es el planeta conocido por sus anillos, formados por infinidad de pequeñas partículas heladas que giran como pequeñas lunas alrededor del planeta en el mismo plano con trayectorias casi circulares. Sus anillos pueden verse desde la Tierra (no a simple vista, naturalmente.

Después del gigantesco Júpiter sigue en el orden de distancia al astro mayor otro coloso: Saturno, la maravilla del sistema solar. Simboliza al dios homónimo (o Orónos), personificación del Tiempo, y era el último de los planetas conocidos por la Antigüedad.

Su fulgor es pálido plomizo, y aun cuando a simple vista se lo vea como una estrella de primera magnitud, carece del brillo de Venus, Júpiter, Marte y Mercurio.

La inclinación de su eje de rotación difiere algo de la terrestre, y por consiguiente sus estaciones deben de ser, debido a los contrastes, semejantes a las nuestras, aunque de una duración de más de siete años cada una, pues su período de revolución es de 29 años, 5 meses y 17 días. Como su período sinódico es de 378 días, cada año se encuentra en oposición con el Sol con un retraso de 13 días. En un lapso de cuatro meses sus condiciones de visibilidad son buenas.

Su velocidad orbital es de 9,7 Km./seg, y la de escape, de 37 Km./seg. Mucho más regulares que las bandas nubosas del planeta joviano, las de Saturno se sitúan paralelamente a su ecuador. Así, la zona ecuatorial suele tener un color amarillo y en los polos un tono más verdoso.

Características: Dado que el planeta se halla casi 10 veces más lejos del Sol que la Tierra, tanto el calor como la luz que recibe del astro mayor son 90 veces inferiores a los de globo terráqueo. De ahí que su color no tenga el brillo del de Júpiter. La temperatura de la superficie saturnina, excepto la posible gravitación de la actividad interna, se calcula aproximadamente en -155°.

Al igual que en Júpiter, el brillo de los bordes del disco de Saturno no alcanza la intensidad del centro debido a la atmósfera que los envuelve. Asimismo, sus variaciones de origen climático son muy distintas de las jovianas en razón de la inclinación de su eje sobre el plano de la órbita. Para Harold Jeffreys el planeta estaría formado por un núcleo de tipo silíceo circundado por capas heladas muy espesas, sobre las cuales se expande una atmósfera que alcanza 26.000 kilómetros de altura.

Como, según se dijo, la densidad media de la atmósfera de Saturno es muy baja respecto del agua, casi todos sus posibles constituyentes son susceptibles de deducir, puesto que aparte del helio y del hidrógeno, los únicos que al estado líquido o sólido poseen densidades muy escasas son el metano, el etano y el amoníaco. Ello indicaría que la capa externa de la atmósfera saturnina contiene en gran cantidad los gases citados. El conocimiento actual que se tiene acerca del planeta permite suponer que su superficie contendría grandes cantidades de nivel amoniacal, cubiertas por enormes espesores de gases licuados o solidificados a baja temperatura, sobre los que existe una atmósfera carente de oxígeno y de vapor de agua.

LOS SATÉLITES DEL ASTRO: odos sus 18 satélites y los anillos tienen sus órbitas en el mismo plano y es el único planeta del sistema solar que tiene 2 y 3 satélites en la misma órbita.

SatéliteDiámetro (Km.)Distancia a Saturno (Km.)
Pan20133.600
Atlas34137.640
Prometeo110139.350
Pandora88141.700
Epimeteo120151.422
Jano190151.472
Mimas390185.520
Encelado500238.020
Teti1.050294.660
Telesto25294.660
Calipso26294.660
Dione1.120377.400
Helena33377.400
Rea1.530527.040
Titán5.1501.221.850
Hiperión2801.481.000
Japeto1.4403.561.300
Febe22012.952.000

Encélado es un satélite que se descubrió en 1789 por Herschel cuya superficie es de hielo y tiene la propiedad de reflejar toda la luz solar que llega hasta él. Fue fotografiado desde muy cerca cuando pasó una sonda enviada por la NASA.

SATURNO
Volumen: 719 veces el de la Tierra
Distancia media al Sol: 1.429.097.400 Km.
Diámetro ecuatorial: 120.800 Km.
Diámetro polar: 108.100 Km.
Periodo de rotación (día): 10 horas, 48 minutos
Período de traslación (año): 29,5 años
Gravedad en la superficie: 1,14 de la Tierra
Velocidad orbital: 9,7 Km./seg
Velocidad de escape: 37 Km./seg
Número de satélites: 10
Temperatura media: -155°e
Masa (Tierra = 1): 95,3
Mayor acercamiento a la Tierra: 1.190.914.500 m.

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PLANETA URANO:

planetas

El séptimo planeta en orden de distancia al Sol lleva el nombre del más antiguo de los dioses mitológicos, padre de Cronos y abuelo de Zeus. En 1781, mientras el astrónomo Friedrich W. Herschel observaba el cielo con un telescopio construido por él mismo, y realmente gigantesco para la época, advirtió entre un pequeño grupo de estrellas un astro hasta entonces desconocido.

Dado que en aquel tiempo no se admitía la existencia de otro-planeta más lejano que Saturno, creyó que se trataba de un cometa y en tal sentido comunicó la nueva a la Royal Astronomical Society, de Londres.

Herschel le dio el nombre de Georgium Sidus, en homenaje a Jorge III, a la sazón rey de Gran Bretaña y amante y protector de las ciencias. Posteriormente, Johann Bode cambió esa denominación por la de Urano.

El descubrimiento extendió el radio del sistema solar de 1.421 millones de kilómetros a 2.858. Tras haberse comprobado que en realidad no se trataba de un cometa sino de un planeta, otros astrónomos, entre ellos Flamstee y Bradley, sostenían que lo habían visto en varias ocasiones, pero siempre como una pálida estrella.

Tanta es la distancia de Urano a la Tierra y al Sol que su brillo aparente es como el de una estrella de sexta magnitud. Se halla, pues, en el límite de la percepción a simple vista y por ello resulta difícil identificarlo.

Características: también tiene anillos, pero no son visibles desde la Tierra. Su nombre procede de Urania, la musa griega de la astronomía. Su inclinación axial es de 98º y afecta también a los anillos y a sus 15 satélites.

Es decir, el planeta rota con su ecuador casi perpendicular a su órbita. Esta inclinación hace que Urano tenga estaciones muy largas: unos 42 años terrestres de luz, seguidos de otros tantos años de oscuridad. Sin embargo, la temperatura no varía mucho con las estaciones, debido a su gran distancia al Sol.

Urano describe de manera muy lenta su viaje en torno del Sol y emplea 84 años y 8 días en dar una vuelta completa a la velocidad de 6,8 kilómetros por segundo. Su órbita casi coincide con el plano de la eclíptica. La distancia media de este planeta al Sol es de 2.858 millones de kilómetros, es decir, más de 19 veces la de la Tierra al astro mayor.

La excentricidad de su órbita es considerable. El año uraniano comprende 60.000 días de los terrestres. Su movimiento de rotación no alcanza a 11 horas y su eje se caracteriza por formar un ángulo casi recto con el plano de la órbita. El diámetro aparente del astro es de solamente 4″ y por la distancia a que se halla representa aproximadamente 50.000 kilómetros, o sea más de cuatro veces el de la Tierra, aunque únicamente es perceptible mediante el empleo de telescopios potentes.

En volumen supera a Mercurio, Venus, la Tierra y Marte juntos y es unas 60 veces el del globo terráqueo; sin embargo, al igual que Júpiter y Saturno, su densidad es sumamente baja: sólo la cuarta parte de la terrestre. Achatado como Saturno, la atmósfera de Urano es muy densa y se halla constituida preferentemente por hidrocarburos, en particular metano. De la parte sólida poco se conoce, aun cuando se cree que es similar al de Júpiter y Saturno. Con telescopios muy potentes se perciben unas bandas ecuatoriales, con algunas características semejantes a las de estos dos últimos planetas.

Actualmente se conocen 15 satélites que han recibido los nombres de personajes de las obras de William Shakespeare (1564-1616):

SatéliteDiámetro (Km.)Distancia a Urano (Km.)
Cordelia3049.750
Ofelia3053.760
Bianca4059.160
Cressida7061.770
Desdémona6062.660
Julieta8064.360
Portia11066.100
Rosalinda6069.930
Belinda7075.260
Puck15086.010
Miranda470129.780
Ariel1.160191.240
Umbriel1.170265.970
Titania1.580435.840
Oberón1.520582.600

 

planetasOrbita, Ecuador y Polos del Planeta Urano

https://historiaybiografias.com/linea_divisoria6.jpgPLANETA NEPTUNO:

planetasPlaneta Neptuno es el más exterior de los planetas gaseosos. Su posición fue calculada matemáticamente y en 1846 se comprobó su existencia justo en la posición que se pensaba. Aunque tiene una inclinación axial similar a la Tierra, está tan lejos del Sol que carece de estaciones como en la Tierra.

Neptuno no es perceptible a simple vista, ya que solamente brilla como una estrella de 8a magnitud. Su distancia media al Sol es de 4,500 millones de kilómetros y su circunferencia abarca 28.000 millones de kilómetros. Tiene un diámetro de 44.600 kilómetros y por consiguiente un volumen 60 veces el de la Tierra. Su densidad es de 2,3 respecto la del agua y tiene un período de rotación de aproximadamente 15 horas y 48′.

Pero el tiempo que emplea en dar la vuelta en torno del astro central es mucho más largo, es decir, 164 años y 280 días terrestres. Más de un siglo y medio. La temperatura que reina en él es glacial (-200°C) y recibe unas 900 veces menos luz y calor que los terrícolas.
Las últimas investigaciones informan que Neptuno también está compuesto de un núcleo, un océano helado que lo cubre, y, rodeándolo todo, por una espesa atmósfera con gran cantidad de metano. Entre los cuatro planetas de tipo joviano es el que presenta menos achatamiento en los polos.

NEPTUNO
Volumen: 42 veces el de la Tierra
Distancia al Sol: 4.496.500.000 km
Diámetro ecuatorial: 44.600 km
Rotación (día): 16 horas
Traslación (año): 165 años
Gravedad en la superficie: 1.53 de la Tierra
Número de satélites: 2
Temperatura media diurna: 201°C bajo cero

Los anillos y 6 de sus 8 satélites fueron descubiertos por la sonda Voyager 2, que tardó 12 años en llegar. Los 4 satélites más interiores orbitan dentro de los anillos y el satélite más exterior, Nereida, tiene la órbita más excéntrica de todos los satélites conocidos, pues varía su distancia a Neptuno entre 1,3 y 9,7 millones de kilómetros. Los datos medios de todos sus satélites son:

SatéliteDiámetro (Km.)Distancia a Neptuno (Km.)
Naiad5048.000
Thalassa8050.000
Despina18052.500
Galatea15062.000
Larissa19073.600
Proteus400117.600
Tritón2.700354.800
Nereida3405.513.400

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PLANETA PLUTÓN:

planetasEl planeta que señala el limite del sistema solar lleva el nombre del dios romano de los infiernos (el Hades griego). hijo de Cronos y de Rea. aunque sus dos primeras letras coinciden con las iniciales del astrónomo Percival Lowell, quien lo anunció por primera vez. Su símbolo está representado por dichas iniciales entrelazadas.

Cien años después de haber sido descubierto Neptuno, un joven astrónomo estadounidense, Clyde William Tombaugh, a la sazón recién incorporado al Observatorio Lowell e integrante de un equipo de investigación dirigido por el astronomo Vesto Melvin Slipher. anuncio, tras observar infinidad de fotografías, que en la zona donde debía brillar el nuevo planeta, según las predicciones de Lowell, había descubierto una estrella que se movía de manera notable en un lapso de varios años.

Dicha estrella no era tal, sino Plutón, el noveno planeta en el orden de las distancias al Sol. Su descubrimiento fue anunciado el 13 de marzo de 1930. Al igual que Lowell. William H. Pickering ya había anunciado la existencia de un planeta trasneptumano e incluso calculado su posición.

Planeta Plutón es un planeta muy peculiar, por lo que se cree que su origen es distinto al resto: Todos los planetas se mueven en órbitas que están prácticamente en el mismo plano. El planeta que más excede de esta regla es Plutón (17º10′), seguido por Mercurio (7º).

Las órbitas de los planetas son casi circulares, siendo Plutón el planeta con la órbita más elíptica, seguido por Mercurio.

Es el planeta más alejado del Sol, aunque su órbita tiene una zona que está dentro de la órbita de Neptuno. En 1999 Plutón salió de esa zona dejando a Neptuno más cerca del Sol que él.

Los planetas alejados del Sol son grandes, gaseosos y tienen varias Lunas, sin embargo, Plutón es el planeta más pequeño (menos de una quinta parte de la Tierra), no es gaseoso (aunque tiene una delgada atmósfera) y sólo tiene un gran satélite llamado Caronte con su órbita sincronizada con la rotación de Plutón, por lo que desde una cara de Plutón, siempre se ve Caronte en la misma posición y desde la otra cara de Plutón, no se ve nunca. Es el planeta con mayor inclinación axial: 122,6º.

Su periodo de revolución es de 248 años y gira a una distancia media del Sol de 5.950 millones de kilómetros, en una órbita marcadamente excéntrica. Asimismo es notable su inclinación sobre el plano medio de las demás órbitas planetarias. Debido a ello su distancia con respecto al astro mayor varía entre 29 y 50 veces la de la Tierra, o sea entre 4.500 y 7.500 millones de kilómetros.

Por lo tanto en el periheho esa distancia puede llegar a ser relativamente inferior a la de Neptuno. No obstante, la misma inclinación de la órbita plutoniana hace que tanto uno como otro astro nunca se aproximen a una distancia menor de 400 millones de kilómetros La temperatura de la superficie de Plutón debe de ser muy baja (-210°C) y si existen gases (oxígeno, nitrógeno) éstos deben de hallarse en estado sólido. El diámetro del planeta no llega a la mitad del de la Tierra, y su masa es menor que la de ésta.

planetas

PLUTÓN
Volumen: 1.3 de la Tierra
Distancia al Sol: 5.906.292.500 Km.
Diámetro ecuatorial: 14.500 Km.
Traslación (ano): 248 años
Número de satélites: ninguno
Temperatura media diurna: 210°C bajo cero
Período de Rotación: 6,9 días

(Ver: Planeta Sedna, el 10° Planeta del Sistema Solar?)

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planetasEratóstenes (Cirene c. 284-Alejandría c. 192 a.C.) fue un astrónomo, geógrafo, matemático y filósofo griego, que vivió en Atenas hasta que el rey Tolomeo III de Egipto lo llamó a Alejandría en el 245 a.C. aproximadamente, para que educara a sus hijos y posteriormente dirigió la biblioteca hasta su muerte. Sus aportaciones a la ciencia fueron muy importantes, como elmesolabio o la famosa “criba de Eratóstenes” para calcular números primos.

Fue el primero en medir de modo exacto la longitud de la circunferencia de la Tierra y lo hizo del siguiente modo. Sabía que en el solsticio de verano el Sol estaba en la vertical de la ciudad de Siena (en Italia), ya que los rayos penetraban en los pozos más profundos.

Entonces, midió en Alejandría el ángulo que formaban los rayos del Sol con respecto a la vertical, con la ayuda de la sombra proyectada por un gnomon. Partiendo de que los rayos del Sol llegan de forma paralela entre ellos, el ángulo que midió es el mismo ángulo que hay entre el radio formado por el centro de la Tierra y Alejandría y el centro de la Tierra y Siena.

