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Licesio J. Rodrıguez

LUZ, MOLECULAS Y VIDA

Asignatura de libre configuracion

para la Libre Eleccion

Facultad de Farmacia - Universidad de SalamancaSalamanca, 2009

Indice general

1. El Sistema Solar 1§1.1. Cuerpos menores en el sistema solar 1§1.2. Planetas 4§1.3. La Luna 8§1.4. El Sol 10§1.5. La Unidad Astronomica 13

2. Mas alla del Sistema Solar 17§2.1. El Telescopio espacial Hubble 17§2.2. Distancias estelares 18§2.3. Canales de informacion espacial 20§2.4. La Luz 21§2.5. Transmision de la atmosfera 24§2.6. Fuentes de radiacion 25§2.7. La esfera celeste 27§2.8. El fondo estelar 33

3. Condiciones de Habitabilidad 37§3.1. Sistemas planetarios extrasolares 37§3.2. Factores determinantes para que un planeta pueda albergar vida 38

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El Sistema Solar

Luz, moleculas y vidac©Dr. Licesio J. Rodrıguez

Departamento de Quımica fısica - Facultad de Farmacia - Universidad de [email protected] - http://campus.usal.es/licesio/lmv.htm

1.1. Cuerpos menores en el sistema solar

1.1.1. Resultara altamente ilustrativo si tratamos de lograr una cierta panoramica global delpaisaje que se extiende a nuestro alrededor, desde el entorno mas proximo hasta los confines maslejanos. Con este objetivo se intentara dar una idea de las dimensiones, en terminos de tamanosy distancias, de aquello que puede percibirse desde nuestro pequeno lugar de observacion, quees la Tierra.

1.1.2. Al irnos alejando en el espacio comprobaremos que tambien viajamos, de modo si-multaneo, hacia atras en el tiempo, poniendo de manifiesto que ambos conceptos no son masque diferentes aspectos de la misma entidad: el espacio-tiempo. Los objetos cosmicos que en-contraremos en este rapido e irreal periplo no solamente se localizan a una cierta distancia denosotros, tambien su evolucion nos alcanza en el estado que se encontraban en diversos momen-tos anteriores al presente. Nuestro viaje terminara en lo que se conoce como Fondo cosmico,ese rescoldo tenuemente luminoso que constituye el borde final de todo lo que nos es accesiblefısicamente y que encierra, de forma residual, la historia de lo que pudo ser la Gran Explosion,el Big Bang que, segun los modelos cosmologicos mas o menos aceptados, fue el origen de lo quehoy conocemos como nuestro Universo.

1.1.3. En torno nuestro existe una infinidad de pequenas partıculas, denominadas meteo-roides, que impactan continuamente contra la atmosfera, desintegrandose en su mayor parte, sibien una cantidad nada despreciable, que alcanza varias toneladas por ano, acaba depositandoseen la superficie de la Tierra, recibiendo entonces el nombre de meteoritos. Estas partıculas,

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cuyas dimensiones abarcan desde tamanos micrometricos hasta un tamano de decenas de metros,constituyen la base de lo que se conoce medio interplanetario.

http://ssd.jpl.nasa.gov/?meteor_streams

1.1.4. A este mismo medio pertenecen los cometas y los asteroides. Los cometas son cuerposde forma irregular, de un tamano de hasta decenas de kilometros, constituidos por un nucleorocoso y un envoltorio de hielos de agua, amonıaco, metano, etc. Se cree que se encuentran engran cantidad en las partes mas externas del sistema solar (cinturon de Kuiper) y que, impulsadospor perturbaciones casuales, caen en direccion al sol con orbitas muy alargadas. Al acercarse alsol desarrollan una estela luminosa formada por una cola ionica, de partıculas cargadas que sonarrastradas por el viento solar, por lo que presenta una direccion recta (radial), y una cabelleragaseosa, fluorescente, que se curva siguiendo la trayectoria del movimiento orbital, constituidapor vapor de agua, metano, amonıaco y otros gases. La propia palabra cometa procede delLatın coma, cabellera. Muchos de ellos interaccionan con los planetas mas internos, sobre todocon Jupiter, y acaban siendo capturados en orbitas menores alrededor del Sol. El cometa maspopular, el cometa Halley, tiene un perıodo de aproximadamente 76 anos. La ultima vez quese le vio fue en 1986 y se espera su retorno para 2062. Cuando Halley1 lo observo en 1682lo identifico como el mismo cometa que, segun registros historicos, habıa sido observado en1609, 1534 y 1459, con lo que determino su perıodo y predijo que volverıa en 1758. Cuando seconfirmo esta prediccion, Halley ya habıa muerto, pero en reconocimiento se puso su nombre aeste cometa que figura como el primero en la lista de cometas catalogados.

http://ssd.jpl.nasa.gov/?comets

1.1.5. A modo de ejemplo ilustrativo, en los siguientes enlaces se muestran las orbitas dedos cometas notorios, Halley y Hale-Bopp. Ambos presentan orbitas elıpticas con una granexcentricidad y perıodos notoriamente diferentes. Mientras que el primero recorre su orbita enaproximadamente 75,3 anos, el segundo tiene un perıodo estimado mayor a los 2 500 anos.

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=1P

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=hale-Bopp

El tamano del nucleo de la mayor parte de los cometas es del orden de las decenas de km.Por ejemplo, el cometa Halley posee un nucleo irregular con dimensiones aproximadas de 15 x7 km.

1.1.6. Los asteroides son cuerpos rocosos, carbonaceos, o incluso metalicos (hierro/nıquel),cuyas dimensiones van desde los pocos metros a cerca del los mil kilometros (Ceres, el mayorde ellos ha entrado a formar parte de los planetas enanos, junto con Pluton y un tercer cuerpoque se encuentra mucho mas alla de Pluton, de nombre Eris. Ceres fue el primer asteroidedescubierto, el 1 de Enero de 1801 por el astronomo siciliano Piazzi2. Al poco tiempo fuerondescubiertos los dos siguientes, Vesta y Pallas, unos 500 km de tamano. En la actualidad hay yamas de 460 000 asteroides catalogados), que constituyen los residuos de la nube proto-planetariaque no acabo integrandose en ninguno de los planetas existentes y vagan alrededor del sol enorbitas parecidas a las planetarias. La mayor parte de estos cuerpos se encuentran agrupados, ennumero que supera los varios centenares de miles, formando el anillo, o cinturon de asteroidesentre las orbitas de los planetas Marte y Jupiter, aunque tambien se encuentran orbitando aotras distancias.

1Edmund Halley (1656 - 1742), astronomo ingles. Calculo la orbita del cometa que lleva su nombre, en una de las primerasaplicaciones que se conocen de las Leyes de Newton.2Giuseppe Piazzi (1746 - 1826), astronomo italiano, una de cuyas mas importantes aportaciones fue el descubrimiento delprimer asteroide, Ceres, en 1801.

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http://ssd.jpl.nasa.gov/?meteor_streams

http://ssd.jpl.nasa.gov/?comets

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=1P

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=hale-Bopp



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http://ssd.jpl.nasa.gov/?asteroids

1.1.7. Su forma es generalmente irregular, excepto los mayores, de mas de 500 km de diametro,cuyo campo gravitatorio es ya lo suficientemente intenso como para forzar la geometrıa esferica.Los asteroides se agrupan en familias, algunos de los cuales tienen orbitas que cruzan la de laTierra en algun punto, por lo que se conocen como Objetos proximos a la Tierra potencialmentepeligrosos. En terminos generales se catalogan segun los grupos siguientes:

http://ssd.jpl.nasa.gov/?ss_inner

Asteroides del Cinturon principal, localizados entre las orbitas de Marte y Jupiter.Asteroides Troyanos, que orbitan en dos grupos colocados antes y despues de Jupiter, en

su misma orbita, formando un angulo de aproximadamente 60o con el planeta (dos de los cincopuntos de Lagrange, en los que la interaccion entre tres cuerpos encuentra estados de equilibrio).

Asteroides NEO (Near Earth Objects), que son asteroides que tienen sus orbitas entre losplanetas terrestres, algunos de los cuales cruzan su trayectoria con la orbita de la Tierra, siendopor ello considerados como potencialmente peligrosos.

http://neo.jpl.nasa.gov/neo/groups.html

1.1.8. Entre las orbitas de Jupiter y Neptuno fue descubierto en 1977 un asteroide que supusouna gran sorpresa, al considerarse que en esa zona no existirıan.

http://ssd.jpl.nasa.gov/?ss_outer

El asteroide es Chiron, y posteriormente se han descubierto muchos mas, que reciben elnombre de Centauros. Parece, sin embargo, que Chiron es un cometa cuyo perihelio es muygrande y no se acerca al Sol, por lo que no se inflama, como ocurre con otros cometas. No fuehasta 1992 cuando se descubrio el segundo Centauro, Pholus. Desde entonces son mas de 200los que van clasificados. El tamano de estos cuerpos esta comprendido entre las decenas y pocoscentenares de km, como puede verse en la siguiente pagina web:

http://www.lunarplanner.com/asteroids.html

1.1.9. La escala de tamanos se incrementa con la siguiente categorıa de cuerpos que se vana considerar, los planetas enanos.

http://www.lunarplanner.com/asteroids-dwarfplanets/index.html

Mas alla del planeta Neptuno parece que existe otro cinturon de cuerpos rocosos, conocidosgenericamente como Objetos Trans-Neptunianos (TNO), cuyo primer representante es Pluton,con un diametro de mas de 2 400 km. Pluton, descubierto en 1930, se ha considerado hasta el ano2006 como el noveno planeta del Sistema Solar; sin embargo, debido a que sus caracterısticas detamano, constitucion y orbita son radicalmente diferentes a las de los planetas que le preceden(Neptuno, Urano, Saturno, Jupiter), la Union Internacional Astronomica (IAU), decidio darlela nueva consideracion de planeta enano, junto con otros cuerpos de tamano y caracterısticassimilares que orbitan aun mas alla de Pluton, todos ellos descubiertos en los ultimos anos, y de losque cabe destacar: Eris, Sedna, Quaoar, etc. Incluso el asteroide Ceres, aunque no esta localizadoen esta region del Sistema Solar, se le cataloga en esta categorıa debido a su tamano (alrededorde 1 000 km).

1.1.10. El numero de estos objetos celestes observados, denominados cuerpos menores, au-menta de dıa en dıa. Se puede seguir su contabilidad en la siguiente direccion:

http://ssd.jpl.nasa.gov/?body_count, con mas de 460 000 asteroides y cerca de 3 000cometas registrados hasta el dıa de hoy.

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http://ssd.jpl.nasa.gov/?asteroids

http://ssd.jpl.nasa.gov/?ss_inner

http://neo.jpl.nasa.gov/neo/groups.html

http://ssd.jpl.nasa.gov/?ss_outer

http://www.lunarplanner.com/asteroids.html

http://www.lunarplanner.com/asteroids-dwarfplanets/index.html

http://ssd.jpl.nasa.gov/?body_count




1.2. Planetas

1.2.1. En el siguiente orden de magnitud estan los planetas rocosos, Mercurio, Venus, LaTierra y Marte. Sus dimensiones pueden ser consultadas en la siguiente direccion de internet:

http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/index.html

De los planetas mas proximos al Sol, denominados rocosos, terrestres o teluricos, de los queel mayor en tamano es la Tierra, cabe destacar su constitucion rocosa, su elevada densidad. Elplaneta Mercurio, del que tenemos informacion muy reciente a traves de la mision Messenger:

http://www.nasa.gov/mission_pages/messenger/main/index.html, es el menor de loscuatro, con un diametro de 4 879 km, y el segundo en densidad, 5 427 kg/m3, despues de laTierra, lo que permite suponer que en su interior alberga un nucleo de naturaleza metalica denotable proporcion. El planeta Marte es el siguiente en tamano, con un diametro de 6 792 km,pero menor densidad, 3 933 kg/m3. Posee una atmosfera muy tenue, cuya presion es de alrededorde 100 veces inferior a la Tierra pero que, no obstante, presenta un importante dinamismo, coninmensas tormentas de polvo cuyas turbulencias pueden durar hasta varios meses. El planetaVenus, con un diametro de 12 104 km, tan similar al de nuestro planeta, de 12 756 km, es, sinembargo, completamente diferente, pues posee una atmosfera muy densa, cuya presion alcanzavalores de mas de 90 veces la presion atmosferica terrestre, constituida por bioxido de carbonovapor de agua y oxidos de azufre que le proporciona un ambiente muy desfavorable para la vida.

1.2.2. Mas alla del cinturon de asteroides se encuentran los planetas gigantes, gaseosos ojovianos, Jupiter, Saturno, Urano y Neptuno. Jupiter, con mas de 142 000 km de diametro, ySaturno con mas de 120 000 km, ya presentan un tamano un orden de magnitud superior. Losdiametros de Urano y Neptuno rondan los 50 000 km. Una caracterıstica de todos estos cuerpos,ademas de su mayor tamano, reside en el valor de su densidad, notoriamente inferior a la dellos planetas terrestres3. Este hecho esta relacionado con su constitucion. Se cree que su mayorcomponente es hidrogeno, en fase gaseosa hasta gran profundidad, aunque en el nucleo puedeencontrarse en fase solida con caracterısticas y comportamiento metalico.

1.2.3. Los planetas Mercurio, Venus, Marte, Jupiter y Saturno, visibles a simple vista, esevidente que deben de haber sido conocidos desde los primeros tiempos en los que el ser humanose dedico a observar el cielo. Urano fue descubierto por Herschel en 1781. William Herschel4 esuno de los astronomos mas notables de toda la historia. De origen aleman, musico de profesion,se desplazo a Gran Bretana por razones profesionales y se naturalizo ingles. Apasionado por lasobservaciones astronomicas y experto constructor de telescopios, realizo a lo largo de su vidamuy importantes descubrimientos, de entre los que destaca el descubrimiento de este planeta. Enhonor de este gran astronomo, la agencia espacial europea, ESA, ha denominado HERSCHEL,la recientemente iniciada mision con capacidad para observar el Universo desde el infrarrojolejano a las ondas sub-milimetricas:

http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=16.

1.2.4. El descubrimiento del planeta Neptuno, en 1846, fue llevado a cabo en Berlın porel astronomo Galle5, a partir de las indicaciones proporcionadas por el matematico frances LeVerrier6. Desde su descubrimiento, en la orbita del planeta Urano se observaban alteraciones

3Saturno posee una densidad bastante menor que la del agua lıquida, por lo que es te planeta podrıa flotar en este medio.4Nacido en Alemania en 1738 se traslado muy joven a Gran Bretana, donde desarrollo sus actividades, primero como musico

y despues como eminente astronomo. Murio en 18225Johann Gottfried Galle (1812 - 1910)6Urbain Le Verrier (1811 - 1877).


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http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/index.html

http://www.nasa.gov/mission_pages/messenger/main/index.html

http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=16




aparentemente inexplicables que podıan ser interpretadas como debidas a la influencia gravita-toria de algun otro cuerpo, aun no descubierto, seguramente situado en una orbita mas lejana.Le Verrier, tras llevar a cabo calculos sin duda tediosos, fue capaz de establecer la posicion ytamano del nuevo objeto celeste causante de tales influencias. El descubrimiento fue, pues, enrealidad fruto del estudio teorico. Se dio la circunstancia de que otro matematico britanico,Adams7, habıa llegado a una conclusion similar unos meses antes, pero no pudo conseguir quese llevara a cabo la observacion propuesta. Este es un ejemplo mas de como una mala fortunapuede echar a perder la oportunidad de realizar un hallazgo de cierta relevancia.

1.2.5. Pluton tiene un tamano notoriamente diferente al de los planetas que le preceden,inferior al tamano de Mercurio, e incluso de la Luna. Por esta y otras diferencias importantesse le ha descatalogado como planeta pasando a engrosar la lista de los denominados Planetasenanos. Pluton fue descubierto en 1930 por el norteamericano Clyde Tombaugh8.

1.2.6. Los planetas estan dotados de movimiento de rotacion alrededor de su eje (axial) yalrededor del Sol (orbital). Si nos fijamos en el perıodo de cada uno de estos movimientos, seobserva que Mercurio invierte unos 58 dıas en su rotacion axial, y 88 dıas en su movimientoorbital, es decir, unas tres rotaciones axiales por cada dos orbitas. Esta situacion manifiesta unnotable efecto de bloqueo, de frenado, por parte del Sol, cuyo efecto terminara por bloquearcompletamente el movimiento axial del planeta igualandolo al movimiento orbital, como haocurrido ya, por ejemplo, en el caso de la Tierra y la Luna, de la que aproximadamente vemossiempre la misma cara, puesto que su rotacion axial y orbital se encuentran ya sincronizadas.Existen otros ejemplos de este comportamiento en otros cuerpos del sistema solar.

1.2.7. El caso del planeta Venus es en este sentido completamente anomalo. Mientras que lamayor parte de los cuerpos del sistema solar ejecutan su rotacion axial y orbital en el mismosentido, la rotacion axial del planeta venus es retrograda, es decir, en sentido contrario a surotacion orbital, y ademas extremadamente lenta, pues posee un perıodo de 243 dıas, mayor queel perıodo orbital, cifrado en 224,7 dıas. Este comportamiento pudiera haber sido provocado porla colision, en epocas remotas, de este planeta con otro cuerpo de considerables dimensiones,cuyo resultado fue este efecto de frenado en su movimiento de rotacion intrınseco.

1.2.8. El perıodo de rotacion de nuestro planeta, como se sabe, es de 24 h, si bien hay quedistinguir que este es el perıodo promedio de rotacion respecto del Sol, conocido como dıa solarmedio. Es de destacar que, debido a que la distancia al Sol no es constante, pues la orbita esligeramente elıptica, la velocidad orbital de la Tierra cambia segun la epoca del ano, lo queda lugar a que el tiempo transcurrido entre dos identicas posiciones consecutivas del Sol esligeramente diferente segun el dıa9. Si el perıodo de la rotacion axial se considera respecto delfondo estelar, que, por estar inmensamente mas alejado, nos aparece practicamente inamovible,el perıodo de rotacion resulta uniforme e igual a 23 h 56 min, perıodo conocido como dıa sidereo10

7John Couch Adams (1819 - 1892)8Clyde Tombaugh (1906 - 1997), hizo este descubrimiento utilizando un nuevo e ingenioso procedimiento de comparacion

de fotografıas astronomicas de distintas regiones del firmamento en diferentes momentos, lo que le permitio la deteccionde cuerpos celestes dotados de mayor movimiento. El descubrimiento se llevo a cabo en el observatorio astronomico que

el millonario Percyval Lowell (1855 - 1916) construyo a su costa en Flagstaff, Arizona, principalmente para llevar a cabo

observaciones del planeta Marte.9A esta diferencia se la denomina ecuacion del tiempo y a ello nos referiremos mas adelante con mayor extension.10Del latın, sidus, astro.


