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www.eltemario.com Oposiciones Secundaria – Física y Química© Antonio Abrisqueta García, 1999 Temario Específico – Tema 39

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TEMAS DE FÍSICA Y QUÍMICA(Oposiciones de Enseñanza Secundaria)

-------------------------------------------------------------------------------TEMA 39

SISTEMA SOLAR. FENÓMENOS DE ASTRONOMÍA DE POSICIÓN. OB-SERVACIÓN Y MEDIDA EN ASTROFÍSICA. EVOLUCIÓN ESTELAR. ESTRUC-TURA Y COMPOSICIÓN DEL UNIVERSO.

Esquema

1. Introducción a la Astronomía.1.1. Introducción histórica.

2. El Sistema Solar.2.1. Estructura del Sistema Solar.2.2. Movimiento de los planetas.2.3. El Sol.2.4. Los planetas interiores.2.5. El sistema Tierra-Luna.2.6. Marte y Júpiter2.7. Los planetas exteriores.2.8. Cometas.

3. Astronomía de posición.3.1. Movimientos de la Tierra.3.2. La esfera celeste.3.3. Movimiento del Sol.3.4. La Eclíptica.3.5. Medida del tiempo: día, semana, mes, año.3.6. Coordenadas astronómicas.3.7. Las constelaciones.

4. Observación y medida en Astrofísica.4.1. Observación en la antigüedad.4.2. Observación óptica instrumental.4.3. Cartografía fotográfica.4.4. Observación en radiofrecuencia.4.5. Observación supraatmosférica.4.6. El telescopio espacial.4.7. Observación en infrarrojo.

5. Origen, evolución y estructura del Universo.5.1. El origen del Universo.5.2. Evolución del Universo primitivo.5.3. Evolución estelar.5.4. Supernovas y Estrellas de neutrones.5.5. Evolución planetaria.5.6. Estructura del Universo.


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TEMA 39

SISTEMA SOLAR. FENÓMENOS DE ASTRONOMÍA DE POSICIÓN. OB-SERVACIÓN Y MEDIDA EN ASTROFÍSICA. EVOLUCIÓN ESTELAR. ESTRUC-TURA Y COMPOSICIÓN DEL UNIVERSO.

1. INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

La Astronomía estudia los astros que existen en el firmamento, sus movimientos ysus posiciones, tanto pretéritas, como actuales y futuras, las leyes que rigen sus movi-mientos y sus causas, su naturaleza y composición, tanto física como química, su origeny su evolución así como las posibilidades del hombre de interaccionar con ellos.

Para el desarrollo de estos estudios, la Astronomía se apoya en la Matemática asícomo en la Física y la Química, ya que el avance de estas ciencias básicas condiciona demanera especial el avance en el conocimiento del Cosmos, especialmente en las últimasdécadas. Recíprocamente estas ciencias han recurrido a la Astronomía para verificar laexactitud de sus modelos, como podemos citar la teoría de la relatividad, que incluida enel ámbito de la Física, recurre a fenómenos astronómicos para su comprobación.

La Astronomía presenta una metodología de estudio diferente de las ciencias bási-cas como la Física, la Química, la Biología. Éstas, como ciencias experimentales queson, siguen un itinerario basado en la observación, experimentación, construcción demodelo y comprobación. En Astronomía obviamente esto es imposible, pues no puedetener lugar la fase de experimentación. Por tanto el último recurso de que dispone elastrónomo para desarrollar su ciencia es la observación. Todo el Universo es el labora-torio del astrónomo y los experimentos son los propios fenómenos cósmicos que acon-tecen sin solución de continuidad y sin posible repetición. Clasificaremos a la Astrono-mía como una Ciencia Observacional, separada de las ciencias experimentales.

Las Astronomía puede dividirse en varias ramas de investigación y estudio quepodemos clasificar en:- Astronomía de posición, llamada Astrometría, estudia las posiciones de los astros y

sus movimientos, tanto los reales como los aparentes motivados por los movimien-tos de la Tierra que tomaremos como centro de observación.

- Mecánica Celeste, estudia las leyes por las que se rigen los movimientos de los pla-netas y las estrellas para comprender sus causas que los provocan y determinar susposiciones pasadas o futuras.

- Astrofísica, estudia las propiedades físicas de los astros, para elaborar modelos físi-cos de su comportamiento. Destacan entre sus técnicas, la Fotometría, que estudia laluz emitida por los astros, la Espectroscopía, que estudia la distribución espectral dela luz emitida por los astros, la Radioastronomía, que estudia las emisiones de ondasde los astros, fuera del espectro visible.

- Cosmología y cosmogonía, estudia la primera de ellas la forma y estructura del Uni-verso, su evolución pasada y futura, etc. y la segunda estudia su origen.

- Astronáutica, estudia mediante el envío de sondas espaciales y satélites especiales,las características y propiedades del universo cercano y las posibilidades de viajes alespacio exterior.


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1.1. Introducción histórica.

La Astronomía nació en los albores de la civilización y es tan antigua como la ra-cionalidad del hombre. Todas las culturas han alcanzado notables progresos en el cono-cimiento astronómico, generalmente obligadas por otras necesidades del desarrollo hu-mano como la orientación para la navegación, el establecimiento de las estaciones, laelaboración del calendario, actividades agrícolas, etc.

Tanto en Egipto como en Babilonia, la Astronomía alcanzó un importante desa-rrollo, con objetivos principalmente calendáricos, agrícolas y de predicción (Astrolo-gía). Un hito importante del calendario egipcio era el orto helíaco de la estrella Sirio, elcual se produce cuando la estrella sale sobre el horizonte al mismo tiempo que el Sol,que coincidía con la crecida del Nilo y la inundación de las tierras colindantes, base dela economía del pueblo egipcio.

En Grecia aparecen las primeras teorías sobre el origen y el funcionamiento delUniverso. Thales de Mileto considera el firmamento como una bóveda de agua y la Tie-rra, lenticular, flotando en ella. Anaximandro, habla de una Tierra cilíndrica. Filolao deTarento, formuló la idea de una Tierra esférica, idea rápidamente aceptada pues expli-caba la gradual desaparición de los barcos por el horizonte y la formación de los eclip-ses. Platón elabora una primera teoría geocéntrica que fue completada por Aristótelesque dividió el Cosmos en dos partes: mundo sublunar (mundo terrestre, con cambios ymovimientos) y el mundo supralunar (armonía perfecta, estático o con movimiento per-fecto). En el modelo de Aristóteles cada planeta está engarzado en una esfera transpa-rente con centro en la Tierra y girando alrededor de ella. La esfera más exterior sería laesfera celeste donde estarían situadas las estrellas fijas. Este modelo necesitaba 55 esfe-ras para explicar el movimiento del cosmos, es decir, los siete planetas (Sol, Luna, Mer-curio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno) y las estrellas.

Otros astrónomos griegos desarrollaron el modelo geocéntrico, como Aristarco deSamos, que intentó medir la distancia Tierra-Sol, dedujo que el Sol era mucho másgrande que la Tierra y la Luna y propuso un modelo heliocéntrico del Universo, que nofue aceptado. Erastótenes, midió el tamaño de la Tierra. Hiparco de Nicea que descubrióla precesión de los equinoccios y la duración precisa del año.

Claudio Ptolomeo (siglo II) modificó y mejoró el modelo geocéntrico vigente, he-redado de Platón y Aristóteles, involucrando un mayor número de círculos y esferascelestes y otros elementos geométricos, como epiciclos, deferentes, ecuantes, etc. Estemodelo ptolemaico perduró hasta final de la edad media, en que apareció el modelocopernicano.

En la Edad Media, el mayor desarrollo de la Astronomía fue debido a los árabes,cuyo interés por esta ciencia derivaba del mandato coránico de orar en la salida y puestadel sol y con sus alturas y en dirección a la Meca, lo que obligaba a un desarrollo en lasobservaciones astronómicas. La contribución árabe más importante a la cultura occi-dental fue una extensa colección de observaciones muy precisas y el haber conservado ytransmitido las grandes obras de la astronomía griega.

Nicolás Copérnico (siglo XV) concibe un modelo heliocéntrico del Universo, conel Sol en el centro y las planetas y estrellas girando alrededor de él y solo la Luna giran-


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do alrededor de la Tierra. No fue aceptado inmediatamente, pero las observaciones deTycho Brahe y las leyes de Johanes Kepler, confirmaron el modelo de Copérnico. Gali-leo construye un telescopio y con él observa manchas en el Sol, cráteres, montañas yvalles en la Luna, cuatro satélites en Júpiter y muchas estrellas nuevas de las llamadasfijas. Galileo proclama y defiende la teoría heliocéntrica lo que le valió un proceso conla Inquisición.

A partir del modelo heliocéntrico de Copérnico, el desarrollo de la Astronomía fuelento al principio por la renuencia a su aceptación, y posteriormente muy rápido, al seraceptado el modelo y por el considerable avance en las técnicas de observación. TrasCopérnico y Galileo, Isaac Newton establece la Ley de la Gravitación Universal. Ed-mund Halley descubre el cometa que lleva su nombre, hace un estudio de estos astros ydescubre el movimiento propio de las estrellas. Willian Herschell aborda el estudio de ladistribución de las estrellas y descubre el planeta Urano.

A lo largo del siglo XIX se perfeccionaron los métodos de observación lo quepermitió múltiples descubrimientos. Se midieron distancias a algunas estrellas por elmétodo de paralaje. Se descubrió la zona de asteroides entre Marte y Júpiter. Se descu-brió Neptuno por las irregularidades observadas en la órbita de Urano.

Con la construcción del telescopio de Monte Wilson en 1917, se descubrió quemuchas de las nebulosas observadas hasta entonces eran conjuntos de estrellas agrupa-das en galaxias exteriores a nuestra galaxia de la Vía Láctea. Edwin Hubble observó quelas galaxias se alejan unas de otras, lo que lleva a la hipótesis de que el Universo se en-cuentra en fase de expansión. Retrocediendo en el tiempo llegaríamos a un punto en elcual el Universo se crea a partir una gran explosión o Big-Bang, que hace que el espa-cio, el tiempo y la materia se expansione. Que siga expansionándose eternamente (uni-verso abierto) o que esta expansión se detenga alguna vez y comience una compresiónhasta el colapso (universo cerrado), son hipótesis sobre el futuro del universo que ac-tualmente se discuten a la luz de los nuevos descubrimientos astronómicos.

2. EL SISTEMA SOLAR

2.1. Estructura del Sistema Solar.

El Sistema Solar es nuestro universo más inmediato. Está formado por el Sol, co-mo estrella central y nueve planetas, Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Satur-no, Urano, Neptuno y Plutón, girando a su alrededor. Estos planetas cuentan con dece-nas de satélites girando alrededor de ellos. También alrededor del Sol gira un númeroindeterminado de cometas, cinturones de asteroides, así como grandes cantidades demeteoroides, partículas, polvo y gas interplanetario.

El descubrimiento de los planetas principales del sistema solar se pierde en loscomienzos de la historia ya que aparecen en las teorías de la estructura del Universo enla mayoría de las civilizaciones, desde Platón hasta Copérnico. Son desde el planetaMercurio hasta Saturno. El planeta Urano fue descubierto por Herschell como un pe-queño disco entre puntos estelares que se desplazaba sobre el fondo de estrellas.


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En 1778, se publicó la Ley de Bode-Titius, ley empírica que da una representaciónbastante buena de las distancias de los diferentes planetas al Sol y que utilizando comounidad de distancia la Unidad Astronómica, viene dada por la ecuación:

nd 23'04'0 ×+=siendo n=−∞ para Mercurio, n=0 para Venus n=1 para la Tierra

n=2 para Marte n=3 ??? n=4 para Júpitern=5 para Saturno n=6 para Urano

El hueco que aparece para n=3 no se supo interpretar. Los valores para n=7 y n=8que corresponderían a Neptuno y Plutón difieren considerablemente de los valores ob-servados. En 1801, el astrónomo siciliano Piazzi, intentando comprobar la ley de Bode-Titius, descubría un pequeño planeta o asteroide al que llamó Ceres entre Marte y Júpi-ter. Después se descubrieron muchos más hasta llegar a los miles que componen el cin-turón de asteroides, actua lmente conocido.

En 1846 se descubrió Neptuno como consecuencia de los cálculos teóricos reali-zados por Le Verrier basados en las anomalías observadas en la órbita de Urano. Dichasanomalías se supusieron debidas a la atracción gravitatoria de un planeta desconocidosituado más allá de Urano. La búsqueda de dicho planeta supuesto, dio como resultadoel descubrimiento de Neptuno.

El planeta Plutón, fue descubierto en 1930 por Tombaugh y su búsqueda se iniciótambién para poder explicar las perturbaciones orbitales de Neptuno. Actualmente sebuscan planetas transplutonianos.

2.2. El movimiento de los planetas.

Las trayectorias de los planetas en sus movimientos alrededor del Sol fue uno delos problemas más difíciles de la astronomía, resuelto por Johannes Kepler en sus tresfamosas leyes. Las conclusiones de Kepler son producto de minuciosas observacionescálculos realizados por Tycho Brahe (su maestro) y él sobre el planeta Marte. Las leyesde Kepler son:

1ª Ley. Los planetas se mueven describiendo órbitas elípticas en uno de cuyos fo-cos está el Sol.

2ª Ley. Las áreas barridas por los radios-vectores, trazados desde el Sol al planeta,en tiempos iguales son iguales, (velocidad areolar constante).

3ª Ley. El cuadrado del período T de revolución de un planeta es proporcional alcubo del semieje mayor de su órbita:

32 .dkT =Las conclusiones inmediatas que se extraen de estas leyes son:

- Un planeta se mueve más rápidamente en su órbita cuando está más cerca del Solque cuando esta mas lejos.

