cardenas_ciencias6_1e_unidad_muestra.pdf

8/17/2019 cardenas_ciencias6_1e_unidad_muestra.pdf

1/50

178

El sistema solar y el

universo¿En qué lugar del universo vivimos?

178


2/50

179

Universo

179

TEMA 9

Característicasdel universo ............ 181

TEMA 10

El sistema solar,la Tierra y la Luna ... 200

Establezco relaciones entre las características

macroscópicas y microscópicas de la materia

y las propiedades físicas y químicas de las

sustancias que la constituyen.

Evalúo el potencial de los recursos naturales,

la forma como se han utilizado en desarrollos

tecnológicos y las consecuencias de la acción

del ser humano sobre ellos.

•

•


3/50

180

Nuestro maravilloso planeta

Existen muchas formas de mirar y admirarnuestro planeta. Desde el fondo del mar, por

ejemplo, aunque puede parecer oscuro y des-conocido, o desde las entrañas de un bosque ouna selva, donde apenas entrevemos y sentimoslos rayos solares. Pero existe una alternativaque cada día resulta más útil para descubrir yanalizar lo que ocurre en la Tierra: es la miradadesde el espacio. Así es, la tecnología satelital yde observación terrestre han puesto a nuestroalcance imágenes satelitales que muestrantanto la belleza del planeta como algunos pro-

blemas ambientales como la deforestación, elretroceso de los glaciares, la agricultura inten-siva, la contaminación, la erosión, etc.

La Hipótesis Gaia es una teoría científicaque, en esencia, dice que toda la biosfera del

planeta puede considerarse como un únicosuperorganismo vivo y autorregulado, en elque todas sus partes se relacionan entre síe influyen las unas en las otras. El siguientecalendario nos recuerda cómo podemos cola-borar a lo largo del año al cuidado del planeta,que es la protección de la vida. Cada fechaes una invitación a ahorrar energía y agua, acontribuir inteligentemente por el ambiente,a mantener limpio nuestro entorno, a pro-

teger las especies, etc. Algunos de esos díasno tienen una fecha específica, pero sí secelebran en el mes indicado.

Calendario del Desarrollo Sostenible

Enero Febrero Marzo30 Día mundial de la no

violencia2 Día Internacional de los

Humedales9 Día Internacional de las Aves21 Día Forestal Mundial22 Día Mundial del Agua3l Día Meteorológico Mundial

Abril Mayo Junio7 Día Mundial de la Salud22 Día Mundial de la Tierra

4 Día Internacional delCombatiente Forestal

31 Día Mundial sin Tabaco

5 Día Mundial del Medio Ambiente8 Día Mundial del Océano17 Día Mundial de Lucha contra la

Desertificación y la Sequía

Julio Agosto Septiembre Día de la Conservación del

Suelo11 Día Mundial de la Población

Día de la Paz Día Internacional de las

Poblaciones Indígenas

16 Día Internacional de laProtección de la Capa de Ozono

Día Marítimo Mundial

Octubre Noviembre Diciembre

16 Día Mundial de la Alimentación17 Día Internacional para laErradicación de la Pobreza

24 Día Mundial de Informaciónsobre el DesarrolloDía Mundial del Hábitat

Día Internacional para laReducción de los DesastresNaturales

Día Internacional de la Paz6 Día Internacional para laPrevención de la Explotacióndel Medio Ambiente duranteGuerras y Conflictos Armados

29 Día Internacional de laBiodiversidad

Reflexiona

1. Si pudieras crear un día para proteger algunaespecie, ¿cuál escogerías y porqué?

2. ¿Cuáles de las ideas mencionadas en la lecturate resultan más interesantes?

180


4/50

181

Características

del universo

TEMA

Competencias

Comprensión deinformación

• Identifico, interpreto y

explico las teorías másimportantes acerca delorigen del universo.

• Explico las diferentesorganizaciones materialesque constituyen eluniverso.

Indagación yexperimentación

• Indago en diferentesmedios de informaciónvisual acerca de loscomponentes deluniverso.

Promoción decompromisospersonales y sociales

• Valoro el aporte de laciencia al conocimientodel universo.

• Promuevo una actitudpositiva y de respetopor el trabajo de losastrónomos.

Resuelve los siguientes ejercicios en tu cuaderno de actividades:

1. Elabora un dibujo sobre el universo.

2. ¿Qué importancia crees que tiene el conocimiento del

origen y la evolución del universo?

3. ¿Qué crees que son las galaxias y cómo están constituidas?

4. ¿Qué sabes de las estrellas?

5. Comparte tus conocimientos sobre los viajes espaciales,

satélites artificiales y los observatorios astronómicos.Descríbelos brevemente.

Manejo conocimientos propiosde las ciencias naturales

Describo el proceso de formación y extinción de estrellas.

Indago sobre los adelantos científicos y tecnológicos quehan hecho posible la exploración del universo.

•

•

181


5/50

182

Materiales

1 globo de color negroo azul oscuro y 1

rotulador blanco

•

Me aproximo al conocimiento como científico(a) natural

Formulo explicaciones posibles, con base en el conocimiento cotidiano,teorías y modelos científicos, para contestar preguntas.

•

Explora¿Cómo se construye un modelode expansión del universo?

¿Cómo proceder?1 Dibuja en la superficie del globo aros pequeños, puntos,

agrupaciones de puntos y estrellas, dejando unos 2 cm

entre uno y otro.2 Infla el globo hasta obtener un tamaño mediano. Escribe lo

que observes en los cambios de distancia que se presen-

tan entre los diferentes dibujos.

3 Infla de nuevo el globo hasta obtener un tamaño mayor ycomprueba las nuevas distancias que hay entre los dibujos.

Razona y concluye1 Imagina que cada punto que dibujaste es una estrella o

una galaxia: ¿qué le ocurre a cada punto cuando inflas elglobo?

2 ¿Cómo varían las distancias entre los puntos a medida queinflas el globo?

3 Teniendo en cuenta el modelo de universo que has utiliza-do, formula una hipótesis acerca de la evolución del univer-

so. Comenta tu hipótesis con el resto del grupo, y descrí-

bela brevemente.

Explora algo másQué ocurriría si en vez de expandirse, el universo se

contrajera?


6/50

183

Idea principal

Los científicos intentan explicar el

origen del universo mediante el

estudio de diversas teorías. Las

más aceptadas son la Teoría del

Big Bang y la Teoría de Fred Hoyle

o de la creación continua.

Vocabulario

Universo, 183

Astrónomo, 183

Teoría del Big Bang , 184

Galaxia, 184Neutrones, 185

Protones, 185

Protogalaxia, 185

Supernova, 185

Universo estacionario, 186

Universo oscilante, 187

Año luz, 188

Expansión isótropa, 188

Vía Láctea, 191

Estrella, 191

Diagrama H-R, 195

Gigante roja, 195

Agujero negro, 196

Nova, 196

Lectoescritura

Elabora un cuadro comparativo

de las teorías sobre el origen deluniverso. Utiliza el contenido del

tema y otras fuentes de consulta

como:

www.spitzer.caltech.edu/espanol/

edu/askkids/universe.shtml

www.circuloastronomico.cl/cos-

mologia/universo.html

Teorías acerca del origendel universoMateria, energía, espacio y tiempo, todo lo que existe, forma

parte del universo. Es, por tanto, un sistema cerrado que con-tiene energía y materia en un espacio y tiempo, que se rigefundamentalmente por principios de causa y efecto. Ademásde materia intergaláctica, el universo contiene galaxias, cú-mulos de galaxias y estructuras de mayor tamaño, llamadassupercúmulos. A pesar de la avanzada tecnología disponibleen la actualidad, todavía no sabemos con exactitud la mag-nitud del universo. Sin embargo, se estima que el 90% estáconstituido por una masa oscura que no podemos observar,dentro de la cual hay muchos elementos, entre ellos el hidró-

geno como elemento predominante. También se estima quepor cada millón de átomos de hidrógeno existe un número deátomos de los otros nueve elementos más abundantes del uni-

verso. Esa relación se muestra en la tabla 9.1.

Tabla 9.1. Número de átomos de cada elemento en el universo.

Símbolo Elemento químico ÁtomosH Hidrógeno 1.000.000

He Helio 63.000

O Oxígeno 690

C Carbono 420N Nitrógeno 87

Si Silicio 45

Mg Magnesio 40

Ne Neón 37

Fe Hierro 32

S Azufre 16

Una de las preguntas que se hace el ser humano desde queempezó su evolución como Homo sapiens se refiere al origen

del universo. A medida que aumentan sus explicaciones se van ampliando las teorías, desde las mitológicas y religiosasdel pasado, hasta las basadas en los estudios y avances tecno-lógicos que disponen los astrónomos y científicos cuya área deinvestigación es la astronomía o la astrofísica.

Es así como se reconocen varias teorías, entre ellas las delBig Bang y la Teoría del Modelo Estacionario, que se describirána continuación.


7/50

184

Teoría de la Gran Explosión o

del Big Bang (Evolutiva)

En 1948, el físico ruso nacionalizado en Es-tados Unidos, George Gamow, postuló lateoría sobre el origen del universo, denomi-nada teoría del Big Bang (literalmente GranExplosión), según la cual constituye el mo-mento en que de la "nada" emerge toda lamateria, es decir, el origen del universo. ParaGamow, este hecho tuvo lugar hace 15 milmillones de años, en un momento de “tiempocero” en el que toda la materia y la energíadel universo se hallaban comprimidas en una

grande y densa región del espacio llamadasuperátomo o átomo primigenio.La teoría de Gamow proporciona una base

sólida para comprender los primeros mo-mentos del universo y su posterior evolución.

A causa de su elevadísima densidad,la materia existente al comienzo deluniverso se expandió con rapidez. Alproducirse esta expansión, el helio

y el hidrógeno, formados instantes

después de la explosión, se enfriaron y se condensaron en galaxias , esdecir, sistemas masivos de estrellas,polvo interestelar, gases y partículas.

A medida que el universo se ex-pandía, la radiación residual de laGran Explosión continuó enfriándosehasta llegar a una temperatura deunos 3 ºK (–270 ºC). Vestigios de ra-diación de este gran estallido fueron

detectados por los radioastrónomosen 1965, hecho que la mayoría de losastrónomos consideran la confirma-ción de la teoría de la Gran Explosión.