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1.2.9. El perıodo de rotacion axial de Marte, 24,6 h, es sensiblemente similar al de la Tierra.El efecto biologico de este sincronismo constituye otro aspecto favorable con vistas a una posiblecolonizacion de este planeta por seres humanos.

http://marsprogram.jpl.nasa.gov/

1.2.10. Los planetas jovianos, o gigantes, vuelven a mostrar, en este aspecto, una notablediferencia, al poseer todos ellos una mayor velocidad de rotacion que los planetas rocosos oterrestres. Ası, Jupiter efectua una rotacion axial en menos de 10 h y similarmente Saturno, quetarda 10,7 h. Esta rapidez de giro, unido a su enorme tamano, hace que la fuerza centrıfuga enla region ecuatorial ejerza un efecto de achatamiento, acortando de manera muy importante sudiametro polar respecto al ecuatorial. Este efecto resulta muy notorio en el caso de Saturno, porejemplo.

http://saturn.jpl.nasa.gov/index.cfm

1.2.11. El planeta Urano posee la particularidad de tener su eje de rotacion girado un pocomas de 90 grados, de manera que su eje de rotacion se encuentra sobre el plano orbital, no endireccion perpendicular, como ocurre aproximadamente con el resto.

1.2.12. La inclinacion de las orbitas, referidas al plano de la orbita terrestre (eclıptica) seencuentra para casi todos ellos en un valor inferior a los 2 - 3 grados, excepto para el planetaMercurio, cuya inclinacion es de 7 grados. Pluton, cuya orbita se encuentra inclinada 17 gradosrespecto de la eclıptica, se desvıa notablemente de este comportamiento. Estos hechos represen-tan un aspecto favorable a la teorıa segun la cual, el origen de los sistemas planetarios reside enel colapso gravitatorio de una nube de gas y polvo, de la que se deriva la formacion de un anilloproto-planetario que gira alrededor de la estrella central y del que se forman, por acrecion, lossucesivos cuerpos planetarios.

1.2.13. Ni Mercurio ni Venus poseen satelites. La Luna, nuestro satelite, posee aparente-mente un tamano demasiado grande con relacion al planeta. Este hecho pudiera radicar ensu origen, posiblemente resultado de una colision entre la Tierra primigenia y otro cuerpo deltamano de Marte, aproximadamente. La presencia de un satelite de tales dimensiones parece queproporciona gran estabilidad a la orientacion del eje de rotacion terrestre, con las beneficiosasconsecuencias que de ello se derivan en relacion al clima. Marte posee dos satelites de tamanomuy inferior, Phobos (el miedo) y Deimos (el terror), ambos de forma irregular y dimensionesen las pocas decenas de km. Pudiera tratarse de asteroides capturados.

Al margen, 1La estacion espacial internacional (ISS)

Es un centro de investigacion, en construccion, en orbita alrededor de la Tierra. En el proyecto participan Estados Unidos

(NASA), Rusia, Japon, Canada y la Union Europea (ESA). Desde la primera tripulacion permanente, en Noviembre de2000, se han sucedido 21 hasta este mes de octubre de 2009.

http://spaceflight.nasa.gov/station/

Se encuentra situada a 360 km de altitud, completando su orbita en 92 minutos. Al parecer es posible observarla a simple

vista y a plena luz del dıa.

http://www.heavens-above.com/

1.2.14. Los planetas gigantes, o jovianos, se caracterizan por que todos ellos poseen ungran numero de satelites. A Jupiter se le conocen 63, de los cuales, los denominados galileanos(descubiertos por Galileo11 hace 400 anos), Io, Europa, Ganimedes y Calixto, poseen tamanossimilares o incluso superiores a la Luna. Ganimedes es el satelite mayor de todo el sistemasolar, con diametro superior al del planeta Mercurio. A Saturno se le cuentan hasta 60 satelites,

11Galileo Galilei (1564 - 1642), eminente sabio italiano, fısico y astronomo, contribuyo de forma destacada en la implantacion

de los cimientos de la moderna Fısica y fue el primero que uso el telescopio para la observacion de los cuerpos celestes.


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http://marsprogram.jpl.nasa.gov/

http://saturn.jpl.nasa.gov/index.cfm

http://spaceflight.nasa.gov/station/

http://www.heavens-above.com/




siendo Titan el mayor, con un tamano superior al de la Luna. Urano y Neptuno poseen tambiennumerosos satelites de tamano no tan grande.

1.2.15. Una caracterıstica exclusiva de los planetas gigantes es que los cuatro poseen unsistema de anillos. El sistema de anillos de Saturno es conocido desde la epoca de Galileo, sibien el primero que confirmo este tipo de estructura fue Huygens12 unos 50 anos despues. Losanillos estan constituidos por fragmentos de roca o de hielos, con tamanos que van desde valoresmicrometricos a decenas de metros, circulando en el plano ecuatorial del planeta y abarcandouna longitud aproximadamente igual al radio de Saturno, unos 60 000 km. La sonda Cassini13,en orbita alrededor de Saturno y sus lunas desde Julio de 2004, nos esta proporcionando ampliainformacion sobre este sistema. Para una informacion mas detallada, se sugiere visitar la paginaweb de esta mision:

http://saturn.jpl.nasa.gov/

Al margen, 2

El Telescopio espacial Spitzer descubre un nuevo anillo alrededor de SaturnoSegun la nota de prensa del 6 de octubre de 2009, el telescopio espacial Spitzer, en orbita alrededor del Sol y operativo en

la region del infrarrojo, ha descubierto la existencia de un gigantesco anillo de polvo cosmico alrededor de Saturno,

distante del planeta la enorme distancia de unos 12 millones de km.http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2009-19/release.shtml

Un aspecto notable de este descubrimiento es que la existencia de esta masa de polvo podrıa ser la causa del extrano

aspecto que muestra el satelite Japeto, mitad claro, mitad oscuro, consecuencia, quiza, de que se mueve en medio de estanube y en direccion contraria a las partıculas de polvo.

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08384

1.2.16. El sistema de anillos de Jupiter, Urano y Neptuno es mucho menos espectaculare invisible desde observatorios terrestres. Su descubrimiento ha tenido lugar mediante sondasespaciales que se han aproximado, en estos ultimos 30 anos, a estos cuerpos del Sistema Solar,en particular las sondas Pioneer 11 y 12 o las Voyager 1 y 2, lanzadas en la decada de 1970 yque en la actualidad estan abandonado la zona planetaria.

http://voyager.jpl.nasa.gov/

1.2.17. Un ultimo aspecto que pasaremos a discutir brevemente en relacion con los planetases la posesion de campo magnetico. La existencia de campo magnetico en nuestro planeta parececondicion imprescindible para que la vida se haya desarrollado tal como la conocemos.

1.2.18. El espacio interplanetario, interestelar, intergalactico, es inhospito. Abunda en ra-diacion ionizante y en partıculas de muy alta energıa que serıan capaces de destruir cualquierestructura molecular. Las regiones del universo donde se han sintetizado moleculas, se caracteri-zan por ser lugares en los que este tipo de radiaciones estan apantalladas por un velo de materia,ya sean nubes de polvo, o como en el caso de nuestro planeta, la atmosfera. La existencia deatmosfera es, en principio fundamental para que pueda desarrollarse la vida sobre una basemolecular. Nuestra atmosfera detiene todo tipo de radiacion capaz de destruir enlaces quımicos,desde el ultravioleta a los rayos γ.

12Christian Huygens (1629 - 1695 ), notorio fısico y astronomo holandes. Entre sus numerosas aportaciones cabe destacar,en este contexto, el descubrimiento del mayor satelite de Saturno, Titan.13Nombrada en honor de Gian Domenico Cassini (1625 - 1712), astronomo frances, de origen italiano, descubridor de laexistencia de la primera zona vacıa en el interior de la estructura de los anillos, denominada por ello, Division Cassini, y

de algunos satelites de este sistema: Japeto, Rea, Tetis y Dione.


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http://saturn.jpl.nasa.gov/

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2009-19/release.shtml

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08384

http://voyager.jpl.nasa.gov/




1.2.19. Pero esto, por sı solo, no es suficiente para garantizar el desarrollo de organismosvivos; es necesario, tambien, que la atmosfera deje pasar la radiacion apropiada (visible) y retengaparte de esa energıa, sin ser reflejada al exterior en su totalidad. La fraccion de radiacion reflejadase conoce como albedo, que el el caso de la tierra es del orden del 35 %. Por parte de la atmosfera,tenemos la fortuna de que la pequena cantidad de vapor de agua y bioxido de carbono (gasesinvernadero mas importantes) retienen la energıa que la tierra desprende en forma de radiacioninfrarroja, elevando su temperatura media al agradable valor de aproximadamente 15oC quedisfrutamos.

1.2.20. Al mismo tiempo, es fundamental el papel del campo magnetico. En el caso deMarte, existe un leve campo magnetico que parece que no es suficiente para detener el despojode su atmosfera primigenia por parte del viento solar. En el caso de nuestro planeta, el campomagnetico nos defiende de las partıculas cargadas (electrones y protones, fundamentalmente)que procedentes en su mayorıa del Sol, habrıan eliminado todo vestigio de atmosfera. El origende este campo magnetico hay que buscarlo en el interior terrestre.

1.2.21. Es sabido que el magnetismo es un fenomeno asociado a las cargas en movimiento. Atoda corriente electrica va asociado un campo magnetico. El iman mas elemental lo constituyeel electron, que ademas de su carga posee momento angular (de spın).

1.2.22. Se supone que en el interior de la Tierra pudiera existir un nucleo metalico causantedel campo magnetico. Como se sabe, segun los analisis llevados a cabo mediante el estudiode la propagacion de ondas sısmicas, el interior de la Tierra esta constituido por diferentescapas diferenciadas: corteza, manto, nucleo. El nucleo se supone que sera de hierro con algunaproporcion de nıquel, en estado suficientemente fluido como para que, con los movimientos derotacion y traslacion del planeta, se vea a su vez sometido a movimiento, lo que constituira unapequena corriente electrica causante del magnetismo. La fluidez del nucleo terrestre se manifiestaen el movimiento de las masas continentales, que dan lugar a los fenomenos tectonicos.

Es este campo magnetico (magnetosfera) el que desvıa el chorro de partıculas que, en formade viento solar, inciden sobre nosotros continuamente. La mayor parte de estas partıculas sedesvıan hacia los polos, provocando la emision de la luz espectral de las moleculas de oxıgeno ynitrogeno (verde, azul, rojizo), dando lugar a los magnıficos espectaculos de las auroras, borealy austral.

http://www.spaceweather.com/

1.2.23. Mercurio posee un campo magnetico residual, mientras que Venus ha perdido todasu actividad magnetica. Este hecho se asocia al completo enfriamiento del planeta. Los planetasgigantes poseen todos ellos un intenso campo magnetico.

1.3. La Luna

1.3.1. El tamano cosmico inmediatamente superior al tamano de Jupiter y los planetas jo-vianos es la distancia de la Tierra a la Luna. Nuestro satelite gira alrededor de la Tierra en unaorbita elıptica, ligeramente inclinada respecto del plano de la eclıptica, a una distancia media de385 000 km, siendo la distancia mınima (perigeo) y maxima (apogeo) de 354 000 y 406 000 km,respectivamente. Que la Luna se acerca y se aleja, periodicamente, de la Tierra en su revolucionsinodica de 29,5 dıas de perıodo, queda patente con la ilustracion siguiente:

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap051113.html,en donde puede observarse como cambia el tamano aparente del globo lunar a lo largo de

una lunacion. El tamano angular de la Luna varıa, aproximadamente, entre los 29’y los 33’. Por


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http://www.spaceweather.com/

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap051113.html




casualidad, el tamano angular del globo solar es notoriamente similar, variando, aproximada-mente, entre 30’y 32’, puesto que la Tierra, en su movimiento orbital elıptico, se aleja (afelio) y seacerca (perihelio) al Sol de forma periodica. Por esta casual circunstancia, cuando en los eclipsesde Sol la Luna se interpone entre este astro y la Tierra, pueden observarse eclipses totales, si eltamano angular de ambos cuerpos celestes es el mismo, o eclipses anulares, en los que la Luna,al presentar un tamano angular ligeramente inferior, no oculta el globo solar completamente,percibiendose a su alrededor un leve anillo luminoso.

1.3.2. La distancia de la Tierra a la Luna fue establecida por vez primera mediante lasobservaciones simultaneas llevadas a cabo a mediados del siglo XVIII por Lalande14, en Parıs,y LaCaille15, en El Cabo de Buena Esperanza.

1.3.3. El astronomo LaCaille se traslado al hemisferio sur durante el perıodo de 1750 a 1754,para llevar a cabo la elaboracion de una Catalogo de estrellas del Hemisferio Sur. Aprovechandoesta estancia, se realizaron observaciones simultaneas de la Luna desde este lugar y Parıs, estasultimas a cargo del tambien astronomo frances Jose Lalande. En ambos casos se determino elangulo formado por las visuales a la Luna y a una misma estrella especificada. Mediante simplescalculos trigonometricos pudo estimarse que la distancia Tierra-Luna es aproximadamente de60 veces el radio de la esfera terrestre.

Al margen, 3El Hemisferio Sur, Magallanes, la galaxia de Andromeda y otras cosas...

Hay que tener en cuenta que el firmamento del Hemisferio Sur no comenzo a ser conocido para los pobladores del

Hemisferio Norte hasta el viaje de Magallanes, alrededor de 1 520. El firmamento austral es notablemente diferente del quepodemos observar en nuestras latitudes, presentando particularmente una mayor densidad de estrellas y de luminosidad.

Los primeros navegantes espanoles experimentarıan la novedad de encontrarse con constelaciones desconocidas, a las quebautizaron con nombres de utiles cotidianos, como quilla, telescopio, reloj, etc. De entre las novedades descubiertas estan

dos nebulosas brillantes que pueden verse a simple vista, conocidas como Nubes de Magallanes. En realidad son dos

pequenas galaxias muy proximas a nuestra Vıa Lactea, cuya mayor influencia hace que se desplacen hacia nosotros.

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap980125.html.

Este panorama no tiene parangon en el Hemisferio Norte. En nuestra latitud solamente la gran galaxia de Andromeda esdifıcilmente observable a simple vista, aunque relativamente visible ya con la ayuda de unos pequenos prismaticos. La

gran Nebulosa de Andromeda se encuentra, naturalmente, en la constelacion de Andromeda, que en las primeras horas de

nuestras noches de invierno se situa en las region noreste del firmamento. Se trata de una de las galaxias del grupo local,situada a cerca de tres millones de anos luz. Una imagen puede verse en la siguiente pagina web:

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap040718.html.

Otra galaxia, mas lejana, pero mucho mas espectacular es la que se conoce como M51, galaxia remolino,

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2005/12/image/a/, localizada en la direccion de la constelacionde la Osa Mayor, a una mayor distancia, de aproximadamente 37 millones de anos luz. En la M51 se muestra que la

interaccion entre galaxias puede ser algo frecuente en el Universo.

1.3.4. En la actualidad, la distancia Tierra-Luna se conoce con una precision inusitada, conerror inferior a un centımetro. El procedimiento que se sigue se describe en la siguiente paginaweb,

http://www.lpi.usra.edu/lunar/missions/apollo/apollo_11/experiments/lrr/

donde se nos informa que las misiones tripuladas del Apollo 11, 14 y 15, dejaron sobre lasuperficie lunar sendos espejos sobre los que se hace reflejar pulsos luminosos enviados desdeobservatorios terrestres con ayuda de un laser, determinandose con gran precision el tiempo queel pulso tarda en ir y volver. Conociendo la velocidad del pulso (velocidad de la luz) es posibledeterminar con gran precision la distancia a la Luna de forma continuada. Los resultados ponende manifiesto que los movimientos de nuestro satelite no son estrictamente uniformes y que,ademas, se aleja de la Tierra una media de 3,8 cm cada ano. De seguir con esta tendencia,

14Joseph Jerome Lefrancois de Lalande (1732 - 1807), astronomo frances.15Nicolas Louis de Lacaille (1713 - 1762), astronomo frances, discıpulo de Cassini.


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http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2005/12/image/a/

http://www.lpi.usra.edu/lunar/missions/apollo/apollo_11/experiments/lrr/




en unos pocos millones de anos los futuros habitantes de nuestro planeta habran perdido laposibilidad de disfrutar de los eclipses totales de Sol, al presentar ya el Sol y la Luna tamanosangulares diferentes.

1.3.5. Aunque a simple vista pudiera parecer brillante, la superficie lunar es oscura, ya querefleja escasamente el 7 % de la luz que recibe. Pueden distinguirse zonas mas oscuras, denom-inadas mares, y otras un poco mas claras, que reciben el calificativo de tierras. Los mares sonamplias depresiones cubiertas de lava, producto de los impactos mas recientes.

1.3.6. Desde que Galileo comenzo, hace 400 anos, a observar los accidentes de la superficielunar a traves del telescopio, se hicieron varios intentos de cartografiar su superficie. En particularmerece especial mencion, en este sentido, el trabajo de los dos jesuitas astronomos italianosRiccioli y Grimaldi16, quienes trazaron un mapa lunar notablemente superior a todos los de suepoca, que abarcaba hasta 600 detalles perfectamente individualizados, introduciendo una nuevanomenclatura que ha perdurado en gran parte hasta hoy dıa. Numerosos accidentes lunaresconservan desde entonces el nombre de algun personaje de la antiguedad clasica, sabio medievalo astronomo contemporaneo.

1.3.7. Con posterioridad se ha seguido nombrando los nuevos accidentes observados seguneste criterio. En la pagina web:

http://www.lunarrepublic.com/atlas/index.shtml, se puede recorrer e identificar congran detalle gran cantidad de estos accidentes, mientras que en la web del Lunar and PlanetaryInstitute:

http://www.lpi.usra.edu/lunar/lunar_images/, pueden consultarse pormenorizadas fo-tografıas tomadas en diferentes misiones espaciales, ası como una completa y moderna cartografıade la superficie lunar.

Al margen, 4La Luna produce su propia agua.

En una nota de prensa de la Agencia Espacial Europea (ESA), de fecha 15 de octubre,

http://www.esa.int/esaSC/SEM8TBYRA0G_index_0.html

se da cuenta del descubrimiento efectuado por un instrumento de esta Agencia, a bordo de la sonda lunar indiaChandrayaan, lanzada aproximadamente hace un ano con destino a la Luna. Segun estas observaciones, la Luna actua

como una gran esponja absorbente de las partıculas cargadas que proceden del viento solar (electrones, protones,

fundamentalmente), las cuales interaccionan con el oxıgeno presente en los silicatos del suelo lunar produciendo agua.Segun parece, no todos los protones son absorbidos, sino que una quinta parte aproximadamente rebota sobre la superficie

lunar, recombinandose con los electrones del viento solar y produciendo hidrogeno que puede ser observado como siendo

emitido por la superficie lunar.