- Los planetas más próximos al Sol se mueven en sus órbitas con mayor velocidadangular que los planetas más alejados y por consiguiente el periodo de rotación esmucho mayor en los lejanos que en los cercanos.


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- Explica claramente el movimientoretrógrado de los planetas cuando seobservan desde la Tierra. Basta unaobservación detenida de la fig.1 paracomprender el fenómeno. El movi-miento aparentemente errante de es-tos astros fue por lo que se le llama-ron planetas (errante en griego).

Los satélites que giran alrededor delos planetas, describen también elipses enuno de cuyos focos se encuentra el plane- FIG. 1

ta respectivo y a ellos son aplicables también las leyes de Kepler. Las excentricidades(achatamientos) de las órbitas de planetas y satélites, son muy variables. Así por ejem-plo, la órbita de Venus es prácticamente circular mientras que la de Plutón es manifies-tamente elíptica.

Las máximas excentricidades orbitales se presentan en los cometas, que, ademásde órbitas fuertemente elípticas pueden presentarse con órbitas abiertas parabólicas ehiperbólicas.

Las leyes de Kepler resuelven el aspecto geométrico de las trayectorias planetariaspero no resuelven el aspecto dinámico. Isaac Newton al emitir la ley de gravitación uni-versal establece la causa por la que los planetas giran alrededor del Sol. Dicha causa esla fuerza gravitatoria que mantiene ligados los planetas al Sol y que actuando comofuerza centrípeta obliga a los planetas a describir órbitas curvas. La fuerza gravitatoriaes inherente a la masa y proporcional a ella, es una fuerza de atracción y se desconocesu fundamento.

2.3. El Sol.

La primera característica del Sol es su enorme masa, tan grande que todos los pla-netas juntos sólo representan el 1'3% de la masa solar. Se encuentra a una distancia tangrande de la Tierra que la luz tarda 8m 19s en llegar a nosotros. El Sol posee un movi-miento de rotación alrededor de su propio eje que tiene un período de unos 25 días y 5horas, período fácilmente determinable mediante el estudio de la evolución de las man-chas solares que aparecen en la superficie.

El Sol está constituido por 75% de hidrógeno y 23% de helio y porcentajes míni-mos de otros elementos del sistema periódico. La fuente de energía del Sol procede delos procesos de fusión termonuclear entre los núcleos de hidrógeno para dar núcleos dehelio, proceso en el cual se produce una pérdida de masa que se transforma en energíasegún la ecuación de Einstein E=mc2. La cantidad total de energía que produce e irradiael Sol es de 3'8.1023 Kw, lo que supone que cada segundo que transcurre, 580.000 mi-llones de Kg de hidrógeno se transforman en helio.

De las características observables del Sol destacamos, las Manchas solares, laProtuberancias solares, y las Fulguraciones solares.


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Manchas Solares. Observadas por los chinos, Galileo las consideró como fenó-menos de la superficie solar. Son en realidad, zonas de la superficie solar (fotosfera)más frías (5000 K) que las zonas calientes a su alrededor (5785 K) y están rodeadas deun reborde o playa de la mancha que es más caliente que la mancha aunque más fría quela fotosfera.

La observación prolongada de las manchas pone de manifiesto que se producencambios en la forma, número y extensión de las manchas debido a las transformacionesreales de las mismas y proximidad al borde solar por efecto de perspectiva visual perotambién se observan desplazamientos más rápidos en las manchas próximas al ecuadorsolar que en las manchas situadas a mayores latitudes, lo que indica que el Sol presentauna rotación diferencial.

Las manchas solares son fenómenos causados por los campos magnéticos del Solque impide que la materia caliente situada bajo la fotosfera, acceda a ella, originándoseregiones locales más frías.

Protuberancias Solares. Fenómeno observable en el Sol con instrumentos espe-ciales y también causado por sus campos magnéticos, las protuberancias solares tienenel aspecto general de enormes surtidores de materia que se proyectan muy por encimade la cromosfera solar, hasta alcanzar en algunos casos hasta un millón de kilómetros.Los eclipses totales de Sol son excelentes momentos para observar las protuberanciassolares así como la envoltura solar llamada corona cuyo espesor es del orden de 10 Km.

Fulguraciones Solares. Son unas protuberancias especiales causadas, por la brus-ca liberación de energía magnética, que se desencadena en determinadas áreas de lacromosfera, no necesariamente asociadas a las manchas solares y cuya duración mediaviene a ser de unos 20 minutos. Durante dichas tormentas magnéticas, numerosas partí-culas atómicas cargadas, son lanzadas desde el Sol al espacio. Esta gigantesca emisiónde partículas, constituye el viento solar, que recorre todo el sistema solar, y al alcanzarla Tierra, producen perturbaciones en las transmisiones de radio y auroras polares.

Según los modelos estudiados por la Astronomía, el Sol presenta una estructura encapas que permite explicar cumplidamente la mayoría de los fenómenos observados enél. Según este modelo de capas, el Sol está formado de las siguientes partes:

1. Núcleo: región central donde se pro-ducen las reacciones de fusión termonu-clear del hidrógeno en helio, estimándoseuna temperatura de unos 15.106 K.

2. Zona radiativa: donde se produce eltransporte de la energía por radiación.

3. Zona convectiva: donde se trans-porta la energía por fenómenos de con-vección térmica.

4. Fotosfera: es una capa delgada, (400km) observada al mirar el Sol con el teles- FIG. 2

copio, Su temperatura es de 5785 K y en ella se producen las fáculas (regiones bri-llantes) y las manchas (regiones oscuras).


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5. Cromosfera: capa (unos 8000 Km) cuya densidad disminuye al alejarse del nú-cleo, mientras que su temperatura aumenta notablemente. La Cromosfera puede ob-servarse mediante los espectroheliógrafos y ocasionalmente durante los eclipses to-tales de Sol.

6. Corona Solar: capa de composición y morfología variable, observable durantelos eclipses totales de Sol, donde la temperatura existente es 2 millones de K.

El Sol terminan en la Corona, pero es preciso mencionar el Viento Solar, que con-siste en un gigantesco flujo de partículas elementales cargadas (1010 partículas/s.cm2)emitidas por el Sol a gran velocidad durante las fulguraciones solares, y que se extiendehasta los confines del Sistema Solar. Este viento solar representa una pérdida de materiasolar equivalente a 2.000.000 de toneladas/s.

2.4. Los Planetas interiores.

Mercurio y Venus son los planetas situados entre el Sol y la Tierra. El primeroaparece cerca del Sol 2h15m antes de su salida y tras la puesta, hecho que produce grandificultad para la observación telescópica, pues la luz solar lo dificulta fuertemente. Elsegundo se observa durante un mayor tiempo (unas 4 horas) antes del orto y después delocaso solar. Ambos planetas presentas fases como la luna, es decir, la superficie ilumi-nada observable desde la Tierra es variable según el punto de la órbita en que se en-cuentren.

Mercurio. Es el primer planeta, el más próximo al Sol. Su observación por teles-copio indujo a creer que tenía atmósfera y que sus movimientos de rotación y traslacióntenían el mismo período (siempre presentaría la misma cara al Sol), pero las últimasinvestigaciones han demostrado que no tiene atmósfera y que su período de rotación es2/3 de su período de traslación alrededor del Sol.

Las investigaciones sobre este planeta se han realizado por radioexploración y pornaves espaciales (Mariner 10). La primera consiste en enviar impulsos de radar al pla-neta donde son reflejados y devueltos a la Tierra. Las variaciones de frecuencia porefecto Doppler debido al acercamiento o alejamiento de la superficie del planeta nosindica el sentido de su rotación y permite medir su período. Las fotografías del Mariner10 se obtuvieron con una resolución de 250 m.

De estas investigaciones, se deduce que Mercurio es un planeta desolado con tem-peraturas de 700 K en el ecuador a mediodía y a 100 K a medianoche. No posee atmós-fera. Su superficie es semejante a la de la luna, con cráteres numerosos debidos a im-pactos de meteoritos y vulcanismo. Posee un importante campo magnético debido, qui-zás, a un núcleo central de hierro, lo que se confirma por su elevada densidad.

Venus. Planeta llamado "lucero del alba" por la elevada magnitud de su brillo. Po-see una densa atmósfera que impide distinguir detalles de su superficie, incluso con losmás potentes telescopios. En la actualidad, el planeta es investigado por radioexplora-ción con radar, tanto desde Tierra como desde naves no tripuladas en órbita alrededordel planeta, lo que ha permitido conocer que la rotación dura 243 días terrestres, supe-rior por tanto al periodo de traslación alrededor del Sol.


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Su superficie posee una orografía accidentada semejante a la de la Tierra, singrandes accidentes. Posee numerosos cráteres de impactos meteoríticos y estructurasque parecen ser conos volcánicos con diámetros de hasta 80 km. La temperatura super-ficial alcanza 475 K, debida a la poderosa atmósfera que actúa capturando la energíaradiante del Sol y que está compuesta por 96% de CO2, 3'5% de N2 y porcentajes meno-res de H2O, SO2, O2 y gases nobles. La atmósfera está estratificada y sus nubes, com-puestas de H2SO4, forman una envoltura continua, a 45-60 Km de altura. Por encimaexisten vientos a más de 300 Km/hora.

Las sondas Venus 9 y 10, transmitieron imágenes desde la superficie de Venus,durante unos minutos, demostrando que es un mundo inhóspito y desolador. En masa ydensidad es semejante a la Tierra, aunque posee un campo magnético mucho más débilque el terrestre.

2.5. El sistema Tierra-Luna.

El planeta Tierra está compuesto por una corteza superficial de 35 Km de espesormedio, bajo la cual se extiende el manto hasta unos 2900 Km y debajo existe el núcleode naturaleza metálica (Fe-Ni). Le rodea una atmósfera de N2, O2, CO2 y otros gases,estratificada en varias capas denominadas: Troposfera, Estratosfera, Ionosfera y Exosfe-ra. Dicha atmósfera actúa de filtro selectivo que permite el paso de determinadas fre-cuencias luminosas, que hacen de la superficie un medio idóneo para la vida que cono-cemos, sin embargo resulta opaca a las emisiones infrarrojas, ultravioletas y de radia-ción X y γ que proceden del cosmos, por lo que las observaciones en estas gamas defrecuencias deben hacerse desde fuera de la atmósfera.

La Tierra posee un fuerte campo magnético cuyos polos no coinciden con los po-los geográficos y además varía su posición con el tiempo. Las líneas de fuerza del cam-po magnético forman una cubierta alrededor del planeta llamada magnetosfera que sirvede escudo a la acción del viento solar. Este vientosolar está constituido por partículas atómicas carga-das procedentes del Sol y que barren todo el SistemaSolar. Al llegar a la Tierra, son capturadas por laslíneas del campo magnético, obligadas a describirtrayectorias helicoidales y canalizadas a través deestas líneas (que actúan como unos gigantescos em-budos) hacia los polos magnéticos de la Tierra, don-de se producen auroras polares en su choque con las FIG. 3

moléculas atmosféricas. El fenómeno ocurre en amplias zonas que rodean parcialmentea la Tierra y que adoptan forma de toroide. Los llamados cinturones de radiación o deVan-Allen.

La Tierra es el único planeta de los conocidos que tiene vida, consecuencia de quereúne ciertas condiciones singulares que resumimos en:

- Fuente de energía. El Sol, que permite una temperatura media de 22°C, hace po-sible la existencia de agua líquida y así mantener activos los materiales constituyentesde la vida.

- Radiación solar de variada frecuencia. con intensidad adecuada para la activa-ción de los procesos vitales. Las radiaciones perjudiciales son filtradas por la atmósfera.


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- Atmósfera que desempeña múltiples funciones, depósito de oxígeno, filtro de ra-diación, distribuidor de energía térmica y humedad, etc. La masa del planeta es decisivapara la retención de una atmósfera, los planetas pequeños no pueden retener la atmósfe-ra por su baja gravedad y su alta temperatura.

- Abundancia de agua y elementos biogénicos, como Carbono, Hidrógeno, Oxíge-no, Nitrógeno, Fósforo, Azufre y otros.

La Luna, satélite de la Tierra. La Luna es el único satélite del planeta Tierra y tie-ne una masa considerablemente grande con relación a él, como expresa la relación:

3'811=

⋅⋅TierraMasaLunaMasa

que es la segunda más grande entre las relaciones de Masa Satélite/Masa Planeta que sepresentan en el Sistema Solar, tras la del sistema Caronte/Plutón.

La Luna gira alrededor de la Tierra segúnuna elipse muy poco excéntrica e inclinada unos5°9' respecto de la eclíptica. La intersección deambos planos determina una recta que corta endos puntos a la órbita lunar, fig.4, denominadosnodo ascendente y nodo descendente. La líneaque une ambos nodos se llama línea de nodos ytiene un movimiento de rotación retrógrado conun período de 18'6 años, dato fundamental paradeterminar las fechas de los eclipses. FIG.4

El período de traslación de la Luna alrededor de la Tierra o mes lunar, referido altiempo solar medio, puede considerarse de diferentes maneras:

- Mes sidéreo. Tiempo transcurrido entre dospasos consecutivos de la Luna por el círculo horariode una estrella. Su duración es de 27d7h43m11'6s. Tie-ne poca importancia astronómica.

- Mes sinódico. Tiempo transcurrido entre dosfases lunares iguales. Su duración es 29d12h44m2'9s, yse denomina lunación.

La Luna gira alrededor de su eje, efectuando ungiro en un período de un mes sidéreo, por lo cual, laLuna presenta siempre la misma cara a la Tierra, pero

FIG. 5

gracias al fenómeno de las libraciones, se puede observar hasta un 59% de la superficielunar. Existen dos tipos de libraciones:

-Libración en longitud. Siendo el movimiento de traslación no uniforme, pues esmás rápido en el perigeo y más lento en el apogeo, el desfase con el movimiento uni-forme de rotación, hace que la luna se "ladee" en sentido oeste y esté mostrando algo desu cara oculta.