Luego, midió sobre el terreno la dimensión del arco formado por este ángulo y así, obtuvo el radio de la Tierra y su perímetro: 252.000 estadios (40.000 Km). A Eratóstenes se le atribuye ser también un atleta excepcional, habiendo conquistado el triunfo en el pentathlon, las cinco pruebas máximas de los Juegos Olímpicos de la antigüedad.

Se cuenta que a orillas del Nilo contrajo una enfermedad en los ojos por la que Eratóstenes quedó ciego y sufrió tanta pena por no poder mirar el cielo que se suicidó dejándose morir de hambre, encerrado en su biblioteca. (ampliar sobre este científico griego)

Breve Resumen de la Historia del Universo (m.a.=millones de años).

TiempoEvento
Hace 15.000 m.a.Big Bang: Gran explosión, expansión y creación del Universo (creación de toda la materia, energía, espacio y tiempo).
Hace 12.000 m.a.Las galaxias empiezan a tomar forma.
Hace 10.000 m.a.La Vía Láctea, nuestra galaxia, tomó su forma de espiral.
Hace 5.000 m.a.Nace nuestro Sol y comienza la formación del Sistema Solar.
Hace 4.600 m.a.Sistema Solar formado.
Hace 3.500 m.a.Surge la vida en el planeta Tierra: Organismos similares a bacterias y las cianobacterias (que realizan la primera fotosíntesis).
Hace 530 m.a.Expansión cámbrica: Aparecen los representantes de los principales grupos de organismos, como los precursores de los vertebrados.
Hace 300 m.a.Anfibios, reptiles (antecesores de los dinosaurios) e insectos.
Hace 200 m.a.Dominio de los reptiles (dinosaurios). Aparecen los primeros mamíferos y aves.
Hace 65 m.a.Extinción masiva de dinosaurios (al parecer por el impacto de un asteroide sobre la Tierra). Los mamíferos sobreviven y proliferan.
Hace 4.4 m.a.Aparece el primer miembro de la Familia de los homínidos, que era del Género Australopithecus.
Hace 300.000 añosSiguen surgiendo estrellas, como por ejemplo, algunas en Canis Major.
Hace 10.000 añosLos humanos inventan la agricultura y la civilización.
Dentro de 5.000 m.a.Muerte del Sol y de la vida en la Tierra tal y como la conocemos.

Otros Temas Tratados en Este Sitio

Big Bang

Origen de la Vida

Origen del Hombre

Teoría de la Evolución

Muerte de una Estrella Los Pulsares Enana Blanca

Peso de Una Estrella de Neutrones

La Vida del Sol Tiempo de Vida Hidrogeno del Sol

La Luna Muestra Siempre la Misma Cara

Origen del aire que respiramos El Oxigeno

Historia de la astronautica: vuelos tripulados y no tripulados

Historia de la Astronáutica: VUELOS NO TRIPULADOS

Vostok I, Primer Vuelo Ruso

VOSTOK 1     URSS 12-4-1961 Yury A. Gagarin. Primer hombre en el espacio dando una vuelta alrededor de la Tierra.

VOSTOK 2     URSS 6-8-1961 Gherman 5. Titov. Segundo astronauta ruso que estuvo en órbita durante 25 horas.

FRIENDSHIP 7 EE.UU. 20-2-1962 John H. Glenn Jr. Primer astronauta americano en órbita alrededor de la Tierra.

VOSTOK 3     URSS 11-8-1962 Andrian G. Nikolayev. En órbita simultáneamente con el Vostok 4.

VOSTOK 4     URSS 12-8- 1962 Pavel R. Popovich. En órbita simultáneamente con el Vostok 3.

VOSTOK 6     URSS 16-6- 1963 Valentina V. Tereshkova. Primera mujer en el espacio.

VOSKHOD 1     URSS 12-10-1964 Vladimir M. Komarov, Konstantin P. Feoktistov y Boris B. Yegorov. Primera cápsula espacial con más de un astronauta a bordo.

GEMINI 4     URSS 18-3- 1965 Pavel Belyayev y Aleksey Leonov que realizó el primer paseo espacial.

VOSKHOD 2 EE.UU. 3-6- 1965 James A. McDivitt y Edward H. Whíte II. Primer paseo espacial realizado por los norteamericanos.

GEMINI 7     EE.UU. 4-12- 1965 Frank Borman y James A. Lowell Jr. Establecen un nuevo record de permanencia en el espacio al efectuar 206 vueltas alrededor de nuestro Planeta.

SOYUZ 1     URSS 23- 4-1967 Vladimir M. Komarov, sufre el primer accidente mortal en la carrera del espacio.

APOLLO 8     EE.UU. 21-12- 1968 Frank Borman, James Lowell Jr. y William Anders. Primer vuelo de una nave tripulada alrededor de la Luna.

APOLLO 11 EE.UU. 16-7-1969 Neil A. Armstrong, Edwin E. Aldrin Jr. y Michael Collins. Llegada del hombre a la Luna.

APOLLO 13 EE.UU. 11-4-1970 James A. Lowell Jr., Fred W. Haise Jr. y John L. Swigert Jr. Una explosión en el módulo de mando obliga a suspender el alunizaje y el regreso a la Tierra se hace en precarias condiciones.

APOLLO 15 EE.UU. 26-7-1971 David R. Scott, Alfred M. Worden y James B. Irwin. Los astronautas utilizan por segunda vez el vehículo todo terreno, permitiéndoles de este modo hacer una experiencia lunar más extensiva.

SKYLAB 1 EE.UU. 25-5-1973 Charles P. Conrad, Joseph P. Kerwin y Paul J. Weitz son la primera tripulación que habita en el laboratorio espacial.

SKYLAB 3 EE.UU. 16-11- 1973 Gerald Carr, Gibson y Pogue. 84 días de permanencia en el espacio.

APOLLO– EE.UU. 15-7-1975 Stafford, Slayton, Brand, Leonov y Kubasov.

SOYUZ     URSS Primer vueló conjunto soviético- norteamericano y primera cita espacial.

SOYUZ 29 URSS 15-6-1978 Vladimir Kovalyonok y Aleksandr Ivanchenkov permanecen más de 4 meses en el espacio (139 días).

Resumen de la Vida de las Estrellas Evolucion Estelar

Resumen de la Vida de las Estrellas y Su Evolución Estelar

LA VIDA DE UNA ESTRELLA: Las estrellas tienen una fuente interna de energía. Pero, al igual que todo tipo de combustible, sus reservas son limitadas. A medida que consumen su suministro de energía las estrellas van cambiando y cuando se les acaba, mueren. El tiempo de vida de las estrellas, aunque muy largo comparado con las escalas de tiempo humanas, es, por lo tanto, finito.

A medida que envejecen sufren profundos cambios en sus tamaños, colores y luminosidades, siempre como consecuencia de la disminución de sus reservas. Para aumentar su expectativa de vida, la estrella lucha continuamente contra la fuerza gravitatoria que intenta contraerla. Las distintas etapas evolutivas son sucesiones de contracciones que terminan cuando la estrella comienza a quemar otros combustibles que mantenía en reserva y logra establecer una nueva situación de equilibrio.

Galaxias y estrellas del universo

El factor más importante en el desarrollo de una estrella es su masa inicial. Las estrellas más masivas tienen mayores temperaturas centrales y, en consecuencia, producen energía y consumen combustible a un ritmo creciente. Este hecho fue determinado observacionalmente y se llama relación masa-luminosidad.

Podría parecer que las estrellas más masivas, las que tienen más combustible, deberían tener vidas más largas.

Pero en realidad sucede exactamente lo contrario. Al igual que con el dinero o la comida, la duración del combustible estelar depende tanto de la cantidad disponible como del ritmo de consumo. Por ejemplo, la vida del Sol será de 10 mil millones de años.

Una estrella de masa 10 veces mayor tiene 10 veces más combustible, pero lo quema a un ritmo tan grande (de acuerdo a la relación masa-luminosidad) que termina de consumirlo en 30 millones de años. En el otro extremo, una estrella de 0,1 M0 brillará durante 3 billones de años antes de morir.

¿Cómo se mide la masa, esa propiedad fundamental que determina completamente la estructura y evolución de una estrella?

El único método de determinación directa de masas es el estudio del movimiento de estrellas binarias. Las estrellas dobles o binarias están muy próximas entre sí y cada estrella gira alrededor del centro de gravedad del par.

Aplicando a estos sistemas las leyes de Newton es posible deducir su masa. Sin embargo, la masa de cada estrella del sistema se puede determinar sólo en el caso de que el sistema binario sea ecipsante (es decir cuando una de las estrellas eclipsa a la otra).

Estas mediciones, aunque pocas en número, son interesantes porque a partir de ellas se han podido establecer algunos resultados que dieron la clave para comprender la evolución estelar.

Una manera indirecta de determinar la masa estelar es usando la relación masa-luminosidad que pudo ser establecida cuando se desarrolló una de las herramientas más poderosas con que cuentan los astrofísicos, el diagrama R-R que consideraremos a continuación.

Se han observado estrellas muy masivas, hasta 120 M0, pero ¿hay una masa mínima para las estrellas? La respuesta a esta pregunta está todavía en estudio. Las estrellas de menor masa observadas son Ross 614B, de 0,08 M0 y Luyten 726-8B con 0,04 M0, pero la mayoría de las estrellas tienen masas de entre 0,3 y3 M0.

EL DIAGRAMA H-R  

En el año 1911 el astrónomo danés E. Hertzsprung comparó la magnitud absoluta y la luminosidad de estrellas pertenecientes a varios cúmulos.

Trazó la curva de variación de uno de estos parámetros en función del otro y observó que los puntos no estaban esparcidos al azar en el diagrama, sino que se distribuían a lo largo de una línea bien definida.

En 1913, el astrónomo norteamericano H. Russell llegó a la misma conclusión con datos de otras estrellas. Mostró empíricamente la existencia de una relación entre la luminosidad y temperatura estelares.

El diagranta resultante se llama diagrama Hertzprung-Russell (H-R), y está representado en la figura.

La posición de unaa estrella en el diagrama H-R depende de su estado de evolución, y por eso la estructura y la historia de nuestra galaxia se pueden estudiar con este instrumento básico.

Así como los botánicos pueden estimar la edad de un árbol a partir de la cantidad de anillos de su tronco, los astrónomos encuentran en el H-R la herramienta que les permite estimar la edad de una estrella.

Diagrama estelar E. Hertzsprung

El diagrama Herzprung-Russell. Cada estrella se representa según su magnitud absoluta, que mide su brillo intrínseco, y su tipo espectral, que refleja su color y su temperatura. Esta última aumenta hacia la izquierda

Un examen en el diagrama H-R de las estrellas con distancias conocidas muestra que no están distribuidas al azar, sino que muchas (entre ellas el Sol) están agrupadas en una banda angosta sobre la diagonal, llamada secuencia principal.

Otro grupo de estrellas, la rama de las gigantes, se extiende horizontalmente sobre la secuencia principal. Las estrellas con luminosidades mayores que las gigantes se llaman supergigantes, mientras las estrellas sobre la secuencia principal se llaman enanas.

Estudiando los sistemas binarios se pudo establecer que la luminosidad de una estrella de secuencia principal es proporcional a su masa elevada a la potencia 3,5. Es decir que una estrella 2 veces más masiva que el Sol será 11 veces más 1 luminosa.

Esta relación masa-luminosidad es una forma de estimar la masa de una estrella que no pertenece a un sistema binario a partir de su luminosidad, con la condición de que pertenezca a la secuencia principal, lo que se puede determinar, como veremos, con criterios espectroscópicos.

Las cantidades fundamentales que definen este diagrama se pueden medir con distintos parámetros, dándole así distintas formas. El H-R clásico usa dos cantidades: el tipo espectral (que es una determinación cualitativa de la temperatura) y la magnitud absoluta.

El tipo espectral

La única fuente de información sobre la naturaleza de las atmósferas estelares es el análisis de su espectro, del que se pueden hacer dos tipos de aproximaciones: cuantitativas y cualitativas.

Como hemos visto en el capítulo anterior, el análisis cuantitativo pernúte determinar los parámetros físicos que describen la atmósfera estelar. El análisis cualitativo descansa en la simple observación de que los espectros pueden agruparse en familias: esta clasificación espectral considera sólo la apariencia del espectro en el visible.

Según ella, las estrellas se ordenan en 7 clases principales (de acuerdo a su temperatura) a las que se designa con las letras O, B, A, F, G, K y M. Para tener en cuenta las diferencias de apariencia entre espectros de la misma clase fue necesario establecer una subdivisión decimal, y entonces el tipo espectral se representa por BO, B1, B2, …, B9, AO, A1…

La clasificación espectral se basa en la presencia o ausencia de líneas de ciertos elementos, lo que no refleja una composición química diferente de las atmósferas sino sólo las diferencias de temperatura atmosférica.

Así el H, que es el elemento más abundante del universo y del que todas las estrellas tienen casi la misma abundancia, predomina en las líneas espectrales de estrellas con temperaturas cercanas a lO.0000K, porque la excitación del átomo de H es máxima a esta temperatura.

En las atmósferas de las estrellas más calientes, de tipo espectral o, el H está casi todo ionizado y entonces no produce un espectro significativo de líneas de absorción.

En las atmósferas de estrellas frías (por ejemplo de tipo espectral K) los átomos de H son neutros (no ionizados) y prácticamente todos están en el estado fundamental, no excitado. El espectro de líneas así producido pertenece principalmente al rango ultravioleta, no observable desde la Tierra, mientras que las líneas de H observadas en el visible son muy débiles.

Las estrellas de tipo o que son las más calientes, muestran en sus espectros líneas de He ionizado, pero no líneas de H. Yendo a tipo BO hasta AO la intensidad de las líneas de He también decrece cuando las condiciones de temperatura no son favorables y la de los metales (elementos más pesados que el He) crece para tipos espectrales correspondientes a temperaturas más bajas.

En las estrellas más frías, las líneas de metales neutros se hacen más y más intensas y aparecen bandas características de moléculas.

Las clasificación en “gigantes” y “enanas”, tiene sentido sólo para un dado tipo espectral. Si se consideran dos estrellas del mismo tipo espectral, una de la secuencia principal y la otra de la rama de las gigantes, las dos muestran gran diferencia en luminosidad.

Como son del mismo tipo espectral, tienen la misma temperatura.

La diferencia de luminosidad se origina entonces en la diferencia de tamaño. Comparemos, por ejemplo, dos estrellas de clase M. La luminosidad de la gigante es 10.000 veces mayor que la de la enana (o de secuencia principal).

Por lo tanto su área superficial debe ser 10.000 veces mayor y entonces el radio de la gigante será 100 veces mayor que el de la enana. (La ley de Stefan-Boltzmann dice que:  L es proporcional a R2.T4).

Las estrellas que aparecen por debajo de la secuencia principal son las enanas blancas, cuyos radios son muy pequeños.

NACE UNA ESTRELLA

Como ya hemos dicho la vida estelar es una sucesión de contracciones. La primera gran contracción es la de la nube interestelar que crea la estrella. La cuna de las nuevas generaciones de estrellas en nuestra galaxia parece estar en las nubes interestelares de átomos y moléculas. La densidad promedio del medio interestelar en la galaxia es de cerca de un átomo por cm3.

La formación de una estrella requiere una densidad 1024 veces mayor. El único mecanismo capaz de actuar a grandes distancias y de originar tal factor de compresión es la fuerza de la gravedad, que juega aquí un papel esencial.

Por otro lado el movimiento térmico de las moléculas y el movimiento turbulento del gas interestelar producen una presión que impide una contracción abrupta impuesta por el campo gravitatorio.

Cuando la gravedad rompe este equilibrio se puede formar una estrella o un grupo de estrellas. En términos muy generales, esto sucede cuando la masa de la nube sobrepasa una cierta masa crítica.

