Muerte de Una Estrella

Origen de los Elementos Quimicos en la Tierra ¿Como se Formaron?

Origen de los Elementos Químicos en la Tierra
¿Como se Formaron?

Explica Isaac Asimov en su libro Breve Historia de la Química, que el hombre primitivo utilizaba instrumentos naturales tal como los encontraba. Una rama podía ser un excelente garrote y una piedra, un inmejorable proyectil. Con el tiempo, descubrió nuevos materiales y aprendió a tallarlos y a pulirlos. Sin embargo, las piedras y maderas no modificaban su composición.

Hacia el año 8000 a.C. se produjeron otros cambios: el hombre aprendió a criar animales y a cultivar las plantas, dejó de ser nómade y se hizo sedentario, considerándose este hecho el comienzo de la civilización.

Mas tarde el hombre descubrió los primeros metales… las ventajas de estos materiales fueron aprovechadas con rapidez: el cobre, que fue el primer metal explotado, resultaba un material maleable y resistente. El hombre advirtió que podía obtenerlo a partir de unas piedras azuladas. Mayor aún fue su asombro cuando, al calentarlo con otro metal, el estaño, obtuvo una mezcla sorprendente: el bronce, que le dio nombre a la etapa siguiente: Edad del Bronce.

Pero la historia no quedó allí: fue descubierto un nuevo metal, el hierro, que aunque escaso resultaba más duro que el cobre. Se inicia así la Edad del Hierro: en esta etapa el desafío fue el perfeccionamiento de las técnicas de fundición, a través de las cuales se pudo extraer hierro de las «piedras» que lo contenían.

Pero bien, la inquietud que nos nace a partir de lo antedicho,…todo ese material usado por el hombre desde su descubrimiento hasta nuestros días, donde incluisve todavía hoy se les encuentran nuevas propiedades y nuevos usos tanto industriales como hogareños, ¿como han llegado a la corteza de nuestro planeta?…¿como se formaron?,…¿en que momento de la historia geológica?,…¿bajo que condiciones aparecieron?.

Una respuesta puede aparecer con solo mirar hacia arriba, hacia el cielo profundo, y pensar que el Universo está constituido por miles de millones de galaxias, sistemas que a su vez contienen miles de millones de estrellas, polvo cósmico y nubes de gases.

Pero, ¿como se formo el Universo? …¿Cuáles son los elementos químicos que lo componen?…. ¿Podemos contestar estas preguntas?

Esta inmensidad hace que no resulte fácil conocer la cantidad y naturaleza de la materia que lo conforma. Todo permite suponer que la materia que forma los cuerpos celestes, y de la cual se tienen datos, constituye sólo un 10% del total de materia existente.

El 90% restante se denomina materia oscura; su estudio se hace muy difícil, pues tiene la característica de que no emite ni absorbe luz y escapa a los métodos de detección.Una de las pocas manifestaciones de esta materia invisible es la interacción gravitatoria que tiene con las estrellas y galaxias.

Estudiando la composición química del 10% de la materia conocida se concluye que el elemento más abundante del Universo es el hidrógeno (H); los restantes se formaron a partir de sucesivas fusiones de núcleos de aquél.

Los de mayor interés para la evolución química y el origen de la vida son: el carbono (C), el nitrógeno (N), el oxígeno (O), el fósforo (P), el azufre (S) y algunos metales como el hierro (Fe), el magnesio (Mg), el sodio (Na), el potasio (K) y el calcio (Ca), que junto con el hidrógeno constituyen los elementos biogénicos.

Llamamos elemento, y mas precisamente elemento quimico a la materia formada por un solo tipo de atomos, por ejemplo si tomamos una muestra de potasio (K) y dividimos por la mitad sucesivamente, cada porción analizada tendra siempre atomos de potasio, hasta que la misma tenga el tamaño mínimo atómico.

La materia se creó durante una violenta explosión (Big Bang) hace unos quince mil millones de años. En una pequeñísima fracción de segundo, los quarks, recién constituidos, se aglomeraron en protones, y éstos, a su vez, se fusionaron para formar núcleos de átomos de helio y de hidrógeno.

Las fuerzas gravitatorias acentuaron las irregularidades existentes en esta primigenia sopa y aglutinaron las regiones más densas hasta dibujar un inmenso tapiz cósmico de galaxias y vacíos (polvo interestelar).

A partir de las densas nubes de gas presentes en el seno de las galaxias nacieron las estrellas.

Pero, ¿cómo surgieron los restantes elementos químicos? ¿Y las moléculas?

