Prof. Jhasmany Romano Santilln

APUNTES DE ASTRONOMA Y ASTROFSICA 1RO DE SECUNDARIA U E JOS ALONSO DE IBEZEL SISTEMA SOLAREl Sistema Solar es un conjunto formado por el Sol y los cuerpos celestes que orbitan a su alrededor. Est integrado el Sol y una serie de cuerpos que estn ligados gravitacionalmente con este astro: nueve grandes planetas (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Jpiter, Saturno, Urano, Neptuno, y Plutn), junto con sus satlites, planetas menores y asteroides, los cometas, polvo y gas interestelar.

Pertenece a la galaxia llamada Va Lctea, que est formada por unos cientos de miles de millones de estrellas que se extienden a lo largo de un disco plano de 100.000 aos luz.

El Sistema Solar est situado en uno de los tres brazos en espiral de esta galaxia llamado Orin, a unos 32.000 aos luz del ncleo, alrededor del cual gira a la velocidad de 250 km por segundo, empleando 225 millones de aos en dar una vuelta completa, lo que se denomina ao csmico.

Los astrnomos clasifican los planetas y otros cuerpos en nuestro Sistema Solar en tres categoras:

Primera categora: Un planeta es un cuerpo celeste que est en rbita alrededor del Sol, que tiene suficiente masa para tener gravedad propia para superar las fuerzas rgidas de un cuerpo de manera que asuma una forma equilibrada hidrosttica, es decir, redonda, y que ha despejado las inmediaciones de su rbita.

Segunda categora: Un planeta enano es un cuerpo celeste que est en rbita alrededor del Sol, que tiene suficiente masa para tener gravedad propia para superar las fuerzas rgidas de un cuerpo de manera que asuma una forma equilibrada hidrosttica, es decir, redonda; que no ha despejado las inmediaciones de su rbita y que no es un satlite.

Tercera categora: Todos los dems objetos que orbitan alrededor del Sol son considerados colectivamente como "cuerpos pequeos del Sistema Solar".LOS PLANETASLos planetas giran alrededor del Sol. No tienen luz propia, sino que reflejan la luz solar.

Los planetas tienen diversos movimientos. Los ms importantes son dos: el de rotacin y el de translacin. Por el de rotacin, giran sobre s mismos alrededor del eje. Esto determina la duracin del da del planeta. Por el de translacin, los planetas describen rbitas alrededor del Sol. Cada rbita es el ao del planeta. Cada planeta tarda un tiempo diferente para completarla. Cuanto ms lejos, ms tiempo. Giran casi en el mismo plano, excepto Plutn, que tiene la rbita ms inclinada, excntrica y alargada.