-Libración en latitud. Se debe a la inclinación de la órbita lunar sobre el plano dela eclíptica.

La Luna presenta a la Tierra una iluminación progresiva y periódica que llamamosFases y depende de las posiciones relativas del Sol, la Luna y la Tierra. El origen de lalunación, o mes sinódico, se sitúa en la llamada Luna Nueva o Novilunio que tiene lugar


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cuando nuestro satélite se coloca entre el Sol y la Tierra y la cara que nos mira está os-cura. Edad =0. Se llama Edad de la Luna para un instante dado de la lunación al tiem-po transcurrido entre el novilunio y dicho instante. A medida que transcurre el tiempo,el disco lunar comienza a mostrarse iluminado. Para la edad de 7d9h11m0'72s el Sol, laTierra y la Luna forman un triángulo rectángulo y aparece iluminado la mitad del discolunar, cuarto creciente. La siguiente fase es la de Luna llena o Plenilunio, que tienelugar a la edad de 14d18h22ml'45s, y la Tierra está entre el Sol y la Luna. La siguientefase es cuarto menguante y finalmente se vuelve a Luna Nueva o Novilunio completan-do el mes sinódico.

En las fases de Luna Nueva y Luna Llena, si la órbita lunar no estuviera inclinadarespecto de la eclíptica, se producirían eclipses. La inclinación de la órbita hace que loseclipses sólo se produzcan en los nodos o puntos donde la órbita lunar corta a la eclípti-ca. Pueden producirse eclipse de Sol (la Luna se sitúa entre el Sol y la Tierra y producesombra sobre ella) y eclipse de Luna (la Tierra se sitúa entre el Sol y la Luna y producesobra sobre ella, a veces ocultándola totalmente).

La superficie de la Luna, estudiada desde Galileo mediante telescopios cada vezmás potentes y recientemente por las naves tripuladas de la serie Apolo, está compuestade Mares y Tierras. Los mares son grandes zonas llanas poco accidentadas, cuyo as-pecto era, para los antiguos, de mares semejantes a los de Tierra. No existe agua. Songrandes llanuras formadas al rellenarse por grandes masas de lava, cráteres de impactoexistentes anteriormente.

Las tierras son zonas con grandes accidentes morfológicos, entre los que destaca-mos: a) Circos o cráteres lunares que son accidentes circulares de hasta varios cientos dekilómetros de diámetro y elevadas paredes. Presentan prolongaciones o rayos que seextienden desde sus bordes hasta distancias muy grandes. b) Montañas y cordilleraslongitudinales de hasta 1000 Km de largas con alturas que alcanzan hasta 6500 m. c)Otros accidentes como valles, fallas y grietas.

La erosión no existe por la falta de atmósfera. La mínima erosión se produce porel bombardeo meteórico, la radiación cósmica y las variaciones de temperatura. La tem-peratura lunar fluctúa entre +118°C y −153°C.

Sobre el origen de la Luna, existen varias teorías. Una de ellas postula que la Lunase originó al ser arrancada de la Tierra por un cataclismo, pero tiene poca aceptación.Otra afirma que la Luna se formó con el conjunto del Sistema Solar, aunque lejos de laTierra siendo capturada por el campo gravitatorio de la Tierra. Y otra establece que laLuna se formó al mismo tiempo que la Tierra en una región del espacio próximo a ella.

2.6. Marte y Júpiter

Marte. Planeta de color rojizo conocido desde antiguo en todas las civilizaciones,su observación telescópica evidencia zonas claras y oscuras, dos casquetes polares congrandes variaciones estacionales y nubes de polvo. En la actualidad, las investigacionessobre Marte han experimentado un avance espectacular debido al envío de naves notripuladas americanas (Mariner) y soviéticas (Marte). Un importante logro se consiguió,en 1976 con las naves Viking 1 y 2 que se posaron sobre la superficie del planeta ytransmitieron mucha información. Más recientemente, en Julio de 1997, la sonda ameri-


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cana Pathfinder se posó en un aterrizaje accidentado sobre la superficie de Marte y des-cargó un minivehículo todoterreno llamado Sojourner cargado de instrumentos de me-dida y fotografía, analizó el terreno y envió valiosa información a la Tierra.

Marte presenta dos hemisferios diferenciados. El sur, con morfología tortuosa decráteres, escarpaduras y depresiones acanaladas, se cree que es la más antigua. El he-misferio norte, con llanuras originadas por corrientes de lava y depósitos de polvo, tienemorfología más moderna. Se han detectado numerosos volcanes (uno de ellos de 24 Kmde alto). Su historia geológica indica que debió pasar por una etapa en la que el agua eraabundante, por los numerosos valles de formas similares a los valles fluviales terrestres(el Valle Marineris, es un cañón de 5000 km de largo, 6 km de profundo y anchuras dehasta 200 km). Actualmente el agua de Marte está concentrada en sus casquetes polares,en forma congelada.

La atmósfera marciana es muy tenue. La presión en superficie se estima entre 2 y10 milibares (≈ centésima parte de la presión atmosférica terrestre). Está compuesta porun 95% de CO2, 3% de N2, 1'5% de Ar y trazas de O2, H2O, Kr y Xe. Presenta una to-nalidad anaranjado-rojiza debido a la existencia de polvo en suspensión hasta los 40 Kmde altura. La temperatura al mediodía en el ecuador alcanza hasta 18°C y durante la no-che a -90 C, a nivel de superficie, sin embargo a 1’5 m de la superficie (altura de unhombre bajo), las temperaturas oscilan de –9ºC del día a –80ºC por la noche.

Marte posee dos satélites, Fobos y Deimos, descubiertos en 1877. Por los vehícu-los Mariner y Viking sabemos que tienen forma irregular como elipsoides de tres ejes,con superficies machacadas por numerosos impactos que han dejado cráteres y grandesheridas en la superficie. Fobos tiene un período orbital superior al período de rotaciónde Marte (un observador marciano lo vería salir por el oeste y ponerse por el este) yademás se acerca paulatinamente a Marte con el cual se estrellará dentro de unos 100millones de años.

Júpiter. Es el mayor planeta del Sistema Solar. Visto desde la Tierra presenta es-tructura de bandas claras y oscuras alternativas, que no constituyen zonas fijas, sino quefrecuentemente sufren cambios de tamaño y posición, fusionándose unas con otras,formándose y deshaciéndose. Un rasgo llamativo de la superficie del planeta es la lla-mada mancha roja, una formación muy estable de forma oval de 40.000 km de longitudpor 13.000 km de anchura.

Dos fenómenos llaman la atención sobre Júpiter, la rotación diferencial y elachatamiento. Respecto de la primera se ha observado que la zona ecuatorial gira en9h50m30s mientras que latitudes más altas lo hacen en 9h55m40s. El achatamiento delplaneta es considerable pues el radio ecuatorial es 6'5% mayor que el radio polar, lo quese debe a su elevada velocidad de rotación, a su baja densidad ya su estructura interna.Las investigaciones sobre Júpiter se han visto impulsadas por las sondas espaciales Pio-ner 10 y 11 y Voyager 1 y 2.

El planeta tiene una potente atmósfera, cuya parte externa es lo que observamosdesde Tierra. Está compuesta de H2, He, NH3, CH4, H2O, PH3 y también trazas de CO,CNH, C2H6, C2H4. La atmósfera realiza poderosos fenómenos circulatorios con vientosde 150 m/seg.


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La mancha roja y otras estructuras parecidas no han recibido explicación satis-factoria. Los modelos que las presentan como torbellinos semejantes a las borrascasterrestres, no parecen consistentes. La mancha roja deriva lentamente hacia el oeste ro-deada por vientos de elevada velocidad.

Las medidas de temperatura en la atmósfera muestran valores que oscilan entre110°K (-163°C) en la parte externa y 360°K en las capas profundas. El resto del planetapuede tener una estructura, que del exterior al interior, sigue el siguiente modelo:

- Capa externa, de H2 y He en estado líquido molecular.- Capa intermedia, con presión de 3000000 Atm y temperaturas de 30000°K for-

mada por H y He. El H en estas condiciones se comportaría como metal líquido.- Núcleo de roca y Hielo, formaría el 4% de la masa total.

Júpiter radia al exterior más energía de la que recibe del Sol. Parte de ella es deorigen térmico, es decir, se está enfriando y emite calor. Además, el planeta emite ene r-gía originada por fenómenos eléctricos de su atmósfera, que se localizan en la mancharoja y regiones similares y por último, la radiación originada en los cinturones magnéti-cos demuestran la existencia de un potente campo magnético.

Se le conocen 16 satélites a Júpiter. Los cuatro galileanos, descubiertos por Gali-leo, son Io, Europa, Ganímedes y Calisto. Destacamos el satélite Io, con volcanes acti-vos que lanzan chorros de SO2 líquido y azufre a alturas de 270 km, cráteres de origenvolcánico y ríos de lava. Este vulcanismo se debe al calor generado por las mareas de-formantes inducidas por la masa del cercano planeta Júpiter. Los demás satélites delgigantesco planeta son: Amalthea, Tebe, Adrastea, Metis, Lisitea, Leda, Himalia, Elara,Carme, Ananque, Sinope y Pasifae. Además de los satélites, el planeta posee un sistemade anillos formado por partículas de menos de 1 cm.

2.7. Los planetas exteriores.

Saturno. Su observación desde Tierra presenta una estructura con bandas alterna-tivamente claras y oscuras que constituyen la atmósfera del planeta. Su achatamiento esel mayor que presentan los planetas del sistema solar ya que el radio ecuatorial es 9'6%mayor que el radio polar. Su densidad es 0'69 g/cm3 lo que lo convierte en el menosdenso de todos los planetas. Saturno flotaría en un mar de agua.

Presenta también rotación diferencial. El ecuador gira con un periodo de 10h14m

mientras que a 40° de latitud el período es 10h41m. El planeta presenta un claro sistemade anillos ya observado por Huygens en 1655, situados en el plano ecuatorial y debido ala inclinación de dicho plano sobre la órbita de Saturno, los anillos pueden observarsedesde Tierra en diferentes posiciones. Los anillos están formados por partículas de diá-metros entre 1 µm y 10 m y el grosor del disco es, como máximo, de 1 km.

La atmósfera de Saturno es similar a la de Júpiter. La temperatura en las capasexteriores es de 85°K aumentando a medida que se profundiza en ella. La dinámica dela atmósfera es similar a la de Júpiter y los modelos estudiados en Júpiter se han aplica-do a Saturno. También emite más energía que la que recibe del Sol y sin embargo elenfriamiento no basta para explicar esta irradiación, por lo que se han propuesto mode-los en los que los movimientos del helio líquido de una capa a otra generaría el caloradicional irradiado.


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Saturno posee 23 satélites, si bien 5 de ellos están pendientes de confirmación.Los principales son Titán, único que posee atmósfera, Encelado, muy brillante, y losdemás, de cerca de lejos del planeta son: Febe, Japeto, Hiperión, Rea, Helena, Dione,Calipso, Telesto, Tetis, Mimas, Jano, Epimeteo, Pandora, Prometeo, Atlas y Pan.

Urano. Este planeta, descubierto en 1781, dista de la Tierra en su mayor aproxi-mación, unos 2500 millones de kilómetros, es decir, en el límite de la visión humana.Posee una singularidad notable: su plano ecuatorial está inclinado 98° con respecto a suplano orbital por lo que presenta al Sol, alternativamente, sus polos a lo largo de su ór-bita. Su temperatura se estima en unos –210ºC.

Se le supone una estructura de dentro a fuera, formada por: un núcleo rocoso, unacapa media de hielo, una capa externa de H2 molecular líquido y una atmósfera con CH4

y posiblemente de NH3. En el exterior del planeta le rodean: una capa de anillos, descu-bierta recientemente y una colección de 15 satélites descubiertos casi todos por las son-das espaciales, que son Cordelia, Ofelia, Blanca, Cresida, Desdémona, Julieta, Porcia,Rosalinda, Belinda, Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania y Oberón.

Neptuno. Descubierto en 1846, tras intensa búsqueda, basándose su posible exis-tencia en las perturbaciones que producía sobre la órbita de Urano. Su máxima aproxi-mación a Tierra es de 4309 millones de kilómetros. Su estructura y composición debenser similares a las del planeta Urano, incluidos los anillos. Desde 1979 a 1999 es el pla-neta más exterior del Sistema Solar, pues Plutón se encuentra más cerca del Sol, ya quelas órbitas de ambos se solapan y se sobrepasan.

Neptuno posee dos satélites: Tritón y Nereida. El primero es una de los mayoressatélites del Sistema Solar, con 4000 km de diámetro y tiene rotación retrógrada. Nerei-da es pequeño y muy excéntrico.

Plutón. Descubierto en 1930 como consecuencia de las perturbaciones de la órbitade Neptuno. Tiene un diámetro de unos 4000 km y una órbita muy excéntrica, de formaque en su perihelio está más cerca del Sol que Neptuno. Existe una atmósfera plutonianacon presencia de CH4. En 1978 se le descubrió un satélite, de 2000 Km de diámetro y sele llamó Caronte.

2.8. Cometas.

La palabra "cometa", del griego cabellera, hace referencia a la morfología de es-tos astros. Fueron considerados fenómenos atmosféricos hasta que Tycho Brahe midióla distancia de un cometa y concluyó que estaba más alejado que la Luna, luego no eranfenómenos atmosféricos. Los cometas pueden describir órbitas elípticas, hiperbólicas yparabólicas. Los cometas de órbitas elípticas tiene carácter periódico, están atrapadospor la gravedad del Sol (energía total negativa) que ocupa un foco de la elipse.