En el interior del Sol, al igual que en las restantes estrellas, se producen reacciones de fusión nuclear, en que los núcleos de hidrógeno (es decir, protones) se fusionan y dan núcleos de helio (constituidos por dos protones y dos neutrones), emitiéndose dos positrones, dos neutrinos y energía.

interior de una estrellaPero si la síntesis estelar hubiera culminado con la producción de helio (que también generó la gran explosión inicial), y éste hubiese permanecido confinado en el interior de las estrellas, no habría historia interesante que contar, ni nosotros estaríamos aquí.

Tras una etapa muy dilatada de fusión del hidrógeno, en la que el helio se va acumulando en la zona central, la estrella experimenta un cambio drástico.

La zona central de la estrella se contrae y se calienta, a medida que van encerrándose los nucleones (conjuntos de núcleos de helio) de cuatro en cuatro en los núcleos de helio sintetizados.

La temperatura y la densidad del núcleo aumentan para que se mantenga el equilibrio de presiones. Considerada globalmente, la estrella se hace menos homogénea.

Las reacciones nucleares hasta entonces imposibles se convierten en fuente principal de energía. Y la energía que producen las reacciones nucleares es enorme, del orden de un millón de veces la de una reacción química ordinaria.

Esto se refleja también en las unidades utilizadas: la unidad de energía nuclear es el megatón, que equivale a un millón de toneladas de explosivo químico.

Esta reserva de energía permite que la estrella mantenga su actividad durante unos 10.000 millones de años.

El Sol, por ejemplo, ya tiene cerca de 5.000 millones de años, es decir, ha recorrido menos de la mitad de su vida.

A medida que el gas se va acumulando para formar una estrella, lo primero en constituirse es un disco giratorio de gas y de polvo.

Mientras la estrella se condensa, e polvo se aglutina y crea planetas rocosos, como la Tierra El gas remanente se acumula y origina grandes planetas gaseosos como Júpiter.

Pero lo más interesante es que las cenizas de la combustión nuclear, más allá de la energía producida, no son otra cosa que los elementos de la tabla periódica, que son los materiales que constituyen a los seres vivos.

Con la contracción del núcleo estelar de una estrella producida a medida que ésta envejece (estrella gigante roja), el horno central gana en densidad y calor. Y este aumento de temperatura de la zona central hace que se produzcan fusiones con contactos breves entre núcleos de helio.

La colisión de dos núcleos de helio origina iniciamente una forma de berilio muy inestable, constituida por cuatro protones y cuatro neutrones.

Otro núcleo de helio choca con este blanco efímero y crea un átomo de carbono. La síntesis de carbono es el resultado de una delicada coincidencia entre las energías del helio, del berilio inestable y del carbono resultante. El oxígeno se origina, a su vez, por la fusión de carbono con un núcleo de helio.

evolucion estelar desde la nube de gas hasta agujero negro

En algunas estrellas gigantes rojas, la materia del núcleo, enriquecida con carbono, se desplaza convectivamente hacia las zonas exteriores, pudiendo escapar de la estrella para formar una especie de capullo de grafito.

El combustible acaba por agotarse el corazón o núcleo experimenta una suerte de congelación, convirtiéndose en una enana blanca. Y una enana blanca no cae en el colapso gravitatorio debido a la presión cinética de los gases (el oxígeno y el carbono se hallan en estado cristalino), sino que la presión gravitatoria se equilibra con la repulsión cuántica de sus electrones libres.

La elevada temperatura de la zona central de la enana blanca hace que ocurra una mayor diversidad de reacciones nucleares. La fusión del oxígeno origina azufre y silicio, y la del silicio fabrica hierro.

Una vez que la estrella que ha fabricado un núcleo central de hierro, no hay forma de generar energía mediante la fusión.

La estrella radiando energía a una velocidad asombrosa, se comporta como un adolescente con tarjeta de crédito, consume sus recursos a gran velocidad y se pone al borde del desastre. ¿Qué sucede entonces?

La explosión de una supernova: el núcleo estelar se colapsa en un segundo y se convierte en una estrella de neutrones o un agujero negro.

La materia de dicha zona central alcanza la densidad de los núcleos atómicos y no se puede comprimir más. Se produce una onda de choque que, al llegar a la superficie, produce la explosión de la estrella. La energía total desprendida viene a ser la que se podría emitir durante toda la vida del Sol.

Estas explosiones de supernovas desempeñan un papel especial en el enriquecimiento químico del Universo.

En su avance a través de las estrellas, la onda de choque de la supernova va provocando la síntesis de nuevos elementos.

Así van apareciendo todos los restantes, como el uranio, que son sintetizados gracias a estas ondas.

