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Cosmología y Astronomía Constelaciones parte 1 - Monografía



 
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Constelaciones. Planetas. Sol. Luna. Leyes de Kepler



Astronomía



Ciencia que tiene por objeto el estudio del universo, de los cuerpos que lo constituyen, de las posiciones relativas que éstos ocupan, de las leyes que gobiernan sus movimientos y de la evolución que experimentan a lo largo del tiempo. Esta disciplina comprende tres ramas principales: la astronomía de posición y la mecánica celeste, que se encargan de determinar las coordenadas de los astros y estudian la magnitud de su variación natural; la astrofísica, en sus aspectos aplicado y teórico, que estudia las leyes físicas que rigen su comportamiento, y la cosmología, que estudia las leyes generales de la estructura, el origen y la evolución del universo como un todo.
El universo es el conjunto de todas las cosas que existen (la Tierra, el sol, las estrellas, los planetas y todos los astros) ordenados y sometidos a las leyes de la naturaleza.
Las teorías cosmológicas más antiguas que datan del 4000 a. C., dicen que la Tierra era el centro del Universo y que todos los demás cuerpos celestes giraban alrededor de ella (Sistema Geocéntrico).
El concepto de que la Tierra era el centro del Universo permaneció inamovible hasta 1543, cuando el astrónomo Nicolás Copérnico propuso un sistema en el que los planetas giraban en órbitas circulares alrededor del Sol, el cual estaba situado en el centro del Universo (Sistema Heliocéntrico).
Con el perfeccionamiento de los instrumentos de investigación, y el descubrimiento de nuevas Leyes de la Física, las teorías cosmológicas fueron evolucionando hasta la del Universo en Expansión, formado por galaxias, nebulosas, cúmulos estelares, estrellas, planetas, etc.

Orígenes:


Considerada la ciencia más antigua, la astronomía ha favorecido el desarrollo de otras muchas disciplinas, tales como la matemática, la física, la geografía, etc. Las culturas antiguas (babilónica, china, egipcia, griega, india, maya, etc.) poseían conocimientos astronómicos rudimentarios, limitados a la observación a simple vista, aplicados con fines prácticos o mítico-religiosos. Las teorías astronómicas de la Antigüedad estuvieron dominadas por la autoridad de Aristóteles (s. IV a.J.C.) y la creencia en la inmovilidad de la Tierra. Los trabajos de observación más importantes de esta época se deben al astrónomo griego Hiparco (fines del s. II a.J.C.) cuya obra ha llegado hasta nuestros días, en su versión árabe o “Almagesto” (s. IX), gracias a Tolomeo (fines del s. II d.J.C.). La observación a simple vista completada con el empleo de instrumentos rudimentarios (astrolabios, ballestillas, etc.) permitió establecer la esfericidad de la Tierra, relacionar los movimientos de la Luna con las mareas, confeccionar los primeros catálogos de estrellas y determinar la paralaje a ciertos cuerpos. Con posterioridad, los trabajos de astrónomos como Nicolás Copérnico, Tycho Brahe y Johannes Kepler permitieron el establecimiento de las bases científicas de esta disciplina, es decir, de la teoría heliocéntrica, la confección de tablas astronómicas y catálogos muy extensos, el establecimiento de los primeros observatorios astronómicos permanentes y la formulación de las leyes del movimiento de los planetas (leyes de Kepler).
El modelo aristarco propuso un modelo alternativo , en el que el Sol era el Centro del Universo; la Tierra era relegada a un papel secundario, al orbitar entorno al primero.

Este modelo es el que aceptamos hoy en día. Tres son las razones que podemos señalar:

- Si la Tierra girase entorno al Sol, los objetos situados sobre su superficie deberían desplazarse.
- Si la tierra girase entorno al Sol, las estrellas deberían variar sus posiciones sobre la bóveda celeste, al cambiar la posición que ocupa la Tierra en su orbita.
- En el modelo Pitagórico la Tierra es el objeto más importante del Universo.
La dos primeras razones pueden comprobarse con los instrumentos adecuados. Sin embargo, en la época de Aristarco no podían medirse desplazamientos tan pequeños, por lo que este no contó con pruebas experimentales que apoyasen su modelo. El modelo geocéntrico se siguió aceptando porque situaba al ser humano en una posición de privilegio: el centro del Universo.