1.4. El Sol

1.4.1. El tamano del disco solar es aproximadamente 1 392 000 km, casi el doble del diametrode la orbita lunar alrededor de la Tierra, es decir, ya en el orden de magnitud de 109 m. Masinformacion se puede obtener en: http://solarscience.msfc.nasa.gov/. La superficie visible,la fotosfera, presenta cierta consistencia semifluida. Este hecho se pone de manifiesto en laobservacion de la rotacion del globo solar. A latitudes proximas al ecuador solar, el perıodo derotacion es aproximadamente 25 dıas, mientras que en las zonas mas proximas a los polos larotacion es mas lenta, con un perıodo de aproximadamente 34 dıas. Este movimiento de rotacionpuede seguirse facilmente, por ejemplo, gracias a la existencia de zonas oscurecidas, denominadasmanchas solares, cuyo movimiento sirve de referencia en la seguimiento del movimiento derotacion:

16Juan Bautista Riccioli (1598 - 1671) y Francisco Marıa Grimaldi (1613 - 1663), eran astronomos del Observatorio del

Colegio Romano.


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http://www.lunarrepublic.com/atlas/index.shtml

http://www.lpi.usra.edu/lunar/lunar_images/

http://www.esa.int/esaSC/SEM8TBYRA0G_index_0.html

http://solarscience.msfc.nasa.gov/




http://solarscience.msfc.nasa.gov/surface.shtml

Hemos de recordar que la observacion directa del Sol no debe llevarse a cabo sin la pro-teccion apropiada, lo cual se consigue mediante el uso de filtros especiales. Galileo, el primeroen observar a traves del telescopio la existencia de estas manchas hace ya 400 anos, acabo condanos irreversibles en la vista, al mirar al Sol sin proteccion alguna.

1.4.2. La presencia de manchas solares permite establecer el perıodo de rotacion del globosolar que, debido a su constitucion, no es uniforme, sino que varıa des de los 25 dıas aproxi-madamente en el ecuador hasta los 34 dias que invierte en una rotacion en las zonas polares.

http://solarscience.msfc.nasa.gov/images/sunturn.gif

1.4.3. La temperatura de la fotosfera se estima en unos 5 800 K. La estimacion de estatemperatura se realiza en virtud del tipo de luz emitida. Todos los cuerpos emiten (y absorben)radiacion electromagnetica segun su temperatura. A la temperatura ambiente, la luz emitiday absorbida por todos los cuerpos, incluyendo a nosotros mismos, corresponde a la region delinfrarrojo del espectro. A medida que crece la temperatura de un cuerpo, el tipo de luz emitidase desplaza a la region del visible, comenzando por el rojo. El analisis del espectro de emisionsolar permite, por ello, establecer el valor de la temperatura para la superficie observada, esdecir, la fotosfera (o esfera de luz ).

1.4.4. En el Sol y estrellas de masa similar, la energıa radiante se libera a partir de la fusionde hidrogeno, para dar helio, que de forma global puede expresarse como: 4 1

1H →24 He. Este es

el proceso global; el mecanismo real es mucho mas complejo.

1.4.5. La composicion en hidrogeno del Sol, en el momento presente, es del orden del 70 %,en masa, mientras que de helio es del orden del 28 %. El resto de los elementos no supera el 2 %restante. En realidad, la sıntesis de otros elementos superiores tiene solamente lugar en estrellascuya masa es muy superior a la masa del sol: 10, 20 o mas veces superior.

1.4.6. Las estrellas muy masivas suelen consumir su combustible de forma relativamenterapida, terminando en muchos casos, en una explosion, denominada supernova, a traves de lacual se dispersan por el espacio cosmico los elementos sintetizados, que seguramente se volverana agrupar nuevamente en forma de nube proto-planetaria para dar lugar a nuevos soles y sis-temas planetarios. Por el contrario, las estrellas con una masa similar al Sol suelen consumir sucombustible de manera mucho mas lenta, teniendo una vida mucho mas dilatada. En particular,se estima que el Sol tiene una edad de aproximadamente 5 000 millones de anos y que se en-cuentra en la mitad de su evolucion, cuyo destino sera transformarse en un frıo objeto cosmico,denominado enana blanca, despues de haber pasado por diversos episodios expansivos ( etapade gigante roja).

1.4.7. La mayor parte de la fotosfera presenta una aspecto granulado constituido por celdassimilares a las que se forma en un fluido viscoso en ebullicion. Los fenomenos de conveccion quetransportan la energıa y la materia de las capas mas profundas a la superficie se hacen visiblesen la fotosfera en forma de granulos brillantes, cuya apariencia desigual y en cambio permanenteles proporciona aspecto turbulento.

http://solarscience.msfc.nasa.gov/images/sunspot1.jpg


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http://solarscience.msfc.nasa.gov/surface.shtml

http://solarscience.msfc.nasa.gov/images/sunturn.gif

http://solarscience.msfc.nasa.gov/images/sunspot1.jpg




1.4.8. Es resenable la circunstancia de que en la actualidad la fotosfera puede observarsepracticamente limpia de manchas, como puede verse en:

http://www.spaceweather.com/images2009/21oct09/midi512_blank.gif?PHPSESSID=goffs9i878aruoj3sfug3mch74.

En efecto, el numero de manchas que presenta la fotosfera sufre cambios periodicos, pasandopor maximos y mınimos aproximadamente cada 11 anos, fenomeno que se conoce como ciclosolar. En el momento presente el Sol pasa por uno de estos mınimos en su numero de manchas,que se piensa equivale a un mınimo de actividad.

1.4.9. En el Sol tienen lugar multiples y violentos procesos que hacen que su comportamientono sea uniforme, sino que presenta perıodos alternados de mayor y de menor actividad, en formade ciclos. Los cambios en la actividad solar presentan un enorme interes en tanto en cuantoafectan de modo directo a la Tierra. La muestra mas evidente del tipo y magnitud de la actividadsolar es la aparicion de estas manchas solares. Una mancha solar se caracteriza por su nucleooscuro, denominado umbra, rodeado por un borde mas claro, la penumbra. Cuando se las observaen las proximidades del limbo solar puede verse que que trata de depresiones poco profundas dela fotosfera.

1.4.10. El diametro promedio de una mancha solar es de alrededor de 10 000 km y puededurar desde varios dıas hasta meses, segun su tamano; cuanto mas grandes suelen tener una vidamedia superior. Las manchas solares suelen aparecer en grupos de dos o mas y su movimiento,como ya se ha dicho, permite determinar el perıodo de rotacion del Sol.

1.4.11. La evolucion del numero de manchas solares se ha venido siguiendo desde hace aproxi-madamente 250 anos, contabilizandose segun el denominado numero de Wolf17. En el siguienteenlace:

http://solarscience.msfc.nasa.gov/images/ssn_yearly.jpg, se representa la evolucionde esta cantidad desde el siglo XVIII. Como puede comprobarse, el numero de manchas varıacıclicamente con un perıodo medio de 11 anos, que puede oscilar entre 7 y 17 anos. Normalmentela actividad alcanza el maximo en los 3 o 4 primeros anos del ciclo y despues disminuye maslentamente. La evolucion cıclica fue observada por primera vez por Schwabe18 en 1851.

1.4.12. Los ciclos en el numero de manchas solares se han mantenido de forma mas o menosregular desde principios del siglo XVIII, sin embargo durante el siglo XVII parece que existieronlargos intervalos de tiempo en los que no se observaron manchas en absoluto. Este perıodo decalma se conoce como el mınimo de Maunder. De modo similar durante el siglo XV tuvo lugarotro perıodo sin manchas solares, conocido como mınimo de Sporer. No se comprende aun elmecanismo que regula este comportamiento, sin embargo parece demostrado que estos episodiosinfluyen en el clima de la Tierra, disminuyendo la temperatura media (pequenas glaciaciones),lo que induce a relacionar el numero de manchas solares con el ındice de actividad del Sol en suconjunto. En la actualidad el ciclo se encuentra en un mınimo:

http://solarscience.msfc.nasa.gov/images/ssn_predict_l.gif

17Introducido por Rudolf Wolf (1816 - 1893), astronomo aleman. Hasta 1976 la determinacion de este numero fue coordinadapor el Instituto de Astronomıa de la Universidad de Zurich; desde entonces ha pasado al Observatorio Real de Bruselas.18Heinrich Samuel Schwabe (1789 - 1860), farmaceutico aleman que por primera vez se dedico a anotar el numero de lasmanchas solares durante un perıodo de 43 anos. Tenıa como objetivo el descubrimiento del mıtico planeta Vulcano, cuya

orbita se creıa que podıa estar entre el Sol y Mercurio.


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http://www.spaceweather.com/images2009/21oct09/midi512_blank.gif?PHPSESSID=goffs9i878aruoj3sfug3mch74

http://solarscience.msfc.nasa.gov/images/ssn_yearly.jpg

http://solarscience.msfc.nasa.gov/images/ssn_predict_l.gif




1.4.13. El campo magnetico en las manchas solares puede llegar a ser del orden de 0,45 T(un valor notable, si se compara con el campo magnetico terrestre, ∼ 60 µT). Estos camposmagneticos tan intensos inhiben el transporte convectivo de energıa, lo que puede explicar eldescenso de temperatura. Las manchas solares suelen presentarse en parejas de diferente polar-idad, en las que el campo es ascendente en una y descendente en la otra, conectando ası lascomponentes magneticas en ambas manchas. Al comienzo de un ciclo solar las manchas apare-cen a unos 30o de latitud; a medida que avanza el ciclo, la localizacion de las manchas se vaaproximando al ecuador, dando lugar a un diagrama conocido como diagrama mariposa.

http://solarscience.msfc.nasa.gov/images/bfly.gif

1.4.14. La energıa del Sol, en realidad, la potencia del Sol, o luminosidad, se cifra en 3,8461026 J s−1.


Una manera de asimilar la enorme magnitud que supone esta produccion de energıa escomparandola con otras producciones o consumos energeticos de ambito mas domestico. LaAgencia norteamericana para la informacion sobre la Energıa, EIA, nos proporciona datos, entreotros, del consumo de energıa a nivel mundial durante las ultimas decadas. En particular, parael ano 2006, el consumo energetico mundial ascendio a 462 1015 BTU/ano, es decir, algo menosde 5 1020 J/ano. Teniendo en cuenta que el ano tiene unos 3,15 107 s, el consumo mundial depotencia viene a ser del orden de 1013 J s−1, es decir, la produccion energetica del Sol es ¡diezbillones de veces superior al consumo total de nuestra civilizacion!

http://www.eia.doe.gov/oiaf/ieo/world.html

1.4.15. La cantidad de energıa solar que se recibe en la Tierra, por unidad de superficie,se conoce como constante solar y su determinacion se lleva a cabo mediante sondas espacialescon instrumentacion disenada especialmente para estas medidas. Puede consultarse informacionadicional, por ejemplo, en los enlaces siguientes:

http://earthobservatory.nasa.gov/Library/SORCE/sorce_03.html

http://earthobservatory.nasa.gov/Features/SORCE/sorce_05.php

1.4.16. El valor medio de la constante solar es de alrededor de 1 368 W m−2, pero su magni-tud presenta fluctuaciones aparentemente periodicas. En realidad la actividad solar manifiestamultiples oscilaciones con perıodos muy diversos. Una de estas fluctuaciones en actividad la con-stituye,como ya se ha mencionado, la relacionada con el numero de manchas solares que puedencontabilizarse en su superficie. Estos cambios en la actividad solar tienen necesariamente efectosen la climatologıa de la Tierra, entre otras razones, porque la energıa emitida por el Sol tambiense ve afectada por fluctuaciones similares.

1.5. La Unidad Astronomica

1.5.1. La distancia Sol-Tierra puede estimarse, a nuestros efectos, haciendo uso de los datosanteriores. En realidad, la constante solar no es mas que el flujo de energıa solar que se recibea una distancia, R, tal como la distancia que separa la Tierra del Sol, es decir:

Constante Solar =Luminosidad

4πR2

es decir:

1368J s−1

m2=

3, 846 1026J s−1

4πR2


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http://solarscience.msfc.nasa.gov/images/bfly.gif


http://www.eia.doe.gov/oiaf/ieo/world.html

http://earthobservatory.nasa.gov/Library/SORCE/sorce_03.html

http://earthobservatory.nasa.gov/Features/SORCE/sorce_05.php




de donde puede estimarse que la distancia a la que la Tierra gira alrededor del Sol es, aproxi-madamente, R = 149,6 109 m, es decir, ya en el orden de magnitud de los 1011 m. Como se sabe,la distancia Sol-Tierra no es constante, ya que la orbita es elıptica, por lo que la distancia cam-bia periodicamente, si bien este cambio es solo de alrededor de un 1,6 %. Sin embargo, el valorconstante de 149 597 871 km se ha adoptado como unidad de medida al considerar distanciasplanetarias, y recibe el nombre de Unidad Astronomica, UA.

1.5.2. La determinacion de la distancia entre el Sol y la Tierra puede, en la actualidad,llevarse a cabo por numerosos procedimientos, entre los que cabe destacar el uso del radar.

Al margen, 5Transitos de Mercurio y Venus

A comienzos del siglo XVIII, el astronomo Edmond Halley sugirio que la observacion de los transitos de los planetas

inferiores por delante del disco solar podrıan servir para la determinacion de la distancia Sol-Tierra, la UnidadAstronomica, UA. Los transitos de Mercurio son mas frecuentes que los de Venus. Tienen lugar unas 13 o 14 veces cada

cien anos y ocurren en los meses de Mayo o Noviembre. Los dos ultimos pudieron observarse en Mayo de 2003 y

Noviembre de 2006; los proximos se podran observar en 2016 y 2019:

http://sohowww.nascom.nasa.gov/hotshots/2006_11_06/

Los transitos de Venus son bastante menos frecuentes, ocurriendo en parejas con un intervalo de ocho anos, siguiendo

despues un perıodo de mas de 120 anos hasta el siguiente transito. En Junio de 2004 se pudo observar el ultimo de estos

transitos, pudiendose volver a contemplar en 2012:


1.5.3. Aunque el valor de la Unidad Astronomica, en terminos absolutos, ası como el tamanode las orbitas del resto de los planetas, no se conocio hasta bien entrado el siglo XIX, enterminos relativos, los tamanos de las orbitas de los cinco planetas visibles a simple vista yafueron utilizados por Copernico en el siglo XVI, quien establecio para Mercurio, Venus, Marte,Jupiter y Saturno distancias de 0,4 0,7 1,6 5,2 y 10 UA, respectivamente, al desarrollar su teorıaheliocentrica del sistemas solar.

1.5.4. Para estas determinaciones, Nicolas Copernico parece que pudo apoyarse en los datospublicados en las Tablas Alfonsıes, catalogo de las observaciones astronomicas que, durante unamplio perıodo de muchos anos, a partir de 1252, se llevo a cabo desde Toledo (y quiza tambiendesde la entonces recientemente fundada Universidad de Salamanca19) a impulso del rey AlfonsoX el Sabio. Una descripcion de como se pudo llegar a estos resultados acerca del tamano yperıodos orbitales, puede seguirse en el siguiente enlace:

http://astro.unl.edu/naap/ssm/ssm_advanced.html

1.5.5. Los planetas, al igual el Sol, en su movimiento aparente, recorren una franja de laesfera celeste de unos 15 grados de amplitud, que desde tiempos ancestrales se ha dividido endoce partes, denominadas segun las constelaciones que pueden verse en el fondo estelar. Estafranja recibe el nombre de Zodıaco(En griego, casa de los animales) y esta formada por lasconstelaciones: Sagitario, Capricornio, Acuario, Piscis, Aries, Taurus, Gemini, Cancer, Leo,Virgo, Libra y Scorpio.

1.5.6. Revolucion sinodica, S, es el intervalo de tiempo entre dos posiciones analogas delplaneta respecto del Sol (visto desde la Tierra) (dos oposiciones, dos conjunciones, etc.) Revo-lucion siderea, P , es el es el tiempo que tarda un astro en recorrer 360o. La relacion que existeentre ambos perıodos fue tambien conocida por Copernico y parece ser que incluso por Ptolomeo:

Planetas inferiores:1P

= 1 +1S

19Nuestra Universidad fue fundada en 1218 por el rey Alfonso IX, de Leon, padre de Fernando III, el Santo, primer rey de

Castilla y de Leon y padre de Alfonso X. Dentro de nueve anos, en 2018, cumplira su VIII Centenario.


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http://astro.unl.edu/naap/ssm/ssm_advanced.html




Planetas superiores:1P

= 1− 1S

donde tanto P como S se expresan en unidades del perıodo orbital de la Tierra.

1.5.7. El movimiento planetario tiene sentido directo, es decir, todos los planetas se muevenen el mismo sentido que lo hace aparentemente el Sol. Sin embargo, debido a la curvatura de lasorbitas y a sus diferentes tamanos, en ocasiones los movimientos de la Tierra y el de algun plane-ta presentan sentidos contrarios, pudiendose observar durante algunos dıas que dicho planeta semueve aparentemente en sentido retrogrado. La interpretacion de este efecto a traves del mo-delo geocetrico de Ptolomeo requiere la invencion de un mecanismo muy complicado de orbitassuperpuestas, mientras que en el modelo heliocetrico de Copernico encuentra una mas simple yprecisa interpretacion. El movimiento planetario, relativo a un observador situado en la Tierra,segun el modelo copernicano, esta magnıficamente ilustrado en siguiente enlace:

http://astro.unl.edu/naap/ssm/animations/configurationsSimulator.html

1.5.8. A modo de recapitulacion, en la siguiente Tabla se exponen los datos relativos aldiametro, al tamano de la orbita y perıodo de rotacion de los planetas y planetas enanos delsistema solar.

Planeta Diametro Semieje mayor Perıodo Perıodo/ km / 106 km / UA sidereo sinodico

Mercurio 4 874 57,9 0,38 88 d 116 dVenus 12 104 108 0,72 225 d 584 dLa Tierra 12 756 149,6 1,0 – –Marte 6 792 227,9 1,52 687 d 780 dCeres 960 413,9 2,77 4,60 a 467 dJupiter 142 984 778,6 5,2 11,9 a 399 dSaturno 120 536 1 433 9,6 29,5 a 378 dUrano 51 118 2 872 19,1 84,0 a 370 dNeptuno 49 528 4 495 30,0 164,8 a 368 dPluton 2 390 5 870 39,1 248 a 367 dEris 2 400 14 400 97 560 a 366 d

1.5.9. Una llamativa manifestacion de regularidad se encuentra en la existencia de un ciertocaracter ordenado en el espaciamiento de las orbitas. Fue descubierta por el astronomo alemanJohann Titius (1729 - 1796) en 1766, si bien posteriormente publicada y popularizada por eltambien astronomo y compatriota suyo Johann Bode (1747 - 1828), por lo que se la conocecomo Ley de Titius-Bode. Si se escribe la serie: 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96, 192, 384, · · · , en la quecada termino es el doble del anterior, a partir del segundo, y posteriormente se les suma 4 y seles divide por 10, se obtiene: 0,4 - 0,7 - 1,0 - 1,6 - 2,8 - 5,2 - 10 - 19,6 - 38,8 - · · · , cantidadesque, curiosamente, representan los tamanos de las orbitas copernicanas. El termino general dela serie puede escribirse de forma compacta de la manera siguiente: 0,4 + 0,3 2n, con n = −∞,0, 1, 2, 3, 4, 5, · · · , para Mercurio, Venus, La Tierra, Marte, etc, respectivamente.