Violentas explosiones esparcen entonces los elementos, una vez formados, por el espacio interestelar. Y la atracción gravitatoria, por su parte, los moldea en nuevas estrellas y planetas, y el electromagnetismo construye con ellos las moléculas de la vida.

¿Cómo?. En una galaxia espiral, como la Vía Láctea, el gas interestelar se aloja preferentemente en los brazos. La presencia de polvo en el gas dificulta las observaciones ópticas, pues absorbe buena parte de la luz que atraviesa.

ero el polvo, al proteger de la luz ultravioleta los átomos de hidrógeno favorece su combinación en moléculas de hidrógeno, H2. En estos recóndictos remansos de las galaxias se acumulan también otras molécuas como el agua, el monóxido de carbono y el amoníaco. La variedad química de estas moléculas nos sorprendería.

Entonces, podemos afirmar que la composición química de la Tierra es un producto natural secundario de la generación de energía en las estrellas y de los sucesivos ciclos de nacimiento y muerte de estrellas en nuestra galaxia.

El estudio de los elementos químicos presentes en el Universo se realiza principalmente aplicando métodos a distancia». El análisis espectroscópico es uno de los más utilizados. Su origen se remonta a 1666 cuando Isaac Newton separó la luz blanca proveniente del Sol en  los colores que la componen, haciéndola pasar a través de un prisma.

Esta dispersión de la luz blanca da origen al espectro visible, pequeña sección del espectro total de radiaciones electromagnéticas.

Hoy en día se utilizan aparatos más sofisticados, como los espectcrógrafos y espectrómetros, que son capaces de detectar tanto las radiaciones visibles como las de otras regiones del espectro electromagnético. Con la ayuda de estos instrumentos se están obteniendo datos interesantísimos acerca de la composición elemental del Sol, de los planetas solares y de estrellas muy lejanas a la Tierra.

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HISTORIA DE LOS ELEMENTOS QUIMICOS: En la Edad Media, los alquimistas, antecesores de los químicos, tenían como meta fundamental modificar su ser interior para alcanzar un estado espiritual más elevado y pensaban que con la transmutación de los metales en oro podían lograrlo. Esta transmutación, conocida como la Gran Obra, debía realizarse en presencia de la piedra filosofal, cuya preparación fue la tarea que se impusieron los alquimistas.

En el siglo XIII, el objetivo de la alquimia incorporó la búsqueda del elixir de la larga vida, infusión de la piedra filosofal, que debía eliminar la enfermedad y prolongar la vida.

Durante el siglo XVII, a un alquimista alemán, Henning Brand , se le ocurrió la idea de que para encontrar la piedra filosofal debía fabricar oro a partir de la orina humana (¿quizá por el color?). Juntó durante varios días cinco litros de orina y la calentó hasta la ebullición luego de dejarla reposar durante dos semanas.

Al final, después de eliminar toda el agua, le quedó un residuo sólido. Brand mezcló este residuo con arena, lo calentó fuertemente y recogió los vapores que salían en un recipiente vacío.

Al enfriarse el vapor, sobre las paredes del recipiente se formó un sólido blanco: ¡cuál sería su asombro al ver que aquella sustancia brillaba en la oscuridad!

Brand había aislado el fósforo (del griego, «portador de luz»). El fósforo resplandece porque se combina lentamente con el oxígeno del aire, proceso durante el cual emite energía luminosa. Brand no conocía las propiedades del fósforo, pero aislar un elemento en 1669 resultó un descubrimiento espectacular.

En el siglo XVII el interés de los químicos se centraba en el descubrimiento de nuevos elementos gaseosos, y así fue como, entre 1766 y 1774, Henry Cavendish (1731-1810) identificó el hidrógeno, Daniel Rutherford (1749-1819), el nitrógeno y Cari Scheele (1742-1786), el cloro.

Además, al calentar mo-nóxido de mercurio, Joseph Priestley (1733-1804) obtuvo dos vapores: uno se condensó en gotitas, el mercurio, pero el otro, ¿qué era?. Priestley juntó ese gas en un recipiente e hizo algunos ensayos: si introducía una astilla de madera, ardía; si acercaba ratones vivos, éstos se volvían muy activos. En vista de lo cual, Priestley inhaló un poco de ese gas y notó que se sentía muy «ligero y cómodo».

A este gas lo llamó aire deflogistizado; hoy sabemos que era oxígeno.

Sin saberlo, Priestley fue la primera persona que usó la mascarilla de oxígeno.

La lista de elementos aislados e identificados se amplió a través de los años y en el siglo XIX surgió la necesidad de ordenarlos. Estos y otros descubrimientos realizados por innumerables científicos, sumados a las nuevas tecnologías, hoy permiten afirmar que, de alguna manera, las metas de los alquimistas se han alcanzado. Los químicos son capaces de sintetizar sustancias que benefician a la humanidad de múltiples formas.