Como los cometas poseen masas muy pequeñas (10-6 de la masa lunar) sus in-fluencias gravitatorias sobre los planetas son mínimas, sin embargo las influencias gra-vitatorias de los planetas sobre los cometas son muy importantes, produciéndose cam-bios en el período orbital de los cometas, capturas y rupturas por los planetas. Los co-metas de órbitas hiperbólicas o parabólicas (energía total positiva o cero) no son perió-


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dicos, puesto que estas curvas son abiertas. Aparecen una sola vez, surgiendo de lasprofundidades del espacio exterior, se acercan al Sol y se alejan desapareciendo parasiempre.

Para que un cometa sea visible debe acer-carse al Sol que le produce unas transformacionescon lo que queda configurado como se indica en lafig.6:

-1. Núcleo.-2. Coma o cabellera.-3. Cola o colas.

La estructura se explica por el modelo de labola de nieve sucia y supone que el núcleo es unabola de hielo con partículas de polvo de 1 a 100Km de diámetro. La radiación solar evapora partedel material helado liberando partículas de polvoformando una nube de gas y polvo que envuelveal núcleo; es la coma o cabellera, cuyo diámetropuede alcanzar 100.000 km. La coma resulta visi- FIG. 6

ble porque el polvo refleja la luz solar y las moléculas se disocian y se vuelven fluores-centes.

Las colas del cometa, desplegadas en dirección opuesta al Sol, pueden ser colas depolvo y colas iónicas. Las primeras formadas por partículas de polvo arrancadas de lacoma, por la presión de la radiación, están curvadas. Las segundas son rectas y estánformadas por iones producidos por la radiación solar que ioniza las moléculas de la co-ma y luego los campos magnéticos del viento solar arrastran lejos de la coma, formandola cola iónica.

El cometa más conocido es el cometa Halley cuya última visita tuvo lugar en1985-86, tiene un períodos de 76 años y en su anterior aparición en 1910, que fue es-pectacular, la Tierra llegó a estar dentro de la órbita cometaria.

3. ASTRONOMÍA DE POSICIÓN

La Astrometría estudia los movimientos de los astros y sus posiciones. En elladistinguimos la astronomía esférica que estudia las posiciones de los astros consideran-do sus proyecciones sobre una esfera de radio indeterminado y determinándolas conadecuados sistemas de coordenadas y la mecánica celeste que se ocupa de los movi-mientos de los planetas alrededor del Sol y los movimientos de las estrellas.

La Astronomía de posición, rama importante de la Astrometría, trata de determi-nar las coordenadas de las estrellas basándose en observaciones a partir de coordenadasde estrellas ya conocidas y calculadas. Su importancia se pone de manifiesto, en la re-solución de los problemas de la navegación terrestre (marítima o aérea) basada en laposición de las estrellas y la navegación interplanetaria así como en las medidas deltiempos para el establecimiento correcto del calendario.


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3.1. Movimientos de la Tierra.

Al principio de los tiempos la Tierra se consideró inmóvil en el espacio ocupandoel centro del Universo, pero la Tierra no se encuentra inmóvil, sino que está sujeta a unalarga serie de movimientos (más de diez, de los que sólo estudiaremos cuatro).

Cada 23 horas 56 minutos, da una vuelta completa alrededor de su eje polar en di-rección Oeste-Este (antihorario) dando la impresión de que el cielo gira alrededor denuestro planeta. Este movimiento, llamado rotación, da lugar a la sucesión de días ynoches y se demuestra claramente mediante el péndulo de Foucault que al ser invariableel plano de oscilación, la rotación de dicho plano se debe a la rotación de la Tierra.

Mediante el movimiento de traslación nuestro planeta se mueve alrededor del Solimpulsado por la gravitación y en un tiempo de 365'25 días describe una trayectoriaelíptica de 930 millones de kilómetros de longitud a una distancia media de 150 millo-nes de kilómetros. Su velocidad lineal es muy elevada, del orden de 106000 Km/hora.La excentricidad de la órbita elíptica hace variar la distancia Tierra-Sol en el transcursodel año. Así, a primeros de Enero alcanza su máxima proximidad y pasa por su perihelioy a primeros de Julio llega a su máxima lejanía y pasa por el afelio.

- Perihelio: 145.700.000 km- Afelio: 151.800.000 km

Rotación y Traslación serían los únicos movi-mientos si la Tierra fuera una esfera perfecta, pero alser un elipsoide irregular aplastado por los polos, laatracción gravitatoria conjunta del Sol y de la Lunasobre el ensanchamiento ecuatorial provocan una espe-cie de lentísimo balanceo en nuestro planeta en sutraslación alrededor del Sol que se llama precesión yque se efectúa sentido inverso al de rotación. Por estemovimiento, el eje polar de la Tierra describe un conode 47° de abertura con vértice en el centro del planeta.Este movimiento es idéntico al balanceo de la peonzacuando gira en posición inclinada.

FIG. 7

Por el movimiento de precesión, la posición del polo celeste (intersección del ejepolar terrestre con la esfera celeste) cambia a través de los siglos. Así, la estrella polarno es siempre la misma estrella. Actualmente es una estrella de la Osa Menor y tras25.765 años volverá a ser la misma después de recorrer el polo celeste un amplísimocírculo.

Superpuesta a la precesión se produce la nutación pequeño movimiento de vaivéndel eje de la Tierra debido a que la influencia de la Luna no siempre posee la mismaintensidad, puesto que unas veces se halla sobre el plano de la órbita terrestre y otras pordebajo y, por tanto no ejerce siempre atracción sobre la zona ecuatorial de la Tierra enla misma dirección en que la ejerce el Sol. El movimiento del eje terrestre no es perfec-tamente cónico sino levemente ondulado y se repite cada 18'6 años. Este movimiento,aunque muy débil e imperceptible, puede ser detectado en los observatorios astronómi-cos ya que afecta a las posiciones de las estrellas.


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3.2. La esfera celeste.

Se llama esfera celeste a una esfera imaginaria de radio arbitrario, concéntrica conla Tierra y en la que se consideran proyectadas todas las estrellas y demás astros delfirmamento. Así podemos situar con precisión los astros en el cielo, independientementede sus distancias a la Tierra, utilizando un determinado sistema de referencia, aunquehay que definir una serie de parámetros (puntos, ejes y planos), a partir de los movi-mientos que observamos y que son consecuencia de los movimientos de la Tierra.

FIG. 8

Prolongando la dirección del eje polar terrestre, obtenemos el llamado Eje delMundo, porque alrededor de él parece girar toda la esfera. Los puntos de interseccióndel eje del mundo con la esfera celeste constituyen los polos celestes. De éstos, el que seve desde el hemisferio norte es el Polo Boreal, Artico o Norte, que coincide práctica-mente con la Estrella Polar y el que se ve desde el hemisferio sur, se llama Polo Austral,Antártico o Sur, punto en el cual no existe ninguna estrella brillante a destacar.

El plano perpendicular al eje terrestre, por el centro del planeta, forma el ecuadorterrestre y su intersección con la esfera celeste forma el Ecuador celeste. Los planosparalelos al ecuador determinan sobre la esfera celeste unos círculos menores llamadosParalelos celestes o Círculos diurnos. De los paralelos que describen las estrellas a lolargo del día, unos cortan el horizonte del lugar de observación, de modo que las vemossalir y luego ocultarse. Otros paralelos están enteramente sobre el horizonte y las estre-llas que describen estos paralelos no salen ni se ponen, están siempre sobre el horizontey se llaman estrellas circumpolares. Una de ellas es la estrella Polar, y describe un cír-culo tan pequeño que parece inmóvil.

El punto que está en la perpendicular del observador se denomina Cenit. El puntoopuesto, situado bajo los pies del observador, se denomina Nadir. El círculo máximoperpendicular a la vertical del lugar se le llama Horizonte del lugar. Dicho horizontedivide a la esfera celeste en dos hemisferios: el hemisferio superior o visible y el infe-rior o invisible.

Todo plano que pasa por del eje del mundo determina sobre la esfera celeste unoscírculos máximos llamados Meridianos Celestes. Cuando dicho meridiano pasa por elcenit y los polos se llama Meridiano local o Meridiano del lugar. Se llama Meridiana ala recta que resulta de la intersección del plano meridiano del lugar con el plano hori-zonte. Esta meridiana corta a la esfera celeste en dos puntos diametralmente opuestos y


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el más próximo al polo boreal se llama Norte o Septentrión (designado por N) mientrasque el opuesto se llama Sur o Mediodía (designado por S). La recta perpendicular a lameridiana determina en la esfera celeste los puntos cardinales Este u Oriente (designadopor E) y Oeste u Occidente (designado por W). El meridiano que pasa por el cenit y porlos puntos este y oeste recibe el nombre de Primer vertical.

A los círculos menores de la esfera celeste paralelos al horizonte se les llama Al-mucantarates. Finalmente llamamos Orto de un astro a su salida sobre el horizonte yOcaso a su puesta. El paso de un astro por el meridiano del lugar se llama Culminación.Se denomina Orto helíaco al orto de un astro que se produce al mismo tiempo que elorto del Sol.

Empleando como sistema de referencia el llamado sistema topocéntrico, en el cualse considera a un observador ocupando el centro del universo, se comprueba que lasestrellas y los demás astros giran a nuestro alrededor. Se ven moverse de Este a Oestedando la sensación de que la bóveda celeste está girando alrededor de la Tierra. Si nosfijamos en el lugar que ocupa en el cielo una estrella o una constelación a una hora de-terminada, al día siguiente a la misma hora, parece estar en el mismo sitio, pero real-mente cada día adelanta casi 4 minutos, lo que equivale a un arco de 1°. Cada 15 díasadelanta 1 hora (arco de 15º) y a los 6 meses, la encontramos en posición opuesta. Igualocurrirá con las restantes constelaciones. Tomando como punto fijo de orientación, laestrella Polar, se reconoce que todo el movimiento estelar se realiza con respecto a estepunto, en un sentido antihorario, que a efectos astronómicos se llama sentido directo.

La observación del movimiento estelar permite establecer las siguientes reglas:a) El movimiento diurno es circular.b) Es uniforme, o sea en tiempos iguales recorre arcos iguales.c) Es paralelo, los círculos que describes las estrellas son paralelos.d) Es isócrono, las estrellas emplean el mismo tiempo en realizar una vuelta.e) Es invariable, no varían las posiciones relativas entre ellas.f) Es retrógrado, giran en sentido antihorario.

3.3. Movimiento del Sol.

La duración del día y la noche es diferente a lo largo del año, desde el 22 de di-ciembre, que es el día más corto (el de menos horas desde el orto al ocaso del Sol) hastael 22 de junio, que es el día más largo (el de más horas desde el orto al ocaso del Sol) laduración del día varía progresivamente. Estas dos fechas se denominan solsticios deinvierno y de verano, respectivamente porque en ellas parece que el Sol finaliza su ca-rrera para reanudarla en sentido contrario. Otras dos fechas intermedias, el 21 de marzoy el 23 de septiembre en las cuales, el día y la noche duran el mismo número de horas,se denominan equinoccios de primavera y otoño, respectivamente.

Estos hechos se deben a que el Sol, participa también en el aparente movimientodiurno y si bien las estrellas conservan sensiblemente las mismas posiciones en la esferaceleste, la posición del Sol cambia constantemente por tener además un movimientopropio, como lo demuestran los siguientes hechos:

a) Los puntos del horizonte por donde sale y se pone el Sol, varían constante-mente. El 21 de marzo (equinoccio de primavera), el Sol sale por el Este y se pone por


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el Oeste. En los días siguientes, estos puntos de orto y ocaso van desplazándose hacia elNorte, hasta el 21 de Junio (solsticio de verano) que alcanza su posición extrema. En lossiguientes días estos puntos se aproximan al Estey Oeste, cuyas posiciones vuelven a ocupar el 23de septiembre (equinoccio de otoño). Luego seacercan hacia el Sur hasta el 22 de diciembre(solsticio de invierno) del cual se alejan despuéshacia los puntos Este y Oeste, completando elaño.

b) La altura del Sol sobre el horizonte dellugar va creciendo desde principio de inviernohasta final de primavera (inicio del verano) y de-crece luego desde principio de verano hasta finalde otoño (inicio de invierno). El recorrido diurnodel Sol el 22 de diciembre pasa por un paralelo delatitud Sur 23°27' llamado Trópico de Capricor-nio. En los equinoccios el Sol pasa por el ecuador

FIG. 9

celeste y el 22 de junio pasa por otro círculo paralelo de latitud Norte 23°27'llamadoTrópico de Cáncer.

En un punto de la Tierra a 66°33' (o sea 90º−23°27') de latitud, se pone el Sol du-rante las 24 horas del día en que se produce el solsticio de verano. Este punto determinael Círculo Polar Artico y en tal fecha el Sol a medianoche pasa rozando el horizontepero vuelve a remontarse sin ocultación. En esta zona, el día o verano polar dura seismeses y la noche o invierno polar dura otros 6 meses. El Sol no desaparece, en el primercaso y no aparece en el segundo. Fenómenos iguales, pero en fechas inversas, ocurrenen el Polo Sur, dentro del Círculo Polar Antártico.

b) Paso del Sol a través de distintas conste-laciones. Si el Sol y las estrellas fueran visiblessimultáneamente, sería fácil comprobar el movi-miento del Sol en la esfera ce leste, pero a falta deello, puede verificarse el fenómeno observando elaspecto del cielo en diversas épocas del año y enmomentos en que el Sol ocupa una determinadaposición respecto al horizonte. Se aprecia así queel Sol atraviesa a lo largo del año, zonas con dis-tintos grupos de estrellas o constelaciones.