EXPLICACIONES CIENTÍFICAS Y RELIGIOSAS DEL ORIGEN DEL UNIVERSO



EXPLICACIONES CIENTIFICAS



Las explicaciones científicas se basan en el desarrollo del “método científico” y se caracterizan por ser:

- Inciertas: las hipótesis científicas deben ser confirmadas por la experimentación.
- Provisorias: van cambiando con el tiempo.
- Relativas: son válidas para los que sostienen esa hipótesis.

EXPLICACIONES RELIGIOSAS



Lo que proclaman las explicaciones religiosas tienen como características comunes el ser:

- Dogmáticas: lo que proclaman no se puede negar ni discutir.
- Permanentes: no varían con el tiempo.
- Absolutas: son aceptadas incondicional- mente por los creyentes, por su fe.


Telescopios y radiotelescopios



La astronomía experimentó una verdadera revolución entre los ss. XVI y XVII gracias a los trabajos de Galileo Galilei y la aplicación, por primera vez, del anteojo a la observación de los cuerpos celestes. El posterior desarrollo de estos instrumentos ópticos y de otros instrumentos astronómicos permitió el descubrimiento de los planetas lejanos y de una gran variedad de cuerpos no visibles a simple vista (asteroides, galaxias, cúmulos, etc.), así como una notable expansión de los límites del universo observable. En cuanto a sus aspectos teóricos, la principal contribución se debió a la formulación de la ley de la gravitación universal por I. Newton, origen de la llamada mecánica celeste. Esta teoría gravitatoria permitió explicar el origen de las mareas y calcular con precisión las trayectorias de la Luna, los planetas y los cometas. A este respecto destaca la predicción, hecha por E. Halley con 75 años de antelación, del regreso del cometa que ahora lleva su nombre, cuya confirmación en 1759 supuso la consagración definitiva de la ley formulada por I. Newton y de los métodos de la mecánica celeste. Esta disciplina, que alcanzó un alto grado de perfeccionamiento entre los ss. XVII y XIX, quedó definitivamente asentada tras la localización del planeta Neptuno (1846) en la posición predicha por los cálculos.

Astronomía moderna



La introducción de las técnicas fotográficas a partir del s. XIX y el desarrollo, a partir de la II Guerra Mundial, de los detectores de ondas radio (radiotelescopio) impulsó el desarrollo de la principal rama de la astronomía, la astrofísica, y facilitó el estudio de la composición, estructura y evolución de los cuerpos celestes. En época reciente, los avances de la astronáutica han permitido situar instrumentos de observación fuera de la atmósfera terrestre y superar de este modo las limitaciones que ésta impone al paso de las radiaciones correspondientes a ciertas bandas del espectro electromagnético (rayos gamma, rayos X, etc.), lo que ha traído consigo el florecimiento de la llamada astronomía de altas energías. Entre los intrumentos capaces de captar ciertos rangos de la radiación electromagnética, situados a bordo de satélites astronómicos, destaca el telescopio espacial Hubble.

La evolución actual de la astronomía está caracterizada por la extensión del campo de exploración más allá de las bandas de frecuencias visibles y del radio del espectro electromagnético, por el desarrollo de nuevos telescopios terrestres equipados con ópticas múltiples y variables, y de nuevos ingenios espaciales destinados a la observación desde fuera de la atmósfera terrestre y a la exploración de los cuerpos que forman el sistema solar.


Universo



Conjunto de todo lo existente. Tanto la estructura a gran escala del universo como las cuestiones relativas a su origen, evolución y posible futuro son estudiadas por la cosmología. En la actualidad, dicha disciplina está estrechamente relacionada con la física nuclear de los constituyentes fundamentales de la materia y también con la teoría de la gravitación generalmente aceptada, la relatividad general, que a nivel cosmológico juega  un papel de gran importancia. El universo contiene galaxias,  cúmulos de galaxias y estructuras de mayor tamaño, llamadas supercúmulos, amén de materia intergaláctica. Si se supone que se cumple el llamado principio cosmológico, es decir, si se acepta que el universo presenta el mismo aspecto a gran escala en todas las direcciones (isotropía) y que ofrece la misma imagen independientemente del lugar en que se observe (homogeneidad), es posible formular las ecuaciones cosmológicas correspondientes a su evolución. Sin embargo, de las ecuaciones de la relatividad e imponiendo las restricciones mencionadas se obtiene, para la  evolución del universo, una serie de modelos (cerrados y abiertos) que dependen de parámetros tales como la masa en él contenida, dato difícil de obtener dado que se considera que aproximadamente el 90% es inobservable (masa oscura). Esto hace que no sea posible, en la actualidad, optar por uno de ellos. No obstante, un hecho que sí queda bien establecido es el de un  universo en expansión, lo que se ve confirmado por las observaciones. En cuanto al origen, la hipótesis aceptada generalmente hoy en día es la de la explosión inicial o big bang. De acuerdo con ella, el universo se originó a partir de unas condiciones de densidad infinita, temperatura altísima y  curvatura del espacio-tiempo infinita, a partir de las cuales fue solucionando hasta alcanzar el estado que presenta en la actualidad. Dicha teoría estima la edad del universo en unos 15.000 millones de años, supone que la expansión fue en principio suave y ordenada, y que pasó por un período de expansión exponencial (fase inflacionaria). Por otro lado, las fluctuaciones de la densidad (inicialmente pequeñas) dieron lugar a regiones (de densidad mayor) en las que el menor ritmo de expansión permitió la aparición de las estrellas, galaxias, etc., o sea, de los constituyentes del universo visible.