A continuación se presentan losaspectos más sobresalientes de lateoría del Big Bang :

1. Hubo un momento en que toda la materia y energía estuvieron comprimidas en unadensa región del espacio, estado que durómuy poco porque la masa inicial se disgregópor una descomunal explosión que lanzó al

espacio la materia y la energía radiante ydesde entonces ha estado expandiéndose.

2. De acuerdo con los datos de mediciónsobre la velocidad de expansión del uni-

verso, y con los deducidos en otros cálculos,se estima que dicho acontecimiento debióproducirse hace 15 mil millones de años.

3. La masa inicial era indiferenciada y aún noestaba constituida en elementos químicos,que se formaron cuando se reunieron ennúmero diferente los protones y los neu-trones, los cuales adicionaron la cantidadadecuada de electrones para cada conjunto.

Figura 9.1. Representación gráfica de la Gran Explosión.


8/50

185

4. A partir de la explosión, y durante losprimeros minutos, muchos neutrones (partículas masivas sin carga eléctrica)se desintegraron en protones y elec-trones, de cuya combinación se formó el

hidrógeno. Los protones son partículassubatómicas con carga eléctrica positiva,que constituye el núcleo de los átomos

junto con los neutrones, cuyo número,denominado número atómico, determinalas propiedades químicas del átomo; loselectrones, por su parte, constituyen laspartículas elementales más ligeras queforman parte de los átomos y contienenla mínima carga posible de electricidad

negativa.

5. Todos los elementos químicos se formaronentre los 5 y los 30 minutos siguientes a laexplosión. Durante este período, la velo-cidad de expansión debió tener un valorcrítico, pues si hubiese sido muy alta, no sehabrían formado grandes grupos de pro-tones y neutrones y el universo actual es-taría constituido solamente por elementos

livianos, mientras que si la velocidad deexpansión hubiese sido menor, habríantenido tiempo de formarse conjuntos deprotones y neutrones más complejos, porlo cual el universo actual constaría princi-palmente de elementos pesados.

6. Durante millones de años la materia y laenergía impelidas por la expansión inicialse dispersaron a gran velocidad sin per-mitir la formación de grandes agregados

materiales, ya que la energía radiante eratal, que rompía y dispersaba todos losagregados materiales a medida que seformaban.

7. Aproximadamente 250 millones de añosdespués de la explosión, la gravitación

pudo afirmarse y una vez que las fuerzasgravitacionales se hicieron sentir, em-pezaron a formarse las protogalaxias,enormes nubes de gas caóticas y oscuras,a partir de las cuales se formaron las ga-

laxias primitivas y cuyo tamaño es supe-rior al de una galaxia madura.

8. La gran cantidad de energía radiante emi-tida durante los primeros momentos sefue enfriando durante la expansión, ob-servándose hoy como radiación de fondo.La materia se condensó en nubes y polvo

y posteriormente en galaxias.

9. La evolución de una protogalaxia haciauna verdadera galaxia implica la forma-ción de estrellas, sistemas de estrellas y,por consiguiente, su organización siste-mática y la acumulación de luz y calor ensu interior.

10. Los elementos químicos se sintetizan ter-monuclearmente en el interior de las es-trellas, de acuerdo con el período evolutivode éstas, ya sea en su momento de estrellas

normales, gigantes rojas, pasando por lassupernovas , conocidas como la explosiónde una estrella en la que se libera gran can-tidad de energía que después va a dar lugara nuevas generaciones de estrellas.

11. Como consecuencia de esa explosión ini-cial, el universo está en expansión, lo cualda lugar a pensar en dos posibilidades res-pecto a su futuro, desde el punto de vista de

su “masa crítica”: en primer lugar, expan-diéndose indefinidamente para tener asíun modelo de universo abierto e infinito, yen segundo lugar, que llegue un momentoen que la expansión se frene y el universose contraiga de nuevo para generar un mo-delo de universo finito oscilante.


9/50

186

Teoría de Fred Hoyle o de la

“creación continua”

En 1948, los astrónomos británicos HermannBondi, Thomas Gold y Fred Hoyle presen-

taron un modelo de universo completamentedistinto de los planteados hasta entonces. Elmodelo es conocido como la teoría del uni-verso estacionario , según la cual “el aspectogeneral del universo es el mismo en cualquierpunto y en cualquier época”.

De acuerdo con este modelo, el númerode galaxias contenidas en un determinado

volumen del universo es constante. Como seadmite la expansión del universo, el espaciodejado por las galaxias en recesión se llenacuando se forman espontáneamente nuevasgalaxias. Según esta teoría, por mucho queretrocedamos en el tiempo, siempre habrágalaxias en expansión y, por tanto, el uni-

verso no tendría principio ni fin; sería eterno y uniforme.

Los aspectos más sobresalientes de lateoría de la creación continua son:

1. A diferencia de la teoría de Gamow, nosupone acontecimiento especial algunoen el tiempo ni en el espacio. Supone unacreación continua, es decir, que el pro-ceso de la creación no tuvo lugar en unmomento, sino que se produce en formaconstante.

2. El universo actual presenta todas las fasesde formación, crecimiento y muerte deestrellas y galaxias, puesto que de un

modo incesante y continuo surgen nuevosmundos al tiempo que desaparecenotros.

3. La materia aparece primero en masas ex-tremadamente enrarecidas de gas hidró-geno, en lugares del espacio donde haypocas estrellas, alejadas unas de otras.

4. El hidrógeno aparece como resultado de la

recuperación de la radiación que pierden

las estrellas en grandes zonas del uni-

verso donde convergen partículas y otras

formas de radiación.

5. Una vez formado un agregado de gas

hidrógeno de masa suficiente, comienza

a hacerse sentir la fuerza gravitatoria: la

masa se contrae y se inicia la rotación, con

lo cual comienza la evolución de la galaxia

como una masa rotatoria oscura y sin

estrellas, en forma aplanada y en espiral

como consecuencia de su giro.

6. Los elementos químicos no son el pro-ducto de un cataclismo inicial, sino que se

han originado como productos normales

de fenómenos que pueden observarse y

medirse. Estos fenómenos ocurren en el

interior de las estrellas.

La mayoría de los cosmólogos no aceptan

la teoría del universo estacionario, al menos

en esta forma, en especial después del des-

cubrimiento aparentemente incompatible dela radiación de fondo de microondas en 1965

y reconfirmada en la década de los años

ochenta y noventa. Igualmente, el descubri-

miento de quasares aportó pruebas que con-

tradicen la Teoría del Estado Estacionario.

Por tanto, los quasares son objetos de un

pasado remoto, lo cual indica que hace unos

cientos de miles de años la constitución del

universo era muy distinta de lo que es hoyen día.

Las teorías analizadas aún no explican su-

ficientemente el origen de la energía y la ma-

teria, que en aparencia surgieron de manera

espontánea de la nada. Por tanto, es necesario

seguir investigando en este campo.


10/50

187

Reflexiones sobre el origen

del universo

Con respecto al origen del universo existendos posibilidades: o bien el universo siempre

existió y no tuvo principio ni tendrá fin, o bientodo el universo tuvo su comienzo en algúnmomento del pasado y está evolucionando,lo mismo que las estrellas y las galaxias in-dividuales, las cuales no pueden durar parasiempre. Las estrellas están gastando su com-bustible de hidrógeno y algún día tendrán queterminar en el montón de escoria celeste comodesecho cósmico. Lo mismo puede decirse delas galaxias: en algún momento se tiene queacabar su capacidad de formar nuevas estre-llas a partir de polvo y gas.

Hipótesis del universo oscilante

Esta hipótesis, propuesta por Richardson Tol-manansom, sostiene que el universo está enexpansión y que el espacio entre las galaxiasaumenta cada vez más. En un futuro, dentrode miles de millones de años, nuestra galaxia

podrá dar la impresión de estar sola en el es-

pacio. ¿Se detendrá la expansión y las galaxias volverán a acercarse hasta aplastarse unascontra otras, estallar y comenzar el procesode nuevo? Este tipo de universo sería un uni-verso oscilante , es decir, que sufre una serie

infinita de oscilaciones, cada una de ellas ini-ciándose con un Big Bang y terminando conun Big Crunch. El universo se contrae y seexpande sucesivamente, como un pulmón gi-gantesco o un globo, tal como se ilustra en lafigura 9.2.

Hipótesis del universo

estacionario o en expansión

Teoría presentada en 1948 por los astrónomosbritánicos Hermann Bondi, Thomas Gold yFred Hoyle, que supone una creación con-tinua del universo. Si el universo continúaexpandiéndose, las galaxias se alejarán más

y más hasta que cada una quede “sola”en elespacio. La teoría evolucionista o de la GranExplosión afirma que cuando comenzó eluniverso no existían galaxias ni estrellas y la

materia estaba confinada en un espacio re-ducido. La materia, al estallar y expandirse,se enfrió formando gigantescos agregadosque se convirtieron en galaxias, y finalmentese formaron estrellas individuales dentro delas diferentes galaxias. Aún siguen formán-dose estrellas dentro de nuestra galaxia, perollegará el día en que todo el material quedeconvertido en estrellas. Según esta teoría,¿qué le sucede a una galaxia vieja? Al parecer,

sus estrellas siguen su curso evolutivo y alfinal la galaxia se convierte en una vasta co-lección de estrellas gastadas.

Si es correcta la teoría de la gran explosión,si pudiéramos observar lo más lejos posibleen el espacio y lo más atrás que podamos enel tiempo, veríamos galaxias más jóvenes quelas cercanas. Estaríamos, literalmente, obser-

El uni verso se e xpande E l univ e r so se c o nt r ae

Figura 9.2a. Modelo de universo oscilante.

Figura 9.2b. Modelo de universo en expansión.


11/50

188

vando el pasado y viendo las galaxias tal ycomo eran hace miles de millones de años.