Una nube colapsará si, por ejemplo, su masa aumenta por colisiones con nubes más pequeñas, pero su temperatura promedio sólo aumenta ligeramente, o si la masa de una nube permanece constante, pero su temperatura disminuye, de manera que la presión no puede frenar el colapso. Estas dos situaciones podrían ocurrir simultáneamente.

Los cálculos indican que en nubes con masas mayores que unas 2.000 M0 la gravedad gana sobre las fuerzas de presión. La nube se hace gravitatoriamente inestable y se contrae más y más rápido. Como la masa de una estrella típica es unas 1.000 veces menor, hay que concluir que la nube se fragmenta.

Los complejos moleculares gigantes muy fríos, con temperaturas de unos 10 a 90 0K, son los lugares reconocidos de formación estelar. Sus masas son muy grandes; alcanzan hasta 1.000.000 M0. El polvo de la nube oculta las nuevas estrellas al astrónomo óptico, pero éstas se pueden detectar en el infrarrojo.

Hay un tipo de nubes moleculares pequeñas, llamadas “glóbulos de Bok”, algunos de los cuales se han observado en contracción gravitatoria. Su velocidad de colapso es de aproximadamente medio km/seg, y su radio es del orden de 2 años luz.

Si nada frena su colapso, estos glóbulos se condensaran en estrellas dentro de 1.000.000 años, lo cual, en términos de la vida total de la estrella, es un período muy breve.

Estos objetos aislados (que se ven como zonas negras contra el fondo de la Vía Láctea) ilustran los modelos teóricos de formación estelar. La región central, altamente comprimida y mucho más densa que la periferia, atrae a la materia que la rodea. La temperatura aumenta progresivamente y la presión se hace suficientemente alta como para parar momentáneamente el colapso del núcleo.

Poco a poco toda la materia en la envoltura cae hacia la protoestrella. Cuando su temperatura pasa los 10 millones de °K, comienzan las reacciones termonucleares, es decir el autoabastecimiento de energía.

En este momento la estrella entra en la secuencia principal y comienza su vida normal. En las galaxias espirales, como la nuestra, las estrellas se forman en los brazos espirales, donde se encuentran el polvo y el gas interestelares.

La observación de estrellas en formación o estrellas muy jóvenes junto con su ambiente provee importantes contribuciones a la teoría de formación estelar. En el esquema presentado la formación de estrellas está directamente relacionada a la evolución de las nubes moleculares, pero aunque es el caso más estudiado, no es el único. Una forma de aprender más sobre formación estelar es investigar galaxias vecinas.

La formación estelar en la Gran Nube de Magallanes presenta algunos problemas para este esquema: en una región llamada 30 Dorado se observan unas 50 estrellas O y B asociadas con una nube de 50 millones de M0 de hidrógeno neutro.

No hay polvo en esta región ni se ha detectado ninguna nube molecular. Esto muestra claramente que la teoría de formación estelar basada en nubes moleculares no explica todos los nacimientos estelares. Este es un tema de gran actualidad en astrofísica que todavía no está resuelto.

La protoestrella entra al diagrama H-R por la derecha (la parte roja o fría), en el momento en que la temperatura central se hace suficientemente alta (recordemos que bajo compresión la temperatura de un gas aumenta) y la estrella comienza a convertir H en He.

La posición inicial de la estrella en el H-R define la llamada secuencia principal de edad cero (ZAMs). Cuanto más masiva nace una estrella más arriba comienza su vida de secuencia principal y más luminosa es.

La posición de la ZAMS sobre el diagrama H-R depende de las composiciones químicas de las estrellas que se forman. La abundancia de metales (elementos más pesados que el He) aumenta de generación a generación, a medida que las estrellas más viejas evolucionan y enriquecen el medio interestelar con elementos pesados.

En consecuencia la ZAMS se desplaza cada vez más hacia la derecha sobre el H-R a medida que la galaxia envejece, y este corrimiento permite estimar la edad de la galaxia.

La secuencia principal representa la primera pausa y la más larga en la inexorable contracción de la estrella. Durante este intervalo las estrellas son hornos nucleares estables y a esta estabilidad debemos nuestras propias vidas, ya que el Sol se encuentra en esta etapa. A medida que la estrella envejece se hace un poco más brillante, se expande y se calienta. Se mueve lentamente hacia arriba y a la izquierda de su posición inicial ZAMS.

Evolución de las Estrellas

Para una persona, incluso para una toda generación de seres humanos resultaimposible observar una única estrella para descubrir todo lo que le sucede en el transcurso de su existencia, ya que la vida estelar media es del orden de los miles de millones de años.

Identificar y ordenar las distintas etapas en la vida de las estrellas, puede compararse con obtener una fotografía en conjunto de todos los habitantes de una ciudad; en la foto se tendría una visión de las posibles fases o estadios de la vida humana: habrían recién nacidos, niños, adultos, ancianos, etc.

Al analizar la imagen obtenida de cada persona y clasificándola de acuerdo a cierto carácter, podría establecerse el ciclo de la vida humana con bastante precisión; se podría estimar el ciclo completo, captado en un único instante de tiempo en la fotografía de conjunto.

Debido a la cantidad y a la gran variedad de estrellas existentes, se logra tener una idea de su evolución observando estrellas en las diversas fases (o etapas) de su existencia: desde su formación hasta su desaparición.

Al respecto se debe tener en cuenta que, efectivamente, se han visto desaparecer estrellas (por ejemplo, la supernova de 1987) como también se han hallado evidencias de la formación de otras nuevas (como en el profundo interior de la Nebulosa de Orión, por ejemplo).

Ya mencionamos que en el estudio de las estrellas, se utilizan parámetros físicos como la temperatura o la masa, entre otros. Pero debe señalarse también otra de las técnicas usuales en Astronomía, denominada Espectroscopía.

La luz estelar se descompone en su gama intrínseca de colores, llamándose “espectro” al resultado de esa descomposición cromática (la palabra espectro que significa “aparición”, fue introducida por I. Newton, quien fue el primero es descubrir el fenómeno). En el espectro de las estrellas, además de los colores, aparecen ciertas líneas o rayas bien nítidas.

Esas líneas o mejor dicho, cada una de las series de líneas, se corresponde, según su posición en el espectro, por una parte con la T de la superficie estelar y por otra, con los elementos químicos presentes en la atmósfera de la estrella.

Diferentes elementos químicos absorben o emiten luz según la temperatura a que se encuentren; de esta manera la presencia (o ausencia) de ciertos elementos en la atmósfera de la estrella, indica su temperatura.

Los astrónomos han diseñado un sistema de clasificación de estrellas, de acuerdo a las características que presentan sus respectivos espectros. En ese esquema, las estrella s se ordenan desde las más calientes a las más frías, en tipos espectrales que se identifican según el siguiente patrón de letras: O B A F G K M

Las estrellas más calientes (O) tienen temperaturas de unos 40.000 ºC; en el otro extremo, las más frías (M), alcanzan sólo 2.500 ºC; en este esquema, el Sol, con una temperatura superficial de 6.000 ºC, resulta una estrella de tipo espectral intermedio entre las más calientes y las más frías: es una estrella tipo G.

Este sistema de clasificación se corresponde además con los colores de las estrellas: las de tipo (O) son azules-violáceas y las de tipo M, rojas; el Sol (tipo G) es amarillo. Los colores observados también se relacionan con la temperatura, ya que las estrellas más calientes emiten la mayor parte de su luz en la zona azul del espectro electromagnético, mientras que las más frías lo hacen en la zona roja.

En las estrellas más calientes, las distintas capas interiores deben vencer mayor atracción gravitacional que las capas más externas, y por lo tanto la presión del gas debe ser mayor para mantener el equilibrio; como consecuencia, mayor es la temperatura interna.

Implica que la estrella debe “quemar” combustible a gran velocidad, lo que produce una ingente cantidad de energía. Esta clase de estrellas sólo puede tener una vida limitada: unos pocos millones de años.

Las estrellas frías (generalmente pequeñas y con una fuerza de gravedad débil) sólo producen una modesta cantidad de energía; en consecuencia aparecen brillando tenuemente. Así, estas estrellas pueden existir como tales sólo algunas decenas de miles de millones de años.

En la siguiente Tabla se indican la temperatura característica (en grados centígrados, ºC) de cada tipo espectral (T.E.).

Tipo EspectralTemperatura (ºC)
O40.000
B25.000
A11.000
F7.600
G6.000
K5.100
M2.500

Ahora bien, la temperatura y consecuentemente, la cantidad de energía que emite una estrella, depende de su masa: cuanto mayor es su masa, mayor es la temperatura y por consiguiente mayor es la cantidad de energía que irradia. Pero hasta que en su núcleola temperatura no alcance un valor de algunos millones de grados, no se producirán transformaciones nucleares (del tipo de transmutación de hidrógeno en helio) y, por lo tanto, mientras eso no ocurra, la cantidad de energía que emiten será bastante pequeña (objetos de esta clase son denominados protoestrellas). Cuando se inicia la vida de una estrella, el calor de su interior procede de la energía gravitacional, es decir, de la nube de gas que se comprime sobre sí misma (colapso).

La etapa de protoestrella se corresponde con grandes inestabilidades en su estructura interna, las que acaban cuando la temperatura de su núcleo alcanza los 10 millones de grados, iniciándose entonces la transmutación del hidrógeno en helio y, por lo tanto, la generación de energía desde su núcleo: en esa etapa el astro se considera ya una estrella.

Las estrellas contienen suficiente hidrógeno como para que la fusión en su núcleo dure un largo tiempo, aunque no para siempre. La velocidad de combustión del hidrógeno depende de la masa, o sea de la cantidad de materia que compone la estrella.

Llegará un momento en que se acabará todo el hidrógeno disponible y sólo quede helio. En esas condiciones la estrella sufrirá diversos tipos de transformaciones: aumentará de tamaño y el helio acumulado se transmutará en elementos más pesados como el carbono, el nitrógeno, el oxígeno, etc, mediante otras reacciones nucleares. Entonces la estrella dejará de ser estable: sufrirá cambios de volumen y expulsará al espacio parte de su material. Las capas mas externas serán las primeras en alejarse.

Después de cinco a diez mil millones de años, una estrella como el Sol evoluciona a un estado denominado de gigante roja: un objeto de gran tamaño (de dimensiones mayores que las originales), mucho más fría y de una coloración rojiza. Su temperatura superficial disminuye y por lo tanto toma color rojizo. La gigante roja brillará hasta que su núcleo genere cada vez menos energía y calor. En esas condiciones la estrella empieza a contraerse: disminuye su diámetro y al mismo tiempo aumenta su temperatura superficial.

Si la estrella, al formarse, tiene una masa cuarenta veces mayor que la masa del Sol, pasará al estado de gigante roja en sólo unas pocas decenas de millones de años. Luego irá disminuyendo de tamaño y perderá rápidamente una cantidad significativa de su masa expulsando materia hacia el espacio.

Otra modo de expulsar materia es lentamente, a través de fuertes vientos estelares; de esta forma los astrónomos han observado que se forma una envoltura gaseosa que circunda la estrella y que puede llegar a ser bastante densa; si ese proceso continúa puede dar lugar a un objeto denominado nebulosa planetaria.

Con el nombre de nebulosas planetarias, se define a una estrella muy caliente y pequeña, rodeada por una esfera de gas fluorescente en lenta expansión; algunas fotografiadas con potentes telescopios, muestran que esas nebulosas tienen forma de anillo, razón por la cual se le ha dado ese nombre, ya que su aspecto observada en el telescopio es similar al disco de un planeta.

Finalmente, hacia el término de su existencia, esas estrellas se convierten en objetos de pequeñas dimensiones (del tamaño de la Tierra o aún menor), calientes y de color blanco: son las enanas blancas. La materia de estos objetos se halla extremadamente comprimida: 1 centímetro cúbico de la misma puede pesar varias toneladas. En otras palabras, en un volumen similar al de nuestro planeta se halla condensada la misma cantidad de materia que hay en un volumen comparable al del Sol.

Pero no todas las estrellas acaban como enanas blancas. Cada estrella termina su vida de un modo que depende mucho de su masa inicial, aquella que tuvo cuando comenzó su existencia. Una estrella de gran masa (varias veces la del Sol) y que no pierde mucha materia durante su evolución termina su vida en una explosión muy violenta que se denomina supernova; cuando esto ocurre la estrella brillará tanto como toda la galaxia en la cual se encuentra, aunque su brillo será efímero: la estrella ya está condenada a extinguirse como tal.

En el siguiente cuadro se muestran los distintos estados evolutivos finales para estrellas de diferente masa inicial (M). La masa está expresada en masas solares (Msol = 1).

Masa InicialEstado evolutivo final
M < 0,01Planeta
0,01 < M < 0,08Enana marrón
0,08 < M < 12Enana blanca
12 < M < 40Supernova + estrella de neutrones
40 < MSupernova + agujero negro

Distintos estados evolutivos finales para estrellas de diferente masa inicial <M>. La masa está expresada en masas solares (Msol = 1).

Los restos gaseosos de una supernova (que se denominan remanentes) se esparcen cubriendo una extensa zona del espacio, formando una nube en permanente expansión que se aleja a varios miles de kilómetros por segundo y cuyas características son bastante peculiares (por ejemplo, aparecen campos magnéticos sumamente intensos).

El gas que compone un remanente de supernova es bastante diferente al gas de la nube que formó a la estrella. La nube de origen estuvo compuesta casi exclusivamente por helio y helio, mientras que en el remanente existe una gran variedad de elementos químicos, restos de la fusión nuclear que ocurriera en la estrella desaparecida y también otros formados durante la explosión que se produce en la fase de supernova.

En el siguiente cuadro se muestran algunas estrellas con sus características físicas más importantes.

Estrella Magnitud
aparente (m)
Magnitud
Absoluta
Temperatura
(en ºC)
Radio
(en radios solares)
Características
Centauri 0,6-5,021.00011gigante
Aurigae 0,1-0,15.50012gigante
Orion 0,4-5,93.100290supergigante
Scorpi 0,9-4,73.100480supergigante
Sirio B 8,711,57.5000,054enana blanca

 De este modo se recicla el material estelar: las estrellas que se formen con el gas expulsado en una explosión de supernova, serán menos ricas en hidrógeno y helio, pero más ricas en los elementos químicos más pesados, que las estrellas de su generación anterior.

Pero sucede que luego de la explosión de una supernova, lo que queda del astro, además de sus remanentes, es un cuerpo de apenas algunos kilómetros de diámetro, conformado por él núcleo de la estrella original.

En la explosión de supernova se produce un catastrófico colapso de la estrella; debido a su gran masa, la enorme fuerza de gravedad comprime la materia con mucha más intensidad que en el proceso que genera a una enana blanca .

En estas condiciones toda la masa de una estrella ordinaria (como el Sol) se comprime en una pequeña esfera de apenas 15 Km. de diámetro; a estos diminutos astros se los ha bautizado estrellas de neutrones (su denominación se debe a que se trata de objetos compuestos básicamente de neutrones). La materia en estos objetos se ha comprimido a tal extremo y su densidad alcanza a valores tan grandes, que los electrones se combinan con los protones dando lugar a la formación de nuevos neutrones.

evolucion estelar desde la nube de gas hasta agujero negro

Fuente Consultada: Astronomía Elemental de Alejandro Feinstein y Notas Celestes de Carmen Nuñez

SÍNTESIS DEL TEMA…

Ningún astrónomo ha podido contemplar, hasta ahora, el interior de las estrellas, pero todos los científicos conocen ya los fenómenos que se producen en el centro de éstas y en los estratos que lo cubren hasta llegar a la superficie visible.