1.5.10. La Ley tiene el merito de predecir la existencia de planetas aun no descubiertos enla epoca en la que fue deducida, como el que ocuparıa la orbita a 2,8 UA del Sol, que resulto serCeres, y en general otros muchos cuerpos menores que resultaron estar formando el cinturon deasteorides, cuyo descubrimiento comenzo en 1801; y sobre todo el del planeta Urano, descubiertopor Herschel en 1781, cuya orbita se encuentra aproximadamente a 19,1 UA del Sol, en notableconcordancia con lo previsto por la relacion anterior. El hecho de que el tamano de la orbita


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http://astro.unl.edu/naap/ssm/animations/configurationsSimulator.html




de Neptuno se desvıe ya notablemente de lo que la Ley establece, ası como la imposibilidad deencontrarle una interpretacion razonada sobre una base fısica, hace pensar que no se trate masque de una curiosa casualidad.

1.5.11. Si nos fijamos en los valores del perıodo sidereo (vease la Tabla anterior), se puedencomprobar otras caracterısticas notables, por ejemplo, las resonancias entre algunos de los plan-etas. Ası, mientras Jupiter da 5 vueltas, Saturno da 2 (5Pj = 2Ps; 59,5 = 58,8) y mientrasNeptuno da 3 vueltas, Pluton da 2 (3Pn = 2Pp; 491,1 = 496).

1.5.12. Mas alla de Pluton se encuentran los objetos trans-neptunianos, de los cuales con-signamos el planeta enano Eris, descubierto en 2003. Eris, se encuentra ya a cerca de 100 UA yconstituye solamente uno de los miles de cuerpos que se supone forman un cinturon que podrıaexistir mas alla de las 50 UA, al que se le conoce como Cinturon de Kuiper (1905 - 1973), enhonor de este astronomo norteamericano20. A estas regiones han llegado ya las sondas Voyager,1 y 2, que, lanzadas en Agosto y Septiembre de 1977, siguen activas y enviando informacion apesar del tiempo transcurrido desde su lanzamiento:21

http://voyager.jpl.nasa.gov/mission/mission.html. Avanzando a una velocidad deunas 3,3 UA por ano, se encuentran ya en los bordes de la region que se conoce como Heliosfera,o region de influencia solar. Las ultimas informaciones enviadas por el Voyager 2 pone de man-ifiesto que, lejos de ser una region con simetrıa esferica, se encuentra deformada, encontrandoseachatada en la direccion en la que se localiza la estrella mas proxima a nosotros, α Centauri, concuya heliosfera parece entrar en contacto, formando un frente de choque cuya existencia parecehaber sido detectada por esta sonda.

1.5.13. Como se puede ver esquematicamente en la figura siguiente:http://voyager.jpl.nasa.gov/mission/images/ZankSolarSystem-big.jpg, la estrella mas

proxima a nuestro sistema solar se encuentra a una distancia de alrededor de 250 000 UA. Paratratar de distancias estelares, la Unidad Astronomica resulta una unidad de medida poco con-veniente. En el capıtulo siguiente se introduciran unidades de distancia mas adecuadas.

20Se considera que el cinturon de Kuiper representa el origen de los cometas de corto perıodo. En cuanto a los cometasde perıodo muy largo, incluso aquellos con orbitas hiperbolicas, abiertas, en los anos 50, despues de realizar un estudioestadıstico de sus orbitas, el danes Jan Oort (1900-1992) propuso que todos estos cometas podrıan proceder de una region,

denominada la nube de Oort, localizada en la parte mas externa del Sistema Solar, entre 50 000 y 100 000 UA.21Junto con las Pioneer 10 y 11, cuyo contacto se perdio en 2003 y 1995, respectivamente, son las primeras sondas que han

abandonado el sistema solar para vagar durante millones de anos por el espacio interestelar de nuestra galaxia.


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http://voyager.jpl.nasa.gov/mission/mission.html

http://voyager.jpl.nasa.gov/mission/images/ZankSolarSystem-big.jpg



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Mas alla del Sistema Solar



2.1. El Telescopio espacial Hubble

2.1.1. El telescopio espacial Hubble fue puesto en orbita en 1990, alrededor de la Tierra. Auna altitud de 569 km, da una vuelta completa alrededor de su orbita en 97 minutos, a unavelocidad de 8 km/s. Con ayuda de este Telescopio, con 2,5 m de apertura, puede observarse eluniverso con una sensibilidad hasta este momento desconocida, debido a que no se ve afectadopor los efectos de refraccion y de extincion que produce la atmosfera. La distorsion con que seobservan los astros cuando se ven desde la superficie terrestre (las estrellas titilan, centellean) esdebida a las pequenas turbulencias que se producen como consecuencia de las fluctuaciones dedensidad que tienen lugar en la atmosfera de forma continua. Asimismo, la atmosfera bloquea,absorbe o dispersa, parte de las radiaciones luminosas que proceden del espacio exterior, comolas radiaciones ultravioleta, de rayos X, de rayos gamma, gran parte de la radiacion infrarrojay parte de las ondas de radio. Estos efectos, que reducen notablemente la sensibilidad de lostelescopios terrestres, no afectan a los Telescopios espaciales.

2.1.2. El Telescopio Hubble permite llevar a cabo observaciones en la region visible del es-pectro y en la region del infrarrojo proximo, y sus descubrimientos han sido de tal magnitudque verdaderamente puede decirse que se ha transformado nuestra manera de ver e imaginar elUniverso.

http://hubblesite.org.Entre los numerosos descubrimientos del Hubble cabe resaltar la estimacion de la edad del

Universo en alrededor de 13 500 millones de anos, mucho mas precisa que la estimacion quese tenıa hasta hace muy poco tiempo, de unos 10 a 20 mil millones de anos. Asimismo, el

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http://hubblesite.org


Telescopio Hubble esta desarrollando una importante funcion en el problema de desentranar elmisterio de la denominada energıa oscura, esa extrana fuerza que parece causar la aceleracionde la expansion del Universo.

Las imagenes proporcionadas por el Hubble nos muestran con claridad los procesos deevolucion de las galaxias, como se forman, interaccionan y crecen; nos muestran la existencia dediscos proto-planetarios, de polvo y gas alrededor de las estrellas jovenes que presumiblementeconstituyen la fase previa a la formacion de los sistemas planetarios; nos muestran los fenomenosmas energeticos y violentos de los que tenemos nocion, como son los destellos de rayos gamma,que parece que tienen lugar en galaxias muy distantes cuando se produce el colapso de estrellasextremadamente masivas. Esto por mencionar solo unos pocos ejemplos.

2.1.3. El campo profundo. Durante diez dıas consecutivos, del 18 al 28 de Diciembre de1995, el Telescopio Hubble enfoco sus camaras a un remoto rincon del Universo a traves deun espacio angular menor de 1/30 del espacio angular del disco lunar, en la direccion de laConstelacion de la Osa Mayor. En esta region no se encuentran apenas estrellas proximas quepuedan interferir la vision, por lo que las profundidades mas lejanas pueden mostrarse con mayornitidez.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1996/01/

Varios cientos de galaxias no descubiertas hasta la fecha se hacen visibles en esta imagen,denominada Hubble Deep Field (HDF). Ademas de las conocidas galaxias espirales y elıpticas,existen otra gran variedad en formas y en emisiones luminosas que proporcionan claves muynotables para la mejor comprension de la evolucion del Universo.

2.1.4. El campo ultra-profundo. Una segunda exposicion del fondo cosmico accesible fuetomada por el Hubble en 2004, siendo conocida como Hubble Ultra-deep Field (HUDF).


La observacion fue realizada en 11 dıas del perıodo comprendido entre el 24 de Septiembrede 2003 y el 16 de Enero de 2004, requiriendo 800 exposiciones tomadas a lo largo de 400 orbitasdel Telescopio alrededor de la Tierra. La region del firmamento objeto de observacion fue eneste caso una zona de aproximadamente 1/10 la amplitud angular del disco lunar, situada alsur de la Constelacion de Orion, region tambien caracterizada por encontrarse vacıa de estrellasproximas. En la imagen se registran mas de 10 000 galaxias a lo largo de un espacio que abarcahasta los diez mil millones de anos luz, muy cerca del extremo accesible del Universo.

2.1.5. La extrapolacion de los resultados de esta observacion permite establecer que el numerode galaxias existentes en todo el Universo ronda los 1011 - 1012; si, a su vez, se considera que elnumero de estrellas que componen una galaxia como la nuestra es del orden de 1012, se puedellegar a una estimacion plausible del numero total de estrellas.

http://www.esa.int/esaSC/SEM75BS1VED_index_0.html

2.2. Distancias estelares

2.2.1. La distancia recorrida por la luz en un ano representa una unidad astronomica demedida que resulta muy popular. Si sabemos que 1 ano tiene aproximadamente: 365,25 dıas ·86 400 s/dıa ' 3,15 107 s, y conocemos la velocidad de la luz en el vacıo:

http://physics.nist.gov/cgi-bin/cuu/Value?c, la distancia que la luz recorre en 1 ano,denominada ano-luz, es, aproximadamente: 3 108 m s−1 · 3,15 107 s ' 9,46 1015 m = 6,33 104

UA. Este resultado pone de manifiesto que el radio de la heliosfera, la zona de influencia del


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http://www.esa.int/esaSC/SEM75BS1VED_index_0.html

http://physics.nist.gov/cgi-bin/cuu/Value?c




sol (aproximadamente, 105 UA), es del orden de magnitud que la distancia recorrida por la luzdurante un ano.

2.2.2. Las estrellas mas proximas a nosotros se encuentran en el intervalo de 4,2 a 3 500anos-luz, aproximadamente. A esta distancia, la visual dirigida desde la Tierra hasta la estrellase ve afectada por el movimiento orbital, de forma que es posible medir el angulo p, denominadoparalaje anual, que forma la visual estrella-Tierra con la lınea que une la estrella con el centrode la orbita terrestre, es decir, el Sol . Este angulo es muy pequeno, su valor para la estrella masproxima, situada en la constelacion del Centauro, visible solamente en el hemisferio sur, es de0,77”(segundos de arco) o bien, 770 mas (milisegundos de arco).

2.2.3. Segun esto, se define una nueva unidad de medida, denominada parsec (pc), equivalentea la distancia desde la cual el angulo p corresponde a 1 segundo de arco (1 000 mas). Estadistancia se puede determinar si se considera que la circunferencia posee 360 · 60 · 60 = 1 296 000segundos de arco y a su vez contiene 2 π veces R, donde R es el valor que se desea determinar,considerando que 1 segundo de arco de esta circunferencia corresponde a 1 UA. Se deduce queun arco equivalente a R (1 radian) tiene 206 264,8 segundos, con lo que R = 206 264,8 UA =3,085 1016 m. De esta forma, la estrella mas proxima cuyo paralaje es 770 mas se encuentra a1/p pc, es decir, 1,3 pc. Un parsec corresponde aproximadamente a 3,26 anos-luz, por lo que laestrella mas proxima se encuentra a 4,2 anos-luz.

La mayor parte de las estrellas visibles a simple vista, que son las mas proximas, se encuentranentre 1 y 1 000 pc, es decir en el margen de 1016 a 1020 m.

2.2.4. Quien primero comunico la paralaje de una estrella fue el sabio aleman F. W. Bessel1,en 1838, para la estrella 61 de la constelacion del Cisne:

http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/Mathematicians/Bessel.html

para la que dio una medida de paralaje de 313,6 milisegundos de arco (mas), proximo al valoraceptado actualmente de 287,18 mas, medido a principios de la decada de 1990 con la sondaHipparchos.

http://www.esa.int/esaSC/120366_index_0_m.html

2.2.5. Durante el perıodo de 1989 a 1993 la sonda Hipparcos midio la paralaje, ademas deotras caracterısticas, como brillo, movimiento, etc., de un gran numero de estrellas en nuestrasproximidades, con una precision de hasta la millonesima de segundo de arco. Los resultados seencuentran catalogados y corresponden a mas de 118 000 estrellas, pudiendose consultar en,http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS

El nombre de esta sonda hace honor al matematico griego Hiparco (siglo II aC),http://www-gap.dcs.st-and.ac.uk/~history/Mathematicians/Hipparchus.html.

2.2.6. Ademas de las determinaciones anteriores, de gran precision, pudo tambien recopilarlos datos de un numero mucho mayor de estrellas, superior a los dos millones y medio, conprecision mas moderada, cuyos resultados se encuentran recopilados en otro catalogo denominadoTycho. Estos datos son hasta el momento los de mayor amplitud y precision de los que se dispone.Esta previsto para 2012 enviar otra mision astrometrica al espacio, la Mision Gaia, con capacidadpara determinar la posicion, brillo, distancia, etc., de hasta mil millones de estrellas en nuestragalaxia, hasta una profundidad de unos 30 000 anos-luz.


1Friedrich W. Bessel (1784 - 1846), notable matematico y astronomo.


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http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/Mathematicians/Bessel.html


http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS

http://www-gap.dcs.st-and.ac.uk/~history/Mathematicians/Hipparchus.html





2.3. Canales de informacion espacial

La tierra es bombardeada de forma continua desde el exterior por radiaciones luminosas ypartıculas materiales de diferentes tipos y energıas. Toda la informacion con la que construimosnuestra idea acerca de la constitucion de los cuerpos celestes nos llega a traves de los canalesconfigurados por:

(1) Radiacion electromagnetica: Constituida por radiacion gamma, rayos X, radiacion ul-travioleta, visible, infrarroja, de microondas.

(2) Partıculas materiales: Desde rayos cosmicos (electrones, protones, nucleos atomicos demayor masa, neutrones inestables, etc.) a meteoritos.

(3) Neutrinos y antineutrinos: Partıculas asociadas a procesos nucleares, extremadamentepenetrantes.

(4) Ondas gravitacionales: Generadas a traves del movimiento de grandes objetos masivos.

2.3.1. La luz: principal fuente de informacion. La luz (en cualquiera de sus manifesta-ciones como radiacion electromagnetica) nos proporciona la mayor parte de la informacion queregistramos y que permite profundizar en nuestro conocimiento del Universo. Historicamente,esto es debido al papel desarrollado por el sentido humano de la vision, mucho mas sensible yelaborado que cualquiera de los otros sentidos. A simple vista, un ojo normal puede percibir in-formacion originada en cuerpos celestes tan distantes como la galaxia Andromeda (M31), que seencuentra a 3 millones de anos luz, aproximadamente. En la actualidad, una notable diversidadde telescopios, con ubicacion tanto en la superficie terrestre como en orbitas espaciales, recogeninformacion de los objetos cosmicos, abarcando todo el espectro electromagnetico. Un estudiomas detallado de la naturaleza y propiedades de la luz sera abordado mas adelante.

2.3.2. Rayos cosmicos y otras partıculas materiales. Los rayos cosmicos tienen prin-cipalmente su origen en los procesos altamente energeticos que tienen lugar en la Galaxia, talcomo la explosion de una supernova. Su velocidad, aunque proxima a la velocidad de la luz, esinferior a ella, contrariamente al caso de la radiacion electromagnetica, neutrinos y ondas gravita-cionales, cuya velocidad coincide con la velocidad de la luz. Al estar constituidos por partıculascargadas, interaccionan con el campo magnetico galactico, de modo que parecen adoptar unadistribucion isotropa a lo largo de todas las direcciones espaciales. Por esto no es posible conocersu procedencia desde la Tierra. Esto no ocurre con otras partıculas de naturaleza similar quese originan en el Sol (viento solar) y que son fuertemente afectadas y orientadas por el campomagnetico terrestre.

Otras partıculas materiales de origen extraterrestre, conocidas como meteoritos, cuyo tamanoabarca desde microgramos a masas de varias toneladas, nos informan acerca de las caracterısticasy la abundancia de los diversos elementos quımicos existentes en los lugares de donde proceden.

2.3.3. Neutrinos. Son partıculas con masa practicamente nula en reposo, que viajan a lavelocidad de la luz y tienen su origen en las reacciones nucleares que se producen en el interior delas estrellas. Pueden penetrar a grandes profundidades en la materia sin ser absorbidos, lo que lesconfiere un notable interes, puesto que su deteccion permite extraer informacion de lo que ocurreen el interior de los cuerpos cosmicos donde se originaron. Contienen, asimismo, informacionacerca de etapas anteriores en la evolucion de Universo, puesto que su estado energetico semantiene practicamente inalterado durante muchos miles de millones de anos. Gran parte de lahistoria del Universo debe de estar contenida en el flujo de neutrinos que nos rodea. Sin embargo,el desarrollo de metodos eficaces para su deteccion esta todavıa en fase muy incipiente. En 1987la explosion de una supernova en la Galaxia de nuestro Grupo Local conocida como Gran Nube


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de Magallanes (visible desde el hemisferio sur) proporciono la primera evidencia directa de lageneracion de neutrinos y tuvo el efecto de impulsar el desarrollo de los metodos de observacionde estas partıculas.

2.3.4. Ondas gravitacionales. La teorıa de la Relatividad establece que, cuando la dis-tribucion espacial de la masa de un sistema cambia con el tiempo, la perturbacion de su campogravitatorio se propaga en el espacio con una velocidad finita en forma de una onda gravita-cional. En el vacıo las ondas gravitacionales se propagan a la velocidad de la luz. En los mediosmateriales su dispersion y absorcion es practicamente despreciable, ya que la gravedad es unefecto extremadamente debil en comparacion con los efectos electromagneticos, de modo quepuede considerarse que el Universo es practicamente transparente a las ondas gravitacionales,incluso en aquellas regiones que es practicamente opaco a las ondas electromagneticas (comonucleos galacticos o compactas estrellas neutronicas).

A pesar de su potencial interes, las ondas gravitacionales no han sido aun observadas de formadirecta, aunque su existencia puede indirectamente ser inferida a partir de las modificacionesque provocan en sus movimientos orbitales estrellas masivas que se encuentran espacialmentemuy proximas.