CARACTERSTICAS DEL SISTEMA SOLAREl Sistema Solar est formado por una estrella central, el Sol, los cuerpos que le acompaan y el espacio que queda entre ellos.Nueve planetas giran alrededor del Sol: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Jpiter, Saturno, Urano, Neptuno y el planeta enano, Plutn. La Tierra es nuestro planeta y tiene un satlite, la Luna. Algunos planetas tienen satlites, otros no.Los asteroides son rocas ms pequeas que tambin giran, la mayora entre Marte y Jpiter. Adems, estn los cometas que se acercan y se alejan mucho del Sol.A veces llega a la Tierra un fragmento de materia extraterrestre. La mayora se encienden y se desintegran cuando entran en la atmosfera. Son los meteoritos.Los planetas, muchos de los satlites de los planetas y los asteroides giran alrededor del Sol en la misma direccin, en rbitas casi circulares. Cuando se observa desde lo alto del polo norte del Sol, los planetas orbitan en una direccin contraria al movimiento de las agujas del reloj.Casi todos los planetas orbitan alrededor del Sol en el mismo plano, llamado eclptica. Plutn es un caso especial ya que su rbita es la ms inclinada y la ms elptica de todos los planetas. El eje de rotacin de muchos de los planetas es casi perpendicular al eclptico. Las excepciones son Urano y Plutn, los cuales estn inclinados hacia sus lados.El Sol contiene el 99.85% de toda la materia en el Sistema Solar. Los planetas estn condensados del mismo material del que est formado el Sol, contienen slo el 0.135% de la masa del sistema solar. Jpiter contiene ms de dos veces la materia de todos los otros planetas juntos.Los satlites de los planetas, cometas, asteroides, meteoritos, y el medio interplanetario constituyen el restante 0.015%.Casi todo el sistema solar por volumen parece ser un espacio vaco que llamamos "medio interplanetario". Incluye varias formas de energa y se contiene, sobre todo, polvo y gas interplanetarios.Desde siempre los humanos hemos observado el cielo. Hace 300 aos se inventaron los telescopios. Pero la autntica exploracin del espacio no comenz hasta la segunda mitad del siglo XX.Desde entonces se han lanzado muchsimas naves. Los astronautas se han paseado por la Luna. Vehculos equipados con instrumentos han visitado algunos planetas y han atravesado el Sistema Solar.Ms all, la estrella ms cercana es Alfa Centauro. Su luz tarda 4,3 aos en llegar hasta aqu. Ella y el Sol son slo dos entre los 200 billones de estrellas que forman la Va Lctea, nuestra Galaxia.Hay millones de galaxias que se mueven por el espacio intergalctico. Entre todas forman el Universo, cuyos lmites todava no conocemos. Pero los astrnomos continan investigando.FORMACIN DEL SISTEMA SOLAREs difcil precisar el origen del Sistema Solar. Los cientficos creen que puede situarse hace unos 4.650 millones de aos. Segn la teora de Laplace, una inmensa nube de gas y polvo se contrajo a causa de la fuerza de la gravedad y comenz a girar a gran velocidad, probablemente, debido a la explosin de una supernova cercana.COMO SE FORMO EL SOLLa mayor parte de la materia se acumul en el centro. La presin era tan elevada que los tomos comenzaron a partirse, liberando energa y formando una estrella. Al mismo tiempo se iban definiendo algunos remolinos que, al crecer, aumentaban su gravedad y recogan ms materiales en cada vuelta.Tambin haba muchas colisiones. Millones de objetos se acercaban y se unan o chocaban con violencia y se partan en trozos. Los encuentros constructivos predominaron y, en slo 100 millones de aos, adquiri un aspecto semejante al actual. Despus cada cuerpo continu su propia evolucin.Origen de los PlanetasCualquier teora que pretenda explicar la formacin del Sistema Solar deber tener en cuenta que el Sol gira lentamente y slo tiene 1 por ciento del momento angular, pero tiene el 99,9% de su masa, mientras que los planetas tienen el 99% del momento angular y slo un 0,1% de la masaHay cinco teoras consideradas razonables:La teora de Acrecin asume que el Sol pas a travs de una densa nube interestelar, y emergi rodeado de un envoltorio de polvo y gas.La teora de los Proto-planetas dice que inicialmente hubo una densa nube interestelar que form un cmulo. Las estrellas resultantes, por ser grandes, tenan bajas velocidades de rotacin, en cambio los planetas, formados en la misma nube, tenan velocidades mayores cuando fueron capturados por las estrellas, incluido el SolLa teora de Captura explica que el Sol interactu con una proto-estrella cercana, sacando materia de esta. La baja velocidad de rotacin del Sol, se explica cmo debida a su formacin anterior a la de los planetas.La teora Palaciana Moderna asume que la condensacin del Sol contena granos de polvo slido que, a causa del roce en el centro, frenaron la rotacin solar. Despus la temperatura del Sol aument y el polvo se evapor.La teora de la Nebulosa Moderna se basa en la observacin de estrellas jvenes, rodeadas de densos discos de polvo que se van frenando. Al concentrarse la mayor parte de la masa en el centro, los trozos exteriores, ya separados, reciben ms energa y se frenan menos, con lo que aumenta la diferencia de velocidades.

EL SOLEl Sol es la estrella ms cercana a la Tierra y el mayor elemento del Sistema Solar. Las estrellas son los nicos cuerpos del Universo que emiten luz. El Sol es tambin nuestra principal fuente de energa, que se manifest, sobre todo, en forma de luz y calor.El Sol contiene ms del 99% de toda la materia del Sistema Solar. Ejerce una fuerte atraccin gravitatoria sobre los planetas y los hace girar a su alrededor.El Sol se form hace 4.650 millones de aos y tiene combustible para 5.000 millones ms. Despus, comenzar a hacerse ms y ms grande, hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente, se hundir por su propio peso y se convertir en una enana blanca, que puede tardar un trilln de aos en enfriarse.