Si es correcta la teoría del estado fijo,encontraríamos en promedio, adonde quieraque miráramos, la misma proporción de

nuevas y viejas galaxias que observamos ennuestros alrededores. La teoría del estado fijoes atrayente para muchos, pero la ciencia nodepende de su atractivo. Aunque las pruebasde observación distan mucho de ser perfectashoy, los indicios a favor de la teoría evolu-cionista o de la gran explosión aumentande manera considerable. Quizá resulte quela teoría correcta es la de oscilación y quenuestro universo es eterno como en la teoríadel estado fijo, además de ser evolutivo comoen la teoría de la Gran Explosión.

Conocimiento actual

del universo

La investigación del universo es muy antigua,pero su conocimiento más preciso ocurrióaproximadamente en 1920, cuando Edwin P.

Hubble demostró que el universo era muchomayor que lo que se creía hasta entonces yprobó cómo el conjunto de galaxias observa-bles se movía ordenadamente. Hoy se sabe concerteza que este movimiento es de expansión.

Luego de hacer una serie de observa-ciones y mediciones, Hubble demostró quela velocidad con que una galaxia se aleja esproporcional a la distancia que hay entre ella

y el observador, de modo que puede calcu-

larse el cociente constante entre distancia y velocidad. La razón es de forma tal que unagalaxia distante 10 millones de años luz denosotros, se aleja con una velocidad de 170kilómetros por segundo; otra galaxia doble-mente distante, se aleja a doble velocidad, esdecir a 340 kilómetros por segundo. Un añoluz es la distancia recorrida por la luz en un

año. Se utiliza para medir distancias entreestrellas y galaxias.

Otra característica de la expansión del universo es su isotropía. La expansión isótropa se mantiene igual en todas las direcciones,

lo que nos indica que el universo posee unasimetría muy notable y que nosotros estamosen el mismo centro. Esto lo entenderemosfácilmente con un modelo sencillo: imagi-nemos un globo como se muestra en la figura9.3a., en el que cada letra representa una ga-laxia. Al inflar el globo, aumenta la distanciaentre los puntos cualquiera (A y B, A y C, oB y C), con una velocidad proporcional a ladistancia que hay entre ellos. Cualquiera que

sea el punto que designemos como centro, losdemás puntos se alejan del mismo en todaslas direcciones, de manera uniforme.

Al igual que en la figura 9.3a., en la figura9.3b. se esquematiza la naturaleza de la ex-pansión, algo que se puede entender si com-paramos el universo con un globo con estrellaspintadas en su superficie, cada uno de loscuales representa una galaxia. A medida queel globo se infla, la distancia entre cualquiera

Figuras 9.3a. y 9.3b. Expansión isótropa del universo.

a.

A B

C

A B

C

b.

A B A B


12/50

189

Edwin Powell Hubble (1889-1953)fue uno de los más importantes astró-nomos estadounidenses del siglo XX.Se hizo famoso por haber demostradola expansión del universo al medir eldesplazamiento de galaxias distantes.Hubble es considerado el padre de laCosmología observacional, aunque su

influencia en Astronomía y Astrofísica toca muchosotros campos.

Cursó estudios en la Universidad de Chicago,

centrándose en Matemáticas y Astronomía. Se li-cenció en 1910 y los tres años siguientes los dedicóa estudiar Derecho en Oxford. Retornó al campo dela Astronomía y se incorporó al Observatorio Yerkesde la Universidad de Chicago, donde obtuvo el doc-torado en Física en 1917. George Hale, el fundadory director del Observatorio Monte Wilson en las cer-canías de Pasadena (California), dependiente del Ins-tituto Carnegie, le ofreció un puesto de trabajo en elque permaneció hasta su muerte en 1953 luego desufrir un accidente. Hubble fue el primero en utilizarel telescopio Hale del Observatorio Palomar.

Erwin Hubble dedicó su vida a la observación delas galaxias, los objetos más lejanos que conocían

los astrónomos en aquellos tiempos. Determinó lasdistancias de muchas de ellas, empujando eventual-mente hacia fuera centenares de millones de añosluz las fronteras del universo. Comparó, entonces,las distancias de las galaxias en función de la velo-cidad con que se alejaban unas de otras, y dedujoque cuanto más lejanas se encontraban las galaxias,más rápidamente se movían. Esta relación, conocidacomo ley de Hubble, era una prueba observacionalde que el universo se expandía. Bajo su dirección, laCosmología de observación se convirtió en ciencia.

Edwin Hubble

de sus puntos, por ejemplo A y B, aumenta

a una velocidad proporcional a la distancia

entre ellos al inflarse el globo. Igual ocurre con

el universo: la distribución no cambia.

Constitución deluniversoEl universo está formado por galaxias, nebu-

losas, estrellas, agujeros negros y quasares,

además de planetas, satélites naturales y

cometas.

La formación de las galaxias

Una vez que se reúne en un lugar del espaciouna considerable cantidad de material cósmico,

ya sea porque se hace sentir la atracción gravi-tatoria según la teoría de Gamow y Lemaître,

o por la aparición de grandes masas enrare-cidas de gas hidrógeno, según la teoría de FredHoyle, se forman las protogalaxias, entendidascomo grandes masas gaseosas, frías, caóticas

y oscuras, las cuales entran en un proceso deevolución. La formación de estrellas en el senode una protogalaxia es lo que caracteriza suevolución hasta constituirse en una galaxia,

A m p l ía la f ic ha

b iográ f ica

1. En tu op in ión,

¿qué impor tanc ia

pudo tener la

demo s trac ión de l

a e xpan s ión de l u

n i ver so ?

2. ¿Qué in f luenc ia

ha ten ido e s te co

noc im ien to

para la A s tronom í

a ?

3. ¿Qué a spec to s

de la b iogra f ía de

Hu b b le te

a yudaron a compr

ender la impor tan

c ia de la

in ve s t igac ión

c ien t í f ica ?

Personajes y contextos


13/50

190

figura 9.4. Los diferentes fenómenos que ocu-

rren en el interior de una protogalaxia en suproceso evolutivo se pueden resumir así:

• La masa entra en un movimiento inicial-

mente caótico de sus componentes, pero

en la medida de su evolución, se va im-

poniendo un movimiento en cada una de

sus partículas constitutivas, que inicia un

movimiento rotacional.

• Este movimiento rotacional hace que la

gran masa vaya adquiriendo diferentesformas durante su proceso evolutivo y que

en su interior se vayan segregando nuevas

masas o núcleos de desigual densidad.

• La inestabilidad gravitatoria es la que deter-

mina la segregación de la materia gaseosa

en unidades menores, cada una de las cuales

posee la masa y el material necesario para

constituir una estrella o un sistema solar.• La atracción gravitatoria comprime de un

modo constante la materia central de la

masa gaseosa, a la vez que las colisiones

entre los átomos y moléculas elevan la tem-

peratura interior.

• Al principio sólo se produce calor, pero al

aumentar la presión se reduce su volumen

millones de veces generando temperaturas

tan altas que hacen que la masa explote yse convierta en una estrella luminosa.

Este proceso se da en los cientos de milesde millones de núcleos de materiales ga-seosos posibles, hasta generar los cientos demiles de millones de estrellas que hoy se sabeposee una galaxia joven.

Figura 9.4. Representación del universo con varias galaxias.


14/50

191

Figura 9.5. Diversas formas de galaxias.

Las galaxias están constituidas por agru-paciones de miles de millones de estrellas.

Algunas de las principales son la Pequeña yla Gran Nube de Magallanes, Andrómeda, elTriángulo y la Vía Láctea.

La Vía Láctea es la galaxia en la que se en-cuentra el Sistema Solar. Su diámetro medioes de unos 100.000 años luz y se calcula quecontiene entre 200.000 y 400.000 millones deestrellas. Se conocen galaxias de diferentesformas, como se muestra en la figura 9.5.: enespiral, elípticas, circulares e irregulares.

sación y agregación de la materia, aunque enotras ocasiones se tratan de los restos de unaestrella que ha muerto (figura 9.6.).

Las nebulosas se localizan en los discos delas galaxias espirales y en cualquier zona de

las galaxias irregulares, pero no se suelen en-contrar en galaxias elípticas puesto que éstasapenas poseen fenómenos de formación estelar

y están dominadas por estrellas muy viejas. Antes de la invención del telescopio, el

término nebulosa se aplicaba a todos los objetos celestes de apariencia difusa. Por estarazón, en ocasiones las galaxias (conjunto demiles de millones de estrellas, gas y polvounidos por la gravedad) son llamadas im-

propiamente nebulosas; se trata de una he-rencia de la Astronomía del siglo XIX que hadejado su signo en el lenguaje astronómicocontemporáneo.

Las estrellas

Una estrella es una esfera de plasma quegenera energía en su interior de manera soste-nida mediante reacciones termonucleares. La

Figura 9.6. Nebulosas.

Las distancias entre los cuerpos celestesen el espacio se miden en años luz. Comodecíamos anteriormente, un año luz es la dis-tancia que recorre la luz en un año, a la velo-cidad de 300 mil kilómetros por segundo.

Las nebulosas

Son regiones del medio interestelar consti-tuidas por gases (principalmente hidrógeno yhelio) y polvo. Tienen una importancia cosmo-lógica notable porque son los lugares dondenacen las estrellas, por fenómenos de conden-


15/50

192

energía generada se emite al espacio en formade radiación electromagnética, neutrinos y

viento estelar.Las estrellas se observan en el cielo noc-

turno como puntos luminosos que titilan de-bido a las distorsiones ópticas que produce laturbulencia y las diferentes densidades de laatmósfera terrestre. El Sol, al estar tan cerca,se observa no como un punto, sino como undisco luminoso cuya presencia o ausencia enel cielo terrestre provoca el día y la noche,respectivamente.

Son objetos de masas enormes compren-didas entre 0.08 y 120-200 masas solares. Losobjetos de masa inferior se llaman enanasmarrones, mientras que las estrellas de masasuperior se llaman gigantes azules. Su lumi-nosidad también tiene un rango muy amplioque va desde una diezmilésima hasta tres mi-llones de veces la luminosidad del Sol.

Los planetas

Un planeta es, según la definición adoptadapor la Unión Astronómica Internacional el 24de agosto de 2006, un cuerpo celeste que:

a) Orbita alrededor del Sol.

b) Tiene suficiente masa para que su gravedad supere las fuerzas del cuerpo rí-

gido, de manera que asuma una forma enequilibrio prácticamente esférica.

c) Ha despejado las inmediaciones de suórbita.