2.4. La Luz

2.4.1. La mayor parte de la informacion cosmica la recibimos a traves de la Luz emitida oreflejada por los cuerpos celestes, por lo que dedicaremos unos momentos a tratar de caracteri-zar este fenomeno. La luz, como sabemos, es una forma en la que se transporta la energıa. Laenergıa es a su vez, la capacidad de producir trabajo, esto es, cambio ordenado, o bien disiparseen forma de calor, es decir, cambio desordenado. Pero lo que caracteriza la radiacion luminosaes que este transporte se realiza sin necesidad de un medio material, que se puede transmitir enel vacıo. Lo que no sabemos a ciencia cierta es como se realiza. De acuerdo con las observacionesexperimentales, la luz se comporta a veces como una onda y a veces como una partıcula, esdecir, posee comportamiento ondulatorio y corpuscular al mismo tiempo. Como onda se com-porta en tanto en cuanto es posible observar propiedades que observamos en la ondas materiales:refraccion, difraccion, interferencia, polarizacion, etc. Este comportamiento de la luz esta asoci-ado a efectos electricos y magneticos. Como corpusculo se comporta en fenomenos tales como elefecto fotoelectrico, los fenomenos fotoquımicos (por ejemplo, fotosıntesis), etc.

2.4.2. Como se sabe, la generacion de un campo magnetico es siempre consecuencia de cargaselectricas en movimiento (corriente electrica). La formulacion fısica de este fenomeno se conocecomo ley de Ampere.2

http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/Mathematicians/Ampere.html

2.4.3. Puede comprobarse, de modo equivalente, que un campo magnetico variable produceuna corriente electrica (movimiento de cargas). Este hecho es basicamente lo que constituye laley de induccion de Faraday.3

http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/Mathematicians/Faraday.html

2Andre Marie Ampere (1795-1836), fısico belga3Michael Faraday (1791-1867), notable quımico y fısico britanico


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http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/Mathematicians/Ampere.html

http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/Mathematicians/Faraday.html




2.4.4. James C. Maxwell4, fue capaz de armonizar las leyes de Ampere y de Faraday poniendode manifiesto que no son mas que distintos aspectos del mismo fenomeno: el campo electro-magnetico.

http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/Mathematicians/Maxwell.html

En su teorıa matematica de ambos efectos, descubrio que el campo electromagnetico sepropaga en el vacıo en forma de una onda electrica y magnetica con la velocidad de la luz. Pudo,entonces, considerar a la luz como una perturbacion ondulatoria electromagnetica.

2.4.5. Este hecho teorico fue demostrado por Heinrich R. Hertz5 al ser capaz de producir ydetectar, por vez primera, ondas electromagneticas de forma artificial,

http://www-history.mcs.st-andrews.ac.uk/Biographies/Hertz_Heinrich.html

2.4.6. Una onda es una perturbacion periodica. En el caso de una onda electromagnetica,esta es una perturbacion periodica en el espacio y en el tiempo. Cualquier perturbacion periodicaes repetitiva. El espacio recorrido entre cada repeticion, se conoce como longitud de onda, λ;el tiempo transcurrido entre cada repeticion es el perıodo, T . La perturbacion se propaga convelocidad constante, λ/T , que, para la luz en el vacıo, resulta ser una constante universal,c = 299 792 458 m/s, es decir, aproximadamente 300 000 km/s.


Ademas de estas dos caracterısticas basicas, longitud de onda y perıodo, existen otras formasderivadas de caracterizar la onda electromagnetica, a saber, la frecuencia, numero de ondas porunidad de tiempo, y el numero de ondas, es decir, numero de ondas por unidad de distancia. Laprimera es la mas importante y se suele representar con el sımbolo ν y expresar en unidades des−1, que recibe el nombre de Hertzio, Hz. La segunda es menos importante, y se representa conel sımbolo ν, y se suele expresar en unidades de cm−1.

2.4.7. En 1676 Ole Rømer6 realizo la primera determinacion cuantitativa de la velocidad dela luz, estudiando el movimiento del satelite Io de Jupiter con un telescopio. Es posible medirel tiempo de la revolucion de Io detectando la sombra del satelite entrando y saliendo del fondovisual que presenta el planeta Jupiter, en intervalos regulares.

http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/SpeedOfLight/measure_c.html

2.4.8. Rømer observo que Io gira alrededor de Jupiter cada 42,5 h cuando la Tierra esta masproxima a Jupiter. Tambien observo que, a medida que la Tierra y Jupiter se separan, la salidade la sombra de Io sobre el planeta tiene lugar progresivamente mas tarde de lo previsto. Rømerrazono acertadamente que estas senales de salida necesitaban mas tiempo en llegar a la Tierra,ya que la Tierra y Jupiter se separaban cada vez mas. De este modo el tiempo adicional utilizadopor la luz para llegar a la Tierra podıa servir para deducir su velocidad de propagacion. Un anodespues, las entradas de la sombra proyectada por Io sobre Jupiter ocurrıan nuevamente conmayor frecuencia, al disminuir otra vez la distancia entre la Tierra y el planeta. Segun estasobservaciones, Rømer estimo que la luz tardarıa 22 min en cruzar el diametro de la orbita de laTierra (es decir, el doble de la unidad astronomica). El valor real es, aproximadamente, 16 miny 40 s.

4James Clerk Maxwell (Edimburgo, 1831 - Glenlair, Reino Unido, 1879) Fısico britanico.5Heinrich Rudolf Hertz, Cientıfico aleman, primero en transmitir ondas de radio (Hamburgo, 1857 - Bonn, 1894)6Olaus u Ole Romer o Roemer; (Aarhus, 1644-Copenhague, 1710) Astronomo danes. Profesor de matematicas en la Uni-

versidad de Copenhague. A partir de la observacion de los eclipses de los satelites de Jupiter, consiguio medir la velocidad

de la luz (1676), cuyo valor cifro en unos 210 000 km/s aproximadamente.


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http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/Mathematicians/Maxwell.html

http://www-history.mcs.st-andrews.ac.uk/Biographies/Hertz_Heinrich.html


http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/SpeedOfLight/measure_c.html




2.4.9. La observacion de Rømer tiene el interes de ser la primera determinacion de estaconstante universal. Numerosas determinaciones posteriores, mucho mas precisas, han utilizadootros procedimientos. Las determinaciones de la velocidad de la luz en epocas recientes se hanllevado a cabo midiendo la frecuencia y la longitud de onda de la radiacion muy estable emitidapor un laser.

2.4.10. Cualquier fenomeno ondulatorio transporta energıa en razon proporcional al cuadradode su amplitud. Esto es tambien cierto para la luz, cuya perturbacion es un campo electro-magnetico. Sin embargo, al contrario que ocurre con otros fenomenos ondulatorios de tipomecanico, hay procesos de intercambio de energıa electromagnetica en energıa quımica o electricaque tienen lugar solo con radiaciones cuya frecuencia supera un determinado valor. Tal es el caso,por ejemplo, del efecto fotoelectrico, de la fotosıntesis y, en general, de los procesos fotoquımicos.La hipotesis de Planck toma en cuenta este comportamiento al admitir que la luz tambien escomo un haz de corpusculos, denominados fotones, cuya energıa individual es proporcional ala frecuencia: ε = hν, donde h = 6, 626 10−34 Js es una constante universal conocida comoconstante de Planck7.

http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1918/

2.4.11. En virtud de los efectos producidos en la materia, ası como de los mecanismos fısicosimplicados en la emision y absorcion de la radiacion electromagnetica, esta se clasifica en zonaso regiones, cuyo conjunto conforma lo que se denomina espectro electromagnetico.

http://www.lon-capa.org/~mmp/applist/Spectrum/s.htm

A continuacion se expone en forma de Tabla, con ilustracion de algunos ejemplos de fenomenoscosmicos que conllevan emision de distintos tipos de radiacion:

ν λ εfoton Emision Region

300 Hz 1000 km ELF3 kHz 100 km ULF

30 kHz 10 km VLF

300 kHz 1 km LF3 MHz 100 m Radioemisiones HF

30 MHz 10 m Medio Interestelar VHF

150 MHz 2 m Electrones libres UHF3 GHz 10 cm Microondas MW

30 GHz 1 cm ' 12 J/mol Fondo Cosmico MW300 GHz 1 mm Rotacion molec. MW

3 THz 100 µm ' 1,2 kJ/mol Infrarrojo IR

30 THz 10 µm Estrellas frıas IR300 THz 1 µm Planetas IR

400 THz 750 nm Visible Rojo

500 THz 600 nm Planetas Amarillo600 THz 500 nm Estrellas Verde

666 THz 450 nm Galaxias Azul

750 THz 400 nm Violeta1 PHz 300 nm ' 400 kJ/mol Ultravioleta UV prox.

1,5 PHz 200 nm Estrellas muy calientes UV lejano

- - - Rayos X -

30 PHz 10 nm 124 eV Estrellas neutronicas Rayos X

- - - Rayos gamma -30 1018 Hz 10 pm 124 keV GRB (Destellos de R γ) Rayos γ

300 1021 Hz 1 fm 1, 24 GeV Agujeros negros Rayos γ

7Max Planck (1858 -1947), notable fısico aleman, Premio Nobel en 1918.


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http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1918/

http://www.lon-capa.org/~mmp/applist/Spectrum/s.htm




2.5. Transmision de la atmosfera

La atmosfera terrestre, la capa de gases de muy pequeno espesor, comparativamente hablando,que rodea la Tierra, no es transparente a cualquier tipo de radiacion electromagnetica. Se sabeque existe un fenomeno de calentamiento atmosferico, denominado efecto invernadero, que tienesu causa en la absorcion, por parte de la atmosfera, de algo de la radiacion IR que la Tierraemite como cuerpo termico.

En realidad, la luz visible, es decir, la radiacion electromagnetica que abarca desde los 750 nma los 400 nm, y que constituye la mayor parte del espectro solar, es una de los pocas regiones delespectro de electromagnetico que puede atraversar la atmosfera practicamente sin absorcion. Poresto no debe resultar extrano que nuestros ojos hayan evolucionado adaptandose a esta radiacionambiental predominante. Durante miles de anos de observacion del firmamento por parte de losseres humanos, la ventana de la luz visible fue la unica a traves de la cual tuvimos informaciondel Universo, bien a simple vista o usando instrumentos opticos. El resto de las regiones delespectro electromagnetico se ven absorbidas en mayor o menor medida por los componentes dela atmosfera,

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/multi/orbit_sp_06sep01.html

2.5.1. Las radiaciones mas energeticas, tal como los rayos ultravioleta, los rayos X y losrayos gamma, son bloqueadas en su totalidad por las capas altas de la atmosfera, impidiendoque alcancen la biosfera. Este es un hecho afortunado que ha permitido el desarrollo de la vidatal como la conocemos. El foton de estas radiaciones posee una energıa igual o muy superior ala necesaria para provocar la ruptura de enlaces quımicos (ionizacion), por lo que las moleculasque constituyen la base de la vida no serıan estables expuestas a su accion. A modo de ejemploilustrativo, hay que hacer notar que solo la pequena parte de radiacion ultravioleta capaz deatravesar la atmosfera es la causa del enrojecimiento y quemaduras en la piel expuesta a laradiacion solar, cuyas consecuencias abarcan desde los episodios dolorosos que pueden seguira una jornada al aire libre hasta el desarrollo de peligrosos tumores cutaneos. Es innecesarioanadir que es inimaginable la vida en un planeta sin proteccion frente a este tipo de radiacionesprocedentes del espacio exterior.

2.5.2. Esta barrera protectora de los procesos biologicos constituye, sin embargo, un opacomanto que impide contemplar las maravillas del Universo en todo su completo esplendor, yaque los procesos mas violentos y, quiza, de mayor belleza, son los que tiene lugar con emision deradiaciones de altas energıas. El estudio de estos fenomenos espaciales, clave para desentranarel pasado y el futuro de la evolucion del Universo, ha de llevarse a cabo mediante observacionesrealizadas en el exterior de la atmosfera, mediante telescopios espaciales, como el Telescopioespacial Hubble, http://hubblesite.org, y otros muchos, cuyo diseno, construccion y puestaen funcionamiento solo ha sido posible en las ultimas decadas.

2.5.3. Despues de la ventana optica, la ventana de radiofrecuencias (RF) y microondas (MW)constituye la segunda region a la que la atmosfera es suficientemente transparente como parapermitir observaciones del espacio cosmico. La Radioastronomıa, cuyo campo de accion abarcael margen de frecuencias desde 30 MHz (10 m) hasta 600 GHz (0,5 mm), aproximadamente,cobro su principal impulso a partir de la decada de 1940, en parte como consecuencia de losavances en la tecnologıa del radar propiciados por la Segunda Guerra Mundial. En realidad, desdelos comienzos del uso de las radiocomunicaciones, en los primeros anos del siglo XX, fue familiarel persistente ruido de fondo, difıcil de identificar, que acompanaba todas las transmisiones. Ladeteccion de este ruido, debido en gran parte a la emision de objetos estelares, constituyo, si bienpor puro accidente, una de las primeras manifestaciones de la Radioastronomıa. Las ondas de


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http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/multi/orbit_sp_06sep01.html

http://hubblesite.org




radio de longitud de onda superior a los 30 m (frecuencias inferiores a 10 MHz) ya no atraviesanla atmosfera al ser reflejadas por una de las capas superiores de esta, conocida como ionosfera.

2.5.4. La region del infrarrojo es otra de las regiones que se ven bloqueadas casi en sutotalidad al atravesar la atmosfera. Unicamente alguna partes de la region de infrarrojo proximoson transmitidas parcialmente. Solamente con observatorios situados en la alta montana o enaviones a gran altitud, por encima de la mayor parte del vapor de agua contenido en la atmosfera,se puede recibir informacion espacial en estas longitudes de onda proximas a la region visible.Este es, sin embargo, un estrechısimo margen. En realidad, el desarrollo de todo el potencialde la Astronomıa infrarroja solo puede aprovecharse mediante el uso de telescopios espacialesapropiados, como Spitzer

http://www.spitzer.caltech.edu

2.5.5. La radiacion ultravioleta posee ya suficiente energıa como para romper enlaces molec-ulares y constituye, junto con las radiaciones de mayor frecuencia, rayos X y rayos γ, el grupo deradiaciones ionizantes, bajo cuyo efecto es imposible cualquier desarrollo de organismos vivos.Providencialmente, la atmosfera es casi completamente opaca a estas radiaciones.

2.6. Fuentes de radiacion

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/multi/table_sp_06sep01.html

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=34990

2.6.1. Radioemisiones.

En el Sol: Emision termica del plasma solar. Emisiones mas localizadas en torno a lasmanchas solares.

En los planetas: Electrones y otras partıculas con carga electrica captados en movimien-tos espirales a traves de la magnetosfera.

Medio interestelar: Emision de 21 cm del atomo de hidrogeno (acoplamiento del spınelectronico y nuclear); emision del radical OH a 18 cm, etc.

Medio intergalactico: Dispersion de electrones por iones. Emision sincrotronica, debidaal movimiento espiral de electrones en el campo magnetico intergalactico.

Emision de Cuasares (galaxias muy lejanas), pulsares (estrellas de neutrones en rotacion),etc.

2.6.2. Emisiones en Microondas.

Fondo cosmico: La emision espacial de microondas mas notoria la constituye la denom-inada Radiacion del Fondo Cosmico (CBR). Representa la emision termica, a 2.73 K,del rescoldo mas lejano cuyo origen pudo ser la gran explosion primigenia (Big Bang),origen del Universo. El maximo de esta emision se encuentra localizado alrededor de 160GHz (' 2 mm).

http://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_cmb.htmlhttp://map.gsfc.nasa.gov/media/ContentMedia/990015b.jpg

La rotacion de moleculas biatomicas y poliatomicas presentes en el Medio Interestelar(ya se han identificado mas de 165) se detecta por su emision de radiacion de microondasentre 1 y 600 GHz, aproximadamente.

http://www.astrochymist.org/astrochymist_ism.htmlhttp://www.astro.uni-koeln.de/cdms/molecules/#extragalactic


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http://www.spitzer.caltech.edu

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/multi/table_sp_06sep01.html

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=34990

http://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_cmb.html

http://map.gsfc.nasa.gov/media/ContentMedia/990015b.jpg

http://www.astrochymist.org/astrochymist_ism.html

http://www.astro.uni-koeln.de/cdms/molecules/#extragalactic




2.6.3. Emisiones en Infrarrojo.

Las nubes de gas y polvo interestelar a temperaturas entre 10 y 1000 K emiten radiaciontermica en IR.Las atmosferas planetarias presentan emision termica en IR.Algunas galaxias son mas brillantes en Infrarrojo que en cualquier otra region del espec-tro, debido a que contienen grandes cantidades de gas y polvo cosmicos.

http://www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/

2.6.4. Emision optica.

La mayor parte de la emision en la region visible proviene de las estrellas con temper-atura superficial entre 2000 y 10000 K. El Sol posee una temperatura superficial deaproximadamente 6000 K.

http://en.wikipedia.org/wiki/Black_body

Las nebulosas, nubes brillantes de gas, aparecen muy a menudo como objetos rojizos. Elcolor es principalmente debido a la emision espectral del hidrogeno atomico(emision αde la serie de Balmer, a 656 nm).Las emisiones espectrales de atomos mas pesados que el hidrogeno, presentes en el mediointerestelar, forman tambien parte de la radiacion optica que se recibe desde el espacio.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/01/image/o/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/20/image/a/

2.6.5. Emision Ultravioleta.

Estrellas muy calientes, con temperaturas entre 10000 y 40000 K. Tambien, parte de laradiacion solar.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/20/image/a/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2000/36/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2000/10/results/100/layout/1/

Lıneas espectrales de elementos pesados en el medio interestelar.Materia expulsada al espacio producto de explosiones de estrellas en su estado final desupernova

http://www.solstation.com/x-objects/crab-neb.htmhttp://en.wikipedia.org/wiki/Abundance_of_the_chemical_elements

Materia en las proximidades de nucleos galacticos activos.

2.6.6. Emision de Rayos X.

La corona solar, que es una region de gas que se extiende ampliamente por encima dela atmosfera solar, alcanza temperaturas del orden de 106 K, emitiendo energıa radianteen la region de los rayos X.En los agujeros negros, la materia cae hacia un estado de gran compresion, elevandose latemperatura en direccion al centro, produciendose emisiones de radiacion muy energetica.En las explosiones de supernovas, la materia expulsada a muy elevadas temperaturasası como los electrones sometidos al campo magnetico de la estrella neutronica residual,irradian en la region de los rayos X.En estrellas binarias, en las que una de las componentes orbita alrededor de una estrellade neutrones, esta suele arrancar materia de aquella atrayendola gravitacionalmentey formando lo que se conoce como disco de acrecion. La materia de este disco puede


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http://www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/

http://en.wikipedia.org/wiki/Black_body

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/01/image/o/




http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2000/10/results/100/layout/1/

http://www.solstation.com/x-objects/crab-neb.htm

http://en.wikipedia.org/wiki/Abundance_of_the_chemical_elements




alcanzar, debido al movimiento de rotacion, temperaturas del orden de 106 K, por lo quese transforma en un emisor neto de rayos X.