Datos bsicosEl SolLa Tierra

Tamao: radio ecuatorial695.000 km.6.378 km.

Periodo de rotacin sobre el ejede 25 a 36 das *23,93 horas

Masa comparada con la Tierra332.8301

Temperatura media superficial6000 C15 C

Gravedad superficial en la fotosfera 274 m/s29,78 m/s2

* El periodo de rotacin de la superficie del Sol va desde los 25 dias en el ecuador hasta los 36 dias cerca de los polos. Ms adentro parece que todo gira cada 27 das.El Sol (todo el Sistema Solar) gira alrededor del centro de la Via Lctea, nuestra galaxia. Da una vuelta cada 200 millones de aos. Ahora se mueve hacia la constelacin de Hrcules a 19 Km./s.Actualmente el Sol se estudia desde satlites, como el Observatorio Heliosfrico y Solar (SOHO), dotados de instrumentos que permiten apreciar aspectos que, hasta ahora, no se haban podido estudiar.Adems de la observacin con telescopios convencionales, se utilizan: el corongrafo, que analiza la corona solar, el telescopio ultravioleta extremo, capaz de detectar el campo magntico, y los radiotelescopios, que detectan diversos tipos de radiacin que resultan imperceptibles para el ojo humano.ESTRUCTURA Y COMPOSICION DEL SOLDesde la Tierra slo vemos la capa exterior. Se llama fotosfera y tiene una temperatura de unos 6.000 C, con zonas ms fras (4.000 C) que llamamos manchas solares. El Sol es una bola que puede dividirse en capas concntricas. De dentro a fuera son:

Ncleo:es la zona del Sol donde se produce la fusin nuclear debido a la alta temperatura, es decir, el generador de la energa del Sol.

Zona Radiativa:: las partculas que transportan la energa (fotones) intentan escapar al exterior en un viaje que puede durar unos 100.000 aos debido a que stos fotones son absorbidos continuamente y reemitidos en otra direccin distinta a la que tenan.

Zona Convectiva:en sta zona se produce el fenmeno de la conveccin, es decir, columnas de gas caliente ascienden hasta la superficie, se enfran y vuelven a descender.

Fotosfera:es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte del Sol que nosotros vemos, la superfcie. Desde aqu se irradia luz y calor al espacio. La temperatura es de unos 5.000C. En la fotosfera aparecen las manchas oscuras y las fculas que son regiones brillantes alrededor de las manchas, con una temperatura superior a la normal de la fotosfera y que estn relacionadas con los campos magnticos del Sol.

Cromosfera:slo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de Sol. Es de color rojizo, de densidad muy baja y de temperatura altsima, de medio millon de grados. Esta formada por gases enrarecidos y en ella existen fortsimos campos magnticos.

Corona:capa de gran extensin, temperaturas altas y de bajsima densidad. Est formada por gases enrarecidos y gigantescos campos magnticos que varan su forma de hora en hora. sta capa es impresionante vista durante la fase de totalidad de un eclipse de Sol.MAREASTe has preguntado alguna vez por qu una playa cambia tanto de aspecto segn tenga marea alta o baja? Pues la causante es la Luna, que ejerce una atraccin gravitatoria sobre nuestro planeta y determina que el caudal de las aguas ascienda o descienda en ciclos peridicos. Si no hubiera ningn astro alrededor de la Tierra, el nivel de agua no se alterara. Pero la Luna influye hasta el punto de que su efecto es mayor o menor dependiendo de la posicin en la que se encuentreUna marea es el ascenso y descenso peridico de las aguas del mar. Se trata de un efecto producido por la atraccin gravitatoria de la Luna y del Sol sobre el agua y la Tierra. Este ciclo se repite en periodos de 12 horas (mareas semidiurnas) y de 24 horas (diurnas). Lo normal es que sean mixtas; es decir, que en la misma costa se den los dos tipos de mareasPara explicar por qu se produce este fenmeno tenemos que remontarnos a la Ley de la Gravedad, descrita por Newton. Segn ste, la atraccin gravitatoria depende de tres cosas: las masas de dos cuerpos y la distancia que los separa. Demostr que la fuerza es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia. En otras palabras, que la fuerza de la marea depende de la distancia a la que est el astro. Por eso slo el Sol y, sobre todo, la Luna (ms cercana a nuestro planeta) ejercen esa atraccin gravitatoria. Si no hubiera ningn astro alrededor de la Tierra, el nivel de agua no se alterara.