Ciertamente, desde los años setenta existíaun amplio debate sobre el concepto de pla-neta a la luz de los nuevos datos referentes altamaño de Plutón, menor de lo calculado enun principio. Este debate aumentó en los añossiguientes al descubrirse nuevos objetos quepodían tener tamaños similares (figura 9.8.).De esta forma, la nueva definición de planetaintroduce el concepto de planeta enano, de-nominación que, además de Plutón, incluye

a Ceres, anteriormente considerado un as-teroide. Un planeta enano tiene la diferenciade definición en el literal c), ya que no hadespejado la zona local de su órbita y no esun satélite de otro cuerpo.

Los cuerpos que giran en torno a otras es-trellas se denominan generalmente planetasextrasolares o exoplanetas. Las condicionesque han de cumplir para ser consideradoscomo tales son las mismas que señala la de-

finición de planeta para el Sistema Solar, sibien giran en torno a sus respectivas estre-llas. Incluyen, además, una condición más encuanto al límite superior de su tamaño.

Figura 9.8. Los planetas.

Figura 9.7. Estrella.


16/50

193

Etimológicamente la palabra planeta proviene del latín plan ta , que la tomó del griego

, que significa “vagabundo, errante”. Elorigen de este término proviene del movi-miento aparente de los planetas con respecto

al fondo fijo de las estrellas que, a pesar de mo- verse por el firmamento según las diferentesestaciones, mantienen sus posiciones relativas.

Los satélites naturales

En Astronomía, el término satélite se aplicaen general a aquellos objetos en rotación al-rededor de un astro, este último de mayordimensión que el primero. Ambos cuerpos

están vinculados entre sí por fuerzas de gravedad recíproca.Existe una diferenciación entre satélites

naturales y artificiales. Los artificiales son losconstruidos por el ser humano, lo que hacefactible, de alguna manera, modificar su tra-

yectoria. En las últimas décadas se han puestoen órbita una gran variedad de satélites ar-tificiales alrededor de la Tierra y también de

varios planetas.

Un satélite natural, en cambio, es cual-quier astro que se encuentra desplazándosealrededor de otro, y no es factible modificarsu trayectoria.

En general, a los satélites de los planetasprincipales se les llama lunas, por asociacióncon el nombre del satélite natural de la Tierra.

Los cometas

El término cometa viene del latín com ta , que

significa "cabellera". Es un cuerpo celeste dehielo y roca, relativamente pequeño, que giraalrededor del Sol (figura 9.10.). Cuando uncometa se acerca al Sol, parte del hielo se con-

vierte en gas. Este gas, junto con las partículasde polvo, se desprende y origina la cola larga yluminosa que caracteriza a los cometas.

La mayoría de estos cuerpos celestes des-criben órbitas elípticas de gran excentricidad,lo que produce su acercamiento al Sol con

un período considerable. A diferencia de losasteroides, los cometas son cuerpos sólidoscompuestos de materiales que se subliman enlas cercanías del Sol. A gran distancia (a partirde 5-10UA) desarrollan una atmósfera queenvuelve al núcleo, llamada coma. Esta comaestá formada por gas y polvo. Conforme elFigura 9.9. Satélites naturales.

Figura 9.10. Los cometas.


17/50

194

acaba. Las estrellas del tamaño del Sol acabansu vida como enanas blancas, que son extre-madamente pequeñas, densas y cálidas. Lasestrellas mayores acaban en explosiones es-pectaculares llamadas supernovas, causadas

por el choque violento de las estrellas. Unaestrella que muere emite en pocos segundosmás energía que el Sol en millones de años.

La vida de una estrella puede considerarseiniciada cuando se hace visible la protoestrellaa través del halo luminoso que la rodea. Suaspecto en esta etapa y su posterior evolución

cometa se acerca al Sol, el viento solar azotala coma y se genera la cola o cabellera carac-terística. La cola está formada por polvo y gasionizado.

Las estrellas: su origen,evolución y muerte

Admitiendo la hipótesis inicial de que existennubes de gases de polvo y que las estrellas seforman a partir de ellas, el proceso, tal

y como se explica hoy, es el siguiente:una estrella comienza la vida comouna masa de gas, relativamente fría ygrande, que parte de una nebulosa.

Como la gravedad hace que secontraiga el gas, su temperatura au-menta, haciéndose tan elevada queprovoca una reacción nuclear en susátomos. El brillo de una estrella de se-cuencia principal se debe a la energíaproducida por la fusión de los núcleosde hidrógeno para formar núcleosde helio (figura 9.11.). Se cree que lafase de secuencia principal de unaestrella de tamaño medio dura 10.000millones de años (se considera que elSol tiene 5.000 millones de años). Fi-nalmente, el suministro de energía se

Figura 9.11. Evolución y muerte de una estrella.

dependen de la masa. Las estrellas grandesestarían produciendo reacciones nuclearesdesde hace mucho tiempo, apareciendo azules

y brillantes, como se ve en el diagrama de lafigura 9.12., por encima de la secuencia prin-cipal. Las estrellas medianas y rojizas como elSol, quizá no las han iniciado aún, teniendoque alcanzar en su centro los 10 millones degrados necesarios para comenzar a "quemar"el hidrógeno, y seguirían contrayéndose enuna etapa llamada contracción gravitacional

Figura 9.12. Diagrama de Hertzsprung-Russell.

Temperatura oC

M a g n i t u d a b s o l u t a

20.000oC 12.000oC 8.000oC 6.000oC 4.500oC 3.000oC

-6

-4

-2

0

+2

+4

+6

+8

+10

+12

Supergigantes

Gigantes

EnanasrojasEnanas blancas

E s t r e l l a s d e s e c u e n c i a p r i n c i p a l

Brillo

Tenue

Estrellasazules


18/50

195

de la secuencia principal. Estas estrellas estánsituadas a la derecha de la secuencia principal

y, al seguir su contracción, describirán en eldiagrama un "camino evolutivo" hasta llegara un punto de la secuencia principal determi-

nado por su masa. El diagrama H-R es, en-tonces, una gráfica que muestra el resultadode numerosas observaciones sobre la relaciónexistente entre la magnitud absoluta de unaestrella y su temperatura superficial.

Dimensiones y propiedades

de las estrellas

En razón a la temperatura superficial, las es-trellas se clasifican en ocho tipos: O, B, A, F,G, K, M y N.

Las de los tipos O y B, azules, tienen tem-peraturas que oscilan entre 40.000 y 15.000°K; las A, blancas, entre 15.000 y 7.000 °K; lasF, G y K van del amarillo (7.000 ºK) al amarilloanaranjado (4.000 ºK); por último, las M y Nson las rojas, con menos de 4.000 °C.

Atributos de una estrellaLas estrellas poseen los siguientes atributos:

• Masa

• Radio

• Luminosidad o brillo

• Clase espectral

• Composición química

Cada tipo se divide en 5 clases:

I. Supergigantes

II. Gigantes brillantes

III. Gigantes

IV. Subgigantes

V. La secuencia principal

El Sol es una estrella que pertenece a laclase V y al tipo G.

Estrella normal

Una estrella normal comienza como talcuando su secuencia principal tiene una com-posición aproximadamente de:• 1% de oxígeno, nitrógeno y carbono

• 1% de elementos pesados como el bismuto,hierro, níquel, etc.

• 5% de helio

• 93% de hidrógeno (su componente esencial)

Gigantes rojas

Una gigante roja es una estrella de masa bajao intermedia que, tras haber consumido elhidrógeno en su núcleo durante su etapa enla secuencia principal, comienza un aumentodel volumen y un enfriamiento de la super-ficie que hace que el color de la estrella se

vuelva más rojizo (figura 9.13.). Esto significaque una vez que la estrella ha agotado aproxi-

Figura 9.13. Con el tiempo el Sol evolucionará hacia unaestrella gigante roja.


19/50

196

madamente el 15% del hidrógeno inicial, dejade "arder" al ritmo casi constante que carac-terizaba su estadio de secuencia principal,para entrar a "arder" con mayor rapidez. Apartir de este momento su tamaño se expande

hasta alcanzar 100 veces su tamaño original,por lo que se enfría y se convierte en una gi-gante roja, pudiendo llegar a ser mil millonesde veces más grande que nuestro Sol.

A medida que se consume el hidrógenoen el centro de la estrella, disminuye su con-centración y aumenta la de helio. Cuando ésterepresenta el 12% de la masa estelar, empiezana escasear las reacciones termonucleares, laestrella se contrae y el núcleo se calienta, pro-

siguiendo la combustión de hidrógeno en unacapa que le rodea.

Esta envoltura se dilata, enfriándose, y elradio del astro aumenta haciendo que la luzse torne rojiza. Su punto representativo en eldiagrama H-R se desplaza hacia la derecha yarriba, evolucionando la estrella hacia la zonade las gigantes rojas. Si la estrella es mediana,se dilatará extraordinariamente, con lo que suluminosidad aumenta y la luz se enrojece. Lasestrellas con mayor masa concentrada, que enla secuencia principal eran gigantes azules,también se vuelven gigantes rojas, pero suluminosidad no cambia.

Etapas posteriores a gigantes rojas

El núcleo, en el que ya no se producen reac-ciones termonucleares, sigue contrayéndosehasta alcanzar los 100 millones de grados. En

este momento, el helio del núcleo, que hastaentonces permanecía inerte, también se vuelvecombustible, originándose nuevas reaccionesnucleares de fusión, para transformarse enelementos más pesados, como el carbono, eloxígeno y el neón.

A partir de este momento la estrella puedeseguir dos posibles evoluciones distintas según Figura 9.14. Explosión de una supernova.

la masa: si su masa es menor 1,5 veces quela masa solar, se transformará en una enanablanca; si la masa es muy grande, el final seráespectacular y explotará violentamente expul-sando la mayoría de sus materiales, quedando

un núcleo muy denso, llamado estrella de neu-trones, y otro aún más denso, que conducirá ala formación de un agujero negro , una regiónfinita del espacio-tiempo provocada por unagran concentración de masa en su interior.Durante esta explosión, la estrella formará unanova (estrella enana de brillo repentino poruna explosión termonuclear en su seno) o unasupernova.