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/history1_xray.html

http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/observatories.html

2.6.7. Emision de Rayos Gamma.

Destellos de rayos gamma (GRB): son repentinas explosiones con emision de radiacion γque tienen lugar a lo largo de todo el espacio, a distancias cosmologicas, con una duracionde pocos segundos. Su descubrimiento tuvo lugar, de forma indirecta, en los anos 60,pero no fue hasta 1997 cuando se pudo localizar uno de ellos con cierta precision. Desdeentonces se ha confirmado que se encuentran localizados a distancias muy grandes denosotros. Su frecuencia es de uno o dos por dıa, por termino medio, y pueden liberarenergıas de hasta 1047J en pocos segundos, es decir, ¡¡mucha mas energıa que toda laque el Sol podrıa liberar a lo largo de toda su existencia!!Las estrellas neutronicas, los nucleos galacticos, las supernovas, emiten, tambien, partede su energıa radiante en la region de los rayos γ.

http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/swift/

2.7. La esfera celeste

De la misma manera que la Tierra no es el centro del sistema solar, el sol no es el centro delUniverso. Esta idea que puede parecer obvia, no termino de imponerse hasta la segunda decadadel siglo XX. Sin embargo, observando el cielo estrellado en diferentes epocas del ano cabrıaimaginar que no hubiera sido difıcil llegar a esta conclusion. En efecto, el cielo estrellado de lasnoches de Julio parece contener a simple vista mas estrellas que el cielo de las noches de Enero.La justificacion se encuentra cuando somos capaces de ubicar el Sol en su correcto entorno.

2.7.1. El Sol se encuentra, junto con otras miles de millones de estrellas, formando partede nuestra Galaxia, conocida como Vıa Lactea. Las galaxias son agrupaciones de estrellas quepueden adoptar formas diversas, desde espirales a globulares mas o menos alargadas. En partic-ular nuestra Galaxia es de forma espiral con un nucleo o bulbo o centro galactico al que parecenunidos al menos tres o cuatro brazos que giran alrededor, formando sendas espirales. El diametrode este conjunto parece ser de unos 30 kpc (alrededor de 100 000 anos-luz), estando el sol situadoen uno de los brazos mas externos a una distancia de unos 8,5 kpc (28 000 anos-luz) del centrogalactico. Las noches de verano nos muestran precisamente la mayor densidad de estrellas local-izadas en la direccion del centro galactico (direccion de la constelacion de Sagitario), mientrasque en invierno vemos la region menos densa que mira hacia el exterior de la galaxia (direccionde la constelacion de Orion). El disco galactico es sensiblemente plano, con un espesor de unospocos kpc, si bien en torno de la galaxia se abre una esfera de unos 50 kpc de radio, denominadahalo o esferoide, en donde hay muy poca densidad de sistemas estelares. Las estrellas que vemosen el firmamento pertenecen a la misma galaxia que nuestro Sol, la Vıa Lactea.

http://galaxymap.org/drupal/node/127

2.7.2. La esfera celeste es una esfera con centro en el observador y radio indeterminado quees donde parecen estar los astros incrustados. El eje del mundo, que pasa por lo polos terrestres,determina asimismo los polos celestes, Norte y Sur. Este eje parece girar alrededor de un puntolocalizado en direccion norte, precisamente a una altura sobre el horizonte igual a la latitud dellugar, que en nuestra epoca corresponde a la localizacion de la estrella Polar.



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http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/history1_xray.html

http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/observatories.html

http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/swift/

http://galaxymap.org/drupal/node/127





2.7.3. La orientacion de este eje se ve alterado con el tiempo segun un conjunto de fenomenosperiodicos, algunos con gran amplitud, debidos a los movimientos de la eclıptica, y otros deamplitud mucho mas pequena, pero no despreciables, como son los pequenos bamboleos a losque se ve sometida la rotacion terrestre, fundamentalmente debidos a pequenas fluctuaciones enla interaccion solar y lunar con la Tierra, ası como a los movimientos teluricos de origen sısmico.

http://www.iers.org/MainDisp.csl?pid=95-89

2.7.4. La vertical sobre un lugar corta a esta esfera en el zenit por la parte superior y en elnadir en la parte inferior. La posicion de un astro en la esfera celeste se determina en terminosangulares de diferentes formas segun el marco de referencia escogido, bien sobre el plano delhorizonte o sobre el plano del ecuador.

http://stars.astro.illinois.edu/celsph.html

http://brahms.phy.vanderbilt.edu/~rknop/astromovies/index.html

2.7.5. Coordenadas Horizontales: Se toman como referencia el plano del horizonte y el merid-iano del lugar, que es aquel que pasa por el zenit y el eje del mundo, desde el sur hasta el norte.La posicion de un astro se determina por dos angulos, la altura, h, medida desde el astro alhorizonte segun un cırculo maximo que pase por el mismo astro y contenga al zenit (cırculovertical, no es un meridiano), y el azimut, A, que es el angulo que va desde el meridiano dellugar al cırculo vertical del astro. Este puede medirse indistintamente sobre el horizonte o sobreel correspondiente cırculo menor que contiene al astro y es paralelo al horizonte (denominadoalmicantarat, que no es un paralelo). El sentido retrogrado (a favor de las agujas del reloj) es elsentido positivo.

2.7.6. Coordenadas Horarias: Si en lugar del plano del horizonte y la vertical del lugar, setoman como referencia el plano del ecuador y el eje del mundo, se tienen las coordenadas horarias.Estas son la declinacion, δ, que es el angulo sustendido desde el astro hasta el ecuador celestesegun el meridiano del astro (cırculo maximo que pasa por el polo), y el angulo horario, H, que esel angulo que va desde el meridiano del lugar hasta el astro, pero medido segun el ecuador o bienel paralelo del astro. Este angulo es positivo medido en sentido retrogrado y suele expresarse enhoras, minutos horarios y segundos horarios, entendiendo que una hora corresponde a 15o, unminuto horario son 15’ y un segundo horario son 15”.

2.7.7. Las estrellas se distinguen a simple vista por sus diferentes brillos (y colores). El brillopuede cuantificarse mediante un valor numerico, conocido como magnitud. Veamos, pues, que seentiende por magnitud aparente de un astro.

2.7.8. Hiparco de Nicea, en el siglo II antes de Jesucristo, clasifico las estrellas de acuerdo consu resplandor en 6 tipos, que denomino magnitudes, desde la 1 a la 6. Cuando ha sido posiblerealizar medidas cuantitativas precisas del brillo de las estrellas se ha comprobado que estaclasificacion, realizada exclusivamente por percepcion visual, es bastante aceptable si te adoptael siguiente criterio, que una diferencia de 5 unidades en la magnitud (es decir la diferencia entredos estrellas de magnitudes 6 y 1) equivale a una relacion de brillos de 100 veces, es decir:

m1 −m2 = 5 equivale a:F2

F1= 100

donde m, representa el valor numerico de la magnitud aparente de una estrella y F su brillo. Eneste contexto, el brillo se suele representar mediante el flujo de energıa luminosa (visible) quepuede ser medido por el observador, normalmente expresado en W/m2.


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http://www.iers.org/MainDisp.csl?pid=95-89

http://stars.astro.illinois.edu/celsph.html

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2.7.9. De acuerdo con las relaciones anteriores se puede escribir:

logF2

F1= 0,4 · (m1 −m2)

El Sol posee una magnitud aparente de m2 = -26,74 (en el visible). Teniendo en cuenta que elbrillo, es decir, el flujo de energıa solar recibido en la superficie terrestre es aproximadamenteF2 = 1 370 W/m2, podemos estimar el flujo, F1, que se recibe desde un astro con magnitudaparente m1 = 0:

F2

F1= ·10+26,74·0,4 ' 5 · 1010

La estrella mas brillante del firmamento, Sirio, posee una magnitud aparente de -1,45. Dentrodel sistema solar, la Luna llena presenta magnitud de -12,6; Venus, -4,7; Jupiter, -2,7; Marte-2,9; Saturno, 0,7. El lımite de deteccion de los telescopios opticos mas sensibles situados en lasuperficie terrestre es aproximadamente de 26, mientras que el telescopio espacial Hubble pareceque puede llegar hasta una magnitud 30.

2.7.10. Luminosidad de un astro, L, se entiende como la potencia total emitida por dichafuente. Dado que la energıa emitida se distribuye por todo el espacio con simetrıa esferica, secumplira, que a una distancia, R, del emisor, el flujo ´vendrıa dado por la siguiente expresion:

F =L

4πR2

2.7.11. Lo importante de la relacion anterior es que, si somos capaces de estimar la luminosi-dad de una estrella por algun otro procedimiento, dado que podemos calcular su brillo mediantesu magnitud aparente, seremos capaces de determinar la distancia a la que se encuentra. Esteprocedimiento es posible. Con el se puede extender el margen de distancias conocidas variosordenes de magnitud8. La determinacion indirecta de la luminosidad se puede llevar a cabo siconocemos la temperatura de la superficie del cuerpo emisor, la cual puede estimarse analizandosu color. De todos es conocido que la emision termica a altas temperaturas se ve acompanada deuna evolucion en la coloracion del rojo al azul a medida que la temperatura aumenta. En estesentido, puede establecerse una correspondencia entre la escala termica desde 30 000 – 15 000– 10 000 – 6 000 – 4000 – 3 000 K con los colores: azul – blanquecino – amarillo – anaranjado– rojo. Siguiendo este criterio, ya desde finales del siglo XIX, se clasifican las estrellas por sucolor como: O A B F G K M segun el margen de colores y temperaturas establecido9. Es posibleestablecer una graduacion intermedia entre cada categorıa. Ası, por ejemplo, nuestro Sol vienecaracterizado como una estrella G2.

http://www.atlasoftheuniverse.com/hr.html

2.7.12. Vemos pues que la caracterizacion de una estrella se puede llevar a cabo mediantela asignacion de estos parametros: magnitud aparente, brillo, luminosidad, color, distancia, etc.De modo que describiremos a continuacion la situacion de las estrellas en la esfera celeste segunestos parametros visuales, ademas de su distribucion angular.

8Recordemos que mediante la paralaje anual es posible determinar paralajes hasta de una milesima de segundo de arco, esdecir, distancias de hasta 1 000 pc, equivalente a unos 3 200 anos luz.9El orden aparentemente anarquico de designacion de letras a las diferentes categorıas obedece a razones de tipo historico,al irse descubriendo que la clasificacion original, segun un orden alfabetico, debio ir sufriendo reajustes y modificaciones

sucesivas segun las determinaciones color/temperatura se hacıan mas precisas.


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2.7.13. Las estrellas se agrupan en el firmamento en constelaciones. Modernamente, unaconstelacion representa una parte de la esfera celeste perfectamente delimitada. En total sehan establecido 88 constelaciones con diferentes areas angulares10, cuyos nombres conservan lasdenominaciones antiguas, como, por ejemplo, aquellas constelaciones que parecen contener a laeclıptica, es decir, el camino del Sol. Estas se conocen con el nombre de Zodıaco11. Desde el21 de Marzo, de mes en mes, el Sol parece recorrer doce de estas constelaciones: Pisces, Aries,Taurus, Gemini, Cancer, Leo, Virgo, Libra, Scorpio, Sagitario, Capricornio, Aquarius.

http://stars.astro.illinois.edu/sow/sowlist.html

2.7.14. No es lo mejor, sin embargo, para la descripcion de las constelaciones del firmamentoy su localizacion, comenzar por las constelaciones del Zodıaco, ya que estas se encuentran auna altura intermedia y, como ya se ha dicho, la visibilidad disminuye notablemente desde elzenit hasta el horizonte, pues el espesor de atmosfera que la luz tiene que atravesar crece enproporcion a la cosecante de la altura del astro. Iniciaremos esta descripcion, pues, por el Polo.

2.7.15. En el Polo norte celeste se encuentra la estrella Polar. No siempre ha estado ahı niestara, ya que el movimiento de precesion de la Tierra hace describir un cırculo con un perıodode 25 800 anos, a lo largo del cual la orientacion del eje del mundo va cambiando. La estrellaPolar es de clase espectral F y de magnitud 2, aproximadamente. Es una estrella doble o triple,por lo menos, y forma parte de la constelacion de la Osa menor (UMi). El resto de las estrellas deesta constelacion que forman la figura de un carro, son mas debiles, destacando las dos ruedas deatras, Kochab y Ferkad, de magnitud 2 y 3, aproximadamente. El carro de la UMi gira alrededordel Polo una vez cada 24 horas o bien una vez a lo largo del ano, si es que lo observamos cadadıa a la misma hora. Estos movimientos confirman los movimientos de rotacion de la Tierra yde traslacion a lo largo del la eclıptica. Por este motivo, las dos estrellas de la parte de atras delcarro se denominan los guardianes del Polo. A medianoche de mediados de diciembre las ruedastraseras se encuentran caıdas hacia el horizonte.


2.7.16. En torno a esta constelacion esta la constelacion del Dragon (Dra), de la que cabedestacar las dos estrellas de la cabeza, que son las mas brillantes, Rastaban y Eltanın, demagnitud 2,8 y 2,24, respectivamente. La estrella mas brillante hace unos 400 anos, la α Dra,denominada Thuban, la tercera por la cola, fue nuestra estrella polar hace unos 5 000 anos. Estopermite establecer aproximadamente el tamano del cırculo descrito por el Polo en su movimientoprecesional.

2.7.17. La Osa Mayor (UMa) es, probablemente, una de las constelaciones mayores y masconocidas. Las estrellas forman un enorme carro facilmente identificable, cuya parte trasera laforman Dubhe y Merak, dos estrellas cuya alineacion apunta hacia la estrella Polar. La viga delcarro la forman, desde la parte mas exterior, Alkaid, Mizar y Alioth, todas ellas bien visibles, conmagnitud en torno a 2. Mizar posee una companera separada solo 12 segundos de arco, Alcor,de magnitud 4, cuya observacion a simple vista constituye una buena prueba de agudeza visual.Siguiendo hacia el Sur se encuentra la constelacion del Boyero (Bootes, Boo) cuya presenciaviene resaltada por una de las estrellas mas brillantes, Arcturus, de magnitud -0,1, de coloramarillento, en realidad es la cuarta estrella mas brillante de todo el firmamento.

10Si la circunferencia tiene 360o, la esfera puede considerarse que tiene una superficie de 41 253 grados cuadrados.11En griego, casa de los animales.


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2.7.18. Del otro lado se encuentran una serie de constelaciones que forman la familia deCefeo. La constelacion de Cefeo (Cep), el rey, es la que tiene forma de casa con tejado. Suestrella mas brillante, Alderamin, es de 2,45 de magnitud. Cefeo se encuentra acompanadopor la reina, Casiopea, Cas, que tiene forma de W o de M. En realidad, los antiguos griegosvieron una silla, en donde se sentaba la reina. Un poco mas hacia el zenit se encuentra la hija,Andromeda (And), que segun la mitologıa estaba siendo ofrecida en sacrificio para aplacar laira de determinado monstruo. Al lado se encuentra quien acudio en su rescate, Perseo (Per), queviene de librar una lucha con la Medusa, cuya cabeza trae en la mano. Precisamente la estrellaque hace de Medusa es Algol, que en arabe significa demonio, malvado. Esta es una estrellade magnitud 2 y variable. Existen muchas estrellas cuyo brillo varıa con el tiempo en perıodosque abarcan desde algunos segundos, a dıas o anos. Hay diferentes mecanismos por los que unaestrella se manifiesta variable. En el caso de Algol la causa es la presencia de una companeraque gira alrededor y que la oculta parcialmente cada dos dıas aproximadamente.

2.7.19. La constelacion de Andromeda posee un objeto relevante, cual es la gran nebulosa deAndromeda, M31. Esta es una de las galaxias mas proximas a nosotros. Las galaxias mas cercanasson las Nubes de Magallanes, que se ven desde el hemisferio sur. Son dos nebulosidades, a unos50 000 anos luz, que estan siendo atraıdas por nuestra propia Galaxia. La M31 se encuentra a 2millones de anos luz y parece que tambien se acerca a nosotros. Andromeda huye del monstruoa lomos de una caballo alado, Pegaso (Peg), que es la constelacion con forma de cuadrado quese encuentra mas hacia el suroeste.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2005/26/image/c/

2.7.20. Siguiendo el camino hacia el sur, atravesando el zenit, encontramos las constelacionesdel Cisne (Cyg) y de la Lira (Ly). Ambas resplandecen en el zenit en la media noche de los mesesde verano. El Cisne es facilmente reconocible por su aspecto en forma de enorme cruz (el cisneen pleno vuelo), a cuya cola esta Deneb, de magnitud 1,3 y una de las mas brillantes; a la cabezaesta Albireo, una estrella doble de la que es visible la mas brillante, de magnitud 3, y de coloramarillo. La companera, de magnitud 5 y de color azulado, solo es visible al menos con ayudade prismaticos. La constelacion del Cisne ocupa una parte importante de la Vıa Lactea y secaracteriza por su contenido en cumulos estelares. La constelacion de la Lira (Ly) contiene labrillante estrella azulada Vega, de magnitud 0,0, que marca el zenit en las noches de verano yque sera la estrella polar en unos 12 000 anos.

2.7.21. En direccion hacia el sur, hacia el Zodiaco, cruzamos por la constelacion del Toro(Taurus, Tau), del que se distinguen claramente sus cuernos, en el extremo de uno de las cualesluce la magnıfica Aldebaran, estrella anaranjada de magnitud 0,9 y de la clase espectral K. EnTaurus, se encuentra tambien el cumulo abierto de las Pleyades (las Cabrillas). El grupo de masnotoriedad de esta region del firmamento es el que encabeza la constelacion del cazador, Orion(Ori), cuya imagen se distingue majestuosamente en medio del firmamento durante los meses deDiciembre a Abril, con su brazo en actitud de asestar el golpe; se distingue el cinturon, el alfanje,etc. Detras del cazador vienen los perros, el Can mayor (CMa) y el Can menor (CMi), entre losque se cuela el Unircornio (Monoceros, Mon). La constelacion del Can menor ha quedado el ellenguaje coloquial desde la epoca de los antiguos romanos para designar en los dıas calurososdel verano, el Sol canicular y la canıcula, que pone de manifiesto que es en los meses de Junioy Julio cuando el Sol se encuentra por esas regiones (Cancer esta proximo). En la constelaciondel Can mayor esta la estrella mas brillante de nuestro firmamento, Sirio, de magnitud -1,45.