Las estrellas son enormes esferas de gas, de un diámetro medio, equivalente a cien veces el de la Tierra. El gas que las compone contiene, aproximadamente, un 80 % de hidrógeno y un 18 % de helio. La mayor parte de los elementos se hallan presentes en ellas, aunque en cantidades insignificantes.

La superficie de las estrellas está incandescente: su temperatura oscila, según el tipo de estrella, entre miles y decenas de millares de grados centígrados. Pero, a medida que se penetra en su interior, esa temperatura va haciéndose cada vez más alta, hasta alcanzar, en el centro, decenas de millones de grados, lo cual pone a los átomos en un estado de “agitación” tan violenta, que los lleva a chocar entre sí, perdiendo electrones y formando iones (átomos que han perdido, por lo menos, uno de sus electrones). El gas de los iones y electrones se ve sometido a presiones tan altas, que en ocasiones alcanza una densidad miles de veces superior a la del agua.

¿Qué es lo que comprime el gas en el interior de las estrellas? El peso de los estratos superiores. Todo el mundo ha oído hablar de las elevadas presiones existentes en el fondo del mar o en el centro de la Tierra (éstas, particularmente, alcanzan cifras asombrosas). Pero, en el centro de una estrella, a una profundidad cien veces mayor, las presiones son tan enormes, que bastan para comprimir toda la materia estelar en un reducidísimo espacio. Los átomos, chocando entre sí, perdiendo y, a veces, adquiriendo electrones, emiten una gran cantidad de luz, comparada con la cual la superficie del Sol parecería oscura.

Llegados a este punto, conviene explicar que la luz ejerce presión sobre los cuerpos que ilumina: poca presión, cuando su intensidad es débil, y mucha, cuando es fuerte. Esta propiedad de la luz se encuentra, naturalmente, fuera de los límites de nuestra experiencia, ya que la Tierra, por fortuna, nunca se ve expuesta a radiaciones luminosas de tanta intensidad. Pero éstas son lo suficientemente intensas, en el interior de las estrellas, como para ejercer, sobre los estratos superficiales, presiones que llegan al millón de toneladas por centímetro cuadrado. Es decir: equilibran, en parte, la presión hacia el interior de estos estratos y evitan que la estrella se convierta en un pequeño y densísimo núcleo.

A las temperaturas descritas, los átomos chocan en forma tan violenta que, cuando los núcleos de hidrógeno entran en colisión entre si, o con núcleos de otros elementos (carbono y nitrógeno), se funden y originan núcleos de helio. Este proceso de fusión de núcleos se llama “-reacción termonuclear”, lo que significa “reacción nuclear provocada por la temperatura”. Cada vez que se forma un nuevo gramo de helio, se libera una energía equivalente a la que se obtendría quemando media tonelada de carbón. ¡Y se forman millones de toneladas de helio por segundo!

La fusión del hidrógeno es, pues, la reacción que mantiene el calor de las estrellas. Como la mayor parte de éstas contiene casi exclusivamente hidrógeno, y basta consumir un poco para obtener una gran cantidad de energía, se comprende que las estrellas puedan brillar ininterrumpidamente durante miles de millones de años.

La zona del interior de las estrellas en las que se produce ,La energía termonuclear es pequeña: muy inferior a una décima parte del volumen total de la estrella. Lo cual dificulta notablemente la llegada del calor a la superficie.

Una parte de éste se transmite por radiación (es decir: la energía térmica producida en el núcleo central es enviada, bajo forma de radiaciones electromagnéticas, a los átomos exteriores, que la absorben y la envían, a su vez, hacia átomos más exteriores, hasta que así, de átomo en átomo, la energía llega a la superficie de la estrella, irradiándose en el espacio). Pero la mayor parte de la energía térmica es transportada a la superficie por la circulación de la materia estelar, que se halla en continuo movimiento: sube caliente del centro, se enfría en la superficie, por cesión de calor, y vuelve fría al centro, en busca de más calor. Esta forma de transporte se llama transporte por “convección”.

Los movimientos convectivos de la materia estelar provocan importantes fenómenos magnéticos, que repercuten en la superficie, produciendo maravillosas y fantasmagóricas manifestaciones: fuentes de gas incandescente, gigantescas protuberancias de gas luminoso coloreado, y manchas oscuras de materia fría, rodeadas por campos magnéticos, de extensión .e intensidad enormes. De esta naturaleza son las famosas manchas solares descubiertas por Galileo, que siempre han despertado gran interés entre los investigadores, por su influencia sobre la meteorología de nuestro planeta, sobre las transmisiones electromagnéticas, e incluso, al parecer, sobre algunos fenómenos biológicos.

La existencia de una estrella depende, por tanto, del perfecto equilibrio entre los mecanismos que producen la energía en su interior y los encargados de transportarla a la superficie. Cuando este equilibrio es inestable, las estrellas experimentan variaciones (estrellas variables); cuando, en cambio, se altera completamente, puede producirse uno de los más grandiosos fenómenos cósmicos: la explosión de una estrella, de lo cual nos ocuparemos en otro artículo.

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Muerte de una Estrella Los Pulsares Enana Blanca

Peso de Una Estrella de Neutrones

La Vida del Sol Tiempo de Vida Hidrogeno del Sol

La Luna Muestra Siempre la Misma Cara

Origen del aire que respiramos El Oxigeno

Dimensiones del Sistema Solar Tamaños Medidas Escala de los Planetas

Dimensiones del Sistema Solar
Distancias y Medidas Escala de los Planetas

EL SISTEMA SOLAR: EL SOL Y SU FAMILIA El Sol es la estrella más próxima a nosotros y está a una distancia de 150 millones de kilómetros. La Tierra da una vuelta alrededor del Sol en un año, en compañía de muchos otros cuerpos celestes.

Dimensiones del Sistema Solar Tamaños Medidas Escala de los Planetas

Algunos de estos astros pueden observarse a simple vista en el cielo nocturno errando entre las estrellas. Dichos astros, denominados planetas (de la palabra griega que significa “errante“), giran alrededor del Sol a diferentes velocidades y distancias. Algunos son bastante parecidos a la Tierra, y están constituidos fundamentalmente por rocas y metales, mientras que otros, por el contrario, contienen posiblemente una elevada proporción de hidrógeno y helio.

Ninguno de ellos puede producir calor y luz por medio de reacciones atómicas, como las estrellas, y sólo son visibles porque reflejan la luz solar.

Los planetas, por lo tanto, no brillan de la misma manera que las estrellas. En comparación con las estrellas, todos los planetas son cuerpos fríos y están situados en el espacio relativamente cerca de nosotros.

sol estrellaEl más próximo al Sol es el planeta Mercurio, que gira alrededor del primero a una distancia media de 5 8 millones de kilómetros. Con un diámetro de sólo dos quintas partes del de la Tierra, es un mundo muy seco que muestra constantemente la misma cara vuelta hacia el Sol, debido a que el período de rotación sobre su eje es igual al que tarda en describir su órbita. Por estar más cerca del Sol que la Tierra, sólo podemos observarlo al atardecer, poco después de ponerse el Sol, o al amanecer.

planeta del sistema solarDespués está el planeta Venus, el cual participa con Mercurio del honor de ser denominado estrella matutina o vespertina, pues sólo puede ser observado a la salida o a la puesta del Sol.

Girando alrededor del Sol a 108 millones de kilómetros de distancia, Venus recorre su órbita en siete meses, en comparación con los otros tres meses que tarda Mercurio.

planeta del sistema solarEsto es debido a que por la gravedad solar un planeta requiere más tiempo para recorrer su órbita a medida que aumenta la distancia que lo separa del Sol. Venus muestra muchas cosas en común con la Tierra. Tiene casi el mismo tamaño y, como ella, presenta estaciones regulares a medida que se traslada alrededor del Sol.

Como los demás planetas, gira también alrededor de su eje, pero no podemos medir la duración del día venusiano (o su velocidad de rotación) por estar siempre completamente envuelto por una espesa capa de nubes que impide ver su superficie, que puede ser tierra firme o, posiblemente, un enorme océano. Más lejos del Sol que la Tierra están los restantes planetas del sistema solar.

planeta del sistema solarA una distancia de 228 millones de kilómetros se encuentra Marte, que presenta un tamaño algo superior al de la mitad de la Tierra y necesita casi dos años para recorrer su órbita. Al contrario que Venus, Marte tiene sólo una tenue atmósfera, que nos permite observar la superficie del planeta, particularmente interesante porque muestra gran cantidad de detalles que algunos astrónomos atribuyen a la existencia de plantas vivientes.

Aún más lejos del Sol, a una distancia comprendida entre 320 y 480 millones de kilómetros, se encuentra un enjambre de minúsculos “pequeños planetas”. Estos astros, de diámetros que oscilan entre 750 y sólo unos pocos kilómetros, son demasiados pequeños para poder observarlos a simple vista. Debido a que algunos tienen órbitas muy alargadas y pueden llegar a estar muy cerca de nosotros, los astrónomos los utilizan para obtener con mucha exactitud las distancias dentro del sistema solar.asteroide

Estos pequeños planetas se denominan también asteroides, es decir, “parecidos a estrellas”. Vistos a través del telescopio parecen cabezas de alfiler, como las propias estrellas, y no discos luminosos como ocurre con los planetas.

El mayor de todos los planetas es Júpiter y su órbita se encuentra más alejada que las de los asteroides. Este planeta gigante tiene un diámetro once veces superior al de la Tierra. Si nos fuera posible poner a Júpiter en el platillo de una balanza su peso resultaría 300 veces mayor que el de la Tierra.

planeta del sistema solar jupiterA simple vista Júpiter se presenta como una estrella brillante, pero a través del telescopio aparece como un disco cruzado por varias bandas oscuras. Debido a que estas bandas cambian de posición cada mes, los astrónomos creen que lo que ellos realmente observan es una atmósfera densa y nubosa. Y esto se confirma por la rotación de algunos detalles apreciados en las bandas.

Tales detalles se mueven más rápidamente cerca del ecuador del planeta (con un período de 9 horas y 50 minutos) que cerca de los polos (con un período de 9 horas y 56 minutos). Estas distintas velocidades de rotación serían imposibles si la superficie del planeta fuese sólida. La distancia de Júpiter al Sol es de 778 millones de kilómetros, o sea más de cinco veces la distancia de la Tierra al Sol. saturno planeta del sistema solar

Saturno, el siguiente planeta que encontramos, está a 1.430 millones de kilómetros del Sol, casi dos veces más alejado que Júpiter. Aunque Saturno no es tan grande como Júpiter, tiene no obstante un diámetro 9 1/2 veces mayor que el de la Tierra. Al igual que Júpiter, posee una atmósfera que presenta bandas y nubes, y tarda 10 1/4 horas en girar sobre su eje. Saturno se distingue de los restantes planetas del sistema solar en que tiene un sistema de anillos que lo rodean ecuatorialmente.

Estos anillos están constituidos por miríadas de corpúsculos rocosos o de hielo, o quizá por una combinación de ambos, que giran a su alrededor. Debido a las diferentes dimensiones de las órbitas de estos corpúsculos, los anillos se extienden desde 15.000 hasta 60.000 kilómetros por encima de la atmósfera de nubes. Sin embargo, a causa de la acción gravitatoria de Saturno, dichas órbitas son tan coplanarias, que los anillos tienen un espesor de sólo unos 15 kilómetros.

Los anillos dan a Saturno un aspecto extraño y único. Los tres restantes planetas del sistema solar (excepto algunas veces Urano) sólo pueden ser observados mediante un telescopio. Urano, el más cercano de los tres, se encuentra a 2.870 millones de kilómetros del Sol; Neptuno, el siguiente, 1.500 millones de kilómetros más lejos, y Plutón, el más alejado, otros 1.500 millones más allá.

planeta del sistema solarA través del telescopio, Urano y Neptuno parecen presentar superficies nubosas; ambos tienen un diámetro superior al de la Tierra (Neptuno 3 1/2 veces mayor y Urano casi 3 3/4)- Plutón es mucho más pequeño que los otros dos, casi del mismo tamaño que Marte. Hasta aquí sólo hemos mencionado los nueve grandes planetas, incluyendo la Tierra, y los asteroides.

No todas las órbitas de los planetas están situadas en un mismo plano, sino que forman ciertos ángulos entre sí. Plutón tiene una órbita muy inclinada y algunas veces se acerca al Sol aún más que el propio Neptuno.

Pero la familia del Sol —la totalidad del sistema solar— es todavía mucho mayor. A través del espacio se desplazan muchos enjambres de corpúsculos metálicos y rocosos; y la acción gravitatoria del Sol ha capturado cierto número de ellos, que giran a su alrededor describiendo órbitas muy alargadas. A lo largo de la mayor parte de su trayectoria son invisibles y sólo pueden ser observados cuando la Tierra cruza su camino o cuando se acercan mucho al Sol.

Cuando un enjambre pasa muy cerca del Sol se calienta el gas helado transportado junto con los corpúsculos rocosos o metálicos. Dicho gas se escapa y se torna luminoso por efecto de la radiación solar, la cual al propio tiempo desprende partículas eléctricas que lo lanzan al espacio. A su vez, algunas de las partículas rocosas reflejan también la luz solar. El resultado de esta actividad es que el conjunto de corpúsculos puede observarse entonces como una mancha brillante en el cielo, con los gases que se liberan en el espacio formando una larga cola luminosa, que a veces se extiende hasta millones de kilómetros. A tales objetos se les da el nombre de cometas.

Pueden acercarse hasta pocos millones de kilómetros del Sol, mostrando entonces el otro extremo de su órbita mucho más allá de la del propio Plutón. Cuando un cometa describe su órbita alrededor del Sol, muchos de los corpúsculos que lo constituyen se reparten a lo largo de dicha órbita. Algunos de tales corpúsculos se agrupan gradualmente en enjambres mucho más dispersos.

Entonces ya no son visibles como un cometa, pero pueden observarse cuando la Tierra los encuentra a su paso y los corpúsculos penetran en la atmósfera terrestre. Debido a la gran velocidad de desplazamiento (muchos kilómetros por segundo) se calientan al entrar en contacto con el aire. En consecuencia, estos fragmentos brillan al propio tiempo que se van quemando, ionizándose el aire que los rodea y que también se ilumina a su vez. En cada punto de la trayectoria de uno de estos fragmentos la luz producida dura solamente una fracción de segundo. Pero a menudo toda la trayectoria puede ser observada durante un corto intervalo de tiempo, y se denomina ráfaga meteórica. El fragmento rocoso en sí se conoce con el nombre de meteorito.

Cuando la Tierra atraviesa un enjambre, advertimos en ciertos casos centenares de meteoritos, y tales “lluvias de estrellas” producen una visión espectacular. Sin embargo, son demasiado pequeñas para que puedan observarse, y deben ser registradas por otros métodos que describiremos más adelante.

Al girar alrededor del Sol, casi todos los grandes planetas son centro de pequeños sistemas de satélites naturales. Aunque parece ser que Mercurio, Venus y Plutón carecen de “lunas” -y la Tierra tiene sólo una-, los restantes planetas poseen un buen número de ellas.

Marte tiene dos pequeños satélites de unos 7,5 y 15 Km. de diámetro, que recorren sus órbitas en unas 30 y y1/2 horas, respectivamente. Júpiter posee 12, cuatro de los cuales son de tamaño parecido al de nuestra propia I ,una y los ocho restantes mucho menores. Tres de estos últimos muestran un diámetro de sólo 20 km. Saturno tiene 9 satélites, siendo todos ellos, excepto uno, de tamaño muy inferior al de la Luna.

trayectoria de un cometa

Comparación de la alargada órbita de un cometa con la casi circular de la Tierra. El calor solar dilata el luminoso gas de un cometa proyectándolo hacia delante de forma que la cola siempre apunta en sentido contrario al Sol.