FIG. 10

3.4. La Eclíptica.

La trayectoria que sigue el Sol en el cielo en su movimiento aparente alrededor dela Tierra recibe el nombre de Eclíptica. Esta trayectoria, en la esfera celeste, es un cír-culo máximo que forma con el ecuador celeste un ángulo de 23°27' que se llama incli-nación del Sol u oblicuidad de la eclíptica. La denominación de eclíptica proviene delhecho de que los eclipses no son posibles más que cuando la Luna se encuentra sobredicho círculo o muy próximo a él.

En la eclíptica destacan cuatro puntos ya mencionados, que son:


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1º. El punto donde el Sol alcanza su máxima altura sobre el ecuador en el hemisfe-rio Norte. Esto ocurre el 21 de junio y señala el comienzo del verano en el hemisferioNorte y el comienzo del invierno en el hemisferio Sur. Es el Trópico de Cáncer.

2º. El 22 de septiembre, el Sol corta al ecuador celeste en el llamado punto Libra.Corresponde a la entrada del otoño en el hemisferio Norte.

3º. El 21 de diciembre llega al Trópico de Capricornio, punto más bajo del Sol,visto desde el hemisferio Norte. Indica el comienzo del invierno.

4º. El 21 de Marzo, cruza nuevamente el ecuador, y el Sol se encuentra en elpunto Aries. Indica el comienzo de la primavera.

Estos cuatro puntos marcan el inicio de una diferencia de radiación solar que se daa lo largo del año y que condicionan las estaciones.

La intersección de la eclíptica con el ecuador celeste en el equinoccio de primave-ra (equinoccio vernal), el 21 de marzo, se llama punto Aries o punto Vernal. Esta deno-minación se debe a que cuando la astronomía helénica determinó las reglas del movi-miento aparente celeste, ese punto se encontraba en la constelación de Aries. El puntoAries de aquella época se ha desplazado más de 30º y ahora se encuentra en la constela-ción de Piscis, o sea ha retrogradado una constelación entera, debido a la precesión delos equinoccios y está próximo a entrar en Acuario.

3.5. Medida del tiempo: día, semana, mes, año.

El tiempo puede definirse como aquella variable que expresa la sucesión de un fe-nómeno y su duración. Ello implica un concepto de movimiento, ya que si todos losastros se encontraran inmóviles en el Universo careceríamos de referencia para percibirla existencia de un tiempo astronómico. La Astronomía de posición proporciona unmétodo de precisión para la medida del tiempo y se basa en considerar el movimientocontinuo de un sistema físico que tenga lugar a velocidad constante (rotación de la Tie-rra, traslación del Sol, traslación de la Luna, etc.).

La primera unidad de medida del tiempo fue el día, considerado como un ciclocompleto de luz y oscuridad. Más tarde se introdujo el año, referido al Sol y el mes refe-rido a la Luna.

En términos generales, el Día es el tiempo que nece-sita la Tierra para dar una vuelta alrededor de su propio eje.Para su determinación se necesita una referencia. Se pre-sentan tres puntos de referencia diferentes: el Sol, una es-trella lejana y el punto Aries. Sin embargo, estos tres pun-tos dan tres duraciones distintas para el día.

El día sideral es el intervalo de tiempo transcurridoentre dos pasos consecutivos de una estrella determinadapor el meridiano del lugar. Tiene una duración de 23h, 56m

y 4'091s y coincide con el período de rotación de la Tierra.

El día sidéreo es el intervalo de tiempo transcurridoentre dos pasos consecutivos del punto Aries por el meri-diano del lugar. Como dicho punto Aries retrograda 50 seg

FIG. 11


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de arco al año, resulta que el día sideral es 50/365=0'14 s/día mayor que el día sidéreo.

El día solar verdadero es el intervalo de tiempo transcurrido entre dos pasos con-secutivos del Sol por el meridiano del lugar. Los días solares así definidos, no son todosiguales a lo largo del año debido al carácter elíptico de la órbita de la Tierra. En la vidacivil, utilizamos el día solar medio, que representa la media aritmética de todos los díassolares verdaderos.

El intervalo de tiempo entre el día solar verdadero y el día solar medio es lo que sellama Ecuación del tiempo y su valor se puede visualizar comparando la hora del relojcon la hora marcada por el reloj de sol. En dicha ecuación del tiempo, los valores obte-nidos unas veces son positivos y otras negativos. Dichos valores están tabulados en lasefemérides astronómicas.

Todos los lugares de igual longitud geográfica tienen su propio tiempo local. Sinos regimos por el Sol verdadero, hablaremos de tiempo local verdadero, que es el quemarca un reloj de Sol; y si nos regimos por el Sol medio, obtendremos el tiempo localmedio. Con el fin de no tener que atrasar o adelantar relojes, se han introducidos loshusos horarios, resultantes de dividir la Tierra en 24 zonas de 15° que van del poloNorte al polo Sur y dentro de cada huso rige la misma hora, aunque las líneas divisoriasde los husos no son meridianos exactamente, sino que se adaptan a las fronteras de lospaíses. Al caminar hacia el Este la hora se va adelantando y el viajero tendría que ade-lantar continuamente su reloj y al término de su viaje alrededor del mundo se encontra-ría con un día de ventaja respecto de la localidad de partida.

La Semana de siete días está relacionada con las fases de la Luna. Su origen es ju-dío y corresponde a los días de la creación según el Génesis. Su empleo en Occidentefue posterior al siglo III d.C. Los nombres de los cinco primeros días, corresponden alos astros Luna, Marte, Mercurio, Júpiter y Venus. El Sábado es el día hebreo de igualnombre y el Domingo (dies dominica) es el día del Señor, si bien esto sucede en lospaíses latinos pues en los anglosajones es el día del Sol (Sunday).

El Mes nace de los calendarios lunares. Las fases de la Luna dieron lugar a una delas primeras formas de cómputo del tiempo mediante los calendarios lunares. Todos loscalendarios de la antigüedad, salvo el egipcio, se elaboraron con base al calendario lu-nar: el mesopotámico (12 meses de 29 días), el judío (que incluía periódicamente unmes suplementario), el griego (12 meses de 30 días), el musulmán, empleado todavía enmuchos países árabes (12 meses de 29 y 30 días alternativamente) se inicia en la Héjirao día de la huida de Mahoma de Medina a la Meca, el 15 de Julio de 622.

El Año es el tiempo que transcurre durante una revolución completa de la Tierraen su órbita alrededor del Sol. Debido a que para medir una revolución completa hayque fijar una referencia, la astronomía conoce otros tipos de años, definidos de formadiferente y con duración diferente.

Se llama año sidéreo al tiempo que transcurre entre dos pasos sucesivos del Solpor una misma posición entre las estrellas. Su duración es de 365'25636 días solaresmedios, o sea, 365 días, 6 horas, 9 minutos y 9'55 segundos.


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Se llama año trópico al tiempo transcurrido entre dos pasos sucesivos del Sol porel punto de Aries. Corresponde a nuestro año solar y su duración es de 365'24220 días,o sea, 365 días, 5 horas, 48 minutos y 45'57 segundos.

Se llama año anomalístico al tiempo que transcurre entre dos pasos sucesivos dela Tierra por el Perihelio. Su duración es de 365'25954 días solares, o sea, 365 días, 6horas, 13 minutos y 53'21 segundos.

Se llama año civil al año de uso, que por razones prácticas debe comprender unnúmero entero de días. Tiene una duración de 365 ó 366 días.

Calendario. Es la distribución del tiempo en períodos adecuados a las necesidadesciviles y religiosas de las sociedades. Dichos períodos son el año, los meses, las sema-nas y los días. Los egipcios fueron los primeros en establecer un calendario solar yconstaba de 12 meses de 30 días cada uno y 5 días suplementarios llamados días in-ciertos. El inicio del año era el día en que la estrella Sirio se hacía visible por encimadel horizonte, pues esa fecha coincidía con la crecida del Nilo.

En la época de los romanos, Julio César estableció el llamado calendario juliano,en el que el año quedó dividido en 12 meses de 30 ó 31 días, excepto febrero, que tenía28 días, con un total de 365 días a los que se añadía un día más cada 4 años. Ello dabalugar a 3 años normales y 1 anormal llamado bisiesto. Este año bisiesto tenía 366 días yel día extra se añadía al final del año, pues los romanos empezaban el año en Marzo.Este año juliano resultó ser unos 11 minutos más largo que el año trópico, lo que suponeunas 18 horas de más por siglo, diferencia que acumulada siglo a siglo dio lugar a unadiferencia apreciable en el siglo XVI, en que se hizo una reforma.

La reforma del calendario, realizada en 1582 por el papa Gregorio XIII, tuvo porobjeto conseguir la concordancia entre el año juliano y el año trópico puesto que el pri-mero excedía al segundo en 3 días cada 400 años. En esta época el adelanto del calenda-rio juliano era de unos 10 días con respecto al año trópico. Así, la reforma consistió ensuprimir 10 días, de forma que el día siguiente al 4 de octubre de 1582 fue el 15 de oc-tubre de 1582, estableciéndose además que los años seculares (últimos de cada siglo)sólo fuesen bisiestos si los dos primeros números son múltiplos de 4, como 1600, 2000,2400... (1700, 1800 y 1900 no han sido por tanto bisiestos). De esta manera, la duracióndel año gregoriano quedó fijada en 365'2425 días, o sea, 365 días, 5 horas 49 minutos y12 segundos, es decir, con un error respecto al año trópico de un día cada 3323 años.

3.6. Coordenadas astronómicas.

El problema que trata de resolver la Astronomía de posición es determinar la posi-ción de los astros en el firmamento, independientemente de la enorme distancia a la quese encuentran.

La Tierra puede considerarse como un punto en el espacio, centro de la esfera ce-leste, sobre cuya superficie se sitúan las posiciones aparentes de los astros. De este mo-do puede calcularse la distancia angular entre dos astros que es el arco de círculo máxi-mo comprendido entre ellos. Para ello necesitamos un sistema determinado de coorde-nadas esféricas, formado por:

a) Un eje llamado eje fundamental o de referencia.


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b) Un círculo máximo en plano perpendicular al eje, llamado circulo fundamental.c) Dos coordenadas, una sobre el círculo fundamental y la otra sobre los semicírcu-

los máximos que pasan por los polos celestes.d) Un sentido de medición de los arcos, que es directo si se efectúa en sentido antiho-

rario y retrógrado en sentido horario.

Coordenadas altacimutales y horizontales. Están referidas al horizonte del obser-vador. El origen del sistema de coordenadas es un punto de la superficie terrestre y eleje fundamental es la vertical del lugar (dirección de la plomada). Su intersección con laesfera celeste se llama cenit y el opuesto nadir. El cír-culo fundamental es el horizonte del lugar y los círculosmenores paralelos al mismo se llaman almucantarates.Los círculos máximos que pasan por el cenit, el astro yel nadir se llama círculo vertical o vertical del astro.

Las coordenadas horizontales son la altura o al-titud y el acimut. La primera es la distancia angularentre el horizonte y el astro y se mide de 0° a 90° apartir del horizonte, tiene signo positivo/negativo paraastros por encima/debajo de éste. Esta representado por FIG. 12

h (fig.12). A veces se emplea la distancia cenital Z, distancia angular entre el astro y elcenit: Z=90°-h. El acimut es el arco de horizonte en sentido retrógrado desde el puntoSur hasta la vertical del astro. Su valor va de 0° a 360° y está representado por a.

Los instrumentos utilizados para determinar las coordenadas horizontales son elteodolito, que permite determinar las dos coordenadas simultáneamente, y el sextante.

Coordenadas horarias o ecuatoriales locales.- Con origen en el centro de la Tie-rra, el eje fundamental es el eje del mundo que corta a la esfera celeste en los polos ce-lestes. El plano fundamental es el ecuador celeste y los círculos menores paralelos almismo son los paralelos celestes o círculos diurnos de declinación.

Las coordenadas horarias son: el ángulo horario yla declinación. El primero es el arco de ecuador celeste,medido en sentido retrógrado, desde la intersección delmeridiano del lugar y el ecuador hasta el círculo horariodel astro. Se mide en Horas, Minutos y Segundos desde0 a 24 horas y se representa por H (fig.13).

La declinación es el arco de circulo horario entreel ecuador celeste y el astro, medido entre 0º y 90° apartir del ecuador. Su valor es positivo/negativo para unastro situado en el hemisferio Boreal/Austral. Se repre-senta por D.

FIG. 13

Con frecuencia se mide la distancia polar, en lugar de la declinación, que es el ar-co de círculo horario desde el polo celeste hasta el astro y está relacionada con la decli-nación por p+D=90°. Por ser uniforme el movimiento diurno, el tiempo puede ser me-dido en unidades angulares. Así, como 360° corresponde a 24 horas, 1 hora=15°.


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Para determinar las coordenadas horarias se utiliza el anteojo meridiano que per-mite determinar directamente la declinación. El ángulo horario se calcula a partir de lahora de paso del astro por la vertical del lugar.

Coordenadas ecuatoriales absolutas. Están referidas al ecuador celeste y se lla-man también coordenadas celestes o uranográficas. Surgieron por la necesidad de obte-ner unas coordenadas que sean constantes y no dependan del tiempo.

El eje fundamental es el mismo que el del sistemade coordenadas horarias, así como los demás elemen-tos. Las coordenadas ecuatoriales absolutas son: la de-clinación y la ascensión recta. La declinación ya fuedefinida en el sistema de coordenadas horarias. La as-censión recta es el arco de ecuador celeste en sentidodirecto a partir del punto Aries hasta el meridiano delastro. Varía de 0 a 24 horas y se representa por a(fig.14).