2.7.22. Orion posee estrellas notables, entre las que destaca Betelgeuse, la axila, una estrellarojiza, de magnitud 0,45, ligeramente variable, de la clase M. Betelgeuse, como Aldebaran,


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Antares y otras muchas, es una gigante roja. La etapa de gigante roja es la etapa final delas estrellas cuya masa es parecida a la del Sol. Particularmente nuestro Sol tendra un finalsimilar. Si consideramos que su edad es aproximadamente de 5 000 millones de anos, dentrode otro tanto, cuando agote todo el hidrogeno, que es el que impulsa ahora las reacciones defusion que proporcionan su energıa, sufrira un colapso en su parte mas interna mientras que sedesprendera de las capas mas exteriores, las cuales se iran enfriando, tomando por tanto unacoloracion rojiza e incrementando su tamano y, por tanto, tambien su luminosidad. Se puedever que el tamano de Betelgeuse ahora es comparable con la orbita de Jupiter12.


2.7.23. Se puede continuar con el firmamento observable a simple vista, en:http://www.neave.com/planetarium/?lat=41&lon=-6&alt=800&azi=0&t=CET

http://www.heavens-above.com/skychart.aspx?SL=1&SN=1&lat=41&lng=-6&alt=800&tz=CET

http://www.heavens-above.com/constellation.aspx?

Algunas estrellas visibles a simple vista (I)

Nombre Magnitud Distancia/AL Color

Ursa Minor, UMi

α UMi Polar 1,97 431 Fβ UMi Kochab 2,07 25,8 K

γ UMi Ferkad 3 480 A

Draco, Draα Dra Thuban 3,67 309 A

β Dra Rastaban 2,79 362 G

γ Dra Eltanin 2,24 148 KCepheus, Cep

α Cep Alderamin 2,45 49 A

Cassiopeia, Casα Cas Shedar 2,24 229 K

β Cas Caph 2,28 54,5 Fγ Cas 2,15 613 B

Andromeda, And

α And Alferatz 2,07 97 Bβ And Mirach 2,07 199 M

γ And Almach 2,10 355 B

Pegasus, Pegα Peg Markab 2,49 140 B

Perseus, Per

α Per Mirfak 1,79 592 Fβ Algol 2,09 93 B

Canis Minor, CMi

α CMi Procyon 0,40 11,4 FCanis Major, CMa

α CMa Sirius -1,44 8,60 A

Orion, Oriα Ori Betelgeuse 0,45 427 Mβ Ori Rigel 0,18 773 Bγ Ori Bellatrix 1,64 243 Bδ Ori Mintaka 2,25 916 O

ε Ori Alnilam 1,69 1342 Bζ Ori Alnitak 1,74 817 O

κ Ori Saiph 2,07 722 B

12Nuestro Sol se expandira hasta engullir las orbitas de Mercurio, Venus, la Tierra y quiza Marte, para luego formar unaespecie de anillo luminoso rodeando a una estrella mas pequena, una enana blanca, en donde podrıan seguir reacciones

de fusion del Helio hasta formar Carbono. La mayor parte de los elementos por debajo del Hierro se forman en este tipo

de estrellas. Los elementos mas pesados necesitan otro mecanismo, como es la explosion de una supernova. Esto ocurre enestrellas mucho mas masivas que el Sol, las cuales se contraen por su enorme atraccion gravitatoria, hasta que las partıculas

elementales (electrones) llegan a una situacion en que se puede violar el principio de exclusion, en cuyo caso explotan.

La vida necesita la presencia de algunas pequenas cantidades de estos oligoelementos, elementos pesados, cuya sıntesis hatenido lugar en explosiones de supernovas. Tenemos la existencia ligada al principio de exclusion de Pauli...

http://physics.uoregon.edu/ jimbrau/astr122/Notes/Chapter20.html


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http://www.neave.com/planetarium/?lat=41&lon=-6&alt=800&azi=0&t=CET

http://www.heavens-above.com/skychart.aspx?SL=1&SN=1&lat=41&lng=-6&alt=800&tz=CET

http://www.heavens-above.com/constellation.aspx?

http://physics.uoregon.edu/




Algunas estrellas visibles a simple vista (II)

Nombre Magnitud Distancia/AL Color

Taurus, Tau

α Tau Aldebaran 0,87 65 K5β Tau Elnath 1,65 131 B7

η Tau Alcyone 2,85 368 B7

Gemini, Gemα Gem Castor 1,58 51,6 A2

β Gem Pollux 1,16 33,7 K0

Leo, Leoα Leo Regulus 1,36 77,5 B7

β Leo Denebola 2,14 36,2 A3

Ursa Major, UMaα UMa Dubhe 1,81 124 F

β UMa Merak 2,34 79 Aγ UMa Fecda 2,41 84 F

ε UMa Alioth 1,76 81 A

ζ UMa Mizar 2,23 78 Aη UMa Alkaid 1,85 101 B

Auriga, Aur

α Aur Capella 0,08 42 ACygnus, Cyg

α Cyg Deneb 1,25 3230 A2

β Cyg Albireo 3,0 386 K3Lyra, Lyr

α Lyr Vega 0,03 25,0 A0

Aquila, Aquα Aqu Altair 0,76 16,8 A7

Hercules, Her

α Her Ras Algethi 2,78 382 M5Bootes, Boo

α Boo Arcturus -0,05 37 Kε Boo Izar 2,35 210 A

Virgo, Vir

α Vir Spica 0,98 262 B1Scorpius, Sco

α Sco Antares 1,06 604 M1 + B2

Sagittarius, SagCentro galactico

2.8. El fondo estelar

2.8.1. Nuestra Galaxia se encuentra integrada en un grupo de otras 30 o 35 galaxias, muchasde ellas enanas irregulares o elıpticas (debido probablemente a que las frecuentes colisiones entreellas las han deformado), entre las que cabe destacar las Nubes de Magallanes, a unos 150 000anos-luz. A esta agrupacion se la conoce como Grupo Local. En el otro extremo se encuentrala gran galaxia de Andromeda, M31, que parece formar un sistema binario con la Vıa Lactea yhacia la que parece acercarse con velocidad de alrededor de 120 km/s, con lo que ambas podrıanentrar en colision en unos 6 300 millones de anos.

http://www.atlasoftheuniverse.com/localgr.html

2.8.2. En un entorno de las decenas de millones de anos luz de distancia se descubren otrosgrupos de galaxias similares al nuestro, lo que pone de manifiesto que el estado natural de lasgalaxias es su agrupacion. Un numero elevado de estos grupos de galaxias, a su vez, parecenmoverse de modo aparentemente uniforme en direccion y sentido, con un centro ubicado en algunlugar de la constelacion de Virgo. Se le denomina, pues, Cumulo de Virgo a todo este entramadode grupos de galaxias.

http://www.atlasoftheuniverse.com/virgo.html


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http://www.atlasoftheuniverse.com/localgr.html

http://www.atlasoftheuniverse.com/virgo.html




2.8.3. Existen, por otra parte, otros cumulos en las proximidades de nuestro Cumulo, algunosde los cuales participan del mismo movimiento que el nuestro dirigido hacia un punto de laconstelacion del Centauro que, por este motivo, se le conoce como Gran Atractor.

http://www.atlasoftheuniverse.com/superc.html

2.8.4. El Universo a escala de los centenares y miles de anos luz, parece estar estructuradoen forma de filamentos de Cumulos, organizados como las pelıculas de una espuma, con grandesespacios vacıos entre ellos. Estas superestructuras de agrupaciones de galaxias, se conocen comoSupercumulos galacticos; algunos de ellos son: Cumulo de Virgo, a 20 Mpc (70 millones de anos-luz); Cumulo de la Cabellera de Berenice, a 93 Mpc (300 millones de anos-luz); Cumulo de laHidra, a 760 Mpc (2 500 millones de anos-luz).

2.8.5. Mas alla del enjambre de Supercumulos galacticos se encuentra lo que se denominael Campo profundo, en donde pueden detectarse los objetos mas primitivos del Universo, comolos cuasares. Uno de los cuasares mas intensos en radiofrecuencia, por lo que fue el primero endescubrirse en 1 967, el 3C48, se encuentra a una distancia de 1 250 Mpc (4 100 millones deanos-luz).

2.8.6. El Fondo Cosmico, es decir, lo que se cree que constituye el rescoldo de la explosionprimigenia que dio origen al Universo, parece que se encuentra a 4 200 Mpc (13 700 millones deanos-luz). Esto representa unos 1026 m, el Universo conocido hacia las distancias grandes.

2.8.7. En la vision mas penetrante del Universo obtenida por el Telescopio espacial Hubbleen 2004 (HUDF), se han descubierto los objetos estelares mas alejados de nosotros de entre losobservados. Se trata de pequenas galaxias (de muy poca masa), cuyo parametro z toma valoresde 4 a 6 (como se muestra en la figura de la pagina web):

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/cosmology/2007/31/

El parametro z recibe el nombre de redshift o desplazamiento hacia el rojo y permite es-tablecer, en principio, la velocidad de las galaxias, ası como estimar su distancia.

2.8.8. Fue en la decada de 1910 cuando Vesto Slipher13 hizo la notable observacion de que lamayor parte de las galaxias tenıan sus lıneas espectrales desplazadas hacia longitudes de ondamas largas. Este fenomeno se conoce como efecto Doppler14 y se observa con facilidad cuandose trata de ondas sonoras. De todos es conocido el hecho de que, cuando estando parados,escuchamos acercarse a nosotros un automovil, el sonido percibido pasa de mas agudo a mas gravea medida que se acerca, nos alcanza y nos sobrepasa. El fenomeno tiene facil interpretacion si seadmite la naturaleza ondulatoria del sonido. Cuando el automovil se acerca, las ondas sonoras(ondulaciones en la presion del aire) se ven comprimidas por el efecto del desplazamiento delobjeto emisor, de forma que su longitud de onda es aparentemente mas pequena que la quetendrıa si el emisor estuviera parado. Una menor longitud de onda corresponde a un mayornumero de ondas por unidad de tiempo, es decir, mayor frecuencia. Un sonido de frecuencia altase percibe mas agudo que el de frecuencia menor. Cuando el automovil se aleja, el fenomenoocurre al contrario; las ondas sonoras emitidas aparentemente se ven expandidas, por lo que sulongitud de onda resulta mayor y su frecuencia menor que la que cabrıa esperarse con un emisorparado. El sonido que entonces se percibe es mas grave.

13Vesto M. Slipher (1875-1969), astronomo norteamericano que fue director del Observatorio Lowell, en Flagstaff, Arizona(donde se descubrio Pluton en 1930) entre 1916 y 195414Christian Doppler (1801-1863), fısico austriaco que interpreto este fenomeno en ondas de sonido.


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http://www.atlasoftheuniverse.com/superc.html

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/cosmology/2007/31/




2.8.9. En el caso de objetos en movimiento que emiten luz se observa el mismo fenomeno, yaque la luz tiene tambien cierta naturaleza ondulatoria y, en este sentido, se comporta como elsonido. La observacion llevada a cabo por Slipher se refiere al desplazamiento hacia frecuenciasmas bajas (longitudes de onda mas largas) de algunas de las emisiones espectrales que se detectanen la luz emitida por las estrellas, entre las que cabe destacar las lıneas correspondientes atransiciones atomicas, como la lınea roja de 656 nm del hidrogeno, conocida como primera lıneade Balmer, la lınea violeta de 422 nm emitida por los atomos de calcio, etc. Cuando los objetosemisores se alejan de nosotros, la longitud de onda de estas y otras lıneas se ve incrementada,es decir, sufren un desplazamiento hacia la zona del color rojo del espectro visible, de ahı ladenominacion del efecto.

2.8.10. Slipher observo que existıa una mayor proporcion de galaxias con desplazamientoshacia el rojo que hacia el azul, es decir, hay muchas mas galaxias que se alejan que las quese acercan (la gran galaxia de Andromeda, por ejemplo, se nos aproxima). El parametro zrepresenta el desplazamiento relativo observado en la longitud de onda, λ, de determinada lıneaespectral:

z =λobs − λ

λ

De acuerdo con la teorıa clasica del efecto Doppler, el parametro z se relaciona con la velocidaddel objeto emisor:

z =v

c

donde v es la velocidad del objeto y c es la velocidad de la onda, en este caso la velocidad dela luz. Sin embargo, cuando la velocidad es muy elevada, proxima a la velocidad de la luz, larelacion anterior se ve afectada por efectos relativistas, por lo que la expresion mas correcta es:

v

c=

(z + 1)2 − 1(z + 1)2 + 1

Ası, por ejemplo, un valor de z entre 4 y 6, como el observado en el HUDF, equivale a objetosestelares con velocidades entre 94 y 96 % de la velocidad de la luz.

2.8.11. La observacion de Slipher fue utilizada algunos anos despues por Edwin Hubble15,quien disponıa de datos de distancias galacticas con suficiente precision con los que pudo es-tablecer una relacion directa entre la velocidad de alejamiento y la distancia de las galaxiasobservadas16, lo que expreso en forma de una ecuacion, que paso a conocerse como Ley de Hub-ble: v = H d, donde v es la velocidad de la galaxia, normalmente dada en km/s, d es la distanciagalactica, que se suele expresar en Mpc, y H es la constante de Hubble. Este fenomeno de fugade las galaxias estaba en sintonıa con una de las consecuencias que podıan deducirse de lasecuaciones desarrolladas por Einstein en su teorıa de la Relatividad generalizada, la expansiondel Universo. Hubble tuvo la suficiente perspicacia de relacionar estos dos hechos: habitamos unUniverso en expansion. En las dos decadas siguientes, sobre la base de estas ideas, se desarrollo laTeorıa vigente acerca del origen del Universo, el Big Bang.

15Edwin Hubble (1889-1953), astronomo norteamericano cuyos descubrimientos mas notables sobre la fuga de las galaxias

fueron desarrollados con el Telescopio de Monte Wilson, en Los Angeles, California, a la sazon el mayor telescopio del mundo

de la epoca.16Originalmente los datos disponibles abarcaban menos de dos decenas de galaxias; hoy en dıa este efecto esta comprobado

para cientos de galaxias.


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2.8.12. El valor que Hubble determino para la constante H, de 500 km/sMpc es muy diferente

al admitido en la actualidad. Las determinaciones mas recientes establecen un valor de H =75 km/s

Mpc con un margen de incertidumbre de aproximadamente un 3%. La importancia delconocimiento preciso de la constante de Hubble se basa en que nos proporciona un procedimientopara determinar las distancias a las que se encuentran los objetos mas alejados. Con este dato sepuede ver que las galaxias con un valor de z proximo a 6 se encuentran a unos 12 000 millonesde AL. Es mas, si se observa la ecuacion de la Ley de Hubble, el inverso de la constante Hrepresenta un tiempo, t = d

v = 1H , equivalente al invertido por el Universo en expansion en

su recorrido desde su origen hasta el momento presente, es decir, si ası se quiere interpretar,permite establecer la Edad del Universo. Un simple calculo conduce a un valor de t ' 4 1017 s' 13 300 106 anos (el valor mas preciso es 13 700 millones de anos).

2.8.13. La imagen del HUDF no es, sin embargo, la senal mas alejada que disponemos denuestro Universo observado. Existe evidencia de que recibimos radiacion procedente del borde,de la corteza mas externa del Universo y, por lo tanto, con informacion del mismo origen. Estaradiacion es una emision de microondas detectada por primera vez, de forma accidental en 1965.

2.8.14. Desde los anos treinta y cuarenta, y como una derivacion de la teorıa de la relatividad,comenzo a considerarse la posibilidad que que el origen del Universo hubiera tenido lugar en unaexplosion primordial (Big Bang) seguida de expansion, que continuarıa en la actualidad. Comouna consecuencia de la Teorıa del Big Bang, a finales de los anos 40 un fısico ruso, nacionalizadoposteriormente norteamericano, George Gamow17, postulo que esta expansion necesariamentedeberıa producir una disminucion de la temperatura (similar a la expansion adiabatica de ungas) llegando a calcular que el extremo mas alejado deberıa de estar en el momento presenta aunos 5 K de temperatura.

2.8.15. En 1965, dos ingenieros de la Bell Telephone, Penzias y Wilson (Premio Nobel en1977) identificaron esa radiacion en una frecuencia de microondas, radiacion que paso a denom-inarse radiacion del fondo cosmico (CBR), equivalente a una temperatura de aproximadamente3 K.

http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1978/index.html

Con el fin de estudiar en mayor detalle esta emision de la corteza mas lejana del Universo,la sonda COBE estuvo recopilando informacion entre los anos 1988 y 1997, con la que se pudoestablecer el espectro de emision y caracterizarlo como emision termica de 2,73 K, con pequenasfluctuaciones en el margen de las diezmilesimas de grado K.

http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe/

http://www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies/nobel_prize_mather.html


El analisis de estas fluctuaciones (anisotropıas), posible origen de las primeras galaxias, selleva a cabo en la actualidad mediante la sonda MAP (Microwave Anisotropy Probe), de laNASA:

http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101bbtest3.html

y con la sonda PLANCK, de la ESA, lanzada el pasado mes de mayo de 2009.http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=17

17George Gamow (1904-1968), fısico ruso, nacido en Ucrania, notable por sus investigaciones acerca de la naturalezadel nucleo atomico. Escapo de la Union Sovietica en 1932 hacia Estados Unidos, en donde siguio sus investigaciones,

nacionalizandose norteamericano en 1940.