Big bang



Nombre que recibe el instante inicial de la gran explosión (en inglés, big bang) que dio origen a la expansión del universo, según la teoría cosmológica que goza en la actualidad de mayor aceptación y es conocida como modelo estándar. La teoría del big bang predice un universo con una edad finita, comprendida entre 10.000 y 20.000 millones de años. En las últimas décadas, los esfuerzos y medios empleados en tratar de precisar esa edad han sido muy importantes, influyendo notablemente en el desarrollo de la cosmología moderna. Además, conociendo el parámetro que determina la edad del universo es posible establecer asimismo la distancia a la que se encuentran las galaxias remotas. Éste es el objetivo principal de los estudios en el campo de la cosmología y a él está dedicado uno de los proyectos más ambiciosos de la observación astronómica del siglo, que tiene como centro la puesta en órbita del telescopio espacial “Hubble”, cuyas observaciones han de ayudar a determinar las escalas de distancias en el universo.

Dado que las galaxias se alejan mutuamente con el paso del tiempo, al invertir el proceso se recupera la imagen de un universo donde éstas estaban más juntas, hasta llegar a un punto en que toda la materia se encuentra concentrada en un mismo lugar, punto correspondiente al origen de universo. El desarrollo de la teoría del big bang se inició en la década de los años treinta del siglo XX, principalmente gracias a los trabajos de Georges Henri Lemaître, completados en la década de los años cuarenta por los de George Gamow y su equipo.

Gravitación



La gravitación es la fuerza de atracción mutua que experimentan los cuerpos por el hecho de tener una masa determinada. La existencia de dicha fuerza fue establecida por el matemático y físico inglés Isaac Newton en el s. XVII, quien, además, desarrolló para su formulación el llamado cálculo de fluxiones (lo que en la actualidad se conoce como cálculo integral).

Ley de la gravitación universal



La ley formulada por Newton y que recibe el nombre de ley de la gravitación universal, afirma que la fuerza de atracción que experimentan dos cuerpos dotados de masa es directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa (ley de la inversa del cuadrado de la distancia). La ley incluye una constante de proporcionalidad (G) que recibe el nombre de constante de la gravitación universal y cuyo valor, determinado mediante experimentos muy precisos, es de 6,670.10-11 Nm²/kg².

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Para determinar la intensidad del campo gravitatorio asociado a un cuerpo con un radio y una masa determinados, se establece la aceleración con la que cae un cuerpo de prueba (de radio y masa unidad) en el seno de dicho campo. Mediante la aplicación de la segunda ley de Newton tomando los valores de la fuerza de la gravedad y una masa conocida, se puede obtener la aceleración de la gravedad. Dicha aceleración tiene valores diferentes dependiendo del cuerpo sobre el que se mida; así, para la Tierra se considera un valor de 9,8 m/s² (que equivalen a 9,8 N/kg), mientras que el valor que se obtiene para la superficie de la Luna es de tan sólo 1,6 m/s², es decir, unas seis veces menor que el correspondiente a nuestro planeta, y en uno de los planetas gigantes del sistema solar, Júpiter, este valor sería de unos 24,9 m/s².