20/50

197

Geometría

Primeras mediciones astronómicas

La primera medición científica de una distanciacósmica fue realizada hacia el año 240 a. C. porEratóstenes de Cirene, director de la biblioteca deAlejandría, por aquel entonces la institución cientí-fica más avanzada del mundo. Eratóstenes aprecióque el 21 de junio al mediodía, cuando el Sol sehallaba exactamente en su cenit en la ciudad deSiena (Egipto), no lo estaba también, a la mismahora, en Alejandría, ubicada unos 750 km al nortede Siena. El científico concluyó que la explicacióndebía residir en que la superficie de la Tierra, al serredonda, estaba siempre más lejos del Sol en unospuntos que en otros.

Tomando por base la longitud de la sombrade Alejandría, al mediodía en el solsticio, la yaavanzada geometría pudo responder a la preguntarelacionada con la magnitud en que la superficiede la Tierra se curvaba en el trayecto de los 750km entre Siena y Alejandría. A partir de este valorpudo calcularse la circunferencia y el diámetro dela Tierra, suponiendo que ésta tenía una formaesférica, hecho que los astrónomos griegos deentonces aceptaban sin vacilación.

Eratóstenes hizo los correspondientes cálculos(en unidades griegas) y, por lo que podemos juzgar, sus cifras aproximadas fueron de 12.000km para el diámetro y unos 40.000 km para la cir-cunferencia de la Tierra, valores que resultan muycercanos a los establecidos hoy en día.

Por desgracia, este valor no prevaleció para eltamaño de la Tierra. Aproximadamente 100 añosa. C, otro astrónomo griego, Posidonio de Apamea,repitió la experiencia de Eratóstenes, llegando a lamuy distinta conclusión de que la Tierra tenía unacircunferencia aproximada de 29.000 km.

Este último valor fue el que aceptó Ptolomeo y,por tanto, el que se consideró válido durante lostiempos medievales. Colón también aceptó estacifra y por esta razón consideró que un viaje de3.000 millas hacia Occidente lo conduciría al Asia.Si hubiese conocido el tamaño real de la Tierra,tal vez no se habría aventurado. Finalmente, entrelos años 1521 y 1523, el último barco que que-daba de la flota de Magallanes circunnavegó por

primera vez la Tierra, lo cual permitió restablecerel valor correcto descubierto por Eratóstenes.

Basándose en el diámetro de la Tierra, Hiparcode Nicea, aproximadamente 150 años a. C., cal-culó la distancia entre la Tierra y la Luna. Paraello utilizó el método que había sido sugerido unsiglo antes por Aristarco de Samos, el más osadode los astrónomos griegos, los cuales habíansupuesto ya que los eclipses lunares se debían aque la Tierra se interponía entre el Sol y la Luna.Aristarco descubrió que la curva de la sombra dela Tierra, al cruzar por delante de la Luna, indicabalos tamaños relativos del planeta y su satélite. Apartir de esto, los métodos geométricos ofrecíanuna forma para calcular la distancia en que se ha-llaba la Luna, en función del diámetro de la Tierra.Hiparco, repitiendo este trabajo, calculó que esadistancia era 30 veces el diámetro de la Tierra, locual significaba que la Luna debía hallarse a unos348.000 km. Este cálculo es también bastantecercano al conocido en la actualidad.

Pero hallar la distancia que nos separa de la Lunafue todo cuanto pudo conseguir la astronomía

griega para resolver el problema de las dimensionesdel universo, por lo menos correctamente. Aris-tarco también realizó un intento por determinarla distancia entre la Tierra y el Sol. El métodogeométrico que usó era absolutamente correcto enteoría, pero implicaba la medida de diferencias tanpequeñas en los ángulos que, sin el uso de los ins-trumentos modernos, resultó ineficaz para propor-cionar un valoraceptable.Según estamedición, el

Sol se hallabaunas 20 vecesmás alejadode nosotrosque la Luna,cuando enrealidad loestá unas 400veces más.

Alejandría(sin sombra)

Siena(con sombra)

Radioterrestre

Ángulo

Ángulo

Rayos solares que llegan verticales


21/50

198

En lo relacionado al tamaño del Sol, Aristarcodedujo que dicho tamaño debía de ser, por lomenos, unas siete veces mayor que el de la Tierra,cifra también errónea, señalando a continuaciónque era ilógico suponer que el Sol, de tan grandes

dimensiones, girase en torno de nuestra pequeñaTierra. Finalmente decidió que nuestro planetagiraba en torno al Sol.

Por desgracia, nadie aceptó sus ideas. Pos-teriores astrónomos, empezando por Hiparco yacabando por Claudio Ptolomeo, emitieron todaclase de hipótesis acerca de los movimientos ce-lestes, basándose siempre en la noción de una

Tierra inmóvil en el centro del universo, con laLuna a 384.000 km de distancia y otros cuerpossituados más allá de ésta, a una distancia indeter-minada. Este esquema se mantuvo hasta 1543,año en que Nicolás Copérnico publicó su libro,

el cual volvió a dar vigencia al punto de vista deAristarco y destronó para siempre a la Tierra de suposición como centro del universo.

Comprensión de la lectura

Identifica tres situaciones mencionadas en lalectura sobre el uso de la geometría para hacermediciones.

Lee diagramasLa luminosidad, el color y la

temperatura superficial de una

estrella están correlacionados.

La mayoría de las estrellas rojas

son frías y con poca luz, mientras

que la mayoría de las blancas

son calientes y luminosas. Sin

embargo, hay excepciones im-

portantes. El diagrama Hertzs-

prung-Russell marca el color de

la estrella según la luminosidad.

Su característica fundamental es

la secuencia principal, la es-

trecha banda diagonal en la que

una estrella pasa la mayor parte

de su vida. El 90% de las estrellas se encuentran dentro de la secuencia principal, con es-

trellas más luminosas y azules en la parte superior izquierda de la banda y más débiles y

rojas abajo a la derecha. El Sol, una estrella de luminosidad media, se encuentra entre esos

dos extremos.

¿Cuáles son las estrellas que en el diagrama forman parte de la secuencia principal?

Ayuda: en el diagrama hay otras estrellas que han dejado la secuencia principal y se acercan

al final de sus vidas. Las estrellas frías, gigantes rojas y supergigantes, en la esquina derecha

superior, tienen una gran superficie que las hace muy luminosas.

Las enanas calientes y blancas, en la esquina inferior izquierda, son débiles porque apenas

alcanzan el tamaño de la Tierra.

Temperatura de superficie (K)

0 B A F G K M 30.000 20.000 10.000 7.000 6.000 4.000 3.000

1.000.000

10.000

100

1

0.01

0.0001

L u m

i n o s i d a d ( S o l =

l )

Sol

Polaris

Altair

Sirius B

Antar

Aldebaran

61 Cygni

Estrella deBamard


22/50

Ciencia, tecnología, sociedad y ambiente

199 199

El telescopio espacial Hubble

Las primeras ideas acerca demantener en funcionamientoun observatorio astronómicoubicado en el espacio co-menzaron a gestarse hacia1940. Su consolidación, di-seño y construcción se llevóa cabo en los años setenta y

ochenta, en lo que hoy se co-noce como el telescopioespacial Hubble.

La idea fundamental del proyecto es man-tener un observatorio astronómico perma-nente libre de las interferencias que producenlos componentes de la atmósfera para laproducción de imágenes de objetos astronó-micos con alta resolución. En efecto, las imá-genes obtenidas con este telescopio, que se

encuentra en una órbita a 600 km de la Tierra,son cerca de 10 veces más nítidas que las ob-tenidas a través de telescopios ubicados en lasuperficie terrestre, incluso bajo las mejorescondiciones atmosféricas.

El telescopio espacial Hubble, instaladoel 25 de abril de 1990, es un programa con-

junto de la Agencia Espacial Europea (ESA) y la Agencia Espacial de los Estados Unidos(NASA), cuyo fin es mantener un observatorio

permanente en el espacio para el beneficio dela comunidad internacional de astrónomos.

Cuando se concibió inicialmente, la cons-trucción de este observatorio se hizo con una

vida útil de 15 años y un servicio de manteni-miento, para lo cual debía traerse nuevamentea la Tierra cada cinco años. Posteriormente, y

en razón de las dificultades aso-ciadas con el transporte del

telescopio, así como con laposible contaminación du-rante el viaje a través dela atmósfera, se cambiaron

los planes iniciales y se de-cidió organizar un programa

de mantenimiento del telescopioen su órbita con una periodi-cidad de tres años.

Comprensión de la lectura

1. Elabora un diagrama conceptual desta-cando las ideas centrales del texto.

2. De acuerdo con la lectura, ¿qué cambiosexperimentó la construcción del telescopio

Hubble con relación a su vida útil?3. Describe en un párrafo las fuentes de

energía que mantienen en funciona-miento el telescopio.

Figura 9.15. Telescopio espacial Hubble.

¿Qué in ves tigaciones consideras qu

e merecen ma yor

apo yo: el conocimien to del uni verso

o los problemas

ambien tales y por qué?

… h a c i a e l des a rro l l o de c omprom isos

person a l es y soc i a l es

Manejo conocimientos propios de las ciencias naturales

Identifico y caracterizo algunas tecnologías actuales para estudiarlos cuerpos celestes.

•

Indaga sobre las ins ti tuciones de

la región donde

vi ves que se dedican a la in ves tiga

ción del uni verso,

la as tronomía o la as tro física.

A n a l i z a e l imp a c to soc i a l y a m b ient a l


23/50

200

El sistema solar,

la Tierra y la Luna

TEMA

Competencias

Comprensión deinformación

• Identifico, interpreto y

explico las teorías másimportantes acerca delorigen del sistema solar.

• Explico y relaciono lasdiferentes característicasde los planetas, satélitesy cometas comocomponentes del sistemasolar.

Indagación yexperimentación

• Indago en diferentesmedios de consulta visuallos componentes delsistema solar.

Promoción decompromisospersonales y sociales

• Valoro el aporte de laciencia al conocimiento

del sistema solar y delplaneta Tierra.

• Promuevo una actitudpositiva y de respetopor el trabajo de losastrónomos.