Por ejemplo, se han obtenido casi 1.500 isótopos radiactivos artificiales, que se usan en medicina y en la industria.

El elixir que cura todas las enfermedades no se ha obtenido, pero sí se han sintetizado decenas de miles de productos para combatir y prevenir enfermedades y que han aumentado la expectativa y la calidad de vida del hombre.

Fuente Consultada:
QUIMICA I – Sistemas Materiales – Estructura de la Materia  – Mónica P. Alegría, Alejandro Bosack, Alejandra Dal Fávero y otros Editorial Santillana

 

 

 

Lanzadera Espacial Columbia Objetivo e Historia

Lanzadera Espacial Columbia
Objetivo e Historia

Naves de ida y vuelta: Uno de los principales problemas de la exploración espacial es el alto coste de las misiones. Hay que tener en cuenta que, hasta hace poco tiempo, los cohetes no eran reutilizables. Para cada lanzamiento se empleaba un cohete que se iba destruyendo por etapas, a medida que se quemaba el combustible. Las piezas desechadas eran abandonadas durante el viaje.

Por ello, se consideró importante desarrollar un vehículo espacial que fuera reutilizable, y no se destruyese en cada misión. Este vehículo fue la lanzadera espacial de la NASA.

En el momento del lanzamiento, la lanzadera tiene acoplados unos cohetes propulsores que se desprenden durante las primeras etapas del vuelo y caen al mar, de donde se recuperan para utilizarse de nuevo en vuelos futuros. Una vez desprendidos los cohetes propulsores, la lanzadera se impulsa por sus propios medios hasta entrar en órbita alrededor de la Tierra.

Después de orbitar alrededor de nuestro planeta, la lanzadera vuelve a aterrizar como un avión normal, a una velocidad de unos 300 km/h.

Hasta el momento, las únicas lanzaderas que están en funcionamiento son las de EE.UU. La agencia espacial soviética construyó, en los años ochenta del pasado siglo, una lanzadera espacial denominada Buran (en ruso, tormenta de nieve).

El prototipo llegó a realizar tres viajes de prueba, sin tripulación, con notable éxito, en 1988. No obstante, no eran buenos tiempos para la exploración espacial en aquel país. La Unión Soviética se desmoronó y, antes de que la agencia espacial rusa actual tomara las riendas, muchos proyectos quedaron en el aire por falta de financiación. Entre ellos, la lanzadera Buran.

Casi al mismo tiempo, la agencia espacial europea (ESA) desarrolló su propia lanzadera, la Hermes. Nuevamente fueron los problemas de financiación los que causaron el abandono del proyecto, a mediados de la década de 1990.

Actualmente, la última lanzadera en desarrollo es la X-38, de la NASA, una pequeña nave que servirá como vehículo de rescate y emergencia para la estación espacial internacional.

lanzadera espacial columbia

COLUMBIA es una lanzadera espacial recuperable fabricada en la NASA. Esta lanzadera espacial tiene un aspecto similar a un avión DC-9 pero con el ala en delta, y es el fruto de un programa de investigación aprovado en tiempos del presidente Kennedy y puesto en marcha por el presidente Nixon.

Para su despegue y puesta en órbita cuenta con dos cohetes que, una vez cumplido su cometido, se desprenden y caen hacia el océano frenados por dos grandes paracaídas, lo que posibilita su recuperación y posterior empleo en otros vuelos, después de una revisión y puesta a punto.

Finalizada su misión en el espacio, la lanzadera efectúa su reentrada en la atmósfera, soportando las altas temperaturas provocadas por la fricción merced a un recubrimiento antitérmico, y aterriza en una pista convencional, pero un poco más larga que las utilizadas por los aviones Jumbo.

Estas lanzaderas, que por sus características de recuperabilidad se denominan también transbordadores espaciales, pueden llevar cómodamente hasta cinco satélites de tamaño medio y una vez en órbita terrestre desprenderse de su carga, ahorrando así los enormes gastos de lanzamiento de cada satélite. También pueden acercarse hasta un satélite averiado en órbita y recuperarlo para devolverlo a la Tierra o proceder a su reparación in situ.

Su primer vuelo despegó de cabo Kennedy el 12 de abril de 1981 y tomó tierra 54 horas más tarde en el desierto de California. J. Young y R. Crippen fueron sus tripulantes y su misión principal fue comprobar el funcionamiento general de la aeronave.