En un sistema aislado formado por dos cuerpos, uno de los cuales gira alrededor del otro, teniendo el primero una masa mucho menor que el segundo y describiendo una órbita estable y circular en torno al cuerpo que ocupa el centro, la fuerza centrífuga tiene un valor igual al de la centrípeta debido a la existencia de la gravitación universal. A partir de consideraciones como ésta es posible deducir una de las leyes de Kepler (la tercera), que relaciona el radio de la órbita que describe un cuerpo alrededor de otro central, con el tiempo que tarda en barrer el área que dicha órbita encierra, y que afirma que el tiempo es proporcional a 3/2 del radio. Este resultado es de aplicación universal y se cumple asimismo para las órbitas elípticas, de las cuales la órbita circular es un caso particular en el que los semiejes mayor y menor son iguales.

Leyes de Kepler



Tres leyes acerca de los movimientos de los planetas formuladas por el astrónomo alemán Johannes Kepler a principios del siglo XVII.
Kepler basó sus leyes en los datos planetarios reunidos por el astrónomo danés Tycho Brahe, de quien fue ayudante. Las propuestas rompieron con una vieja creencia de siglos de que los planetas se movían en órbitas circulares. Ésta era una característica del sistema de Tolomeo, desarrollado por el astrónomo de Alejandría Tolomeo en el siglo II d.C., y del sistema de Copérnico, propuesto por el astrónomo polaco Nicolás Copérnico, en el siglo XVI. De acuerdo con la primera ley de Kepler los planetas giran alrededor del Sol en órbitas elípticas en las que el Sol ocupa uno de los focos de la elipse. La segunda ley formula que las áreas barridas por el radio vector que une el centro del planeta con el centro del Sol son iguales en lapsos iguales; como consecuencia, cuanto más cerca está el planeta del Sol con más rapidez se mueve. La tercera ley establece que la relación de la distancia media, d, de un planeta al Sol, elevada al cubo, dividida por el cuadrado de su periodo orbital, t, es una constante, es decir, d3/t2 es igual para todos los planetas.

Estas leyes desempeñaron un papel importante en el trabajo del astrónomo, matemático y físico inglés del siglo XVII Isaac Newton, y son fundamentales para comprender las trayectorias orbitales de la Luna y de los satélites artificiales.


Elipse (base de la teoría)



En geometría, una de las cónicas. Es una curva cerrada, formada por un plano que corta a todos y cada uno de los elementos de un cono circular. Una circunferencia, formada cuando el plano es perpendicular al eje del cono, es un caso particular de elipse.

Una elipse se puede también definir como el lugar geométrico de todos los puntos P, para los que la suma de sus distancias d1 y d2 a dos puntos fijos es constante. Los dos puntos fijos que definen la elipse se conocen como focos y aparecen como F y F’ en la figura 1. Esta propiedad de la elipse se puede utilizar para dibujarla. Si se colocan dos alfileres en la superficie del dibujo en la posición de los dos focos, y se ata un hilo a ambos, la punta que mantenga al hilo tenso dibuja la elipse al moverla.

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La elipse es simétrica con respecto a su eje mayor, la línea recta que pasa por los dos focos y que corta a la curva en los extremos. La elipse es también simétrica con respecto al eje menor, la recta perpendicular al eje mayor que equidista de los focos. En la circunferencia, los dos focos son un mismo punto, y los ejes mayor y menor son iguales.

La excentricidad de una elipse, esto es, la relación entre la distancia focal -la distancia entre los focos- y la longitud del eje mayor, es siempre menor que 1. La excentricidad de la circunferencia es 0.

La elipse es una de las curvas más importantes de la física. En astronomía, las órbitas de la Tierra y de los otros planetas alrededor del Sol son elípticas. Se utiliza bastante en ingeniería, como en el arco de ciertos puentes y en el diseño de engranajes para determinadas máquinas, como las perforadoras.

Galaxia



Conjunto de estrellas y de materia interestelar, ligadas por interacciones gravitatorias, que presenta las mismas características que la Galaxia (Vía Láctea) a la que pertenece nuestro sistema solar. Las galaxias pueden constar sólo de dos miembros (galaxia doble), aislados o enlazados por un puente de materia gaseosa, o bien constituir inmensas concentraciones de centenares y hasta millares de estrellas (cúmulos y supercúmulos). Solamente poseen un nombre específico las galaxias que destacan a simple vista en el cielo nocturno. En general, se las designa por el número de orden que tienen en los catálogos “Messier” (M), “Dreyer” o el “New General Catalogue” (NGC)).