LAS CUATRO ESTACIONESLas cuatro estaciones del ao Dependiendo de la latitud y de la altura, los cambios meteorolgicos a lo largo del ao pueden ser mnimos, como en las zonas tropicales bajas, o mximos, como en las zonas de latitudes medias.En estas zonas se pueden distinguir periodos, que llamamos estaciones, con caractersticas ms o menos parecidas, que afectan a los seres vivos. En general, se habla de cuatro estaciones: primavera, verano, otoo e invierno, aunque hay zonas de la Tierra donde slo existen dos, la hmeda y la seca (zonas monznicas).InicioH. norteH. surDas duracinInclinacin20-21 MarzoPrimaveraOtoo92,9021-22 JunioVeranoInvierno93,723,5 Norte23-24 SeptiembreOtooPrimavera89,6021-22 DiciembreInviernoVerano 89,023,5 SurCAUSAS Y EFECTOS DE LAS ESTACIONESA causa de las variaciones climticas que sufre la Tierra, el ao est dividido en cuatro perodos o estaciones. Estas variaciones en el clima son ms acusadas en las zonas frias y templadas, y ms suaves o impercentibles entre los trpicos. Las cuatro estaciones son: primavera, verano, otoo e invierno. Las dos primeras componen el medio ao en que los das duran ms que las noches, mientras que en las otras dos las noches son ms largas que los das.Las variaciones se deben a la inclinacin del eje terrestre. Por tanto, no se producen al mismo tiempo en el hemisferio Norte (Boreal) que en el hemisferio Sur (Austral), sino que estn invertidos el uno con relacin al otro.Mientras la Tierra se mueve con el eje del Polo Norte inclinado hacia el Sol, el del Polo Sur lo est en sentido contrario y las regiones del primero reciben ms radiacin solar que las del segundo. Posteriormente se invierte este proceso y son las zonas del hemisferio boreal las que reciben menos calor.SOLSTICIOS Y EQUINOCCIOSLas cuatro estaciones estn determinadas por cuatro posiciones principales en la rbita terrestre, opuestas dos a dos, que reciben el nombre de solsticios y equinoccios. Solsticio de invierno, equinoccio de primavera, solsticio de verano y equinoccio de otoo.En los equinoccios, el eje de rotacin de la Tierra es perpendicular a los rayos del Sol, que caen verticalmente sobre el ecuador. En los solsticios, el eje se encuentra inclinado 23,5, por lo que los rayos solares caen verticalmente sobre el trpico de Cncer (verano en el hemisferio norte) o de Capricornio (verano en el hemisferio sur).A causa de la excentricidad de la rbita terrestre, las estaciones no tienen la misma duracin, ya que la Tierra recorre su trayectoria con velocidad variable. Va ms deprisa cuanto ms cerca est del Sol y ms despacio cuanto ms alejada.Por esto, el rigor de cada estacin no es el mismo para ambos hemisferios. Nuestro planeta est ms cerca del Sol a principios de enero (perihelio) que a principios de julio (afelio), lo que hace que reciba un 7% ms de calor en el primer mes del ao que no a la mitad de l. Por este motivo, en conjunto, adems de otros factores, el invierno boreal es menos fro que el austral, y el verano austral es ms caluroso que el boreal.A causa de perturbaciones que experimenta la Tierra mientras gira en torno al Sol, no pasa por los solsticios y equinoccios con exactitud, lo que motiva que las diferentes estaciones no comiencen siempre en el mismo preciso momento.PLANETAS VISIBLES A SIMPLE VISTACuando las constelaciones del zodaco nos son ya familiares, los planetas nos aparecen como "luces extraas" dentro del conjunto celeste inmutable, pequeos puntos que no estn en el planisferio dentro del fondo invariable de las estrellas. Cinco planetas son observables a simple vista. Dos de ellos son particularmente brillantes: Venus y Jpiter. Venus es ms brillante que Sirius y, es observable durante varios meses consecutivos, antes de la salida del Sol o despus de su puesta; nunca a mitad de la noche.Jpiter es un poco menos brillante que Venus, pero su brillo es superior al de las ms bellas estrellas. Su brillo es de un color blanco apagado y se ve en medio de la noche. Permanece un ao en cada constelacin.Marte se reconoce inmediatamente por su color anaranjado, pero puede ser confundido con Antares o Aldebarn. Sus variaciones de brillo son rpidas.Saturno muestra un brillo mucho ms estable que los planetas precedentes. Su color es apagado, vagamente anaranjado. Permanece dos aos y medio en cada constelacin zodiacal.La bsqueda de Mercurio debe hacerse, al igual que Venus, por la tarde y por la maana, cerca del crepsculo.Si queremos localizar y seguir los planetas durante un largo periodo de tiempo, nos ser til consultar las indicaciones publicadas cada mes en las revistas de Astronoma y en las pginas de Internet dedicadas a la materia.