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http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe/

http://www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies/nobel_prize_mather.html


http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101bbtest3.html

http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=17



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Condiciones de Habitabilidad



3.1. Sistemas planetarios extrasolares

3.1.1. La vida es un fenomeno de cuya existencia solamente sabemos que se desarrolle en laTierra. La Astrobiologıa es una disciplina muy reciente que se ocupa, en parte, de establecer lascondiciones que deben reunirse para que un cuerpo celeste pueda albergar vida. Una condicionque parece indispensable es la existencia de agua en fase lıquida. Ademas, parece que el desarrollode la vida debera tener lugar sobre la base de la Quımica del carbono. Sabemos que el carbonoes un elemento cuyas propiedades le dan una singularidad caracterıstica. Puede formar hastacuatro enlaces covalentes equivalentes con otros nucleos y consigo mismo, para formar largascadenas (proteınas, polisacaridos, nucleotidos, etc.). Este comportamiento no se observa conningun otro elemento del sistema periodico con la misma facilidad. El silicio puede formaralgo similar (siliconas) pero en version mucho mas reducida. El elemento mas abundante en elUniverso es el hidrogeno (aproximadamente, 74 %) seguido del helio (25 %) con muy pequenascantidades del resto de los elementos, que se han ido sintetizando por sucesivas reacciones defusion nuclear en el interior de las estrellas. Las condiciones en las que puede desarrollarse lavida se dan fuera de las estrellas, en los planetas que orbitan alrededor. Se conoce, desde 1995,que en muchas estrellas de nuestro entorno existen planetas de forma similar a nuestro sistemasolar. En las siguientes paginas web:

http://planetquest.jpl.nasa.gov/

http://planetquest.jpl.nasa.gov/atlas/atlas_index.cfm

se nos informa de que en la actualidad han sido detectados unos 403 planetas orbitandoalrededor de 340 estrellas. Los metodos de deteccion son indirectos; se detecta la presencia deun planeta extrasolar al observar variaciones periodicas en el brillo de la estrella, que puedan ser

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http://planetquest.jpl.nasa.gov/

http://planetquest.jpl.nasa.gov/atlas/atlas_index.cfm


interpretadas como debidas al paso de un cuerpo opaco por delante de la misma. Parece que,incluso, ha sido posible observar directamente el primer planeta extrasolar:

http://www.gemini.edu/sunstarplanet

3.1.2. La region en la que se ha estado explorando para localizar planetas extrasolares esmuy pequena, abarca escasamente un radio de 300 anos luz alrededor de nuestro sol, lo cuales una pequenısima proporcion del tamano de nuestra galaxia (100 000 anos luz de diametro,aproximadamente), la cual contiene miles de millones de estrellas (el sol ocupa un lugar tambienprivilegiado, en uno de los brazos exteriores de la galaxia. Una mayor proximidad al centrogalactico, un agujero negro en cuyo entorno existe una altısima densidad de radiacion ionizante,habrıa hecho imposible la existencia de las moleculas de la vida). Hay que anadir, ademas, queen el Universo existen, a su vez, miles de millones de galaxias.

3.1.3. Entre los planetas observados abundan los planetas muy masivos, tipo Jupiter, o in-cluso de mayor tamano. Esto es natural, si hemos de tener en cuenta que un tamano grandepermite que hayan sido detectados con mayor facilidad. No se ha detectado aun ningun planetadel tamano y tipo de la Tierra, pero esto no indica que no puedan existir. De hecho, desde unpunto de vista probabilıstico, se puede asegurar que planetas como el nuestro podrıan encon-trarse en cantidad nada desdenable, a la vista del enorme numero de estrellas que existen.

3.1.4. Desde nuestros orıgenes, los seres humanos hemos considerado nuestro planeta comoel centro del Universo. Aristoteles establecio que la Tierra era el centro del mundo, alrededordel cual giraban la Luna, el Sol, los planetas, en distintas esferas, estando las estrellas fijasen la esfera mas exterior. Este sistema fue articulado de forma muy elaborada en un modelogeocentrico por Claudio Ptolomeo, en el siglo II d.C., y fue adoptado por el cristianismo comouna especie de principio indiscutible. Todas estas circunstancias hicieron que perdurara hastabien entrado el siglo XVI, en el que Nicolas Copernico (1471 - 1543) dio a conocer su modeloheliocentrico. El trabajo de Copernico, en realidad, no fue publicado hasta despues de su muerte,en 1543, debido a su temor de enfrentamiento con el pensamiento establecido por la Iglesia.

3.1.5. La existencia de un Universo infinito, ası como de otros mundos similares al nuestrofue defendida de forma obstinada por el monje dominico Giordano Bruno (1549 - 1600), quien,al no retractarse de estas ideas, fue condenado a la hoguera, en 1600. El caso de Galileo (1564- 1642), mas conocido, no acabo de forma tan dramatica debido a que, ya anciano, parece quese retracto (un tanto en contra de su voluntad) siendole conmutada la pena de muerte porconfinamiento en su casa de Florencia, hasta su muerte, que ocurrio al poco tiempo.

No ha sido hasta el comienzo del siglo XX cuando nos hemos dado cuenta de que nuestrosol no es mas que una pequena estrella de nuestra galaxia, la Vıa Lactea, que a su vez es unamas de entre las miles de millones que existen en el Universo.

Por todo esto, la existencia de otros mundos en los que pudiera haberse desarrollado lavida no parece una idea descabellada. Analizaremos las condiciones que se cree que un planetadeberıa reunir para poder albergar vida, tal como la conocemos.

3.2. Factores determinantes para que un planeta pueda albergar vida

3.2.1. Distancia a la estrella central. Entre las condiciones primordiales que cabe destacarpara que en un planeta pueda desarrollarse vida parece muy importante la posibilidad de exis-tencia de agua lıquida. El agua existe en fase lıquida segun la presion, en un estrecho margende temperaturas, lo cual esta en relacion con la distancia del planeta a la estrella central. En elcaso del la Tierra, la cantidad de energıa recibida del sol es precisamente la justa para que esta


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http://www.gemini.edu/sunstarplanet




situacion sea la mas favorable. La importancia de este hecho reside en que el agua es seguramenteel mejor disolvente biologico. Es muy difıcil pensar en una quımica no acuosa que diera lugar ala variedad de compuestos quımicos con los que se encuentra constituida la vida.

Por otra parte, parece tambien necesario que en el planeta en cuestion haya una partede continentes y otra de agua, separados, a fin de favorecer la vida animal. La existencia decontinentes no es un hecho generalizado. Por ejemplo, en el satelite de Jupiter, Europa, seha observado que su superficie esta cubierta por una capa de hielo, hielo que sufre continuasfracturas debido a la interaccion gravitatoria con el gigante Jupiter, pero que debido a lasbajas temperaturas, se cierran con cierta rapidez, dejando las caracterısticas senales que puedenobservarse en cualquier fotografıa de este cuerpo celeste. Posiblemente en el interior de Europa,bajo una capa de hielo suficientemente espesa como para actuar de aislante, exista agua lıquida,y podrıa pensarse en la existencia de microorganismos. Pero no hay continentes. En la Tierra, laexistencia de continentes esta ligada a una fenomeno conocido como tectonica de placas, es decir,el fenomeno mediante el que la corteza terrestre parece que flota sobre un magma semifluido,dividida en placas que chocan entre sı, dando lugar a los fenomenos de formacion de elevacionesmontanosas y continentes. Una consecuencia de ello es la existencia de actividad sısmica yvolcanica precisamente concentrada en los bordes de las referidas placas. Este hecho, que se nosrevela humanamente como catastrofico, es el que ha dado la forma continental a la superficieterrestre, con elevaciones y depresiones que hace que los continentes emerjan de los oceanos. Deno existir este fenomeno, las aguas cubrirıan toda la superficie, con menor profundidad, pero deforma completa, impidiendo con ello el desarrollo de vida animal.

3.2.2. Masa de la estrella (vida suficientemente prolongada, sin excesiva emision deradiacion ionizante). La temperatura apropiada sobre la superficie del planeta se relacionacon la actividad de la estrella que sirve de fuente de energıa. Sabemos que el mecanismo deformacion de estrellas lleva consigo de forma casi general, la aparicion de sistemas planetarios,ya que la estrella no es mas que un horno donde se acumula energıa como consecuencia dela concentracion de materia (hidrogeno, fundamentalmente) atraıda hacia un centro por efectogravitatorio. Gran parte de materia residual que cae hacia ese centro disipa algo de su energıaen forma de movimiento de rotacion, creandose ası un anillo de materia que gira, en el que sevan formado por agrupamiento los distintos cuerpos que evolucionaran para formar planetas.La energıa emitida por la estrella, en forma de radiacion, necesariamente esta en relacion con lamasa, con la cantidad de materia que se esta transformando en su interior. Asimismo, la vidamedia de todo el proceso dependera de la velocidad de fusion, que sera mayor a medida que laestrella sea mas masiva. El Sol parece que posee precisamente la composicion y la vida mediaapropiada para que en la Tierra haya podido desarrollarse vida. La temperatura media de lasuperficie del sol es de unos 6 000 K, lo que le proporciona su caracterıstico color amarillo-rojizo.Las estrellas mas frıas, con unos 3 000 K, tienen coloracion rojiza. Ejemplos los constituyenBetelgeuse, en la constelacion de Orion (hombro del guerrero), o Antares, en la constelaciondel Escorpion. Orion es la constelacion del invierno, por antonomasia. Se la puede ver ya enOctubre, hacia las 5 o 6 de la manana, y a horas mas tempranas a medida que se progresa haciael invierno. En el pie mas adelantado del gigante, se puede ver a Rıgel, una estrella azulada,cuya temperatura superficial es de mas de 10 000 K. La mayor temperatura estelar hace que laemision de radiacion se produzca en las regiones mas energeticas del espectro, en el ultravioleta,en los rayos X, con el consiguiente efecto nocivo obre la vida, ya que la radiacion de este tipo,ionizante, ya es capaz de romper moleculas, y por lo tanto resulta mortal.

Tanto Betelgeuse como Antares, son ejemplos de estrellas en su fase terminal, la fase degigante roja. En esta fase la fusion esta agotandose, por lo que la estrella aumenta extraordinar-iamente su tamano y su area superficial, y disminuyendo el flujo de energıa y la temperatura


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superficial. Antares es visible en las primeras horas de las noches de verano, mirando hacia elsur, a una altura de unos 30 grados. Su nombre se refiere a su similitud con el planeta Marte,anti-Ares, ya que ambos cuerpos celestes podrıan ser confundidos, al presentar un aspecto pare-cido. Sin embargo, la diferencia entre estrellas y planetas reside, entre otras cosas principales,en que las estrellas ocupan siempre las mismas posiciones relativas, mientras que los planetascambian de posicion con el tiempo, ya que estan enormemente mas cercanos y su movimiento sepercibe mas facilmente. Como ejemplo podemos mirar en esta epoca, una media hora despuesde la puesta del sol, hacia el oeste, y veremos un brillante lucero, el mas brillante de todo elfirmamento. Es el planeta Venus, que ahora es el lucero de la tarde. En otras epocas puedeverse precediendo al Sol antes del amanecer, como lucero del alba. Pues bien, como a mediocamino entre la posicion de Venus y el horizonte donde se ha puesto el Sol, podrıa distinguirseun pequeno punto rojizo que es el planeta Marte. Antares puede confundirse con Marte por eltamano visual y por el color, aunque aquel es una estrella gigante muy lejana y Marte debe sucolor rojizo a la composicion de oxidos de hierro de su superficie.

3.2.3. Estabilidad de la orbita planetaria (proximidad de planetas gigantes, desviacionde impactos). Ası como la distancia Tierra-Sol marca de forma determinante la temperaturadel planeta, lo es mucho mas el hecho de que esta distancia se mantenga estable. La orbitade cualquier cuerpo celeste esta continuamente sometida a posibles alteraciones provocadas porcuerpos que, de forma fortuita, pasen por sus proximidades o incluso choquen con el. En nuestrocaso, sin embargo, se dispone de otra situacion privilegiada, al contar con el gigante Jupiteren nuestras proximidades. Jupiter es, en diametro, mas de diez veces mayor que la Tierra ysu enorme masa es capaz de atraer hacia sı la mayor parte de los cuerpos que pudieran estardirigidos en direccion a la Tierra, con riesgo de alterar, en mayor o menor grado, su trayectoria.

3.2.4. Masa planetaria suficiente para retener atmosfera (con leve efecto inver-nadero). .

El espacio interplanetario, interestelar, intergalactico, es inhospito. Abunda en radiacionionizante y en partıculas de muy alta energıa que serıan capaces de destruir cualquier estructuramolecular. Allı en el universo donde se han sintetizado moleculas, se caracteriza por ser unlugar en el que este tipo de radiaciones estan apantalladas por un velo de materia, ya seannubes de polvo, o como en el caso de nuestro planeta, la atmosfera. La existencia de atmosferaes, en principio fundamental para que pueda desarrollarse la vida sobre una base molecular.Nuestra atmosfera detiene todo tipo de radiacion capaz de destruir enlaces quımicos, desde elultravioleta a los rayos γ. Pero esto, por sı solo, no es suficiente para garantizar el desarrollode organismos vivos; es necesario, tambien, que la atmosfera deje pasar la radiacion apropiada(visible) y retenga parte de esa energıa, sin ser reflejada al exterior en su totalidad. La fraccionde radiacion reflejada se conoce como albedo, que el el caso de la tierra es del orden del 35 %.Por parte de la atmosfera, tenemos la fortuna de que la pequena cantidad de vapor de aguay bioxido de carbono (gases invernadero mas importantes) retienen la energıa que la tierradesprende en forma de radiacion infrarroja, elevando su temperatura media al agradable valorde aproximadamente 15o C que disfrutamos.

Al mismo tiempo, es fundamental el papel del campo magnetico. En el caso de Marte,existe un leve campo magnetico que parece que no es suficiente para detener el despojo desu atmosfera primigenia por parte del viento solar. En el caso de nuestro planeta, el campomagnetico nos defiende de las partıculas cargadas (electrones y protones, fundamentalmente)que procedentes en su mayorıa del Sol, habrıan eliminado todo vestigio de atmosfera. El origende este campo magnetico hay que buscarlo en el interior terrestre. Es sabido que el magnetismoes un fenomeno asociado a las cargas en movimiento. A toda corriente electrica va asociado uncampo magnetico. El iman mas elemental lo constituye el electron, que ademas de su carga posee


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momento magnetico (de spın). El movimiento de spın en los electrones (y en los protones) esel resultado de la interpretacion de su magnetismo observado experimentalmente. El estado demenor energıa de los electrones en las moleculas suele ser en situacion de apareamiento, con loque el momento magnetico queda compensado. Cuando una sustancia tiene todos sus electronesemparejados, no presenta magnetismo, se dice diamagnetica. En este estado se encuentran lamayor parte de las sustancias en la naturaleza. En algunas ocasiones, las moleculas tiene uno (odos) electrones desapareados, por lo que presentan magnetismo, denominandose entonces sustan-cias paramagneticas. Cuando existen mas electrones libres, como en el caso de algunos metales,la sustancia presenta un magnetismo mas intenso, denominandose entonces ferromagneticas.Esta circunstancia es lo que hace suponer que en el interior de la Tierra pudiera existir unnucleo metalico causante del campo magnetico. Como se sabe, segun los analisis llevados a cabomediante el estudio de la propagacion de ondas sısmicas, el interior de la Tierra esta constitu-ido por diferentes capas diferenciadas: corteza, manto, nucleo. El nucleo se supone que sera dehierro con alguna proporcion de nıquel, en estado suficientemente fluido como para que, con losmovimientos de rotacion y traslacion del planeta, se vea a su vez sometido a movimiento, lo queconstituira una pequena corriente electrica causante del magnetismo. Es este campo magneticoel que desvıa el chorro de partıculas que en forma de viento solar inciden sobre nosotros continu-amente. La mayor parte de estas partıculas se desvıan hacia los polos, provocando la emision dela luz espectral de las moleculas de oxıgeno y nitrogeno (verde, azul) dando lugar a los magnıficosespectaculos de las auroras, boreal y austral.

3.2.5. Inclinacion del eje de rotacion (origen de las estaciones). Aspecto muy im-portante de nuestro planeta es la inclinacion de 23,5o de su eje de rotacion respecto del planode la orbita, lo que posibilita que las distintas regiones de la Tierra reciban alternativamentemayor o menor flujo de radiacion solar, dando lugar a las estaciones. Si el eje de rotacion fueseperpendicular al plano de la orbita (como ocurre, por ejemplo en el caso de Mercurio) el flujode radiacion serıa uniforme a lo largo de todo el ano, dando lugar a zonas torridas y zonasexcesivamente frıas.

3.2.6. Satelite con efecto estabilizador de la rotacion. La propia existencia de la Luna esotro de los factores extraordinarios que hace posible la gran estabilidad del movimiento terrestre.La Luna es uno de los mayores satelites en el sistema solar, y su ubicacion es extraordinariamenterara. Al contrario que en el caso de los satelites de los planetas gigantes, cuyas orbitas han sidocaptadas por el gran campo gravitatorio de esos planetas, la Luna parece haber tenido un origendiferente, fruto de una inmensa colision en los primeros momentos de la existencia de la Tierra.Su proximidad estabiliza notablemente el eje de rotacion.

3.2.7. Cantidad apropiada de C, O, N, P, S, etc (Galaxia de segunda generacion).La vida parece que solamente es comprensible sobre la base de la quımica del carbono, elementode los mas abundantes. En un principio, en el big bang, la sıntesis nuclear dio lugar a poco masque He. Fue en la subsiguiente generacion de galaxias cuando se han sintetizado los elementosmas pesados.

3.2.8. Posicion apropiada en la Galaxia. El Sol se encuentra en uno de los brazos masexteriores de la galaxia, lo que nos aleja de las regiones mas proximas y de mayor influenciadel centro galactico, donde abundan las radiaciones altamente energeticas destructoras de lasmoleculas necesarias para la vida. El centro de la galaxia, que se encuentra en la direccion deSagitario, parece confirmado que esta ocupado por un agujero negro, lo que hace que en el entornose concentre una gran cantidad de materia y polvo cosmico. La ubicacion del Sol en las zonas masexteriores garantiza que la vida se pueda desarrollar sin el riesgo de las radiaciones altamenteionizantes. Y sabemos que nos encontramos en una zona externa gracias a que el hidrogeno,


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componente mas abundante de la galaxia y del Universo, emite radiacion en la region de lasondas de la radio mediante la cual se ha podido estudiar la estructura de la galaxia. Se suponeque el numero de estrellas en la galaxia es del orden de 1011 - 1012. Si ademas admitimos que enel Universo existen al menos otras 1011 - 1012galaxias, el numero de posibles sistemas planetariosen todo el Universo ronda los 1024. Entra dentro de las posibilidades previstas por un mınimorazonamiento probabilıstico que en este enorme numero de estrellas no haya podido darse unasituacion equivalente a la de la Tierra, con evolucion fısica, quımica y biologica equivalente.

3.2.9. Consideraciones sobre la probabilidad de existencia de vida inteligente:ecuacion de Drake. Otra cuestion mas difıcil es encontrar vida inteligente. Desde los anoscincuenta existe un programa (SETI) que se dedica a detectar senales inteligentes provenientesdel espacio exterior. A principios de los anos 60, un astronomo norteamericano, Frank Drake(1930 - ) elaboro una ecuacion con la que se trata de determinar la probabilidad de la exis-tencia de civilizaciones extraterrestres. Durante un tiempo se hicieron intentos de comunicacioncon financiacion estatal. Desde hace algunos anos estas investigaciones se siguen solamente conaportaciones privadas, ya que se considera que la posibilidad de exito es mınima. La ecuacion deDrake puede servir de cierto entretenimiento, por ejemplo, entrando en la siguiente pagina web:

http://www.activemind.com/Mysterious/Topics/SETI/drake_equation.html


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http://www.activemind.com/Mysterious/Topics/SETI/drake_equation.html



licesio j. rodr´ıguezcampus.usal.es/~licesio/l_m_v/lmv_2009.pdf · 2009-12-23 · de forma...

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