Todas las galaxias existentes en el universo pueden agruparse en unos pocos tipos principales:
galaxias elípticas (E) Se se caracterizan por tener forma de elipsoide de  revolución, cuyo aplanamiento permite dividirlas en ocho grandes grupos,  desde E0 (esféricas) hasta E7 (las de forma elíptica más  pronunciada). En ellas, la concentración de estrellas disminuye del  núcleo, muy pequeño y brillante, hacia los bordes.

galaxias espirales o espirales normales (S)

Son aquellas que presentan unos brazos que emergen tangencialmente  del núcleo en dos puntos diametralmente opuestos. Dotadas de un movimiento de rotación, entre ellas se distinguen tres grupos (Sa, Sb, Sc), según la abertura de sus brazos y la importancia de la condensación central.  Incluyen el grupo de las espirales barradas (SB), divididas a su vez en tres  grupos (SBa, SBb y SBc), según el desarrollo de la barra, y cada uno de  ellos en dos subgrupos, según que los brazos salgan en ángulo recto de  los extremos de la barra SBa o tangencialmente del núcleo SBa.

Galaxias irregulares (Ir)

Comprende aquellas galaxias cuyo aspecto no presenta una simetría ni una estructura bien definidas. Se clasifican en dos grandes grupos: las irregularidades de tipo I o magallánico (Ir I) y las irregulares de tipo II (Ir II). Las primeras son muy ricas en materia interestelar y en estrellas jóvenes. Las del segundo grupo son galaxias aplanadas con zonas de absorción distribuidas irregularmente, que a veces tienen forma de filamentos muy extensos. Son poco comunes y difíciles de resolver en estrellas individuales.

Galaxias lenticulares o lenticulares normales (SO)

Las galaxias lenticulares constituyen un grupo de transición entre las galaxias elípticas y las espirales, y se dividen en tres subgrupos: SO1, SO2 y SO3. Poseen un disco, una condensación central muy importante y una envoltura extensa. Incluyen las lenticulares barradas (SBO), que comprenden tres grupos: en el primero (SBO-1), la barra es ancha y difusa; en el segundo (BO-2) es más luminosa en las extremidades que en el centro; y en el tercero (SBO-3) es ya muy brillante y bien definida. El estudio de las galaxias constituye en la actualidad uno de los principales objetos de la astronomía. La distancia a que se hallan puede determinarse mediante diversas técnicas, como por ejemplo estudiando el ritmo con que varía la luz emitida por ciertas estrellas variables características (cefeidas). El alejamiento (recesión) de las galaxias constituye una prueba fundamental de la expansión del universo, base de la teoría del big bang.

Markarian, galaxias de  Nombre que designa las galaxias  activas (intensa emisión ultravioleta) que forman pares y tienen  probablemente un origen común, por lo que son interesantes para el estudio  general de la evolución y formación de las galaxias.

Seyfert, galaxias de  Grupo de galaxias caracterizadas por presentar un núcleo muy brillante, luminosidad variable, una emisión de rayos infrarrojos muy intensa y un espectro de rayas muy netas y amplias. Su nombre se debe al astrofísico Carl K. Seyfert (1911-1960), quien las estudió por primera vez.

Vía láctea



Banda luminosa, formada por múltiples estrellas,  nubes de polvo y gas de nuestra galaxia, vista desde la posición que  ocupa la Tierra en el sistema solar. Rodea la esfera celeste  siguiendo aproximadamente un círculo máximo. La Vía Láctea es una galaxia de tipo espiral, de la que forma parte nuestro propio sistema solar.

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Foto de una galaxia espiral cuya forma es semejante  a  la de la  Vía Láctea

Su forma es discoidal, con unos 120.000 años luz de diámetro y unos 7.000 de espesor. La región central está ocupada por una zona ovalada de unos  12.000 años luz de radio (bulbo), cuyo centro constituye el núcleo  de la galaxia, de unos 800 años luz, caracterizado por una gran  actividad. Dicho núcleo, que se encuentra en el centro de una región  situada en la constelación de Sagitario, contiene unos 10.000  millones de estrellas, alejadas entre sí por distancias del orden de  una semana luz, lo que hace que interchoquen con frecuencia. Esta  región, que no se ha podido explorar hasta épocas recientes, se  conoce ya relativamente bien salvo una pequeña zona central, cuyo  radio no excede la distancia que separa el Sol de Saturno. En el  centro del núcleo existe una fuente de ondas de radiofrecuencia  (Sagitario A), muy luminosa y de estructura muy complicada. Las  zonas situadas por encima y por debajo del disco galáctico están  también ocupadas pr múltiples estrellas, si bien su número es  inferior y decrece a medida que aumenta la distancia respecto del  centro galáctico. Estas estrellas forman una región aproximadamente  esférica conocida con el nombre de halo. La Vía Láctea contiene unos  100.000 millones de estrellas, entre las cuales destaca el Sol,  situado en las proximidades del plano central y que dista del centro  de la galaxia una distancia equivalente a 2/7 del diámetro. Esta  posición relativa respecto del plano galáctico justifica el hecho de  que al observar el cielo en la dirección de éste se aprecie una gran  aglomeración de estrellas, conocida popularmente con el nombre de  Vía Láctea o Camino de Santiago. Por los mismos motivos, al observar  zonas situadas en dirección perpendicular al plano galáctico el  número de estrellas es notablemente menor.