Resuelve los siguientes ejercicios en tu cuaderno de actividades:

1. Escribe un párrafo en el que incluyas los componentes del

sistema solar. Ilustra tu texto con un dibujo.

2. Explica algunos fenómenos causados por los movimientos

de la Tierra.

Manejo conocimientos propiosde las ciencias naturales

Relaciono masa, peso y densidad con la aceleración de lagravedad en distintos puntos del sistema solar.

Explico el modelo planetario desde las fuerzasgravitacionales.

Indago sobre los adelantos científicos y tecnológicos quehan hecho posible la exploración del universo.

•

•

•

200


24/50

201

Explora¿Qué características identificas en loscuerpos celestes del sistema solar?

Materiales

Ilustración que apareceen esta página

•

¿Cómo proceder?1 Observa detenidamente cada uno de los cuerpos celestes de la ilustración.2 Elabora una tabla en la que asignes a cada número que aparece en la ilustración, el nombre

correcto del cuerpo del sistema solar: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Asteroide, Júpiter, Saturno,

Urano, Neptuno y Plutón.

3 Describe alguna característica que observes de cada cuerpo celeste.

Razona y concluye1 ¿Cuáles de los cuerpos celestes reconociste fácilmente? ¿Cuáles fueron los más difíciles de reconocer?2 ¿Cuáles son sólidos y cuáles gaseosos? ¿Cuál es el llamado planeta gigante y cuál el planeta rojo?

Explora algo más1 Plantea dos preguntas más acerca del contenido de la ilustración.

2 Describe brevemente un plan para responder estas preguntas.

3 Indaga acerca de los avances tecnológicos que permiten fotografiar estos cuerpos celestes.Descríbelos.

4 Indaga qué es una teoría científica. Descríbela brevemente.

1 2 3 4 5

6 7 8 9 10

Me aproximo al conocimiento como científico(a) natural

Formulo explicaciones posibles, con base en el conocimiento cotidiano,teorías y modelos científicos.

•

201


25/50

202

Idea principal

Diferentes interacciones entre

el Sol, la Tierra y la Luna per-miten explicar fenómenos como

las estaciones, las mareas y la

sucesión día y noche.

Vocabulario

Objetos celestes, 202

Teoría de la acreción, 203

Momento angular, 203

Nebulosa, 203

Telescopio, 204

Planetesimal, 204

Estrellas dobles, 205

Fusión, 205

Fotosfera, 206

Planeta, 207

Satélite, 207

Asteroides, 208

Cometas, 208

Lectoescritura

Luego, del desarrollo de este

tema, escribe un texto en el que

expreses tus nuevos conocimien-

tos sobre el aporte de los descu-

brimientos y teorías científicas en

el conocimiento del sistema solar.

Teorías sobre el origen delsistema solar El sistema solar consta del Sol y los planetas, que son Mer-

curio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno yPlutón; también incluye los satélites de los planetas, numerososcometas, asteroides, meteoroides y el medio interplanetario.

Las diferentes teorías propuestas para explicar el origendel sistema solar se pueden clasificar en dos grupos, según seadmita o no la intervención de una catástrofe. Las teorías queno aceptan la actuación de fuerzas exteriores al sistema solarson las unitarias o de un solo cuerpo celeste, mientras que lasque se basan en la intervención accidental de otros cuerposcelestes son las binarias, o de dos cuerpos, ya que reconocen

la acción de otros objetos celestes , además del Sol, en la for-mación del sistema solar.

Teorías unitarias

Estas teorías se pueden resumir en dos grandes corrientes: unaque explica la formación simultánea del Sol y los planetas –loque significa que el Sol y los planetas son "hermanos"– y otrasque sostienen que el sistema planetario nació del Sol, origi-nándose éste primero y a partir de él los planetas, o sea queéstos son "hijos" del Sol.

Figura 10.1. El sistema solar.


26/50

203

Teoría de la acreción

La teoría de la acreción (crecimiento por adi-ción de materia) se remonta a Kant (1724-1804). Según ésta, los planetas se formaron a

partir de la acreción de planetesimales que, asu vez, se formaron por acreción de hielos. Elsistema solar sería entonces el resultado dela acreción de nubes de polvo cósmico, frías

y en reposo. Según la teoría, las partículas te-nían las mismas velocidades, pero sucedieroncolisiones o choques entre ellas, lo que hizoque las velocidades variaran y las partículasempezaran a rotar con diferentes momentosangulares, entendiendo por momento angular

la magnitud física relacionada con las simetríasrotacionales de los sistemas físicos. Por gravita-ción, se formaron centros de atracción: el Sol ylos planetas.

Esta teoría, que también podríamos llamarde contracción, está en contradicción con latendencia que presentan los gases a disper-sarse. El alejamiento de las nebulosas espi-rales también indica que el universo no está

en contracción, sino en expansión. Enten-demos por nebulosa las regiones del mediointerestelar constituidas por gases y polvo.

Las variantes de estas teorías de la acre-ción son numerosas, pero jamás dan cuenta

de la estructura detallada del sistema solar nide las características geológicas y geoquímicasque estamos en capacidad de comprobar enla actualidad.

Teoría de Laplace

Pierre Simón de Laplace sostiene que el sis-tema solar se formó a partir de una nebulosacaliente, una especie de esfera inmensa ani-

mada por un movimiento de rotación sobre símisma que, al contacto con el espacio exterior,produjo en aquella esfera una disminuciónlenta de su temperatura. Todo cuerpo animadopor movimiento rotatorio, si disminuye su vo-lumen, aumenta su velocidad de rotación. Esto,según Laplace, fue lo que sucedió con la nebu-losa; por efecto de la contracción y aumentode velocidad, se formaron zonas circulares

Figura 10.2. Teoría de Laplace sobre el origen del sistema solar.

2. Los protoplanetas se formany orbitan el protosol.

1. Un disco de gas y polvo enrotación comienza a contraerse.

3. El sistema solar actual.


27/50

204

débiles alrededor de la masa, lo cual produjoseparación de anillos. Después de esta primeraseparación hubo aumento de velocidad y unanueva separación, seguida de otras semejantes.Cada anillo fue el origen de un planeta. Según

esto, los planetas más apartados se formaronprimero. A Mercurio, como el más cercano, lecorrespondió el último lugar en la separación.La Luna se debió formar, de acuerdo con estateoría, de un anillo desprendido de la Tierracuando ésta era todavía una masa gaseosa.

Hasta finales del siglo XIX esta hipótesisfue considerada como la explicación "defini-tiva" del sistema solar. De hecho, parece queel nombre del ilustre Laplace tuvo mucho que

ver en la aceptación de esta teoría, que pos-teriormente levantó numerosas críticas que lahicieron insostenible.

En efecto, Laplace no explica la excentri-cidad de las diversas órbitas ni su inclinación,

y parece no haber previsto, que para que larealidad se ajustara a su teoría, sería precisoque el Sol girara 213 veces más velozmentesobre sí mismo. Además, los últimos anilloshabrían tenido que ser liberados a una tempe-ratura tal que su masa se habría evaporado.

Esta teoría tampoco explica por qué Urano y Neptuno tienen satélites retrógrados y noen sentido directo como lo requiere la teoríade Laplace. Igualmente, los planetas debenposeer un movimiento rotatorio más velozque sus satélites, aunque se ha comprobadoen varios casos lo contrario. Así mismo, elborde interior del anillo de Saturno va másrápido que el núcleo del planeta. Todas estasconsideraciones no son explicadas por lateoría de Laplace, aunque es una de las teo-rías más aceptadas. En definitiva, son muchaslas dudas que subsisten, a la luz de esta teoría,que hacen que sea preciso abandonar la ideade planetas formados a partir de desprendi-mientos de un Sol primitivo.

Teorías binarias

Lois Lederc

En 1746 se postuló la teoría basada en que

otro cuerpo celeste motivó la formación delos planetas cuando un gran cometa coli-sionó con el Sol primitivo. Esta teoría no esbien aceptada, ya que desde que se fabricó yse perfeccionó el telescopio , herramienta oinstrumento que permite ver objetos lejanos,nunca se han observado formaciones de pla-netas y es poco probable que puedan ocurrircolisiones entre cuerpos celestes.

Chamberlin y MoultonTambién llamada teoría planetesimal , estateoría propone que el material necesario parala formación de los planetas fue proyectado alexterior por la erupción de un sol primitivo quealcanzó la intensidad suficiente al cruzarse aescasa distancia con otro sol o estrella de gran

volumen. Sus poderosas y mutuas atraccioneselevaron en ambos astros mareas intensas

que ocasionaron la salida de grandes canti-

Figura 10.3. Planetas en formación.


28/50

205

dades de materia en forma de corpúsculosdenominados planetesimales, generados porcondensación de los materiales. Estos cuerposformaron centros de condensación que em-pezaron a ejercer una acción física y dinámica,

pues además de retener cantidades de materia,se juntaban con otros incrementando su masa

y volumen, dando lugar a los planetas.

Fred Hoyle

Sostiene que primitivamente debieron existirdos soles, siendo el nuestro uno de ellos. Elotro hizo explosión y originó un anillo pare-cido al de Saturno, el cual fue enfriado por

franjas paralelas cada una de las cuales seconvirtió en un planeta.

Otras teorías

La teoría llamada de los planetas gemelos ex-plica que el Sol habría nacido en el centro delnúcleo de nuestra galaxia y que el sistema solarsería el resultado de una colisión "rasante".

Al expulsar el núcleo central, el sistema solarse habría desplazado en nuestra galaxia hasta

ocupar en ella la posición excéntrica que poseeen la actualidad. La formación del sistema solarsólo sería un caso particular de laformación de las estrellas dobles ,aquellas que se mantienenunidas por la fuerza de lagravitación y giran en tornoa su centro común. Algosimilar ocurre cuando unplaneta "doble" engendraun sistema satélite.

Entre otras teorías quehan sido propuestas, éstasostiene que los elementosdel sistema solar serían cuer-pos celestes extraños a estesistema, capturados al pasar

cerca de cuerpos provenientes de otros lu-gares de la galaxia. Para otros, el Sol habríasido, hace cinco mil millones de años, unanova, y los planetas serían el resultado de laexplosión. Según la Hipótesis de Bufón, un

cometa gigantesco habría entrado en colisióncon el Sol.