El segundo lanzamiento se llevó a cabo el 18 de noviembre de 1981 y en él se realizaron diversos experimentos científicos y tecnológicos, entre los que cabe destacar las pruebas de funcionamiento de un brazo robot, de construcción canadiense, cuya finalidad es depositar y retirar satélites artificiales de su órbita.

El tercer lanzamiento se realizó el 22 de marzo de 1982 y en el trancurso del vuelo se comprobó el comportamiento térmico de la aeronave, dirigiendo alternativamente sus distintas partes hacia el sol y manteniendo cada orientación durante largo tiempo.

También se realizaron comprobaciones, que se repiten en cada vuelo, del comportamiento de las distintas partes de la nave en los momentos más comprometidos, despegue y reentrada en la atmósfera, junto con comprobaciones de compatibilidad de los distintos elementos que componen el ingenio espacial.

Se probó nuevamente el brazo telemanipulador, para lo cual se colocó en su extremo un conjunto de instrumentos destinados a estudiar las modificaciones producidas en el entorno espacial por el gas y el polvo que se escapan de la areonave, conjunto que pesaba 160 kg.

Se realizaron también experiencias de producción de un enzima, uroquinasa, que puede constituir un medicamento contra la formación de coágulos sanguíneos, y cuyo aislamiento en condiciones de ingravidez es mucho más fácil que en los laboratorios terrestres. Por último se realizaron experiencias de fabricación de microsferas de polestireno en condiciones de ingravidez, las cuales son muy útiles tanto en el campo médico como en el industrial.

Finalmente, el 22 de junio de 1982 se realizó un cuarto lanzamiento del Columbia, en el cual se repitieron las mismas experiencias que en el vuelo anterior y se añadieron otras dos.

Una de ellas consistió en ia separación por elec-troforesis de materiales de interés biológico, para observar las características del proceso en condiciones de ingravidez. La segunda fue una experiencia de interés militar, y por tanto sometida a restricciones informativas.

Con todo, se sabe que se trataba de probar un telescopio de rayos infrarrojos enfriado por helio líquido, con el que se pretendía detectar la radiación calórica emitida por un misil en vuelo, y además distinguir entre las emitidas por cada tipo de misil. Con la puesta a punto de este telescopio los Estados Unidos tendrían la base para el establecimiento de una red de satélites de alerta.

Este cuarto vuelo ha sido la última prueba del programa norteamericano del transbordador espacial, el cual entra ahora en su fase de utilización práctica, durante la cual el Columbia alternará sus vuelos con las nuevas aeronaves Challenger, Discovery y Atlantics.

Ver: Transbordador Espacial

Fuente Consultadas:
La Enciclopedia del Estudiante Tomo 05 Santillana
Actualizador Básico de Conocimientos Universales Océano

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.

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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

 