Urano tiene 5 y Neptuno sólo 2, el mayor de ellos de i amaño parecido al de nuestro satélite. Aunque la Tierra es el único planeta que posee un solo satélite, éste parece tener un tamaño desproporcionado en revolución con el de la misma Tierra.

¡Algunos astrónomos llegan a considerar el sistema Tierra-Luna como un planeta doble! Pero no estamos seguros de ello. Muchos astrónomos piensan que la mayoría de los satélites del sistema solar eran asteroides que fueron capturados por los grandes planetas miles de millones de años atrás, cuando se estaba formando todo el sistema.

Fuente Consultada: Secretos del Cosmos Colin A. Roman Biblioteca Basica Salvat Nro. 2

Eclipses de Sol y de Luna Cual es causa? Sistema Solar y Planetas

Eclipses de Sol y de Luna ¿Cual es causa?

Introducción: Los eclipses
Significan la ocultación de un astro por interposición de otro. Los movimientos de la Tierra y de la Luna en torno del Sol originan los eclipses de Sol o de Luna, según sea el astro obscurecido. Para que haya eclipse es menester que la Tierra, el Sol y la Luna estén en línea recta y casi en el mismo plano, y que la Tierra o la Luna penetre en el cono de sombra producido por el otro astro.

La naturaleza de los eclipses de Sol y de Luna difiere muchísimo. En un eclipse solar la Luna podrá ocultar todo o parte del astro para ciertos lugares de la Tierra, pero jamás para toda ella. Así habrá zonas en que el Sol quedará completamente obscurecido, o parcialmente, o no se observará fase alguna del eclipse. A pesar de que los tres astros se encuentran en línea recta suele ocurrir que, dada su distancia relativa, la Luna esté de tal manera que en el máximo del eclipse el disco solar no quede del todo oculto, sino que alrededor del disco lunar pueda verse una parte de aquél. Entonces se produce un eclipse anular.

La luna puede pasar dentro del cono de sombra que proyecta la Tierra en el espacio en el momento del plenilunio. Así queda interceptada para la Luna la luz del Sol y ocurre un eclipse total o parcial, según que se haya sumido tota! o parcialmente en la sombra.

Cuando la Luna pasa delante del Sol, la sombra que señala en la Tierra es circular y que, por causa del movimiento de rotación de nuestro planeta, va recorriendo diversos lugares. En todos ellos el Sol está completamente oculto y produce un eclipse total de Sol. Este fenómeno se inicia siempre en el lado O del disco del astro, y la sombra atraviesa la superficie terrestre de O a E. En los eclipses lunares, por el contrario, la sombra comienza en el lado E del disco y lo va barriendo hacia el O.

LOS ECLIPSES DE SOL Y DE LUNA: Cuando la Tierra, la Luna y el Sol están exactamente alineados en el espacio, el cielo se oscurece debido al eclipse. Los eclipses solares ocurren en luna nueva, cuando la Luna pasa entre los dos astros mayores, tapando el Sol y proyectando su sombra sobre la Tierra. (foto eclipse de Sol)

Hay tres tipos de eclipses solares. En el eclipse parcial, la Luna se come al Sol pero no acaba de devorarlo. El día se oscurece ligeramente y el Sol, visto con cualquier clase de protector de los ojos o por un agujero muy pequeño, parece una galleta a la que se le ha quitado un bocado.

En el eclipse total, la cara del Sol desaparece detrás de la Luna, florece la corona por lo general invisible y los afortunados espectadores situados dentro de la sombra lunar pueden conocer las tinieblas al  mediodía.* El tercer tipo de eclipse, el llamado anular, ocurre cuando la Luna se halla a la máxima distancia de la Tierra y en consecuencia se ve más pequeña que de ordinario. Incluso en el momento cumbre de tal eclipse, el reborde del Sol envuelve la Luna, así:

La luna llena es la época de los eclipses lunares, cuando la Tierra queda entre las luminarias y su sombra cae en la superficie de la Luna. Lo mismo que los eclipses solares, los eclipses lunares no ocurren todos los meses; sólo se producen cuando la alineación tripartita es exacta. Esto sólo sucede de vez en cuando, porque la órbita de la Luna, que es rotatoria, forma un ángulo de 50 con el plano de la órbita que traza la Tierra alrededor del Sol.

Los auténticos amantes de los eclipses no se detienen ante nada para verlos. Por ejemplo, el 3 de octubre de 1986 Glenn Schneider, de Baltimore, y otras ocho almas intrépidas contemplaron un eclipse de Sol desde un pequeño aeroplano a 12.200 metros por encima de Islandia.

Escribiendo en la revista Sky & Telescope, Schneider describe lo que vio cuando la Luna se fue colocando delante del Sol y la luz solar comenzó a filtrarse por los valles y las cimas montañosas situadas en el borde lunar, produciendo el fenómeno conocido como los granos de Baily. «Durante seis segundos enteros —recordaba Schneider—, la danza parpadeante de granos fue relampagueando por el limbo… Un minuto después de la “totalidad”, miramos por las ventanillas de la izquierda para valorar el aumento de la luminosidad del cielo. La sombra de la Luna se proyectaba sobre la cara superior de las nubes como un borrón de tinta (!). Durante todo un minuto contemplamos esta mancha oscura, que tenía la misma forma que un cigarrillo aplastado y se iba alejando de nosotros hacia el horizonte.»

Hay eclipses todos los años: siete como máximo, dos como mínimo. Entonces, ¿por qué no vemos más? Los eclipses lunares sólo son visibles por la noche. La mitad de las veces ocurren durante el día y sólo se ven desde la otra cara de la Tierra. Los eclipses solares son aún más elusivos, porque sólo se ven durante unos minutos y sólo dentro de la zona donde cae la sombra de la Luna. Esta zona es tan estrecha que en toda Inglaterra sólo han sido visibles cuatro eclipses solares totales durante los últimos mil años.

Por eso no son fáciles de ver los eclipses. Tomemos un año de cuatro eclipses, por ejemplo 1997. En marzo será visible un eclipse de Luna desde todo el territorio de Estados Unidos, pero únicamente se tratará de un eclipse parcial. Ese mismo mes se podrá ver un eclipse total de Sol; pero sólo desde una estrecha franja de terreno de China o bien yendo en barco por el océano Ártico. En septiembre, será visible un eclipse solar siempre que se contemple desde Australia o Nueva Zelanda, pero incluso allí abajo sólo será un eclipse parcial. Dos semanas después habrá ocaSión de ver un eclipse total de Luna, pero desde América del Norte. Tal es la persecución de los eclipses. La idea de alquilar un aeroplano para presenciarlos empieza a no resultar del todo irrazonable.

Eclipse de Luna

Seis Eclipses Notables o Históricos:

En la mitología de Dahomey la Luna, que se llama Mawu, y su hermano gemelo el Sol, llamado Lisa, hacen el amor durante los eclipses. Los sietes pares de gemelos así concebidos se convirtieron en las estrellas y los planetas.

Pero en la mayor parte de las mitologías los eclipses tienen asociaciones terroríficas. Los antiguos chinos y los bolivianos imaginaban que durante los eclipses unos perros furiosos desgarraban el Sol y la Luna con sus dientes. En Yugoslavia se decía que los vampiros destrozaban las luminarias. Los egipcios creían que de vez en cuando la serpiente Apep, que gobernaba el submundo y era señora de los muertos, se erguía y se tragaba el barco en que surcaba los cielos el dios solar Ra. En esos momentos el Sol desaparecía.

Las explicaciones históricas tienden a ser semi mitológicas. A menudo hablan de un ser superior —un conquistador o un científico— capaz de predecir los eclipses, con lo que advierte del desastre al tiempo que ilustra lo de saber es poder. Dos ejemplos:

* 28 de mayo de 585 a. C. A pesar de creer que la Tierra era plana, Tales de Mileto es considerado el primer científico griego. Puso en relación las matemáticas con la lógica y fue el primero en formular varias verdades matemáticas que la mayor parte de nosotros aprendemos en el bachillerato. Los antiguos lo reverenciaban por su capacidad para detener una batalla, hazaña que llevó a cabo con ayuda de unas tablas babilónicas. Según Herodoto, los medas y los

lidios estaban en medio de la batalla cuando «el día se convirtió en noche. Y este cambio había sido predicho a los jonios por Tales de Mileto, que les había dicho el año en que ocurriría». Aunque Tales no había especificado el día, su predicción inspiró el suficiente temor para dar lugar inmediatamente a la paz.

* 29 de febrero de 1504. Cristóbal Colón había estado aislado durante meses, con la tripulación descontenta, en la costa de Jamaica. La leyenda cuenta que organizó una reunión con los indígenas para una fecha en que sabía que iba a haber un eclipse total de Luna. Basaba sus predicciones en las tablas de navegación del astrónomo Johann Müller, más conocido por su nombre latino, Regiomontano. El eclipse se produjo según lo previsto, los indios quedaron impresionados y los descubridores recobraron algo de su decreciente influencia.

Hay unos cuantos eclipses memorables por razones científicas:

* 21 de junio de 1629. Los chinos sabían predecir los eclipses, pero no muy bien. Los astrónomos imperiales, que no habían acertado a pronosticar el eclipse de 1610, predijeron un eclipse solar para una fecha de 1629. Sin embargo, los misioneros jesuitas insistieron en que la predicción llevaba una hora de adelanto y en que el eclipse, en lugar de durar dos horas, sólo se vería dos minutos. Los jesuitas tenían razón. Como consecuencia, el emperador ordenó que se revisara el calendario chino y se instó a los jesuitas a que construyeran telescopios y empezaran a traducir al chino libros sobre óptica, música y matemáticas.

* 8 de julio de 1842. Durante este eclipse solar los científicos europeos dedujeron que las protuberancias de color rosa y los rayos opalescentes de luz que envolvían por completo la Luna no eran emisiones de la atmósfera lunar ni ilusión óptica, sino parte del Sol.

* 18 de agosto de 1868. Pierre Jules César Janssen, un banquero francés convertido en astrónomo, hizo una lectura espectroscópica de la corona solar durante este eclipse, lo cual permitió a los científicos analizar la composición de la atmósfera solar. La corona era tan espectacular que Janssen estaba convencido de que debía percibirse en condiciones normales. Al día siguiente localizó las protuberancias y registró un espectro. Otro científico, J. Norman Lockyer, había estado haciendo trabajos similares. Entre los dos demostraron que la corona estaba presente en todo momento, bien que sólo fuera visible durante los eclipses, y formaba parte del Sol, aunque con una composición ligeramente distinta de la de la masa solar. También identificaron, en la franja amarilla del espectro, un elemento que sería llamado por el nombre griego del Sol y que no se encontraría en la Tierra hasta un cuarto de siglo después: el helio.

Janssen estaba tan emocionado con estos resultados que en 1870, cuando iba a haber un eclipse visible en Argelia, no dejó que nada le impidiera ir. Salir de París constituyó un problema, no obstante, pues la ciudad estaba rodeada por tropas prusianas hostiles. Las muchedumbres pululaban por las calles, los ciudadanos hambrientos se comían los gatos y las ratas, los restaurantes exóticos hacían incursiones al zoológico y sirvieron platos hechos con los dos elefantes Cástor y Pólux, y la única manera de salir de la ciudad era hacerlo en globo de hidrógeno. Janssen partió de Paris en una balsa y llegó a Argelia a tiempo. Por desgracia, conforme se acercaba el eclipse total la temperatura disminuyó, las nubes taparon la Luna y Janssen no pudo ver nada.

* 29 de marzo de 1919. Albert Einstein había predicho que la luz, al pasar junto a un objeto pesado como el Sol, se curvaría en proporción al campo gravitatorio del objeto. Esto estaba aún por demostrar, pero el eclipse solar de marzo de 1919, cuando se vio la silueta del Sol contra las apretadas estrellas del cúmulo de las Híades, ofreció la perfecta oportunidad para comparar la posición habitual de estas bien conocidas estrellas con su posición durante el eclipse. Pensando en esto, sir Arthur Eddington se trasladó a una isla situada en la costa occidental africana y un grupo de científicos británicos fue a Brasil.

Durante el eclipse los observadores midieron las posiciones de varias estrellas de las Híades y descubrieron que la luz procedente de estas estrellas resultaba curvada por la gravedad del Sol, por lo que se trasladaban con respecto a su posición habitual exactamente tal como había predicho Einstein, lo cual confirmó la teoría… y cambió la vida de su autor.

En cuanto Einstein se enteró de la noticia, envió una postal a su madre, anunciándole: «Gozosas noticias hoy». Un titular del New York Times proclamaba: «Todas las luces bizquean en el cielo / Triunfa la teoría de Einstein». Y Einstein pasó a ser definitivamente una celebridad mundial.

PARA SABER MAS…
EL SAROS

Los eclipses son fenómenos tan particulares que ya las poblaciones antiguas investigaron sus eventuales ciclos.
Para los eclipses de Luna no es difícil hallar una ley que permita predecir cuándo van a producirse, al menos aproximadamente. Esta ley fue hallada después de atentas observaciones, y resultó que entre dos eclipses de Luna median cinco o seis meses.

Al período de 223 meses lunares (la duración del mes lunar equivale a 29 días y medio) se le dio el nombre de saros, uno de los períodos sobre los que puede calcularse con mayor precisión la repetición de los eclipses.

En cambio, para los eclipses de Sol, el cálculo es más complicado, ya que un eclipse solar es un fenómeno local, no visible desde toda la Tierra, y depende estrechamente de la posición exacta de la Luna en la bóveda celeste. Sin embargo, ya en la Antigüedad se previeron eclipses de Sol: un ejemplo lo dio Tales, que predijo el eclipse total que tuvo lugar el año 585 a.C.

OTROS ECLIPSES
El fenómeno de los eclipses, tal como se presenta, no es exclusivo del sistema formado por la Tierra, la Luna y el Sol, sino que se produce en una gran cantidad de cuerpos celestes. Un ejemplo conocido es el de los satélites galileanos, cuyo estudio permitió llegar a una primera estimación de la velocidad de la luz.

Naturalmente, lo mismo que sucede en la Tierra cuando la Luna se interpone entre ella y el Sol, también podrían observarse eclipses de Sol desde Júpiter cuando uno de los satélites pasa por delante del planeta gigante. Pero el fenómeno más singular ocurre cuando, en determinadas condiciones, son los satélites los que se eclipsan recíprocamente. Por ejemplo, hay eclipses de Io provocados por Ganímedes, mientras que en aquel mismo momento hay un eclipse de Sol en Io.

Otro caso interesante es el de dos estrellas que orbitan una alrededor de otra y el plano orbital está en la línea visual de la Tierra. En tal caso, las estrellas pasarán periódicamente una delante de otra, enmascarando la luz de la compañera que permanece detrás y provocando eclipses de estrellas.

Por consiguiente, los eclipses son una notable fuente de información sobre los sistemas en los que se producen. Esto es así incluso en nuestro medio: durante un eclipse solar es posible estudiar más cómodamente partes del Sol que de otro modo son de difícil observación. También se ha querido comprender el estado de la atmósfera terrestre por el color que adquiere la Luna durante algunos eclipses.

Un aspecto singular de este fenómeno, ligado a su predictibilidad relativamente sencilla, es la investigación histórica: si un hecho tiene una datación incierta y ocurrió en el momento exacto o aproximado de un eclipse, es posible deducir con más rigor su fecha precisa.

Historia de la Astronomia y su Evolucion Linea de Tiempo

Historia de la Astronomía y Su Evolución

HISTORIA DE LA OBSERVACIÓN DEL UNIVERSO Y SUS ASTRÓNOMOS: Nadie sabe quién fue el primer astrónomo, pero probablemente tenía la tarea de construir un calendario que pudiese usarse para predecir las estaciones, cuándo debe plantarse, cuándo esperar la inundación anual. Más tarde pudo haber ideado teorías explicando cómo se movía el Sol.