El sistema solar y suscomponentesEntre los miles de estrellas que forman nuestragalaxia hay una de tamaño mediano, situadaen uno de los brazos de la espiral de la Vía

Láctea, que tiene un interés especial para no-sotros, ya que vivimos relativamente cerca deella y, en cierto modo, dependemos de ellapara existir. Se trata del Sol.

Esta singular estrella, junto con los pla-netas y otros cuerpos que giran en órbitasa su alrededor, constituyen lo que llamamossistema solar, formado hace unos 4.600 mi-llones de años. Este sistema dinámico, lejosde permanecer estable, cambia y evoluciona

constantemente.

El Sol

El Sol es una estrella de color ama-rillo en la cual el hidrógeno se

fusiona en su núcleo a mi-llones de grados para formarpartículas alfa de helio, des-prendiendo la cantidad deenergía suficiente para man-tener la vida sobre la Tierra,

distante 150 millones de ki-lómetros. Esta fusión es una

reacción nuclear producida por launión de dos núcleos ligeros, que da

lugar a un núcleo más pesado.Figura 10.4. Cometa próximo a colisionar.


29/50

206

seguirá brillando otros 5.000 millones de añosmás. La familia solar está constituida por ochograndes planetas, siete de ellos acompañadosde 62 satélites en total, y también se encuen-tran más de 1.600 asteroides e innumerables

cometas y meteoritos.En el Sol se distinguen varias regiones: el

núcleo, donde la temperatura alcanza unos15 millones de grados centígrados; la fotos-fera , capa externa del Sol formada por gasesionizados que emiten luz y cuya temperaturaasciende a unos 6.000 ºC; la cromosfera, quese presenta como un anillo de color rojo bri-llante solamente visible durante los eclipses;las protuberancias solares, que son proyec-

ciones de gases que salen de la cromosferahacia el exterior; la corona, que forma la parteexterna de la cromosfera y está compuesta degases calientes y fragmentos de átomos, y el

viento solar, constituido por iones, protones,neutrones y otras partículas que se alejan delSol y llegan hasta la Tierra.• El 24 de agosto de 2006, la IAU (Interna-

tional Astronomical Union) introdujo unanueva clasificación de cuerpos celestes delsistema solar, la de planetas menores o

Figura 10.6. Familia solar.

Sol

Figura 10.5. El Sol es la estrella más cercana a nuestro planetay hace parte de la Vía Láctea.

El Sol constituye el centro del sistema solaralrededor del cual giran los planetas con sussatélites, los asteroides y algunos cometas. Secree que el Sol ha estado ardiendo unos 5.000millones de años y si la velocidad de com-

bustión continuara, como lo hace hasta hoy,

Mercurio

Venus

Tierra

Marte

Júpiter

Urano

Saturno

Neptuno

Plutón


30/50


31/50

208

tamaño mediano que viajan a grandes ve-locidades invadiendo el espacio del sistemasolar. Al entrar en contacto con la atmósferaterrestre algunos se desintegran. A su pasodejan estelas brillantes que en las noches

claras se observa como lluvia de estrellas.Los cometas describen órbitas elípticas de

gran excentricidad. Se consideran formados porrestos de materia que quedaron en el espaciodesde las primeras etapas de formación del sis-tema solar y que por alguna razón no entrarona constituir grandes cuerpos celestes como losplanetas. Son masas gaseosas formadas poragua, amoniaco, metano, dióxido de carbono,monóxido de carbono, que contienen en su

estructura materiales rocosos y metálicos. Sedesplazan siguiendo grandes órbitas elípticasalrededor del Sol. De la cabeza de un cometa,que es siempre brillante, se desprende la cola,en dirección opuesta al Sol.

La Tierra

en el sistema solarLa Tierra es el tercer planeta del sistema solar

y el único conocido hasta el momento en elque se ha desarrollado la vida. Debió ori-ginarse hace unos 4.500 millones de añosa partir de la nebulosa original del sistemasolar. Tiene un diámetro ecuatorial de 12.756km y un diámetro polar de 12.713 km, lo quesupone un achatamiento a su esfericidad. Esteachatamiento está condicionado, como en

otros planetas, por la fuerza de la gravedadentre masas y por la propia rotación.Se desplaza alrededor del Sol a una dis-

tancia que oscila entre los 147 y los 152 mi-llones de kilómetros, en una órbita elíptica depoca excentricidad. La Tierra recorre esta órbitaen un período que dura exactamente 365 días,6 horas, 9 minutos y 9,5 segundos, a una velo-cidad orbital de 29,80 km/s (106.000 km/h).

Figura 10.7. La Luna es el satélite natural de la Tierra.

Figura 10.8. Cometa pasando cerca del Sol.

de los cuales son utilizados para la predicción

del clima, las comunicaciones, el estudio de laatmósfera y el conocimiento del cosmos.

Asteroides, meteoritos

y cometas

Los asteroides son cuerpos rocosos más pe-queños que un planeta. Constituyen anillos demateria semejante a la que forman los pla-netas y su tamaño varía desde diminutas

partículas hasta cuerpos con cerca de 700 ki-lómetros de diámetro. Entre Marte y Júpiterse encuentra un cinturón de asteroides.

Los meteoritos son trozos de materiacon un alto contenido de metales y rocas de


32/50

209

Sobre el eje polar realiza sumovimiento de rotación en untiempo de 23 horas, 56 mi-nutos y 4 segundos, lo quesignifica que en una hora

recorre un arco de 15°, querepresentan en el ecuadoruna velocidad periférica de1.665 km/ h y de 0 km en lospolos.

Esta rotación la realiza con unainclinación de 23°26’ de la Línea delEcuador respecto al plano de la eclíptica. Estainclinación resulta fundamental para la vida enla Tierra, pues de lo contrario no habría esta-

ciones y el clima sería todo el año igual para unpunto determinado del planeta. Si el recorridode la Tierra alrededor del Sol fuera marcadocon un alambre, y si a este alambre lo cubrié-ramos con un papel, se tendría el plano de laeclíptica. La inclinación de la Tierra tambiénhace que el planeta se exponga de forma des-igual a los rayos solares, algo así como si in-

clinara alternativamente cadauno de sus hemisferios haciael Sol, lo que da lugar a quelas estaciones se representenen forma inversa en cada

uno de los hemisferios. Además de estos dos

movimientos, la Tierra sedesplaza junto a los demás

planetas del sistema a través delespacio, dentro de la galaxia a la

que pertenece, a 20 km/s en direc-ción a la estrella Vega de la constelación Lira,

y participa de otro movimiento, alrededor delcentro galáctico, de unos 250 km/h.

El volumen de nuestro planeta es de1.083.302.000.000 km³ y su masa de 5,98 X1024 kg (casi 6.000 trillones de toneladas),unas 324.000 veces menor que la del Sol. Deesta relación se deduce que su densidad esalta, de 5,52 (cinco veces y media la densidaddel agua, que es uno), debido a la presenciade materiales pesados en su composición.

La Luna

La Tierra tiene un satélite, laLuna, que describe su órbitaa una distancia de 406.610km en el apogeo y 356.334km en el perigeo, con unamedia de 384.400 km, quele dan en el firmamento undiámetro aparente que os-cila entre 33° 29’ y 29° 22’.

La Luna es el satélite másgrande del sistema solar enrelación con el planeta al quepertenece. Su diámetro, unacuarta parte del de la Tierra,es de 3.476 km, su masa esde 7,35 X 1022 kg y su vo-lumen de 2,2 X 1019 m³,

Figura 10.9 La Tierra.

Figura 10.10. Inclinación terrestre.

Rayos solares en elsolsticio de verano

Polo Norte

66˚33' N

23˚27' N

Rayos solares en elsolsticio de invierno66˚33' S

23˚27' S

C í r c u l o p o l a r á r t i c o T r ó p i c o d e C a n c e r L í n e a d e l E c u a d o r

T r ó p i c o d e C a p r i c o r n i o C í r c u

l o p o l a r a n t á r t i c o

Polo Sur


33/50

210

lo que significa que sugravedad es sólo el 0,165respecto de la de la Tierra.Por esta razón no ha podidoretener su atmósfera y ca-

rece de ella.Las teorías sobre la for-

mación del sistema solarseñalan que su origen es in-cierto y ninguna de las hipó-tesis apuntadas hasta ahoraha sido descartada. Se hadicho que quizá la Luna y la Tierra se formaroncomo un planeta doble, o que probablementese desprendiera de la Tierra por la rotación o por

otros efectos (mareas, estrellas, etc.), aunqueesto parece poco posible dados los resul-tados de las rocas analizadas; también se con-sidera que quizá fue capturada por la Tierra,habiéndose formado en otra región espacial.

La Luna es el cuerpo celeste con mayoralbedo, es decir, el más brillante en el cielonocturno; a pesar de que sólo refleja el 7%de la luz solar que recibe, nos ilumina 2.000

veces más que Venus y 2.500 más que Sirio.En su desplazamiento describe una órbita

inclinada 5°9’ respecto de la eclíptica terrestre,en uno de cuyos focos está la Tierra. Al cru-zarse estos planos, la línea que los une señalalos nodos ascendente y descendente. Estalínea, que es retrógrada y con un período de18,6 años, es muy importante para determinarla fecha de los eclipses.

Movimientos lunares

La Luna realiza su movimiento de rotaciónsobre su propio eje en 27 días, 7 horas, 43 mi-nutos y 11,6 segundos, que es el mismo tiempoque tarda en cubrir, durante la traslación sobrela Tierra, un mes sidéreo, es decir, en quedaralineada junto a la Tierra con la misma estrella

que un mes atrás y, por tanto,en dar una vuelta a la Tierra.Es por esta razón por la quesiempre observamos la mismacara de la Luna. Sin embargo,

tarda 29 días, 12 horas, 44minutos y 2,9 segundos enpresentar dos fases lunaresiguales, en lo que llamamosmes sinódico o lunación.

Como consecuencia de unrelativo aminoramiento de la

velocidad de rotación terrestre, hacia finalesde siglo el tiempo de rotación será 0,0016 se-gundos más largo, mientras la Luna se aleja

unos 2 m por siglo. El movimiento propio dela Luna se traduce en un desplazamiento deOeste a Este, pero su movimiento aparente seproduce a la inversa, consecuencia del movi-miento de rotación de la Tierra.