Las Grandes Exploraciones de la Historia Cronologia Expediciones

Cuadro Cronológico de las Grandes Exploraciones de la Historia

tabla de exploraciones

Leif EricsonIslandiac. 1001Exploró Vinlandia, identificada (según diversas teorías) con las costas de Labrador, de la isla de Terranova, de Nueva Escocia y de Nueva Inglaterra.
Marco PoloVenecia1271-1295Viajó por Asia central, India, China, y el archipiélago Malayo.
Ibn BatutaMarruecos1325-1349Viajó por África, Oriente Próximo, India, China y las estepas de Asia central.
GilianesPortugal1433Navegó hacia el sur bordeando la costa occidental de África, pasando el cabo Bojador.
Diogo CamPortugal1482-1486Exploró la desembocadura del río Congo y parte de la costa de África occidental.
Bartolomeu DiasPortugal1488Exploró las bahías de Algoa y Mossel en Suráfrica, observando y dando nombre al cabo de las Tormentas, posteriormente rebautizado cabo de Buena Esperanza.
Cristóbal ColónItalia?1492-1504Descubrió América y estableció colonias durante sus cuatro viajes a través del Atlántico.
Giovanni CabotoItalia1497-1498Efectuó dos viajes bajo pabellón inglés. Exploró la isla de Cabo Bretón y Nueva Escocia; también navegó por las costas oriental y occidental de Groenlandia, la costa oriental de Labrador, la costa occidental de la isla de Baffin y una parte de la costa sur de Terranova.
Vasco da GamaPortugal1497-1498Navegando más allá del cabo de Buena Esperanza, llegó a Malindi, en la costa oriental de África, cruzando desde allí el océano Índico hasta Kozhikode (hoy Calicut), en India.
Américo VespucioItalia1499-1502Navegó por el Caribe bordeando las costas de Sudamérica. El geógrafo alemán Martin Waldseemüller publicó los pormenores de su viaje y sugirió que se diese al Nuevo Mundo el nombre de América.
Alonso de OjedaEspaña1499-1501Exploró la costa norte de Sudamérica.
Vicente Yáñez PinzónEspaña1499-1500Partiendo desde España, llegó a las costas de Brasil no lejos de Recife, visitó la desembocadura del Amazonas y, a continuación, siguió hacia el norte hasta llegar a las Guayanas.
Pedro Álvares CabralPortugal1500Llegó hasta las costas de Brasil y también dobló el cabo de Buena Esperanza.
Gaspar Corte-RealPortugal1500Exploró la costa nororiental de Labrador y Terranova.
Rodrigo de BastidasEspaña1501Exploró América central, tras descubrir las costas colombianas.
Sebastiano CabotoItalia1508-1509Recorrió Labrador en busca del paso del Noroeste, y posiblemente llegó incluso hasta la bahía de Hudson.
Juan Ponce de LeónEspaña1513Descubrió y exploró Florida.
Vasco Núñez de
Balboa
España1513Exploró el istmo de Panamá y descubrió el océano Pacífico (al que llamó már del Sur).
Fernando de
Magallanes
Portugal1519-1521Exploró el estuario del río de la Plata, navegando luego hacia el sur y atravesando el estrecho que lleva su nombre. Desde allí, surcó el océano Pacífico hasta las islas Filipinas, donde murió asesinado. Fue el primero que navegó el globo en dirección Oeste hasta una longitud alcanzada previamente en un viaje en dirección Este.
Juan Sebastián
Elcano
España1519-1522Uno de los capitanes de la expedición de Magallanes. Tras la muerte de éste, Elcano, al mando de la Victoria (única nave superviviente de la expedición) volvió a España pasando por las Molucas y el cabo de Buena Esperanza. Así, fue el primero que circunnavegó el globo.
Hernán CortésEspaña1519-1536Exploró las costas orientales de México y Yucatán, conquistó México y exploró la Baja California.
Francisco PizarroEspaña1524-1535Exploró la costa occidental de Sudamérica y conquistó Perú.
Giovanni da
Verrazano
Italia1524Exploró la costa oriental de Norteamérica hasta Terranova, llegando hasta las bahías de Nueva York y Narragansett.
Álvar Núñez Cabeza
de Vaca
España1527-1542Exploró la región suroccidental de los actuales EEUU y el norte de México. Dirigió una expedición en la región del Río de la Plata y atravesó el sur de Brasil hasta Asunción del Paraguay.
Jacques CartierFrancia1534-1536Exploró la costa occidental de Terranova y el golfo de San Lorenzo, remontando el río homónimo hasta el actual emplazamiento de Montreal.
Hernando de SotoEspaña1539-1542Exploró lo que es hoy el sureste de EEUU y parte del valle inferior del Mississippi (río que él mismo descubrió).
Hernando de
Alarcón
España1540Exploró el río Colorado tras demostrar la peninsularidad de Baja California.
Francisco de
Orellana
España1540-1541Siguió el curso del río Amazonas, desde sus cabeceras en los Andes hasta su desembocadura en el Atlántico.
Francisco Vázquez
de Coronado
España1541-1542Siguió el curso del río Colorado hacia el norte, divisando el Gran Cañón; exploró el sur de California, Nuevo México, el norte de Arizona y Texas, Oklahoma y el este de Kansas.