Los antiguos griegos consiguieron algunos pocos logros en astronomía aun cuando ésta no era uno de sus principales intereses. Anaximandro (611-546 a.C.) explicó los movimientos del Sol, la Luna y los planetas, suponiendo que todos los cuerpos celestes tenían forma de ruedas. Eudoxio de Cnido (408-355 a.C.) modificó esta idea en el sentido de hacer mover los planetas en esferas concéntricas, pensamiento que persistió durante largo tiempo. El filósofo Sócrates (470-399 a.C.) tuvo una misantrópica opinión: los astrónomos sólo sirven para hacer calendarios.

El primer astrónomo en el sentido moderno, un compilador y analizador de datos, fue Hiparco (c. 150 a.C.), que trazó mapas de la situación de 1.080 estrellas y además las clasificó según su brillo en seis categorías. Los logros de Hiparco se hubiesen perdido si no llega a ser por Ptolomeo, que trabajó en Alejandría del 127 al 141 de nuestra era. Ptolomeo recogió los datos en el Almagesto y los utilizó para sostener que la Tierra es el centro del sistema solar.

Durante 1.400 años el sistema ptolemaico dominó el pensamiento. Satisfacía el dogma religioso: la Tierra y en ella el hombre, criatura de Dios, eran el centro de todas las cosas. Correspondió a un clérigo desbaratarlo. El polaco Nicolás Copérnico (1473-1543) quedó huérfano a los diez años. Su tío, un obispo, le educó en la Iglesia. Si bien como actividad secundaria, la astronomía ocupó mucho de su tiempo a pesar de las tribulaciones debidas a la Reforma que tenía lugar entonces. Copérnico llegó a publicar tres libros sobre astronomía. El último y el más importante, fue publicado a su muerte. En él, Copérnico proponía que el Sol era el centro del sistema solar.

La teoría copernicana no fue fácilmente aceptada. No sólo abandonaba la concepción del hombre como centro del universo, sino que además tampoco era mucho más simple que la teoría ptolemaica. Hizo falta el trabajo de un astrónomo que, si bien no aceptó la teoría de Copérnico, sentó las bases para su aceptación. Tycho Brahe (1546-1601) fue arrogante, seguro y capaz.

Cuando era estudiante discutió vehementemente con otro sobre un problema matemático. En el duelo que resultó de ello, su pericia en la esgrima no igualó su habilidad matemática y sufrió la contrariedad de perder la punta de su nariz. Llevó una pieza de repuesto de oro, pero ya no era lo mismo.


Como primer astrónomo de la Corte, Tycho pudo negociar y conseguir la isla de Hveen, cerca de Copenhague, para usarla como observatorio. Tycho instaló en ella los instrumentos más precisos de la época y empezó a recoger los datos más exactos jamás registrados. Después de la muerte de su protector, el rey Federico II, Tycho fue obligado a marcharse por los envidiosos nobles.

Se estableció en Praga en 1597. Afortunadamente para la astronomía, su nuevo ayudante fúe un hombre llamado Kepler.

Johannes Kepler (1571-1630) era un extraño personaje. Con la nariz siempre húmeda, más interesado en la astrología y en la numerología que en la astronomía, pudo haber sido el mejor matemático de su tiempo. Usando los excelentes datos de Tycho, Kepler fue capaz de determinar que Marte —y por extensión cada uno de los planetas— se mueve en una órbita elíptica —y no en los círculos perfectos que Copérnico había imaginado. Kepler describió el movimiento de los planetas, diciendo que su velocidad depende de su distancia del Sol cuanto más lejano más lentamente se mueve—, sin usar computadoras ni más recursos matemáticos que los logaritmos.

Al mismo tiempo que Kepler hacía estos descubrimientos, en Italia Galileo Galilei (1546-1642) introducía el telescopio en la astronomía. Aunque no el inventor, pero sí el primero en utilizar este instrumento en astronomía, Galileo fue también el primero en observar los cráteres de la Luna, en hacer notar que la Vía Láctea está formada por estrellas, y en darse cuenta que Júpiter tiene cuatro lunas girando a su alrededor.

Esto último impresionó a Galileo por parecerle un sistema solar en miniatura y considerarlo una prueba de la teoría copernicana. La adhesión a esta nueva idea le causó problemas con la poderosa Iglesia. Después de varios juicios, vivió sus últimos años bajo arresto domiciliario.

Pero, ¿por qué los planetas giran alrededor del Sol? ¿Por qué no dan vueltas por el espacio como un yo-yo con el hilo roto? Isaac Newton (1642-1727) dio la respuesta. Durante las plagas de 1665-1666 Newton tuvo que volver a la granja de su familia.

En este tiempo de reposo Newton pudo descubrir la verdadera naturaleza de la gravedad y formular las leyes que la describen. Junto con el desarrollo del telescopio de reflexión, del cálculo y de teorías sobre el comportamiento de la luz, Newton hizo considerables contribuciones a la astronomía sin haber descubierto ningún objeto celeste.

Christiaan Huygens (1629-1695) fue un rival intelectual de Newton. Sus descubrimientos comprenden la nebulosa de Orion en 1656, las señales sobre la superficie de Marte, el satélite de Saturno llamado Titán, en 1656 y la sombra de los anillos de Saturno.

Uno de los primeros usos de la teoría newtoniana de la gravitación fue en la explicación de los cometas. En los siglos XV y XVI había habido un gran número de cometas. Se creía que los cometas, tradicionalmente motivo de temor, presagiaban terremotos, inundaciones y la muerte de los reyes.

Edmund Halley (1656-1742), colega y amigo de Newton, utilizó la nueva ley y mostró que los cometas de 1682, 1607 y 1531 eran el mismo cometa. Además, predijo que este cometa reaparecería en 1758, como así ocurrió. Pronto fue llamado el Cometa de Halley. Apareció por última vez en 1910. Halley fue también el primero en catalogar las estrellas del hemisferio sur.

William Herschel (1738-1822) descubrió Urano casi por accidente, del mismo modo como llegó a ser astrónomo. Como su padre, Herschel se hizo músico en el ejército de Hannover, en Alemania. Pero después de haber sido herido varias veces, y dándose cuenta de que los músicos podían ser también mortales, decidió trasladarse a Inglaterra para seguir una carrera musical menos marcial.

Mientras trabajaba como director musical, Herschel desarrolló su interés en la astronomía. Entonces, como ahora, los telescopios eran caros, lo que le decidió a construir su propio telescopio. Su hermana Carolina, quizás la primera mujer astrónoma, le ayudó. Herschel llegó a ser tan diestro en el uso de sus telescopios que fue capaz de reconocer como nebulosas, nubes de polvo estelar, algunas manchas borrosas. También identificó muchas estrellas dobles.

Herschel fue el primero en intentar medir las distancias de las estrellas por medios científicos —comparó el brillo de las estrellas con su distancia. Estaba equivocado en un factor de diez puntos. Su otro gran éxito fue ser el padre de John Herschel, que llegó a ser un relevante astrónomo.

Hasta el siglo XX la atención de los astrónomos se dirigió principalmente hacia el sistema solar, poniendo menos énfasis en el espacio exterior. Desde 1900, la situación se ha invertido. En realidad, astrónomos como Gerald Kuiper, que nació en 1905, todavía están haciendo descubrimientos —tales como los de los satélites de Urano y Neptuno— pero, cada vez más, el tiempo, el dinero y los instrumentos se dedican a las estrellas.

Para examinar las lejanas estrellas se necesitan gigantescos aparatos. El principal constructor de estos instrumentos a principios del siglo XX fue George E. Hale (1866-1938). Astrónomo ingenioso, que el inventor del espectroheliógrafo —un dispositivo que permite tomar fotografías del espectro solar. Hale tuvo la habilidad de conseguir generosas contribuciones para la construcción de grandes telescopios. En 1892, construyó un telescopio de 40 pulgadas en el Observatorio Yerkes (Wisconsin), financiado por el magnate de los tranvías de Chicago de este nombre.

En 1904; estableció el observatorio de Monte Wilson en California y en 1917 instaló en él telescopios de 1,5 m y 2,5 m. Todavía fue más allá con la construcción del telescopio de 5 m de Monte Palomar (California). Estos grandes telescopios suministraron las herramientas necesarias para hacer accesible el espacio.

La teoría indispensable para entender los nuevos descubrimientos que proporcionada por Herietta Leavitt (1868-1921) y Ejnar Hertzsprung (1873-1967). Leavitt, mientras estudiaba las Nubes Magallánicas, galaxias cercanas a nosotros, reconoció ciertas estrellas que varían en luminosidad de un modo muy regular.

Calculó la relación entre el brillo de la estrella y su período de variación. De este modo, ni se pudiese medir el período de una estrella, automáticamente se conocería su luminosidad y se tendría una medida de la distancia de la estrella y de la galaxia. Hertxsprung, inicialmente un ingeniero químico, determinó la relación entre el color de una estrella y su brillo, ii lin de establecer su tamaño. Entre ambos astrónomos habían establecido los medios de medir las distancias de las estrellas y de las galaxias.

Harlow Shapley (1885-1972), que había empezado siendo periodista pero que se encaminó luego hacia la astronomía, utilizó estos descubrimientos y sus propias observaciones de los conglomerados esféricos de estrellas llamados cúmulos globulares para establecer el mapa de nuestra galaxia.

El descubrimiento de que nuestra galaxia no era ilimitada condujo al hallazgo de galaxias más allá de la Vía Láctea. Edwin P. Hubble (1889-1953), usando los telescopios de 1,5 m y 2,5 m de Monte Wilson, descubrió no sólo muchas nuevas galaxias, sino también que la mayoría de ellas se alejaban de nosotros —estamos en un universo en expansión que empezó, quizás, hace unos cinco mil millones de años.

El tamaño de estas galaxias exteriores fue determinado por Walter Baade (1893-1960) trabajando durante 1942 y 1943 en la ciudad de Los Ángeles, a oscuras por la guerra. Baade descubrió también que había dos generaciones de estrellas, una vieja y otra nueva. Esto le llevó al análisis de la evolución de las estrellas desde su nacimiento hasta su muerte por super explosión o su transformación en una enana blanca o estrella de neutrones.

La radioastronomía dio a los astrónomos visiones imprevisibles por los telescopios ópticos ordinarios. La radioastronomía fue descubierta accidentalmente por un ingeniero de la Compañía Telefónica Bell, Karl Jansky (1905-1950), en 1931 cuando estaba intentando encontrar las causas de las interferencias de radio. La radioastronomía pudo haber desaparecido si no llega a ser por el interés de un amateur, Grote Reber, nacido en 1911, que construyó e hizo funcionar su propio instrumento en su patio de Illinois durante los años treinta y cuarenta.

Durante la 2° Guerra Mundial un, astrónomo holandés, Hendrik van de Hulst, nacido en 1918, hizo algunos cálculos, la única astronomía a la que pudo dedicarse cuando los Países Bajos fueron ocupados por los alemanes. Sus cálculos mostraron que el hidrógeno podía emitir radiación a la longitud de onda de 21 cm. En 1951, esta «canción del hidrógeno», como se la llamó, fue hallada. Usándola, Jan Oort, que nació en 1900, holandés experto en galaxias, trazó el mapa de nuestra galaxia, dando lugar a la imagen que tenemos hoy de un sistema estelar con extensos brazos.

Otro descubrimiento realizado con el radiotelescopio es el de la presencia en el espacio interestelar de moléculas tan familiares en la Tierra como las de amoníaco, metano, formaldehído y agua. El radiotelescopio condujo también al descubrimiento de los quasars, potentes radioemisores, y de los pulsars, radioemisores muy regularen.

En 1960, Allan Sandage, nacido en 1926, anunció por primera vez el descubrimiento de una estrella que actuaba como una emisora de radio, un objeto muy oscuro que fácilmente hubiera pasado por alto salvo para el radiotelescopio.

Tres años más tarde, Maarten Sthmidt, nacido en 1929, estudió el espectro de otro quasar y observó un tremendo y desconocido hasta entonces “corrimiento hacia el rojo”, la medida mediante la cual los astrónomos expresan la velocidad con que se mueven las galaxias y las estrellas. Tan grande ira el corrimiento hacia el rojo que el quasar tenía que ser el objeto más lejano registrado en aquel tiempo.

Fuente Consultada: El Almanaque Mundial N°4 Wallace-Wallechinsky.

Primer Hombre en Superar la Barrera del Sonido en Caida Libre

Primer Hombre en Superar la Barrera del Sonido

NUEVO RECORD DE VELOCIDAD EN CAÍDA LIBRE Lo hizo el deportista austríaco Félix Baumgartner al saltar desde más de 39 mil metros. Así se convirtió en el primer humano en superar por unos segundo la velocidad del sonido en un descenso. Fue el 14 de octubre de 2012, a través del proyecto Red Bull Statos

BaumgartnerRoswell (Estados Unidos). El deportista austríaco Félix Baumgartner estableció ayer el récord mundial de velocidad en caída libre al lanzarse desde un globo situado a 39.068 metros de altitud y aterrizar sano y salvo en para caídas en el desierto norteamericano de Nuevo México.

La proeza del deportista extremo, de 43 años, comprende, además, que se convirtió en el hombre que llegó más alto en globo y que quizás sea el primero en romper la barrera del sonido en caída libre, como asegura su equipo, aunque ese resultado depende de verificaciones aún en curso, según reportó la agencia alemana Dpa.

En cambio, no pudo alcanzar el cuarto objetivo de su histórico viaje hasta 39 kilómetros de altura: el récord de mayor recorrido en caída libre sigue perteneciendo al estadounidense Joe Kittinger, quien hoy, con 84 años, supervisó el equipo de control.

La prueba fue seguida en directo por millones de televidentes de todo el planeta, con cámaras instaladas en el globo y en helicópteros que registraron cada momento del vuelo y la caída.

Baumgartner voló dentro de una cápsula pendiente del gigantesco aeróstato de helio, protegido por un traje presurizado parecido al de un astronauta; luego hizo el dramático salto y finalmente condujo su paracaídas sobrevolando la árida superficie en la que minutos después se posó suavemente sobre sus pies.

El deportista austríaco había despegado desde la ciudad de Roswellalas 12.30 hora de la Argentina y, tras dos horas y media de vuelo sin contratiempo, superó algunos metros el nivel de 39.000, en la estratosfera, desde donde se puede apreciar con nitidez la curvatura de la superficie terrestre.

Con movimientos pausados, y tras un último control de  los instrumentos, el paracaidista abrió la escotilla de la nave, se apoyó en una plataforma y, a las 15.05 hora de la Argentina, se lanzó en caída libre hacia la tierra.

Según los organizadores de la prueba, después de casi 30 segundos de caída libre habría roto la barrera del sonido, convirtiéndose en el primer hombre en superar los mil kilómetros por hora por sus propios medios.

Luego, el aire más pesado lo fue frenando, y al llegar a cuatro minutos y 19 segundos de caída libre, Baumgartner abrió el paracaídas que le permitió realizar el suave descenso en el desierto de Nuevo México. Tras aterrizar de pie, el deportista extremo se echó de rodillas y levantó los brazos en deportivo festejo.

Fuente Consultada: Diario “El Colono del Oeste”

Historia del Hombre en el Cosmos La Era Espacial Misiones al Espacio

Historia del Hombre en el Cosmos – Misiones al Espacio

CARACTERÍSTICAS DE LOS ASTRONAUTAS

Desde aquel primer «bip-bip» del primer Sputnik, estamos acostumbrados a que cohetes, satélites experimentales, satélites meteorológicos o de telecomunicación surquen el cielo a gran altura; a que sondas de diferentes tamaños exploten el cosmos, giren alrededor de la Luna, de Marte, de Venus, e incluso lleguen a posarse.