Sistema solar


Agrupación formada por una estrella (el Sol) y los planetas y demás cuerpos que orbitan a su alrededor. El sistema solar, con un radio de unas 100.000 ua, está formado por un cuerpo central (el Sol, que supone un 99,85% de la masa total) y diversos cuerpos que giran a su alrededor (los planetas y sus satélites, los asteroides, los cometas, los meteoritos, la materia interplanetaria, etc.). La materia que forma el sistema, que se puede considerar reunida casi en su totalidad en una región de unas 50 ua de radio, se presenta en tres formas fundamentales: la rocosa (constituida básicamente por silicio, magnesio y hierro), la gaseosa (formada por hidrógeno y gases nobles que apenas se condensan) y la de los hielos (compuesta por agua, metano y amoníaco). El sistema solar posee diversas propiedades, tales como sus órbitas (casi circulares y todas muy próximas al plano de simetría del sistema), el movimiento directo de los planetas (es decir, en sentido contrario a las agujas del reloj), la rotación directa de los planetas alrededor de su eje de giro y la reducción de las densidades planetarias desde el centro del sistema hacia sus confines. Las técnicas de simulación mediante ordenador, utilizadas en la actualidad para el estudio de los fenómenos de formación y evolución de los cuerpos celestes, han permitido establecer una teoría relativa al origen del propio sistema solar, de los planetas que lo forman y de los satélites que orbitan a su alrededor. En cierta medida, esta teoría confirma la hipótesis nebular formulada por I. Kant, según la cual el sistema solar se habría formado gracias a un proceso de contracción de una nebulosa primitiva en rotación, probablemente gracias a la onda de choque de una supernova que habría explotado en sus proximidades (enriqueciendo además dicha nube con elementos pesados). La simulación permite justificar la formación, en ciertas circunstancias, de una zona de condensación central (que habría dado lugar al Sol) y de un disco restante cuya posterior fragmentación sería responsable de la formación de los planetas. Los granos de materia formados habrían seguido un proceso de aglomeración (teoría de los planetesimales), hasta dar lugar a los cuerpos que conocemos en la actualidad. La condensación se inició por los fragmentos rocosos y continuó por los hielos. Este proceso dio lugar también a la formación de las atmósferas primitivas. La gran actividad del Sol en formación hizo que las atmósferas iniciales fueran arrasadas y dejasen a los planetas desprotegidos y sometidos a un intenso bombardeo cometario. Los planetas interiores regeneraron sus atmósferas (salvo Mercurio, que carece de ella) mediante los procesos volcánicos que tuvieron lugar durante la contracción que se produjo en su enfriamiento. Por el contrario, los exteriores, apenas afectados por la actividad solar, retuvieron la atmósfera inicial; por su parte, Plutón y los satélites perdieron el hidrógeno y el helio por estar sometidos a una menor atracción gravitatoria, debido a su pequeño tamaño.

Estrella



Las estrellas son cuerpos gasesosos cuya existencia se debe al equilibrio entre la presión de radiación y las fuerzas gravitatorias. Para que se inicien las reacciones de fusión en el interior de una estrella, su masa debe ser superior a 0,05 veces la masa del Sol. Por encima de una masa 50 veces la masa solar, las estrellas pierden gran cantidad de materia ya que la presión de radiación supera a la atracción gravitatoria. Muchas estrellas forman parte de cúmulos estelares, y aproximadamente la mitad de las visibles pertenecen a sistemas binarios o múltiples. Las estrellas se clasifican, en función de su espectro, de acuerdo con los llamados tipos espectrales. La relación entre la luminosidad absoluta y el tipo espectral se representa gráficamente mediante el llamado diagrama HR o diagrama Hertzsprung-Russell. La masa inicial de una estrella determina su evolución posterior y su final. Así, si la masa se encuentra entre 0,1 y 1,4 masas solares, la estrella se convierte en enana blanca; si la masa es superior, la estrella pasa por el estadio de supernova y acaba como púlsar o, si el residuo es mucho mayor, como agujero negro. La clasificación de las estrellas se realiza atendiendo a diversos parámetros, ya sea de su constitución como de su posición en el cielo. Entre la infinitud de estrellas visibles destacan:

Alcor Estrella poco brillante perteneciente a la Osa Mayor, que forma, junto con Mizar, un sistema doble visible a simple vista.