Pedro de ValdiviaEspaña1540-1553Exploró Chile.
Juan Rodrigues
Cabrillo
Portugal1542-1543Exploró la costa occidental de México y descubrió la bahía de San Diego (California).
Richard ChancellorInglaterra1553-1554Navegó por el norte de Escandinavia hasta el mar Blanco, y continuó su viaje por tierra desde Arjanguelsk hasta Moscú.
Martin FrobisherInglaterra1576Exploró la bahía que recibió su nombre y el estrecho de Hudson, en la búsqueda del paso del Noroeste.
Francis DrakeInglaterra1577-1580A bordo del Golden Hind, efectuó la segunda circunnavegación del globo.
John DavisInglaterra1585-1593Rodeó la costa oriental de Groenlandia en dirección sur hasta el cabo Farewell, desde donde navegó por la costa occidental de Groenlandia hasta la bahía de Baffin. En un viaje posterior que realizó a Sudamérica, descubrió las Malvinas.
Willem BarentsPaíses Bajos1594-1597Exploró Nueva Zembla, el mar y la isla que recibieron su nombre.
Walter RaleighInglaterra1595-1616Exploró las Guayanas, las costas de Trinidad y el río Orinoco en busca de El Dorado.
Pedro Fernandes
de Queirós
Portugal1596-1606Exploró las islas Marquesas y Salomón en el océano Pacífico.
Sebastián VizcaínoEspaña1596-1603Exploró la costa occidental de México entre Acapulco y Baja California; navegó hasta las bahías de San Diego y Monterrey.
Samuel de ChamplainFrancia1603-1613Remontó el río San Lorenzo hacia el norte hasta los rápidos de Lachine, al norte de Montreal; exploró la costa oriental de Norteamérica de norte a sur, desde Nueva Escocia hasta Vineyard Haven, fundó y dio nombre a Quebec, y exploró el lago que llevaría su nombre.
Henry HudsonInglaterra1609-1611Exploró el río, el estrecho y la bahía que llevan su nombre.
Jakob Le Maire y
Willem Cornelis
Schouten
Países Bajos1616-1617Rodearon el extremo sur de Tierra del Fuego, atravesaron el estrecho de Le Maire, divisaron y dieron nombre al cabo de Hornos, y llegaron hasta las Molucas.
William BaffinInglaterra1616Exploró la bahía que llevaría su nombre.
Abel Janszoon
Tasman
Países Bajos1642-1644Exploró Nueva Zelanda y las islas Tonga y Fiji, el golfo de Carpentaria y Tasmania, que recibiría ese nombre en su honor.
Jacques Marquette y
Louis Jolliet
Francia1673Navegaron por los ríos Wisconsin y Mississippi desde su curso superior hasta la desembocadura del río Arkansas; siguieron el curso del río Illinois hasta el lago Michigan.
René Robert Cavalier
de La Salle
Francia1682Navegó por el río Mississippi hasta su desembocadura en el golfo de México.
Vitus Jonassen BeringDinamarca1728-1741Exploró el mar, el estrecho y la isla que lleva su nombre.
Pierre Gaultier
de Varennes,
señor de la Vérendrye
Canadá1738-1742Exploró Manitoba, Dakota del Norte, el oeste de Minnesota y, posiblemente, parte de Montana.
Samuel HearneInglaterra1768-1771Siguió el curso del río Coppermine hacia el norte, desde su cuenca hasta las costas árticas de Canadá.
James CookInglaterra1768-1778Exploró y cartografió la costa de Nueva Zelanda, completó la cartografía de las principales masas oceánicas del mundo y refutó la teoría de la existencia de un gran territorio inexplorado y habitable en el hemisferio sur; exploró las costas de la Antártida y de Hawai.
James BruceEscocia1770-1771Visitó las fuentes del Nilo Azul, siguiendo el curso de este río hasta su confluencia con el Nilo Blanco.
Alexander MackenzieEscocia1789Partiendo desde Fort Chipewyan (Alberta, Canadá), bordeó el Gran Lago del Esclavo, y siguió el curso del río que llevaría su nombre hasta su desembocadura en el Ártico.
Robert GrayEstados Unidos1791-1792Exploró Grays Harbor y la costa noroeste del Pacífico; llegó hasta el río Columbia (al que puso el nombre de su nave).
Mungo ParkEscocia1795-1796Ascendiendo por el río Gambia, atravesó el norte de la región de Kaarta en Malí, llegando hasta el río Níger.
Meriwether Lewis y
William Clark
Estados Unidos1804-1806Partieron de Saint Louis, siguiendo por tierra el curso de los ríos Missouri y Columbia hasta llegar al océano Pacífico, y efectuaron el viaje de regreso.
Zebulon Montgomery
Pike
Estados Unidos1806-1807Dirigió expediciones hacia las cabeceras de los ríos Mississippi, Arkansas y Rojo; divisó el Pikes Peak.
John DavisEstados Unidos1821Primera persona en desembarcar en la Antártida.
Richard y John
Lander
Inglaterra1830-1831Navegaron el río Níger (África occidental) aguas abajo, estableciendo su curso y desembocadura.
James Clark RossInglaterra1831-1843Encontró la posición del polo norte magnético: descubrió el banco de hielo Ross en la Antártida, y cartografió la costa del cercano mar que también recibiría su nombre (Ross), en el mismo continente.