Desde que el 12 de abril de 1961, a las nueve horas con siete minutos, Gagarin fue lanzado al espacio, ya no nos sorprende que nuevos cosmonautas americanos o soviéticos realicen regularmente hazañas cada vez más complicadas: que salgan de sus naves o que, a bordo de dos vehículos diferentes, tomen contacto entre sí. La sputnik satelitenavegación espacial, aunque todavía reservada a algunos pioneros, se ha convertido en una realidad.

Desde el primer vuelo de Gagarin hay al menos una cosa que es cierta: el hombre puede navegar por el espacio. Los vuelos siguientes han demostrado que una estancia de varias semanas en el espacio no afectaba el organismo. Es cierto, que algunos cosmonautas han sentido, durante el vuelo o después del vuelo, perturbaciones diversas, pero éstas no han tenido nunca una real gravedad.

Guerman Titov, por ejemplo, ha sentido algunos malestares. Ha soportado muy bien la aceleración. Más tarde, al principio del estado de ingravidez, ha tenido durante algunos minutos la desagradable impresión de navegar cabeza abajo e imaginaba que su tablero de mandos se desplazaba hacia lo alto de la cabina.

Pero esta «fantástica» visión se disipó pronto y, si tuvo mareos, desaparecieron tras reposar. Ciertos cosmonautas americanos han sentido, tras su vuelo y la prolongada experiencia de la ingravidez, algunas perturbaciones del equilibrio. Uno de ellos, se dice, que se sintió menos seguro conduciendo su coche. Pero estos fenómenos, generalmente pasajeros, no han afectado su metabolismo. Después del nacimiento del hijo de Guerman Titov se ha sabido con certeza que los viajes por el espacio no tenían consecuencia alguna sobre la descendencia.

Tras los primeros resultados, los técnicos y los médicos de la astronáutica piensan que no existe un tipo ideal de hombre del espacio. Los criterios de selección exigen, sin embargo, candidatos para la aventura espacial con una excelente condición física (aunque uno de los cosmonautas ruso tuvo dos años antes de su primer vuelo problemas cardíacos). A los cosmonautas no se les pide tan sólo poseer una sólida constitución física y nervios á toda prueba; se les pide también poseer notables cualidades intelectuales.

Hay que considerar a los cosmonautas como a superpilotos de pruebas. En efecto, no son tan sólo «acróbatas», sino que son también ingenieros y hombres de ciencia. Las cabinas y el material embarcado han sido modificados a menudo siguiendo algunas veces las observaciones e incluso los cálculos de algunos de ellos.

Para mostrar hasta qué punto se trata de hombres excepcionales, se podría citar como ejemplo de sangre fría a Walter Schirra, quien, en el momento del lanzamiento, cuando sobrevino un incidente que estuvo a punto de hacer explotar el conjunto del cohete, tuvo la sangre fría de no apoyar sobre el botón que le hubiera expulsado inmediatamente al exterior, salvando así su vida pero comprometiendo por numerosos meses el avance del programa espacial americano que en aquella época estaba un poco retrasado con respecto al de los soviéticos.

german titov

Esta cápsula soviética, lanzada en 1959). hoy es ya pieza de museo: su peso parece insignificante comparado con el de las más recientes naves espaciales. Aquí arriba, Guermán Titov. que fue el primer cosmonauta une experimentó el mareo del espacio con motivo de su primer vuelo, que duró más de 24 horas.

Se comprende, pues, la fascinación que pueden ejercer tales hombres , ya que si no son sobrehumanos, hay que reconocer al menos que son excepcionales.

Por esta razón no nos sorprenderá saber que es muy difícil reclutar equipos de esta calidad. En Estados Unidos se cuenta apenas con 40 astronautas y el reclutamiento se hace cada vez más difícil. En la Unión Soviética, se comienza a buscar aquellos que el día de mañana podrán desempeñar tales funciones al nivel escolar o del servicio militar. Pero no hay que creer que tan sólo estos superhombres son capaces de vivir la aventura espacial.

Los rusos han demostrado claramente lo contrario, no tan sólo el día en que por primera vez enviaron una mujer al espacio, sino también cuando, en 1962, en un Voskohd, tomaron plaza tres pasajeros de los cuales dos eran civiles, científicos que no habían sido sometidos más que a un entrenamiento sumario y que hubiesen podido embarcarse en «traje de chaqueta».

Aunque excepcionales, los cosmonautas no tienen sólo cualidades. Como todos los hombres tienen también sus debilidades. Podemos citar como anécdota, que entre ellos existe la indisciplina e incluso la desobediencia. Fue así como Cooper —desobedeciendo todas las consignas—subió un bocadillo a bordo clandestinamente. Pero le costó cara su desobediencia puesto que algunas migas, dispersadas por la ingravidez, dificultaron el funcionamiento de algunos aparatos, denunciando así al primer contrabandista del espacio.

Podemos citar aún, como prueba de indisciplina, el diálogo entre White, que había salido de la cápsula Géminis IV y evolucionaba en el espacio; Mac Divitt, que se encontraba todavía en la cabina, y Grissom, instalado en el puesto de telecomunicación en Houston.

He aquí la conversación tal como fue grabada:

GRISSOM: —Gemini IV, orden del director de vuelo, volved!
MAC DIVITT: —¿Tienes consignas para nosotros?
GRISSOM: —Gémini IV, ¡vuelvan!
MAC DIVITT: —O. K. Volvemos.
WHITE: —¿Por qué? ¡Me encuentro muy bien!
MAC DIVITT: —No, vuelve en seguida!
WHITE: ¡Ni hablar!
MAC DIVITT: ¡Oíd boy, nos quedan tres días y medio de vuelo!
WHITE (suspirando): —Bueno, vuelvo (algunas palabras inaudibles).
MAC DIVITT: —¡No, entra! Entra antes de que se haga oscuro.
GRISSOM (nervioso):
—Gémini IV, aquí Houston ¡Vuelvan! (A Mac Divitt) ¿Lo haces entrar…?

Con esto podemos ver que los cosmonautas son en definitiva hombres como todos nosotros. Por encima de un entrenamiento riguroso conservan el sentido de la libertad.

Pero apenas si los cosmonautas han dejado de sentir las molestias debidas a una aceleración demasiado fuerte cuando deben enfrentarse a un nuevo enemigo: la ausencia de gravedad, o sea, la ausencia de toda fuerza debida a una aceleración. Los cuerpos al no ser atraídos ya por la Tierra flotan literalmente en el vacío. La posición vertical no existe. El pasajero puede dar volteretas en su cabina, con tal que haya espacio suficiente, o andar por el techo. Incluso si derrama un vaso de agua, se forma un gruesa gota de agua que permanece suspendida en el espacio en el punto en que fue derramada.

Esto puede parecer divertido, pero si damos crédito a los testimonios de aquellos que lo han vivido, la realidad no es tan divertida. La ingravidez crea una sensación relativamente penosa y es necesario un cierto tiempo para acostumbrarse. Durante mucho tiempo se ha creído incluso que los hombres no podrían acostumbrarse a la ingravidez. Es necesario volver a aprenderlo todo. En estos casos el cosmonauta es como un recién nacido: debe aprender no sólo a andar, sino también a hacer gestos incluso uno tan sencillo como dejar un objeto, tomarlo o simplemente levantar un brazo sin que todo su cuerpo empiece a girar.

Es incluso imposible beber o comer normalmente. Para beber hay que aspirar por una paja y para comer, lo más sencillo es introducir en la boca un alimento más o menos pastoso con una especie de jeringa. Por suerte, las bebidas y alimentos espaciales se están mejorando y el «saber vivir» espacial o más exactamente «saber comer» no cesan de progresar.

Podemos esperar que en un futuro, aún bastante lejano, los turistas que usasen eventualmente líneas espaciales’ no tendrían que sufrir la ingravidez. En efecto, se proyecta construir naves con motores nucleares que estarían en perpetua aceleración, lo que crearía en la nave una especie de gravedad.

Incluso cuando el cosmonauta ha terminado su viaje no habrá terminado todavía los problemas de sobregravedad o de ingravidez. Sabemos, en efecto, que ésta tiene valores diferentes según nos encontremos en la Luna, en Júpiter, en Marte o en Venus. Sabemos que en la Luna la gravedad es seis veces menor que en la Tierra. Los paseantes del astro de la noche podrían, pues, andar a pasos de gigante puesto que pesarían seis veces menos.

Se sentirían más ligeros, su cuerpo reposaría menos sobre sus articulaciones y su corazón podría irrigar el organismo con más facilidad. Se estima que sobre la Luna el corazón de un hombre de pie no se fatigaría más que el de un hombre acostado en la Tierra. De esto a pensar que la Luna podría ser el lugar ideal para los terrícolas con demasiado trabajo, no hay más que un paso, que algunos han dado, pretendiendo que una de las primeras utilidades de la Luna sería la de permitir la instalación de verdaderas estaciones de «juventud».

Por desgracia, la realidad es muy diferente, ya que el hecho de que la gravedad sea poca parece ser el único confort que podamos esperar de la Luna, al lado de otros muchos inconvenientes, y habría que pensar que nuestro corazón es como nosotros: se adapta muy pronto a la vida fácil.

Es posible que no podría soportar ya, al regreso, los niveles de la gravedad. Dicho de otra forma, que el viajero del futuro tendría que hacer sobre la Luna suficientes esfuerzos para cansar sistemáticamente a su corazón. Los especialistas han creado ya toda una tabla de gimnasia para los primeros visitantes de la Luna. En oposición con nuestro satélite natural encontramos el planeta Júpiter. Allí la gravedad es dos veces y media más fuerte que sobre la Tierra.

Esto quiere decir que en cuanto pongamos el pie sobre el más misterioso planeta del sistema solar, pesaríamos cerca de 200 kilos la mayor parte de nosotros. Incluso si nuestro esqueleto pudiese aguantarlo, si nuestros músculos llegasen a arrastrarnos, ¿ qué ocurriría en la superficie del astro con nuestro corazón ? Es previsible que no latiría mucho tiempo, aplastado por la grandeza de su labor.

Dicho de otra forma, Júpiter es sin duda un planeta prohibido. Todo lo más, podemos verlo por las ventanillas de las naves espaciales que se aproximen volando a baja altura. Aunque la importancia de la gravedad en Júpiter nos prohibiría pasar demasiado cerca.

Edward H. White,

Flotar en el espacio, como Edward H. White, saliendo de su cabina, se ha convertido para el cosmonauta en un ejercicio casi natural. Las mayores dificultades se presentan al regresar a la Tierra, primeramente para penetrar en las capas de la atmósfera, y luego para tomar tierra. Mientras los soviéticos aterrizan, los americanos prefieren posarse sobre el mar. He aquí, al regreso de un vuelo, cómo se recoge a la cabina y a un cosmonauta inmediatamente después de su salvamento.

Ver: La Conquista del Espacio y Sus Primeras Misiones

Ver: Mision Espacial Soyuz-Apolo

Fuente Consultada: Maravillas del Siglo XX

La Conquista del Espacio Misiones Espaciales Tripuladas Historia

Historia De La Conquista del Espacio – Misiones Tripuladas

Lanzamiento del Sputnik:

Después de la Segunda Guerra Mundial se ha desarrolla do con extraordinario impulso la conquista del espacio tanto en su aspecto interior como en el exterior, exploran do o alcanzando los lugares más difíciles, o que parecía inaccesibles, de la superficie terrestre, o lanzándose de lleno en el mundo cósmico, con el propósito firme de asentar e pie en otros astros, hazaña que en siglos anteriores hubiera sido considerada locura o simple fantasía.

hillaryPara lograrlo el hombre ha aplicado, y sigue aplicando, todo el acervo de sus conocimientos y recursos que le han proporcionado los últimos inventos y descubrimientos científicos, con una voluntad férrea y tenaz, además de su capacidad, bravura personal, heroísmo y emulación.

Dejando al margen hechos aislados, como la expedición británica al Himalaya (1953), en que por vez primera Hillary (imagen) y Tensing alcanzaron la cima del Everest, en la pasada década se centró el interés científico en la conquista técnica de los casquetes polares. En 1951, los argentinos establecían bases permanentes en la Antártida.

En 1957-1958 se celebró el Año Geofísico Internacional, con expediciones organizadas por diversos países a la Antártida, que fue atravesada por tierra, por vez primera, empresa llevada a cabo por el inglés Vivian Fuchs. Al mismo tiempo, en 1958, el submarino atómico norteamericano “Nautilus” atravesaba, también por primera vez, la capa de hielos que recubre el Polo Norte. Al año siguiente una expedición soviética llegaba al llamado “Polo de la Inaccesibilidad Antártica”, meta que se consideraba poco menos que imposible de alcanzar.

Más que en otros períodos históricos, el hombre parece que persigue sistemáticamente un objetivo: el propósito de convertirse en verdadero dueño y rey de la creación, poniendo en juego su inteligencia. Sin detenerse a pensar que, como el aprendiz de brujo, el poder de la técnica pueda un día escapársele de sus manos y aniquilarle, se lanza a las más audaces aventuras, de las cuales la cosmonáutica, los viajes interplanetarios no son precisamente las menos ambiciosas.

El dominio del aire, más efectivo desde 1937, en que el inglés Frank Whittle aplicó a la aviación el sistema de propulsión a chorro, ha cedido paso en sus avances espectaculares a las astronaves, tripuladas o no, con las que el ser humano se propone visitar otros mundos del espacio exterior.

observatorioForzosamente, esta nueva proyección de la actividad humana ha promovido nuevos y mejores estudios acerca del universo que nos rodea y un interés creciente por la Astronomía. Entre otros aspectos. la ciencia astronómica se beneficia de la construcción e montaje de observatorios muy perfeccionados, cuino los de Monte Palomar (1948) y Monte Hamilton (1959), en California; el que se halla actualmente a punto de terminarse en la Unión Soviética, con un espejo telescópico de seis metros de diámetro –el mayor del mundo— con instrumental del género de los telescopios electrónicos inventados en 1954 por el francés Lallemand.

Recientes descubrimientos abren horizontes aún más vastos: el estudio más detenido de las galaxias, el registro de radio-ondas procedentes de universos lejanísimos y el descubrimiento, en 1965, de los “quasars”, masas densas de luz ultravioleta a miles de millones de anos-luz de la Tierra. Y todo ello, en lugar de anonadar al hombre moderno, le sirve de estímulo y acicate.

Los soviéticos fueron los primeros en lanzar con éxito un cohete al espacio. El 4 de octubre de 1957 lanzaron el Sputnik I, que pesaba 83,6 kg y que dio vueltas alrededor de la Tierra durante noventa y cuatro días. Un mes más tarde, el 3 de noviembre, enviaban al espacio un segundo satélite, de 508,3 kg de peso, y que esta vez llevaba una pasajera: la perrita Laíka.

Esta experiencia permitió a los sabios soviéticos determinar las consecuencias que eventualmente pudieran derivarse para los humanos de un vuelo espacial. La perra estaba colocada en la cabina de modo que pudiera moverse. Podía levantarse, sentarse o echarse, y disponía de un comedero. Aparatos de control permitían conocer en todo momento las reacciones de Laika y el estado de su respiración, circulación y presión sanguínea.

Satelite SputnikERA ESPACIAL: La llamada “era espacial” puede considerarse iniciada en octubre de 1957, cuando los soviéticos lanzaron el Sputnik I, el primer satélite artificial de la Historia . Antes de medio año, en febrero de 1958. los norteamericanos lanzaban su “Explorer I” que descubrió el cinturón interior de radiaciones de Van Hallen.