Como el punto Aries es común para todos los ob- FIG. 14

servadores, las coordenadas ecuatoriales son universales y permanecen constantes en eltiempo. Para su determinación se emplea, el anteojo meridiano.

Coordenadas eclípticas. Están referidas a la eclíptica y son las más útiles para elestudio de los planetas ya que éstos se mueven dentro de dicha franja.

El eje fundamental es el eje de la eclíptica que cortaa la esfera celeste en dos puntos llamados polos de laeclíptica. El círculo fundamental es la eclíptica y los cír-culos máximos que pasan por los polos se denominan má-ximos de longitud y de ellos, aquel que pasa por el puntoAries recibe el nombre de primer máximo de longitud.

Las coordenadas eclípticas son: la longitud celeste yla latitud celeste. La primera es el arco de eclíptica medi-do en sentido directo desde el punto Aries (γ) hasta el má- FIG. 15

ximo de longitud de un astro; se mide en grados desde 0º a 360º y se representa por λ.La latitud celeste es la longitud del arco máximo que pasa por el astro, desde el propioastro a la eclíptica. Su valor oscila entre 0° y 90º y se representa por β.

Estas coordenadas también son universales pues no dependen del lugar, ni delinstante en que se efectúa la observación. Sus valores se calculan a partir de las coorde-nadas ecuatoriales utilizando determinadas relaciones entre triángulos esféricos trazadossobre la bóveda celeste.

3.7. Constelaciones.

Los antiguos vieron en las inmutables posiciones de las estrellas, representacionesde animales, dioses y cosas, simbolizadas en el cielo, que servían para poderse orientar.Estas agrupaciones estelares se llaman constelaciones. Todo el cielo está dividido en


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áreas con límites precisos y cada área contiene una de las antiguas constelaciones que leda el nombre a dicha zona.

La constelación no tiene ningún significado físico objetivo, es solamente una re-gión del cielo con estrellas enmarcadas en unos límites que siguen siempre meridianos yparalelos celestes. Por comodidad, esta subdivisión del cielo ha perdurado hasta hoypermitiendo una ventajosa localización y nomenclatura de las estrellas luminosas. Lasconstelaciones son en total 88; de éstas 48 han llegado hasta nosotros desde la antigüe-dad y 40 han sido introducidas en época moderna (casi todas las nuevas constelacionesse encuentran en el hemisferio austral que era desconocido para las antiguas civilizacio-nes mediterráneas).

El Zodíaco es el nombre dado a una franja extensa de la esfera celeste limitada pordos planos paralelos a la eclíptica situados a una distancia angular de ±8'5º y que losantiguos griegos nombraron así como zona o casa de animales, porque casi todas lasconstelaciones de ella recuerdan la figura de un animal. Dentro de esta franja se muevenaparentemente el Sol, la Luna y los planetas a excepción del Plutón. Esta zona se divi-dió en 12 sectores de 30° cada uno que se distinguían por el nombre de la constelaciónrespectiva y se denominaron signos del zodíaco.

4. OBSERVACIÓN Y MEDIDA EN ASTROFÍSICA

4.1. Observación en la antigüedad.

Desde el comienzo de la historia y en todas las civilizaciones, el hombre ha mira-do al cielo y ha observado y tratado de medir las posiciones de los astros, en un intentode medir el tiempo, establecer el curso de las estaciones, que servirá de guía a la agri-cultura, determinar posiciones fijas en el firmamento que le sirviera de orientación enviajes y expediciones. Ya los egipcios construyeron relojes de sol y de agua, realizabanobservaciones celestes desde las terrazas de los templos recurriendo a métodos geomé-tricos y utilizando obeliscos y pirámides. Los babilonios poseían puestos fijos de obser-vación con sencillos instrumentos como la esfera armilar y otros instrumentos rud i-mentarios para situar estrellas. Los griegos construyeron cuadrantes y esferas armilares,para enfocar estrellas y así prepararon sus catálogos de estrellas.

El último gran observatorio sin telescopios ópticos fue el del astrónomo alemánTycho-Brahe, en la isla Hveen, Alemania, construido en 1576 y disponía de puestos deobservación a las cuatro direcciones celestes.

4.2. Observación óptica instrumental.

El primer instrumento de observación astronómica fue el anteojo astronómico,que data de 1608, y fue empleado por Galileo que descubrió en 1610, cuatro satélites deJúpiter, y fue un memorable acontecimiento en la historia de la Astronomía. En adelanteno se interrumpió la cadena de descubrimientos con el anteojo astronómico y los ins-trumentos derivados de él, más desarrollados.

Los anteojos astronómicos o telescopios utilizados en la observación de la luz vi-sible, se dividen en dos tipos:


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1. Telescopios refractores, construidos con lentes ópticas o sistemas de lentes.2. Telescopios reflectores, construidos mediante espejos cóncavos.

Al grupo de los primeros pertenece, el anteojo de Kepler, formado esencialmentepor dos lentes, el objetivo y el ocular. El objetivo, que está del lado del objeto a obser-var, hace converger a un punto, llamado foco, la imagen de un objeto alejado, y dichaimagen próxima es enfocada por el ojo a través de una lente o lupa, el ocular, que pro-duce una imagen invertida del objeto. Para la eficacia de un telescopio astronómico noes decisiva la ampliación, sino el diámetro y abertura del objetivo ya que decide cuántaluz procedente de un astro quizás muy leja-no, puede impresionar la placa fotográfica ola retina del ojo. Cuanto mayor sea el objeti-vo tantas más estrellas de luminosidad escasapodremos observar. Sin embargo las mayo-res ampliaciones se consiguen con objetivosde largas distancias focales. FIG. 16

Los telescopios de la época pionera tenían largas distancias focales pero escasodiámetro en el objetivo. Johann Hevel construyó en Danzig un telescopio de 45 metrosde largo, que se movía mediante un mástil y un aparejo. Estos aparatos carecían de tuboy se les llamaron anteojos aéreos. No pudieron eliminar la anomalía de color o sea laaberración cromática, hasta la época de Joseph Fraunhofer.

Al grupo de los segundos, telescopios reflectores, pertenece el telescopio cons-truido por Newton en 1671. Está formado por un tubo que dispone de un espejo cóncavoen su fondo, y a la distancia focal del espejo en el eje del tubo, dispone de un espejocaptor de tal manera que los rayos procedentes del espejo cóncavo, antes de su unión enel punto focal, son reflejados a un lado en ángulo recto (fig.17). El ocular se disponíalateralmente.

FIG. 17 FIG. 18

De los habituales sistemas de construcción empleados hoy, citaremos el telescopiode Cassegrain, (fig.18), donde el espejo captor enfoca los rayos hacia una perforación enel centro del espejo principal, donde se sitúa el ocular.

La ventaja del telescopio de reflexión sobre el telescopio de refracción o lenticulares que no presenta dispersión de colores o aberración cromática. Los telescopios gigan-tescos son, en general, reflectores, debido a que resulta muy difícil construir lentes demás de un metro de diámetro. Destacaremos que el mayor telescopio reflector construi-do está situado en el observatorio del Monte Palomar, en California, a 1700 m de altura,que posee una cúpula de 41 m de alta, que encierra el telescopio reflector con un espejode 5 metros de diámetro. Todo el instrumento pesa 500 Tm, nada en una capa de aceitemuy fina y un diminuto motor sincrónico de sólo 60 watios basta para hacer seguir altelescopio el curso de las estrellas.


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4.3. Cartografía fotográfica.

El gran avance de la Astronomía en las últimas décadas se debió a la utilizaciónde la técnica fotográfica. Las ventajas de la exploración fotográfica tienen dos causas: a)La exposición fotográfica prolongada en el cielo logra captar estrellas, que por lejanasno serían perceptibles por el ojo a través del telescopio, pues el ojo percibe imágenesinstantáneas. b) La fotografía permite hacer numerosas tomas en una sola noche, decielo despejado, que luego durante el día y en noches de mal tiempo, podrán analizarsey estudiarse detenidamente.

Para fotografiar el cielo no se emplean los mismos instrumentos que para la ob-servación directa visual. La mayor sensibilidad del ojo corresponde a una zona de coloralgo distinta de la zona de color más activa para la placa fotográfica normal, por lo quehay que modificar ligeramente los objetivos fotográficos.

Mediante la técnica fotográfica se ha logrado confeccionar catálogos y atlas ce-lestes, de los que destacamos el catálogo Sky Survey que confeccionó el Observatoriode Monte Palomar y que contiene más de 500 millones de estrellas fotografiadas con elpotente telescopio de 126 cm de apertura fotográfica y que posteriormente fue ampliadocon otras fotografías obtenidas por telescopios instalados en Australia y los Andes chi-lenos, que ha ampliado el archivo de estrellas en más de 3.000 millones.

4.4. Observación en radiofrecuencia.

En 1931, K.Jansky descubrió que el centro de la vía Láctea (hacia la constelaciónde Sagitario) era una fuente emisora de radiaciones de onda corta y en 1942, técnicosingleses identificaron al Sol como emisor de ondas hertzianas.

La atmósfera de la Tierra absorbe gran parte de las radiaciones que proceden deluniverso. Hasta entonces solo se podía mirar a través de la pequeña “ventana” de la luz(0'4 a 0'8 µm de longitud de onda λ). La radiación ultravioleta es absorbida por la ozo-nosfera, los rayos X, son absorbidos en la Ionosfera y la radiación infrarroja es conside-rablemente absorbida por el vapor del agua y el dióxido de carbono. Sólo para las ondasmas largas se hace transparente la atmósfera terrestre. Una nueva “ventana” para el es-tudio del Universo queda abierta incluso para cualquier estado del tiempo y a cualquierhora, y es la zona de longitudes de onda comprendida entre 1 cm y 15 metros corres-pondiente a las ondas hertzianas.

Los aparatos captores de estas emisiones de ondas cortas, llamados radiotelesco-pios, tendrán una sensibilidad que dependerá del tamaño de sus antenas. Deben cons-truirse gigantescos instrumentos de esta clase para poder descubrir la situación de unafuente cósmica de radioondas y para poder separar perceptiblemente dos fuentes estre-chamente próximas. Las radiaciones cósmicas pueden ser oídas como crujidos en unaltavoz, o registradas según su potencia en una banda registradora. Las antenas de losradiotelescopios son parabólicas construidas de metal y su poder de resolución es pro-porcional al diámetro de los mismos.

Los objetos más potentes del universo son las radiogalaxias y los quasars que seestán observando ahora con el mayor detalle mediante redes de radiotelescopios que seextienden a través de los continentes e incluso a través de los océanos. La técnica que


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posibilita estas observaciones de gran resolución es la interferometría. Se han obtenidoimágenes de algunos de los objetos del universo más alejados, con resoluciones que seacercan a 0'0001 segundos de arco (aproximadamente un palmo en la superficie de laLuna).

4.5. Observación supraatmosférica.

Desde 1962 se vienen realizando observaciones con detectores de rayos X trans-portados por encima de la atmósfera mediante cohetes, ya que la absorción que la at-mósfera presenta a la radiación de frecuencia superior al visible impide “ver” el Unive r-so en estas gamas de frecuencias. En 1978 se lanzó y se puso en órbitas el observatoriode rayos X llamado observatorio Einstein. Constituye para los astrónomos un telescopiocuya sensibilidad a los rayos X iguala a la de los instrumentos ópticos y a los radioteles-copios.

El observatorio Einstein ha logrado registrar, en la banda de rayos X, todas lasclases importantes de objetos astronómicos cuyas emisiones ópticas y de radio han po-dido ser detectadas con los mayores telescopios de tierra. Cada día, desde una órbita de500 Km sobre la superficie, el observatorio Einstein registra las emisiones en rayos Xde 10 a 12 regiones del cielo seleccionadas previamente y transmite las observaciones avarios grandes radiotelescopios del mundo. El telescopio se puede apuntar con la preci-sión de 1 minuto de arco y proporciona una resolución en rayos X de 4" de arco.

Este observatorio ha examinado más de 3000 campos celestes registrando nume-rosas nuevas fuentes intensas de rayos X. El volumen de nueva información es tangrande que los astrónomos tardarán años en analizarla. Consecuencia de estas investiga-ciones puede decirse que las estrellas normales emiten más radiación X de lo que sehabía previsto. Ha aumentado el número de sistemas binarios conocidos en los que setraspasa masa de una estrella grande a una pequeña compañera ultradensa (estrella deneutrones o agujero negro). Se han descubierto emisiones de rayos X procedentes de losmás distantes quasars conocidos, que son objetos parecidos a estrellas cuyos enormescorrimientos hacia el rojo indican que se están alejando a velocidades de hasta el 90%de la velocidad de la luz.

Los procesos físicos que sufren los astros les hacen emitir también radiación elec-tromagnética en bandas muy estrechas a energías superiores incluso a las de los rayosX, en la zona de los rayos γ. Las líneas espectrales resultantes pueden detectarse coninstrumentos montados en globos o satélites y están comenzando a proporcionar infor-mación sobre procesos de alta energía y objetos que llaman la atención de los astrofísi-cos, tales como las supernovas, las estrellas de neutrones y fenómenos en el centro delas galaxias. Las líneas del espectro de rayos γ se producen por las transiciones entre losniveles de energía de los núcleos atómicos. El rayo γ es testimonio de una transiciónnuclear específica.

Aunque este campo de investigación en rayos γ está aún en su infancia, las pers-pectivas son prometedoras y se podrán hacer observaciones en relación con la síntesiscósmica de elementos químicos pesados, investigar la naturaleza y la masa de las estre-llas de neutrones y sus fuertes campos magnéticos, estudiar los modelos de quasars, etc.


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4.6. El Telescopio Espacial.