Aldebarán Estrella a de la constelación de Tauro que, con una magnitud aparente de 1,1, es una de las más brillantes del cielo. También conocida como ojo o corazón del Toro, se encuentra a 53 años luz de la Tierra y tiene una luminosidad 90 veces superior a la del Sol.

Algol Estrella b de la constelación de Perseo. Con un período de rotación de 69 horas, es un sistema doble que ofrece aspecto de variable, pero en realidad es una binaria eclipsante, es decir, sus variaciones periódicas de luminosidad se deben a la interposición mutua de sus componentes.

Arturo Estrella a de Boyero, situada en la prolongación de la cola de la Osa Mayor. De tipo espectral K0 y magnitud visual 0,2, tiene un diámetro 22 veces superior al del Sol.

Betelgeuse Estrella a de la constelación de Orión, la más brillante y roja, cuya magnitud oscila entre 0,2 y 0,9. Se trata de una variable semirregular, con un período de 2,07 días.
Cabra Estrella más brillante de la constelación del Cochero, del tipo espectral G, y la cuarta del cielo por su luminosidad aparente de 0,2.

Cabrillas Estrellas visibles del grupo de las Pléyades.

Canícula Estrella más brillante del Can Mayor, llamada Sirio en la actualidad.

Capella o Capela Estrella principal (a Aurigae) de la constelación del Cochero, de magnitud 1.

Cástor Estrella a de la constelación de Géminis. Es una estrella doble, con un período de 350 años, y sus componentes tienen magnitudes de 2 y 2,9, respectivamente.

Deneb Estrella a de la constelación del Cisne. Es una supergigante, de magnitud 1,3, situada a 1.000 a.l. de la Tierra.

Denébola Segunda estrella más importante (b) de la constelación de Leo, de magnitud 2.

Espiga Estrella principal (sistema doble con un período de 4 días) de la constelación de Virgo. Situada a unos 160 a.l. de la Tierra, presenta una magnitud de 1,21 y pertenece al tipo espectral B2.

Estrella Polar Estrella situada a menos de 1° del polo celeste boreal y que constituye una referencia útil para localizar la dirección del norte. En la actualidad es una estrella de magnitud 2 situada en la constelación de la Osa Menor (alpha Ursa Minoris). Sin embargo, a causa de la precesión, hacia el año 13.000 esta posición estará ocupada por la estrella Vega.

Fomalhaut Estrella principal de la constelación del Pez Austral. Situada a 23 a.l., tiene una magnitud de 1,3 y pertenece a la clase espectral A3. Es visible desde el hemisferio norte en otoño.

Markab Estrella a de la constelación de Perseo,  perteneciente al tipo espectral A y cuya magnitud tiene un valor de  2,6.

Menkar Estrella &aplha. de la constelación de la Ballena,  que tiene una magnitud 2 y forma una figura triangular con Aldebarán y  Rigel.

Mira Ceti Estrella de tipo espectral M, perteneciente a la constelación de la  Ballena. Constituye el prototipo de las estrellas variables de largo período, con amplitudes y períodos irregulares.

Mirach o Mirak Estrella de tipo espectral M y de magnitud 2,4, perteneciente a la constelación de  Andrómeda.

Mirfak Estrella a de la constelación de Perseo. Pertenece a la clase espectral F y tiene una magnitud de 1,9.

Mizar Estrella (doble) zeta de la Osa Mayor, que junto con Alcor forma una pareja visible a simple vista. Pertenece al tipo espectral A y tiene una magnitud de 2,4. Está formada por dos componentes desiguales con una separación de 14,5°.

Perla Estrella a de la constelación de la Corona Boreal, situada a 72 años luz de la Tierra. Posee una compañera que gira a su alrededor con un período de 17,4 días.

Pollux o Pólux Estrella perteneciente a la constelación de Géminis, situada a 35 años luz, con una magnitud de 1,2 y una luminosidad unas 34 veces mayor que la del Sol.