El año 1959 fue el de los triunfos soviéticos de la exploración lunar o de los “Lunik”: el primero, lanzado en enero, como tentativa inicial; el segundo en septiembre logro el primer impacto terrestre en la Luna, el Lunik III, en octubre, captó por vez primero a fotografías de la cara oculta del satélite y las transmitió por televisión a la Tierra.

Medio ano después, en marzo de 1960. los norteamericanos lanzaban el “Pioner V” primera sonda espacial de los Estados Unidos. Imagen: Lunik II

En continua emulación con escasa diferencia a veces en sus éxitos, Soviéticos y norteamericanos enviaron nuevas astronaves al espacio, alternando a partir de 1961 los lanzamientos de naves no tripuladas con otras que llevaban ya seres humanos a bordo.

Entre las primeras cabe citar como más destacadas, por orden cronológico, el “Telstar I” norteamericano, que logró la transmisión directa de televisión entre Europa y América, en julio de 1962; el “Marte I”, Soviético, lanzado en noviembre de 1962,  que alcanzó las cercanías de Marte en junio de 1963; el “Mariner IV”, norteamericano, que tomó fotografías de Marte, que no muestran apariencias de vida en dicho planeta; el “Venus III”, soviético, lanzado en noviembre de 1965 y que logró el primer impacto terrestre en el planeta venusino en marzo de 1966.

Dos meses antes, en enero de este mismo año, los soviéticos conseguían el primer alunizaje suave en suelo de nuestro satélite, con el Lunik IX”, y un mes después, en febrero de 1966, el “Cosmos 110” llevaba a bordo dos perros, que fueron los primeros seres vivos que atravesaron los cinturones de radiación de Van Hallen. Siguieron los triunfos científicos en años sucesivos, como el del norteamericano “Lunar Orbiter III”, que consiguió en febrero de 1967 medir la distancia exacta entre la Tierra y la Luna con un error mínimo, inferior a quince metros.

Más emoción han despertado los vuelos de astronaves tripuladas. El primer vuelo cosmonáutico de la Historia lo llevó a cabo el soviético Yuri Yuri Gagarin Gagarin (imagen), en abril de 1961, que llevó a término una órbita en torno a la Tierra en la nave “Vostok I’; en agosto del mismo año, otro ruso, Germán Titov, efectuaba algo más de diecisiete órbitas con la “Vostok II”.

Hasta febrero de 1962 no se produjo el primer vuelo orbital de un norteamericano, Glenn, con el “Friendship VII” En agosto del mismo año, los soviéticos lanzaron las astronaves “Vostok III” y “IV”, que se acercaron a sólo 5 Km. de distancia una de otra , consiguiendo, por vez primera, que dos naves cósmicas tripuladas recorrieran simultáneamente el espacio exterior.

En mayo de 1963, el norteamericano Gordon Cooper, después de haber recorrido veintidós órbitas, pudo realizar por sí mismo la maniobra de regreso a la Tierra, amarando en el lugar previsto. Al mes siguiente, en junio de 1963, los soviéticos lanzaban el “Vostok VI”, tripulado por Valentina Terechkova, la primera mujer cosmonauta de la Historia.

En marzo de 1965, los rusos lanzaban el “Vosjok II”, tripulado por Balyaiev y Leonov: también éste fue el primer hombre-satélite” de la Historia, pues logró salir de la cápsula y flotar unos diez minutos libres en el cosmos; tres meses después, el norteamericano White, en el “Géminis IV”. conseguía asimismo pasearse por el espacio, unido a la cápsula por un cable de ocho metros, y antes de transcurrir medio año, en diciembre de 1965, los norteamericanos se apuntaban otro triunfo con la primera cita espacial de las astronaves “Géminis VI” y “VII”; además, en noviembre de 1966 pudieron demostrar en la “Géminis XII” que el ser humano es capaz de trabajar perfectamente en el cosmos, en estado de ingravidez.

En 1967, y basándose en datos facilitados por el “Lunik XIII”, los sabios soviéticos han expuesto la teoría de que la Luna no es un astro totalmente muerto. Por su parte, el objetivo inmediato del esfuerzo norteamericano es el de colocar un hombre en la Luna antes de 1970, como previó en 1961 el presidente Kennedy.

Neil Armstrong Los programas astronáuticos espaciales de los Estados Unidos confirmaron este propósito: llegar con una nave a la Luna  y regresar con la tripulación viva a la Tierra. Tal es la evolución de sus fases sucesivas, los proyectos “Mercury”, “Gemini”, “Apolo” ,“Saturno”. Superado favorablemente el penúltimo de ellos en octubre de 1968, se esperé con el súper proyectil “Saturno” llegar a nuestro satélite en un acercamiento y asalto final, lo que ocurrió felizmente para gloria de la ciencia el 20 de julio de 1969, correspondiendo a Neil Armstrong (imagen) el honor de ser el primer humano que pisó nuestro satélite natural.    

Por lo que se refiere a los soviéticos, después de cumplidos con creces los primeros programas “Vostok” (Oriente) y “Vosjod” (Aurora), resulta difícil prever cuál será su futura orientación con respecto al espacio exterior. Sin perder de vista su interés hacia una probable conquista de la Luna —han llevado a cabo once pruebas de alunizaje—, parecen consagrarse al lanzamiento de plataformas espaciales (programa “Protón”) para desde ellas poder emprender más ambiciosos vuelos espaciales, el primero de los cuales también tendrá verosímilmente, como objetivo la Luna.

Video Sobre Los Pioneros en el Espacio

“Que estos tres primeros pasos…”

16 de julio de 1969; en cabo Cañaveral bulle la actividad y la tensión aumenta progresivamente: la misión de la “Apolo 11” va a comenzar. Dos meses antes —18 a 26 de mayo— los astronautas Stafford, Cernan y Young habían ensayado maniobras de desembarco en orbita lunar a sólo 15 kilómetros de la superficie. Ahora iba el intento final y los elegidos eran Neil Armstrong, Edwin Aldrin y Michael Collins.

 Neil Armstrong, Edwin Aldrin y Michael Collin

La nave, con un total de 45.753 kilogramos estaba impulsada por un-cohete impulsor del tipo Saturno 5 de tres etapas y estaba dotada de un “módulo lunar” —con el cual se realizaría la operación de alunizaje— denominado “Eagle”. Al módulo de mando que tenía la misión de hacer el viaje de ida y vuelta se le llamó “Columbia”.

modulo lunar

 

La llamada “era espacial” comenzó en 1957 y tuvo su apogeo en la década de los ‘60, cuando tanto rusos como norteamericanos enviaron al espacio innumerables satélites y naves más sofisticadas. El lanzamiento no presentó dificultades y al cabo de cuatro días —el 20 de julio— se realizó la hazaña. Armstrong y Aldrin hicieron descender el módulo lunar Eagle en el “Mar de la Tranquilidad”, donde recogieron muestras del suelo y rocas —unos 23 kilogramos—, colocaron instrumentos, enviaron imágenes por televisión y tomaron numerosas fotografías.

Neil Armstrong, que le tocó en suerte bajar primero dijo en tal trascendental oportunidad: “Que estos tres primeros pasos constituyan un gran salto en el progreso de la humanidad”. Michael Collins, el otro tripulante de la misión permaneció en órbita en el módulo de mando y completando un total de 31 órbitas lunares al momento del regreso. El tiempo de estadía de Armstrong y Aldrin en la superficie lunar había sido de 21 horas y 22 minutos.

Luego del momento más crucial y enervante del proyecto —el despegue desde la Luna—, el viaje de regreso se hizo fácilmente, amarando en el lugar previsto del Océano Pacífico. Luego de las prevenciones del caso los héroes fueron recibidos en triunfo por el pueblo norteamericano y aclamados, sin reparos, por el mundo entero.

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LA CONQUISTA ESPACIAL DE LOS RUSOS: El 6 de agosto de 1961, Germán Titov mejoró la proeza de su compatriota. A bordo del Vostok II dio 17 vueltas a la Tierra en veinticinco horas dieciocho minutos. Más tarde se supo que Titov había estado indispuesto durante casi todo el vuelo.

Al margen de estas experiencias, los sabios soviéticos se esforzaron, desde principios de 1961, en llegar al planeta Venus. Sin embargo, el contacto por radio con la nave espacial quedó interrumpido cuando ésta se hallaba a 3.500.000 kilómetros de la Tierra. No se llegaría a Venus hasta cinco años más tarde.

En materia de exploración del espacio, los rusos siguieron anotándose los más espectaculares resultados. El 11 de agosto de 1962 lanzaron desde una base situada en Kazakstán el Vostok III, nave que podía ser dirigida desde el interior, y que permitió a su tripulante, el astronauta Adrián Nikolaiev, colocarse en una órbita determinada y volar, al día siguiente, en compañía del Vostok IV, ocupado por Pavel Popovich.

Las dos cabinas estuvieron en determinado momento lo bastante cerca una de otra como para que los cosmonautas pudieran distinguir el satélite ocupado por su compañero de vuelo. Ambos estaban en continuo contacto por radio. Era la primera tentativa de cita espacial, etapa importante en la conquista del espacio.

El 14 de junio de 1963, Valeri Bykovsky iniciaba un vuelo durante el que iba a dar 81 vueltas a la Tierra en ciento diecinueve horas. Bykovsky ocupó el Vostok V. Dos días más tarde, y a bordo del Vostok VI, partía la astronauta Valentina Terechkova, que en setenta horas cincuenta minutos giró 48 veces alrededor de la tierra.

Los cosmonautas rusos señalaron con letras de oro el año 1964. En efecto, por primera vez (10 de octubre), los sabios soviéticos mandaron con éxito al espacio una cabina tripulada por tres hombres. El coronel Komarov, el doctor Egorov y el ingeniero Feoktistov dieron 15 vueltas en veinticuatro horas dieciséis minutos. Fueron los primeros en conducir un ingenio espacial múltiple.

El coronel Komarov sería, además, la primera víctima humana de estas experiencias. Murió el 24 de abril de 1967 a causa de un fallo en el frenado con paracaídas del Soyuz I, vehículo espacial que tripulaba.

El 18 de marzo de 1965, Pavel Belaiev y Alexei Leonov, a bordo del Vosjod II, ponían un nuevo jalón a la conquista del cosmos: Leonov consiguió salir de la nave y volver a entrar en ella. Fue el primer «paseo espacial».

El 3 de febrero de 1966, el Lunik IX consiguió realizar con éxito el primer alunizaje suave. La cápsula que contenía los aparatos fotográficos transmitió, en forma de señales moduladas, vistas muy claras del paisaje que le rodeaba: una gran explanada cubierta de lava esponjosa, agujereada por infinidad de pequeños cráteres.

Menos de dos meses más tarde, los rusos se anotaban un nuevo doble éxito: Lanzado desde una «plataforma» que estaba en órbita alrededor de la Tierra, el Lunik X se convirtió en el primer satélite de la Luna, y nos proporcionó datos exactos que permitieron establecer un mapa lunar y estudiar las condiciones físicas en la superficie y proximidades de este satélite.

 

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Astronomía Ley de Bode Distancia a los Planetas Regla Práctica

Astronomía – Ley de Bode Para Determinar La Distancia a los Planetas

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Astronomia Ley de Bode

No se trata en absoluto de una ley se parece más a un truco y a uno que tampoco funciona siempre. Y no la inventó Bode. Pero la ley de Bode, que así se llama, ha jugado un papel importante en el descubrimiento de asteroides e incluso de planetas. (imagen izquierda Juhann Bode)

La inventó Johann Daniel Titius (1729-1796), un profesor de matemáticas deWittenberg que tradujo un libro del naturalista suizo Charles Bonnet en el que el autor se ocupaba de la inspiración divina del orden natural.

Para ilustrar las tesis de Bonnet, Titius —corrector no deseado— agregó un párrafo acerca de los planetas en el que mostraba que sus distancias al Sol se atienen a una fórmula constante cuando se miden en unidades astronómicas (una unidad astronómica [UA] es igual a la distancia que hay de la Tierra al Sol).

La fórmula opera de este modo: comenzando la serie de números por el 0, agregue 3 y en adelante vaya duplicando la cifra. Así se obtiene 0-3-6-12-24-48, etcétera. Agréguese 4 a cada uno de estos números, divídase el resultado por 10 y se obtendrá la siguiente progresión: 0,4 – 0,7 – 1,0 – 1,6 – 2,8 – 5,2 – 10,00 – 19,6 -38,8.

                    Serie original         Más 4       Dividido por 10

                               0                       4                     0,4

                               3                       7                     0,7

                               6                      10                     1,0

                             12                      16                     1,6

                             24                      28                     2,8

                             48                      52                     5,2

                             96                    100                   10,0

                           192                    196                   19,6

                           384                    388                   38,8

Es notable que los siete primeros números de la última columna, interpretándolos como unidades astronómicas, describen aproximadamente la

distancia entre el Sol y cada uno de los planetas conocidos, con una excepción: quedaba un hueco sin llenar a 2,8 UA.

Cuando Titius publicó su traducción del libro de Bonnet, Contemplation de la Nature, esta fórmula, junto con el resto de libro, cayó en el olvido, donde hubiera seguido de no ser por la atención que le prestó Johann Elert Bode (1747-1826), un astrónomo alemán con un toque populista.

En 1772 Bode publicó la segunda edición de una introducción a la astronomía escrita por él e incluyó esta fórmula, sin mencionar a Bonnet o Titius. También él estaba preocupado por el hueco a 2,8 UA y propuso que se iniciara la búsqueda de un planeta a esa distancia.

Nueve años después William Herschel descubría Urano a 19,18 UA, una distancia tan aproximada a la predicha por la fórmula que parecía confirmar su veracidad. Escribiendo sobre el descubrimiento tres años después de anunciarse, Bode acabó por reconocer sus fuentes y reiteró su convencimiento de que algo debía haber a 2,8 UA del Sol, en el espacio vacío entre Marte y Júpiter.

Tenía razón. El 1 de enero de 1801 Giuseppe Piazzi descubrió Ceres, el primero y mayor de los asteroides que giran alrededor del Sol, a unas 2,77 UA, cerquísima de lo que establece la ley de Bode.

Los astrónomos utilizaron afanosamente la ley de Bode para localizar Neptuno, pero éste demostró ser una anomalía dentro del sistema, estando significativamente más cerca de lo esperado. Sin embargo, Plutón estaba a la distancia predicha cuando se descubrió en 1930.

Sería difícil encontrar en la actualidad un científico que considere la fórmula de Bode una ley inmutable de la naturaleza. Y sin embargo tampoco ha sido tajantemente descalificada. Por razones que nadie sabe explicar, no ha sido mala predictora.

Sí la ley parece abominablemente matemática (como le pareció a Hegel, quien se opuso a sus implicaciones filosóficas), puede que sea tranquilizante saber que Bode, cuyas especulaciones sobre este asunto eran fundamentalmente kantianas, no sólo la consideraba predictora de las distancias de los planetas, sino también de la espiritualidad de sus habitantes; de ahí que los marcianos fueran más santos que los terrícolas, quienes a su vez estaban más cerca de Dios que los venusinos.

Planetas Conocidos
En 1766
Distancias desde el Sol según la Regla de Bode en U.A.Distancia Real
en U.A.
Mercurio0,40,39
Venus0,70,72
Tierra1,01,0
Marte1,61,52
Asteroides2,82,77
Júpiter5,25,20
Saturno10,09,54
Urano (1781)19,619,18
Neptuno (1846)30,0630,06
Plutón (1930)77,239,44

Fuente Consultada: El Universo Para Curiosos de Nancy Hathaway