La máxima superficie de la Luna visibledesde la Tierra no es exactamente el 50%, sinoque llega hasta el 59%, por un efecto conocidocomo libración, puesto que la velocidad de ro-tación de la Luna no es uniforme. Influyendotambién la posición del observador terrestre

y la inclinación de la órbita lunar. El satéliteterrestre, al no tener atmósfera, experimentauna gran amplitud térmica que alcanza los150 °C, aunque se han registrado variacionesextremas de hasta 250 °C.

Fases lunares

La Luna no siempre presenta el mismo por-

centaje de su superficie iluminada y visibledesde la Tierra. El disco lunar presenta dife-rentes grados de iluminación que se repitenen ciclos conocidos como lunaciones o mesessinódicos. Los grados de iluminación o fasesdependen de la posición relativa del Sol, laTierra y la propia Luna.

Figura 10.11. La Luna.


34/50

211

hará disminuir la parte iluminada hasta llegaral cuarto menguante en 22 días, 3 horas, 33minutos y 2,2 segundos; en esta fase, la parteiluminada es la que no se veía en el cuartocreciente, porque en el ángulo recto que los

tres astros vuelven a formar la posición dela Luna no es la misma. Finalmente, a los 29días, 12 horas, 44 minutos y 2,9 segundos sellega al término del mes sinódico y se iniciaotra lunación (figura 10.12.).

Eclipses

Por la combinación del movimiento de lostres astros (la Luna, el Sol y la Tierra) se pro-

ducen a veces situaciones en que la Luna,observada desde la Tierra, queda oscurecidacuando debería ser bien visible en el cielo.

Si la Tierra fuera observadadesde la Luna, lógicamenteel proceso se produciría igual,pero con la Tierra oscurecida.Hemos visto que en la fase deLuna llena la Tierra está em-plazada entre la Luna y el Sol,

y en la fase de Luna nueva,es la Luna la que se halla enmedio de los otros dos astros.De ello podría deducirse quese produce un eclipse de Sol

y otro de Luna cada mes, peroen realidad esto no sucede así,

ya que la órbita lunar no co-incide con la eclíptica (puestoque, como se mencionó, está

5° 9’ inclinada). Es por eso quelos eclipses sólo pueden pro-ducirse cuando la Luna nuevao la Luna llena tienen lugar enlos nodos, o sea en los puntosen donde la órbita lunar cortala eclíptica.

Para realizar el seguimiento de las fases

debe partirse de la llamada Luna nueva o

novilunio, que se da cuando la Luna, entre elSol y la Tierra, no es visible porque nos ofrece

su cara no iluminada. A medida que pasan los

días, la Luna aparece comenzando por unamínima lúnula que va creciendo hasta que a

los 7 días, 9 horas, 11 minutos y 0,75 segundos

los tres astros forman un ángulo recto, con lo

cual la Luna se ve en cuarto creciente. En otroperíodo igual de edad de la Luna (período que

ha transcurrido desde la Luna nueva), se llega

a la fase de Luna llena o plenilunio, para locual ha tardado 14 días, 18 horas, 22 minutos

y 1,5 segundo; desde la Tierra, entre la Luna yel Sol, se puede ver todo el disco lunar ilumi-nado. Desde esta posición, el proceso inverso

Quinto octante

Cuarto menguante

Lunanueva14½ días

Luna llena14½ días

Quinto octante

Cuarto creciente

Tierra

Vista de la Lunadesde la Tierra

F a s e s

m e n g u

a n t e s

: d e c rece d u r a n t e d o s s e m

a

n a s

F a s e

s c

r

e c i e n t e s : c r e ce d u r a n t

e d o s s e m

a n a s

Tercer octante

Rayosdel Sol

Séptimo octante

Figura 10.12. Fases lunares.


35/50

212

Eclipses solares

Los eclipses solares se producen cuando laLuna se interpone entre la Tierra y el Sol pro-

yectando su sombra sobre la superficie te-

rrestre. La Luna, por ser mucho más pequeñaque la Tierra, produce una sombra tambiénmucho más pequeña; en otras palabras, elcono umbral que produce es más corto que elproducido por la Tierra. Por eso, a diferencia delos eclipses lunares, cuando la Luna es prácti-camente opacada por la sombra terrestre, lossolares solo pueden ser visibles desde lugaresmuy específicos de la Tierra (por donde pasa elcono umbral de la Luna), el cual puede medir

entre 0 y 50 km de diámetro (figura 10.13.).

Eclipses lunares

Un eclipse lunar se produce cuando la Tierrase interpone entre la Luna y el Sol. Cuandoesto ocurre, la Tierra tapa los rayosdel Sol que inciden sobre la Luna,eclipsándola. Durante un eclipsede Luna se presentan dos eventosmuy llamativos. El primero de elloses cuando la Luna se torna de colorrojo. Esto ocurre cuando el satélitepasa por la zona de la penumbra,que es justo cuando los rayos solaresatraviesan la atmósfera terrestre yproducen una difracción que sólodeja pasar las ondas de luz corres-pondientes al color rojo. El otromomento importante de un eclipse

lunar es cuando la Luna entra en laumbra (sombra). En ese momentose observa cómo una sombra curva(demostración de que la Tierra esun esferoide) comienza a oscurecerla superficie lunar, hasta el puntode hacerla totalmente invisible (fi-gura 10.14.).

Las mareas

El nivel del agua de los océanos oscila a lolargo del día. Las mareas consisten en unmovimiento alternativo cíclico de ascenso y

descenso del nivel del agua, originado en es-pecial por la influencia gravitatoria de la Luna,aunque también del Sol en menor medida.

Las mareas se deben a la atracción gravitatoria de un cuerpo masivo sobre otro. Co-múnmente pensamos en las mareas como unfenómeno que vemos en el mar. Hay otrosejemplos de los efectos de la fuerza de lasmareas, como el de una estrella enana blancasobre su compañera cercana, en donde dichas

fuerzas son suficientes para arrastrar materiade la compañera hacia la superficie de la enanablanca, donde puede causar un repentino ydrástico incremento en el brillo, visto como laexplosión de una nova.

Figura 10.13. Eclipse solar.

Sol Luz solar

Eclipse solar total

Umbra

Luna

PenumbraEclipse solar parcial

Tierra

Trayectoria de la luz en un eclipse solar

Figura 10.14. Eclipse lunar.

Sol Luz solar

Umbra

Luna

Penumbra

Tierra

Trayectoria de la luz en un eclipse lunar total


36/50

213

Mareas oceánicas

Las mareas que vemos en los océanos son

ocasionadas por la atracción de la Luna y del

Sol. La explicación más simple es que el agua

en el lado de la Tierra más cercano a la Lunaes atraída por la fuerza gravitatoria de la Luna,

más intensamente que el cuerpo de la Tierra,

mientras que el agua del lado de la Tierra más

alejado de la Luna es atraída en forma menos

intensa que la Tierra. El efecto es hacer sa-

lientes en el agua en lados opuestos de la

Tierra. El efecto de la atracción del Sol es si-

milar, aunque las mareas que observamos son

el efecto resultante de las dos atracciones.

Cuando la atracción del Sol se suma a la dela Luna, las mareas son grandes y las llamamos

mareas vivas, pero cuando las atracciones están

a 90 grados las mareas son pequeñas y las lla-

mamos mareas muertas. Las alturas de las

mareas vivas están gobernadas por la distancia

de la Luna a la Tierra, siendo más grandes en

el perigeo (cuando la Luna está más cerca de la

Tierra) y más pequeñas en el apogeo (cuandola Luna está más lejos).

Como la atracción del Sol está alineadacon la de la Luna en Luna nueva y Luna llena,es en esos días cuando se presentan mareas

vivas. Esto porque la atracción del Sol esmenos que la mitad de la de la Luna, así que lafrecuencia de las mareas está determinada porel pasaje aparente de la Luna alrededor de laTierra, lo que toma apenas un poco más de undía. Entonces, en la mayoría de los lugares dela Tierra tenemos dos mareas por día, con pocomenos de una hora de retraso con respecto ala hora del día siguiente. El período verdadero,por supuesto, está determinado por la rotaciónde la Tierra y la órbita de la Luna.

La altura de la marea está determinadapor la forma de la línea de la costa y la pla-taforma continental cercana. La presencia deterrenos inclinados y bahías le da mucho másrango a las mareas que lo que ocurre en altamar. Un fenómeno que por lo general pasainadvertido es que el aire y las masas sólidas

Figura 10.15. Mareas vivas y mareas muertas.

Sol

Sol

Luna de cuarto creciente

Luna llena

Marea bajaMarea alta

Luna de cuarto menguante

Marea alta

Marea baja

Las mareas altas son mayores delo usual. Las mareas bajas sonmenores de lo usual. Esto sucededos veces al mes en las fasesmostradas.

Las mareas altas son menores de

lo usual. Las mareas bajas sonmayores de lo usual. Esto sucededos veces al mes en las fasesmostradas.

Luna nuevaMareas vivas

Mareas muertas


37/50

214

de la Tierra también se mueven hacia arriba y

hacia abajo debido a la fuerza de las mareas.

Aunque el movimiento es mucho menor en

el terreno que en el mar, puede llegar a ser de

un metro de desplazamiento vertical.

Se esperaría que el momento de marea altaocurra cuando la Luna está en el meridiano,

pero esto no es así. La razón es que, por la ro-

tación y fricción de la Tierra, las salientes de la

marea se quedan un poco atrás. El efecto cerca

de líneas costeras complejas como las de Gran

Bretaña es muy difícil de calcular.

Los movimientos de la

Tierra y sus consecuenciasLa órbita de la Tierra es elíptica: hay mo-

mentos en que se encuentra más cerca del Sol

y otros en que está más lejos. Además, el eje

de rotación del planeta está un poco inclinado

respecto al plano de la órbita. Al cabo del año

parece que el Sol sube y baja.

El camino aparente del Sol se llama eclíp-

tica, y pasa sobre

cardenas_ciencias6_1e_unidad_muestra.pdf

Documents