Proción Estrella a de la constelación del Can Menor, situada a 11 años luz de la Tierra y perteneciente al tipo espectral F. Con una magnitud de 0,5, presenta un movimiento propio notable (1,25″ por año) y forma un sistema binario con una compañera de magnitud 13,5.

Régulo Estrella a de la constelación de Leo, situada a 67 años luz de la Tierra. Tiene una magnitud de 1,3 y pertenece al tipo espectral B.

Rigel Estrella b de la constelación de Orión, situada a 540 años luz de la Tierra. Tiene una magnitud de 0,34 y pertenece al tipo espectral B.

RR Lira Estrella variable, prototipo de la clase de estrellas cefeidas pulsantes.

Rukbah Estrella de magnitud 2,8 perteneciente a la constelación de Casiopea.

Scheat Estrella b de la constelación de Pegaso, de magnitud 2,6 y perteneciente al tipo espectral M.

Schédir, Shédar o Shédir Estrella a de la constelación de Casiopea. Es una variable perteneciente al tipo espectral K, cuya magnitud oscila entre 2,1 y 2,6.

Sirio Estrella a (Sirio A) del Can Mayor, la más brillante del cielo (magnitud 1,58). Pertenece al tipo espectral A y forma un sistema doble con otra estrella enana blanca (Sirio B), de período 50 años.

Sirrah Estrella a de la constelación de Andrómeda, de magnitud 2,2 y perteneciente al tipo espectral A.

Tolimán Estrella a de la constelación de Centauro. Se trata de un sistema doble, en que una de las componentes es muy semejante al Sol.

Trapecio Estrella (q) múltiple de la constelación de Orión, cuyas cuatro componentes principales tienen magnitudes 6, 7, 7 y 7,5, inmersa en la Gran Nebulosa de Orión (M 42).

Vega Estrella a de la constelación de la Lira, la más brillante del cielo boreal. Situada a 26 años luz de la Tierra, pertenece al tipo espectral A y tiene una magnitud de 0,14. Fue estrella polar hace 14.000 años y lo será nuevamente dentro de 12.000.

Sol



El Sol es la estrella más cercana a la Tierra, situada a una distancia  media de 149,6 millones de km y perteneciente al tipo espectral G2.  Tiene un diámetro de 1,4 millones de km y una masa 332.270 veces  superior a la terrestre. Está formado esencialmente por hidrógeno  (70 %) y helio (30 %) y presenta una densidad media de 1,4  g/cm3. En el núcleo central del Sol, donde se concentra el  60 % de su masa, se alcanza una temperatura de unos 15 millones de  grados, suficiente como para que se verifiquen las reacciones  termonucleares que generan la gran cantidad de energía que el astro  emite constantemente.

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La energía generada se irradia hasta una  distancia de 100.000 km de la superficie solar y llega hasta la  fotosfera, que se encuentra a una temperatura de unos  6.000°. Dicha región está caracterizada por su aspecto moteado  (granulación) y por la presencia de las manchas solares (con un  período de 11 años), que permiten determinar el período de rotación  del astro. Por encima de la fotosfera se encuentra la  cromosfera, zona en la que la densidad decrece mientras que la  temperatura alcanza los 50.000°. Por último está la corona  solar, que se extiende por el medio interplanetario hasta diluirse  progresivamente formando el viento solar, que determina los límites  del sistema que rodea al Sol.

SOLSTICIOS:



Punto en que el Sol está quieto; término aplicado al movimiento aparente del Sol en la época en la que cambia la dirección de su movimiento aparente en declinación. Cuanto este cambio se efectúa de norte a sur, en el hemisferio norte es solsticio de verano y solsticio de invierno en el hemisferio sur. Cuando el cambio es de sur a norte, es solsticio de verano en el hemisferio sur y solsticio de invierno en el norte.

El solsticio de verano (21 de junio) y el solsticio de invierno (22 de diciembre) en el hemisferio norte y a la inversa en el hemisferio sur, son los dos puntos de la órbita aparente del Sol en los cuales éste alcanza la máxima distancia angular norte y sur con respecto al ecuador celeste. Estos dos momentos marcan el comienzo de la primavera y del invierno, respectivamente. El fenómeno está causado por la inclinación del eje terrestre con respecto al plano de la órbita o eclíptica.

EQUINOCCIO:



Épocas en la que la duración del día es igual a la de la noche. En dichas épocas del año el sol se encuentra en los puntos en los que el plano ecuatorial celeste corta al de la elíptica.





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