David LivingstoneEscocia1849-1859Atravesó Suráfrica, explorando el lago Ngami, el río Zambezi, las cataratas Victoria y los lagos Chilwa y Nyasa (Malawi).
Heinrich BarthAlemania1850-1855Realizó exhaustivas exploraciones en África occidental, visitando el curso superior del río Benue y Tombuctú.
Richard Francis
Burton
Inglaterra1854-1858Hizo el peregrinaje a La Meca; exploró Somalia, Etiopía y el lago Tanganica.
John Hanning SpekeInglaterra1856-1862Exploró el lago Victoria, que identificó como una de las fuentes del Nilo.
Robert O’Hara Burke y
William John Wills
Irlanda1860-1861Primeros europeos que atravesaron el continente australiano de sur a norte.
Samuel White BakerInglaterra1861-1864Exploró los afluentes del río Nilo en Etiopía, y el lago Alberto en África centro-oriental.
Henry Morton StanleyGales1874-1889Exploró el lago Eduardo, cartografió el lago Tanganica y siguió el curso del río Congo desde Nyangwe hasta su desembocadura en la costa occidental de África. Más tarde exploró la cadena Ruwenzori (‘montañas de la Luna’) en África centro-oriental, y siguió el curso del río Semliki hasta sus fuentes en el lago Eduardo.
Verney Lovett
Cameron
Inglaterra1875Primer europeo en atravesar el África ecuatorial de este a oeste.
Francis YounghusbandIndia británica1886-1904Viajó desde Pekín a Cachemira; posteriormente dirigió una expedición británica al Tíbet.
Sven Anders HedinSuecia1890-1908Exploró el Turkestán chino, Tíbet y Mongolia; descubrió las fuentes de los ríos Indo, Brahmaputra y Sutlej.
Mark Aurel SteinHungría1900-1916,
1930
Realizó cuatro expediciones en Asia central, siguiendo las rutas de las caravanas entre China y Occidente, y cartografiando regiones poco conocidas.
Ludwig Mylius-ErichsenDinamarca1902-1907Exploró las costas de Groenlandia.
Roald Engebrecht
Amundsen
Noruega1903-1926Atravesó por primera vez el paso del Noroeste; fue el primero en alcanzar el polo sur; y rodeó en dirigible el polo norte con el explorador estadounidense Lincoln Ellsworth y el italiano Umberto Nobile.
Ernest Henry
Shackleton
Irlanda1907-1909Localizó el polo sur magnético.
Robert Edwin PearyEstados Unidos1908-1909Primera persona, al parecer, en llegar al polo norte.
Hiram BinghamHawai1911Exploró los territorios incas y descubrió las antiguas ruinas de Machu Picchu en Perú.
Harry St. John B. PhilbyInglaterra1917-1932Cruzó Arabia de mar a mar. Primer europeo que visitó Najd.
Lincoln EllsworthEstados Unidos1925-1939Exploró las Regiones árticas en avión, dirigible y submarino, cruzando la Antártida en avión.
Umberto NobileItalia1926Sobrevoló sobre el polo norte con Amundsen y Ellsworth en el dirigible Norge, diseñado por él.
Richard Evelyn ByrdEstados Unidos1926-1957Sobrevoló los polos norte y sur; estableció la base Little America en el círculo polar antártico; dirigió numerosas expediciones que exploraron y cartografiaron las regiones costeras e interiores de la Antártida.
Bertram ThomasInglaterra1930-1931Primer europeo en atravesar el Rub al-Khali, el gran desierto de Arabia Saudí.
Charles William BeebeEstados Unidos1934Descendió hasta una profundidad oceánica récord de 923 m en las aguas de las islas Bermudas, utilizando la batisfera de su invención.
John RymillInglaterra1934-1937Exploró la península Antártica.
Finn RonneEstados Unidos1946-1958Determinó que la Antártida es un continente; exploró y cartografió la plataforma de hielo que lleva su nombre.
Edmund P. Hillary y
Vivian E. Fuchs
Nueva Zelanda
Inglaterra
1955-1958Realizaron la primera travesía terrestre de la Antártida.
Año Internacional
Geofísico
1957-1958Científicos de numerosos países realizaron descubrimientos en los campos de la climatología, la oceanografía, la naturaleza de la corteza terrestre y la geografía de la Antártida, entre otros.
Jacques Piccard y
Don Walsh
Suiza Estados Unidos1960Descendieron hasta una profundidad récord en la fosa de las Marianas (10.916 m), del océano Pacífico, utilizando el batiscafo Trieste.
Neil A. Armstrong y
Edwin E. Aldrin
Estados Unidos1969Primeras personas en caminar sobre la Luna.
Naomi UemuraJapón1978Primera persona en llegar sola al polo norte en trineo de perros.
Ranulph Fiennes y
Charles Burton
Inglaterra1979-1982Primeros en atravesar los dos polos en un solo viaje de circunnavegación del planeta.

Fuente Consultada: Enciclopedia Encarta

Resumen de la Vida de las Estrellas Evolucion Estelar y Muerte

Resumen de la Vida de las Estrellas y Su Evolución Estelar Hasta La Muerte

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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