El más moderno de los instrumentos de observación y medida en astronomía es elTelescopio Espacial, puesto en órbita por la NASA alrededor de la Tierra, que tras unoscomienzos con funcionamiento muy imperfecto debido a las deficiencias y averías de-tectadas ha sido recientemente sometido a una espectacular reparación en medio de es-pacio y ha quedado en perfectas condiciones de uso. Constituirá un observatorio astro-nómico de múltiple uso. Tiene espejos primarios de 2'4 metros de diámetro capaz deconcentrar radiación en toda la parte óptica de espectro y registrará imágenes astronó-micas de resolución extremadamente alta, detectará objetos extremadamente débiles,recogerá datos espectrográficos y hará medidas muy precisas de la posición de lasfuentes radiantes.

Está dotado de instrumentos adecuados que responderán a ondas electromagnéti-cas de longitudes de onda entre 115 nm en la región del ultravioleta lejano hasta 1 mmen el infrarrojo lejano. Otros instrumentos son: cámara gran angular/planetaria, cámarapara objetos débiles, espectrógrafo de objetos débiles, espectrógrafo de alta resolución yfotómetro de alta velocidad. El sistema de orientación le conferirá capacidad astrométri-ca. Se incorporarán en el futuro otros instrumentos entre ellos un detector de radiacióninfrarroja.

4.7. Observación en el infrarrojo.

La región del infrarrojo constituye una fuente de información espectacular para elastrofísico, pues muchos objetos (por ejemplo los de materia fría y sólida) radian casitoda su energía en el infrarrojo. Otros sucesos, como nacimiento de estrellas y conden-sación de sistemas planetarios, se contemplan de manera óptima en el infrarrojo. El Sa-télite Astronómico Infrarrojo (IRAS) ha realizado exploraciones exhaustivas del cielo,cubriendo un amplio dominio de frecuencias en el infrarrojo. Con los datos enviados porel satélite se han compilado mapas de brillo del cielo en cuatro bandas de longitudes deonda del infrarrojo y se han catalogado 250.000 fuentes discretas de emisión infrarroja.

Dentro del sistema solar, el satélite detectó nuevos cometas y dos tenues bandasde polvo por encima y por debajo del cinturón de asteroides. Halló una extensa banda demateria sólida alrededor de una estrella próxima, lo que puede interpretarse como unestado primitivo de la formación de un sistema planetario. Se observaron estrellas reciénnacidas envueltas todavía en el velo de gas y polvo del que se habían condensado y pro-porcionó una visión clara y panorámica del núcleo de la Vía Láctea.

5. ORIGEN, EVOLUCION Y ESTRUCTURA DEL UNIVERSO

5.1. El origen del Universo.

La Cosmología, como ciencia que estudia el Universo como conjunto, no se desa-rrolló hasta que Einstein propuso en 1915, la Teoría de la Relatividad General, donde sedaba una nueva visión de la gravitación universal. Esta teoría conducía inevitablementea la idea de que el Universo no podía ser estático, idea tan absurda que el propio Eins-tein se negó a aceptar. Convencido de que el cosmos era inmóvil y eterno, introdujo en


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sus ecuaciones un término llamado constante cosmológica para construir un universoestático, lo que calificó más tarde como el mayor error de su vida.

El ruso A.Friedmann en 1922, reexaminando las ecuaciones de relatividad, llegó ala conclusión de que el Universo tenía que ser evolutivo, predicción confirmada porEdwin Hubble en 1922, al descubrir la fuga de las galaxias o sea la expansión del Uni-verso. El Universo evoluciona, luego tiene un futuro y también tiene un pasado.

A escala cósmica, las unidades fundamentales del Universo son las galaxias, con-centraciones de millones de estrellas y gas interestelar con dimensiones de millones deaños-luz. Debido a la gravedad se han acumulado en archipiélagos más o menos grandesllamados cúmulos de galaxias. Millones de galaxias están dispersas en el espacio obser-vable y se alejan de nosotros como se demuestra por el fuerte corrimiento hacia el rojode la luz que nos llega. El Universo se expande.

Si invertimos el mecanismo de expansión y retrocedemos hacia atrás en el tiempo,tendremos a las galaxias mucho más cerca unas de otras, tanto más, cuanto más atrás seretroceda en el tiempo, hasta llegar teóricamente a un instante inicial, tiempo cero, en elque el espacio y la materia no tendría dimensión alguna y la temperatura así como ladensidad del fluido cósmico, comprimido hasta el extremo, serían infinitas. Esta singu-laridad en el tiempo cero, donde todo el espacio y la materia ocuparía un punto de di-mensión cero, fue predicha por la teoría de relatividad general e indujo a George Ga-mow a proponer la teoría de la Gran Explosión o Big Bang.

Según esta teoría, la materia del Universo se hallaría, en el tiempo cero, hace unos15.000.000.000 años, en una forma infinitamente caliente y condensada, en condicionestan extremas, que la física actual es incapaz de describir. Esta singularidad inicial esta-lló en una gigantesca explosión dando origen a la expansión que hoy observamos. Du-rante todo el tiempo transcurrido, la expansión ha enfriado el Universo hasta el aspectoactual. La física de partículas elementales ha logrado reconstruir la historia del Universodesde la primera millonésima de segundo después del tiempo cero. Al remontarnos altiempo cero, el Universo se hace más simple y las cuatro fuerzas fundamentales estabanunificadas verosímilmente en una única fuerza. Debido al enfriamiento, a las rupturasespontáneas de simetría ya otras causas más complejas, estas fuerzas unificadas, se dife-renciaron y en el instante 10-6 s (una millonésima del tiempo cero) ya estaban presenteslas cuatro fuerzas actuando selectivamente sobre las partículas y la temperatura era losuficientemente baja como para que fueran estables las asociaciones de quarks forman-do los protones y neutrones.

5.2. Evolución del Universo primitivo.

El Universo estaba constituido, en este instante, por una mezcla muy caliente,(temperatura de 1013 K) de protones, neutrones, electrones, neutrinos y sus antipartícu-las que se aniquilaban entre sí cada partícula con su antipartícula para dar pares de foto-nes de altísima energía y simultáneamente se creaba un número equivalente de pares departículas por materialización de los fotones. Existía un equilibrio entre la materia y laradiación, ambas con igual temperatura, pero este equilibrio no podía durar ya que laexpansión continuaba y la temperatura disminuía. Pronto la energía de los fotones nofue suficiente para su materialización en pares de partículas y roto el equilibrio, la ani-quilación de las partículas continuaba al mismo ritmo. Resultó que la mayoría de las


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partículas y antipartículas desaparecieron, empezando por las más masivas, hacia los10−4 s del tiempo cero, cuando la temperatura, 1012K, ya no era suficiente para regene-rarlas. Subsistió, no obstante, un pequeño residuo de partículas sin sus antipartículascorrespondientes, y este residuo constituiría el Universo actual. Esto se debe, según secree, a que la probabilidad de que permanezca una partícula es ligeramente más elevadaque la probabilidad de que permanezca su antipartícula. La diferencia de estas probabi-lidades es ínfima, pero en el instante 10-36s debería de ser más elevada y suficiente parapermitir este residuo de partículas, de donde se ha formado el Universo actual.

La expansión continuó, y a un segundo del tiempo cero, la temperatura era tanbaja, 3000 millones K, que se impedía la materialización de electrones y se aniquilaroncon sus antipartículas, los positrones a excepción de un pequeño residuo que subsistiópor las mismas razones de asimetría mencionadas. El residuo de electrones neutralizó alresiduo de protones y se entró en la era radiativa, dominada por la alta densidad deenergía fotónica. Esta etapa estuvo marcada por la nucleosíntesis primordial, entre los 3y 30 minutos del tiempo cero, cuando la temperatura era la adecuada para que protonesy neutrones se uniesen para formar núcleos ligeros, como helio, litio, etc. Antes de esteperíodo, la temperatura era muy alta y provocaba la disociación de los núcleos forma-dos, pero después la temperatura era demasiado baja y las reacciones de fusión nuclearno tendrían lugar, salvo más tarde en las estrellas en formación.

En este período de nucleosíntesis primordial, se sintetizaron la mayoría de los nú-cleos ligeros como el deuterio, helio 3, litio 7 y sobre todo el helio 4, el más abundanteen el Universo después del hidrógeno. Durante la era radiativa, que duró hasta 700.000años del tiempo cero, la densidad y la temperatura eran demasiado elevadas para quepudieran subsistir átomos neutros. Apenas un electrón se combinaba con un protón paraformar hidrógeno, era inmediatamente disociado por los fotones energéticos ambienta-les. Al final de la era radiativa, la temperatura, de unos 3000 K permitía la existenciaestable de átomos neutros. Los electrones se asociaban a los núcleos para formar princi-palmente hidrógeno y helio. Estos átomos neutros, dejaban filtrar más fácilmente la ra-diación que anteriormente, cuando estaban disociados, y el Universo se vuelve transpa-rente y la luz puede propagarse libremente.

Esta radiación ya libre, conserva un espectro característico de radiación térmica a3000 K y es hoy perceptible. Es como ver el resplandor de la gran explosión inicial. Fuedescubierta en 1965 por Penzias y Wilson como radiación emitida por lugares muy dis-tantes, que nos está alcanzando ahora, y por la expansión del Universo se produciría unfuerte desplazamiento por efecto Doppler hacia frecuencias mucho menores que la fre-cuencia en sus orígenes. Por ello nos llega hoy día como radiación de microondas. Es loque se llama el ruido de fondo de microondas. La existencia de esta radiación (resplan-dor del Big-Bang) la fuga de las galaxias y la elevada abundancia de Helio-4 son el fun-damento observacional en el que se basa la teoría del Big-Bang.

Tras la era radiativa, la evolución ha sido lenta y dominada por la fuerza gravita-cional, única fuerza atractiva que tiene alcance infinito y afecta a toda la materia. Laacción conjunta de la Gravitación y la expansión ha dividido la materia, inicialmentehomogénea, en estructuras heterogéneas como cúmulos, galaxias, estrellas, planetas,etc. En el núcleo de las estrellas se forjan, por reacciones nucleares, núcleos cada vezmás másicos como O, N, C y Fe que constituyen lo esencial de los sistemas planetarios.


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5.3. Evolución estelar.

La evolución de las estrellas plantea problemas fundamentales para la Astrofísicay la Cosmología. En los últimos años, nuevos radiotelescopios y telescopios de infra-rrojos han sondeado los lugares de nacimiento de estrellas y las observaciones indicanque el nacimiento de estrellas viene desencadenado por ondas de choque que atraviesangigantescas nubes de polvo y gas interestelar. Estas nubes ocultan en parte, las fases delnacimiento estelar, por lo que no pueden observarse directamente y ha de explicarsemediante modelos teóricos.

En la formación de estrellas subyace un concepto físico simple: el de la inestabili-dad gravitatoria. Imaginemos una nube de gas, uniforme y estática, en el espacio. Su-pongamos que el gas se perturba por algún procedimiento como la onda de choque deuna explosión lejana, de forma que una pequeña región de la nube se haga un poco másdensa que el gas que le rodea. Por esta razón, el campo gravitatorio de esa pequeña re-gión densa se volverá un poco más intenso. Al atraer más materia hacia sí, su gravedadseguirá aumentando, lo que provocará una más intensa contracción. Al contraerse lamateria, su densidad crecerá, lo que incrementará aún más su gravedad de modo quecapturará más materia de la de alrededor y se contraerá más. Es lo que se llama el co-lapso gravitatorio y el proceso continuará hasta que la pequeña región de gas inicialforme un campo gravitatoriamente ligado.

Una nube que se contraiga bajo la acción de su propia gravedad se calentará debi-do a que la energía gravitatoria de la materia que cae, se transforma en calor y por elloaumentará considerablemente la presión interna de la nube gaseosa y esta presión eleva-da tenderá a expulsar la materia hacia fuera. Para que la acción hacia dentro de la gra-vedad supere a la acción hacia fuera de la presión interna y el gas se configure comoobjeto ligado, es decir, una estrella, la región perturbada deberá ser lo suficientementemasiva para contraerse a pesar de la presión interna.

Describiremos la secuencia de acontecimientos en la formación de la estrella apartir de una nube de gas. Las nubes moleculares originarias, constan de polvo y gasescon hidrógeno como componente principal. Una nube molecular típica puede tener undiámetro de 200 o más años-luz, con masas de 100.000 veces la del Sol, densidades deunas 1000 moléculas/cm3 y temperaturas de 15 a 20 K. Una porción de esta nube sevuelve gravitatoriamente inestable y comienza el colapso gravitatorio. La parte inestablese contrae y se hace más densa y caliente. El núcleo del fragmento aumenta su densidadmás rápidamente que sus capas exteriores y colapsa más deprisa que dichas capas, ca-lentándose fuertemente. En 10.000 ó 100.000 años, la temperatura interna alcanza los 8ó 10 millones de grados K, que es la temperatura a la que se inician las reacciones ter-monucleares de fusión o unión de dos átomos de hidrógeno para formar helio con unenorme desprendimiento de energía. Se genera tanto calor que la presión interna en elnúcleo aumenta lo suficiente como para detener el colapso gravitatorio, estableciéndoseun perfecto equilibrio que durará mientras no se agote el combustible nuclear, es decir,el hidrógeno. Ha nacido una estrella de gran masa. Al principio la temperatura de lasuperficie de la estrella es baja, unos 4.000 K y a medida que evoluciona y el calor delnúcleo se propaga a la superficie, aumenta su temperatura a 32.000 K, con ello aumentala energía de la radiación que emite.


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La estrella recién nacida no puede detectarse en el espectro visible pues está tapa-da por la nube de polvo y gas circundante. La radiación que emite la estrella afecta aesta nube de polvo y gas que ioniza y calienta al hidrógeno y por ello se expande arras-trando al resto de la nube más fría y haciendo que ésta, tras unas decenas de miles deaños, desaparezca. La estrella queda así desnuda en el espacio y el proceso de su naci-miento se ha completado. El proceso total puede durar unos cuantos millones de años.

5.4. Supernovas y Estrellas de Neutrones.

La vida de una estrella es una lucha entre la gravedad, que tiende a comprimirla yla presión de su núcleo, consecuencia del calor de las reacciones nucleares, que tiende aexplosionarla. La gravedad no se agota con el tiempo y siempre está presente, mientrasque el calor nuclear acabará cuando se agote el hidrógeno disponible.

Cuando el hidrógeno se agota, el núcleo disminuye su presión y temperatura, porcesar las reacciones nucleares y colapsa nuevamente sobre sí misma por gravedad. Apartir de aquí, la evolución depende de su masa. Si la masa es inferior a 1'44 masas sola-res, la evolución ha terminado en la contracción y la estrella se enfría lentamente comouna enana blanca. Estas estrellas encierran casi tanta materia como el Sol pero en unvolumen un millón de veces menor, comparable al de la Tierra. La densidad es elevada(106-108 g/cm3) y los núcleos de los átomos aún conservan su identidad pero los elec-trones se encuentran en un estado llamado degenerado caracterizado por su total desor-den desligados de los núcleos y es la presión de estos electrones la que mantiene la es-trella e impide que se hunda bajo su propio peso.

Si la masa es superior a 1'44 masas solares, la temperatura en el núcleo será lo su-ficiente para que se inicien nuevas y más energéticas reacciones nucleares de fusión denúcleos de helio para formar carbono, nitrógeno y oxígeno. Se sintetizan núcleos cadavez más pesados hasta convertirse en hierro. En este punto se produce una crisis deenergía, ya que posteriores fusiones de hierro para formar otros núcleos más pesados,son reacciones endotérmicas y por tanto absorben energía. Se detienen las fusiones nu-cleares. Se produce una caída brutal de la temperatura y de la presión interna y el núcleoestelar se hunde bajo su propio peso, liberando una ingente cantidad de energía gravita-toria que impulsará a la envoltura de la estrella hacia el espacio, a velocidades increíbles(≈5% de la velocidad de la luz) en una gigantesca explosión llamada supernova. Unasola estrella en explosión puede fulgurar con más brillo que una galaxia entera com-puesta de millones de estrellas. La explosión de supernova, como estadio final de la vidade la estrella, produce temperaturas elevadas y se forman núcleos atómicos muy pesa-dos, próximos al Uranio, por procesos de captura y desintegración de neutrones, a tasasmuy elevadas, siendo expulsados al espacio exterior. Una explosión semejante fue ob-servada en 1054 por los chinos, su brillo declinó rápidamente en unos meses al conver-tirse en lo que ahora se conoce como la nebulosa del Cangrejo.

En el fenómeno Supernova se plantea una cuestión de interés. Si la estrella termi-na su vida en un colapso o implosión, ¿cómo puede expulsar la mayor parte de su masaal exterior? En algún momento, el movimiento de caída de materia hacia el centro debe-rá detenerse e invertirse, es decir, la implosión convertirse en explosión. Según las ob-servaciones y los modelos construidos, el suceso crucial en el punto de retorno, sería laformación de una gigantesca onda de choque como consecuencia del colapso gravitato-


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rio casi instantáneo que se produciría con el núcleo central de la estrella y que se propa-garía al exterior a velocidades increíbles, arrastrando todo a su paso.

Si la masa que resulta del colapso es inferior a 2 ó 3 masas solares, se comprimegravitatoriamente hasta un estado de materia superdensa en la que los electrones y losprotones son empujados unos contra otros para formar neutrones. El astro se convierteen Estrella de Neutrones. La densidad alcanza valores del orden de 1010 Tm/cm3 y susdimensiones se reducen a unas decenas de kilómetros (50 ó 60 Km) en comparación conlos 1.400.000 Km del Sol. La conversión de una estrella ordinaria en estrella de neutro-nes incrementa su velocidad de rotación conforme disminuye el diámetro, consecuenciade la conservación del momento angular. Estas estrellas girarán a velocidades de 10 omás vueltas por segundo generando ondas electromagnéticas en forma de pulsos inter-mitentes. La prueba observacional de la existencia de tales estrellas de neutrones está enlos Púlsares, descubiertos en 1967, por A.Hewish (Cambridge, Inglaterra). Estos púlsa-res emiten impulsos que barren el Universo como los destellos giratorios de un faro ma-rítimo y se supone que están producidos por un campo magnético millones de veces másintenso que cualquiera de los que podamos generar en la Tierra.

Si la masa del residuo del colapso es mayor todavía que en una estrella de neutro-nes, nada puede oponerse a la gravedad tan enorme que se produce y la materia se com-prime a densidades aún mayores. El campo gravitatorio de un astro de esta naturaleza estan intenso que nada podría escapar a su acción, ni siquiera la propia luz, por lo que seles llamó Agujeros Negros.

5.5. Evolución planetaria.

Los sistemas planetarios, como el Sistema Solar, se formaron más recientementeque las estrellas, a partir de una nebulosa de polvo y gas, probablemente residuos de unaexplosión de supernova. La teoría de Laplace consideraba al sistema solar formado apartir de una esfera gaseosa cuyo radio se extendía hasta el último planeta. Esta masa seencontraba en rotación lo que produjo achatamiento por los polos. La masa principal dela esfera se contrajo por gravedad e inició la formación de una estrella. En la rotaciónexpulsó un anillo de gases alrededor del ecuador lo que originaría los planetas, y en unproceso repetitivo se originaron satélites, anillos y otros objetos.

Otra teoría consideraba la condensación de los planetas a partir de un chorro degas caliente que habría brotado del Sol por causa del acercamiento de una estrella queestuvo a punto de chocar con él. Pero estas hipótesis quedan invalidadas por la eviden-cia de los hechos reales observados, aunque surgieron hipótesis alternativas.

Se piensa que nuestro Sistema Solar emergió de una gigantesca supernova ances-tral, con un gran disco en rotación de materia gaseosa muy difusa y caliente, que se ex-tendía más allá de la órbita de Plutón. Los campos magnéticos dentro de estos gases enmovimiento habrían permitido que la materia se expandiese en espiral según sus propiaslíneas de fuerza. La materia gaseosa caliente de la nebulosa solar en condensación fuesoplada desde el centro y parte de ella se perdió en el espacio interestelar. Los elemen-tos ligeros, H y He, se alejaron considerablemente y los más pesados permanecieronpróximos al Sol. De esta manera, los planetas exteriores (Júpiter, Saturno, Urano, Nep-tuno y Plutón) parecen estar formados principalmente por H y He mientras que los inte-


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riores (Mercurio, Venus, La Tierra y Marte) están formados por cantidades diversas demateria pesada.

Desde hace 4500 millones de años, el Sol apenas ha cambiado sus propiedades, seencuentra en fase de equilibrio entre atracción gravitatoria y presión interna y no cam-biará su aspecto durante los próximos 5000 millones de años, transcurridos los cuales seconvertirá en una gigante roja, es decir, que su centro se contraerá de nuevo mientrasque su envoltura se dilatará hasta englobar los planetas próximos. La fase de giganteroja coincide con la fusión del helio para formar carbono. Esta fase de gigante roja dura-rá sólo unos centenares de miles de años, tras los que su envoltura será arrastrada por elcentro de la estrella. El Sol adquirirá el aspecto de una nebulosa planetaria antes de con-vertirse en una enana blanca.

5.6. Estructura del Universo.

La mayoría de las estrellas distinguibles por medios ópticos se encuentran con-centradas en un cinturón nebuloso que constituye la vía Láctea. Esta concentración deestrellas constituye una galaxia y en el caso de la nuestra, tiene forma de disco engrosa-do en su centro, de unos 100.000 años-luz de diámetro, 3.000 años-luz de grosor en laperiferia y 18.000 años-luz de grosor en el centro. Alrededor del disco y extendiéndosehasta distancias tres veces superior a su radio existe un gran halo difuso de estrellas deforma esférica que rodea todo el disco y que es parte integrante de la galaxia.

Las galaxias se encuentran inmersas en un substrato muy tenue de materia inte-restelar invisible, constituido por término medio por un 99% de Hidrógeno atómico y1% de polvo. A pesar de su tenuidad, la masa total de materia interestelar invisible en lagalaxia constituye el 2% de la masa total, de donde se puede calcular una densidad dealrededor de 1 átomo/cm3.

Con sus estrellas, glóbulos estelares, nebulosas y nubes de gas y polvo, nuestragalaxia no es todo cuanto podemos observar en el firmamento. En el cielo hay cientosde miles de millones de objetos visibles por el telescopio, que también parecen nebulo-sas difusas, pero que se encuentran más allá de los límites de la vía Láctea. Se trata deotras galaxias semejantes a la nuestra, las cuales muestran tendencia a producirse agru-padas en cúmulos, en contraposición con la imagen de galaxias aleatoriamente distri-buidas. La Vía Láctea pertenece a un gran enjambre de galaxias conocido como GrupoLocal, que comprende actualmente unas 24 galaxias, entre las que hay gran diversidadde tamaños, luminosidades, masas, etc. Así, la Vía Láctea, con su extensión de 100.000años-luz de diámetro (sin contar el halo galáctico) es un gigante entre las galaxias, aligual que la galaxia de Andrómeda, compañera en el grupo local. Hay sin embargo ga-laxias enanas con diámetros de 4.000 años-luz.

El Grupo Local como conjunto se extiende sobre 6'5 millones de años-luz y se veatraído a velocidad de 250 Km/s hacia el centro del Supercúmulo Local, conjunto deunas 10.000 galaxias reunidas en 10 grupos o cúmulos ligados entre sí por la gravitacióny que se extiende en un espacio de 130 millones de años-luz.


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BIBLIOGRAFÍA RECOMENDADA

Observatorio Einstein de Rayos X. INVESTIGACIÓN Y CIENCIA. Abril-1980.El firmamento en infrarrojo. INVESTIGACIÓN Y CIENCIA. Enero. 1985.Radioastronomía por interferometría. INVESTIGAC.Y CIENCIA. Agosto. 1982.

Juan FABREGAT, Mariano GARCÍA y Rafael SENDRA. Curso de Astronomíateórica y práctica. Editorial ECIR. 1986. VALENCIA.

Steven WEINBERG. Los tres primeros minutos del Universo. Alianza Universi-dad. Alianza Editorial. 1983. MADRID.

Jagjit STIGH. Teorías de la Cosmología Moderna. Alianza Universidad. AlianzaEditorial. 1982. MADRID.


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Tratamiento Didáctico----------------------------------------------------------------------------------------------------------OBJETIVOS

Introducción al estudio de la Astronomía, en sus diferentes aspectos: el Sistema So-lar, la Astronomía de posición, para situar los astros en el firmamento, los métodos deinvestigación en Astronomía, y la Cosmogonía y Cosmología (origen y evolución delUniverso).

Dar una visión de la amplitud e inmensidad del Universo, objeto de estudio de la Fí-sica y la Química, en comparación con la pequeñez, la limitación y la insignificancia denuestro propio entorno privilegiado y adquirir una panorámica universal de la ciencia.UBICACIÓN

Este tema no está ubicado en ningún programa de Física del Bachillerato. Es un temade Física aplicada y debe explicarse en el contexto de alguna aplicación complementariade la asignatura, como cursillo o actividad extraescolar o como tema transversal.

Aparece una débil e incipiente introducción al Universo en las Ciencias de la Natu-raleza de 3º curso de E.S.O.TEMPORALIZACION

La exposición del tema puede realizarse en 10 horas de clase incluidas las observa-ciones de campo.METODOLOGIA

Explicación ordenada, mediante esquemas y dibujos, de las diferentes partes del te-ma, ayudándose con vídeos educativos de la serie televisiva de Cosmos y Astronomía.

Exposición de las teorías cosmológicas en boga, apoyada en los fundamentos y des-cubrimientos más recientes de la astrofísica.

Exponer bibliografía, de carácter general elemental y de carácter específico, donde elalumno pueda ampliar sus conocimientos sobre Astronomía.CONTENIDOS MINIMOS

El Sistema Solar. Componentes. Movimientos de los planetas.El Sistema Tierra-Luna. Movimientos de la Tierra. Puntos principales.Características de los planetas interiores y exteriores.Movimiento del Sol. La eclíptica. Puntos principales.El tiempo: día, semana, mes y año. El calendario Juliano y el Gregoriano.Observación óptica en Astronomía. Observación en infrarrojo, rayos X y rayos γ.La fotografía en Astronomía. Observatorios espaciales.El origen del Universo. Teoría de la Gran Explosión.Observaciones que la corroboran.Evolución de las estrellas y del Sistema Solar.Supernova. Estrella de neutrones.

MATERIALES Y RECURSOS DIDACTICOSApuntes de clase, que serán complementados con libros de consulta y revistas cientí-

ficas con artículos sobre Astronomía y Astrofísica.Transparencias para retroproyector sobre elementos gráficos del tema, dibujos sobre

Astronomía de posición, mapas estelares, constelaciones, estrellas y galaxias, etc.Vídeos educativos de las series Cosmos y Astronomía.Telescopio experimental para observación nocturna.

EVALUACIÓNEjercicio escrito sobre cuestiones teóricas relacionadas con el tema y ejercicios prác-

ticos de astronomía de posición, manejo de coordenadas estelares, etc.Prueba escrita de opción múltiple, con preguntas de varias respuestas.Valoración de las observaciones realizadas con el telescopio.

temas de fÍsica y quÍmica (oposiciones de enseñanza … 39.pdf · 2008-08-12 · hasta el...

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