APUNTES DE ASTRONOMA Y ASTROFSICA 2DO DE SECUNDARIA U E JOS ALONSO DE IBEZEL SISTEMA SOLAREl Sistema Solar es un conjunto formado por el Sol y los cuerpos celestes que orbitan a su alrededor. Est integrado el Sol y una serie de cuerpos que estn ligados gravitacionalmente con este astro: nueve grandes planetas (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Jpiter, Saturno, Urano, Neptuno, y Plutn), junto con sus satlites, planetas menores y asteroides, los cometas, polvo y gas interestelar.

Pertenece a la galaxia llamada Va Lctea, que esta formada por unos cientos de miles de millones de estrellas que se extienden a lo largo de un disco plano de 100.000 aos luz.

El Sistema Solar est situado en uno de los tres brazos en espiral de esta galaxia llamado Orin, a unos 32.000 aos luz del ncleo, alrededor del cual gira a la velocidad de 250 km por segundo, empleando 225 millones de aos en dar una vuelta completa, lo que se denomina ao csmico.

Los astrnomos clasifican los planetas y otros cuerpos en nuestro Sistema Solar en tres categoras:

Primera categora: Un planeta es un cuerpo celeste que est en rbita alrededor del Sol, que tiene suficiente masa para tener gravedad propia para superar las fuerzas rgidas de un cuerpo de manera que asuma una forma equilibrada hidrosttica, es decir, redonda, y que ha despejado las inmediaciones de su rbita.

Segunda categora: Un planeta enano es un cuerpo celeste que est en rbita alrededor del Sol, que tiene suficiente masa para tener gravedad propia para superar las fuerzas rgidas de un cuerpo de manera que asuma una forma equilibrada hidrosttica, es decir, redonda; que no ha despejado las inmediaciones de su rbita y que no es un satlite.

Tercera categora: Todos los dems objetos que orbitan alrededor del Sol son considerados colectivamente como "cuerpos pequeos del Sistema Solar".LOS PLANETASLos planetas giran alrededor del Sol. No tienen luz propia, sino que reflejan la luz solar.

Los planetas tienen diversos movimientos. Los ms importantes son dos: el de rotacin y el de translacin. Por el de rotacin, giran sobre s mismos alrededor del eje. Esto determina la duracin del da del planeta. Por el de translacin, los planetas describen rbitas alrededor del Sol. Cada rbita es el ao del planeta. Cada planeta tarda un tiempo diferente para completarla. Cuanto ms lejos, ms tiempo. Giran casi en el mismo plano, excepto Plutn, que tiene la rbita ms inclinada, excntrica y alargada.

CARACTERSTICAS DEL SISTEMA SOLAREl Sistema Solar est formado por una estrella central, el Sol, los cuerpos que le acompaan y el espacio que queda entre ellos.Nueve planetas giran alrededor del Sol: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Jpiter, Saturno, Urano, Neptuno y el planeta enano, Plutn. La Tierra es nuestro planeta y tiene un satlite, la Luna. Algunos planetas tienen satlites, otros no.Los asteroides son rocas ms pequeas que tambin giran, la mayora entre Marte y Jpiter. Adems, estn los cometas que se acercan y se alejan mucho del Sol.A veces llega a la Tierra un fragmento de materia extraterrestre. La mayora se encienden y se desintegran cuando entran en la atmosfera. Son los meteoritos.Los planetas, muchos de los satlites de los planetas y los asteroides giran alrededor del Sol en la misma direccin, en rbitas casi circulares. Cuando se observa desde lo alto del polo norte del Sol, los planetas orbitan en una direccin contraria al movimiento de las agujas del reloj.Casi todos los planetas orbitan alrededor del Sol en el mismo plano, llamado eclptica. Plutn es un caso especial ya que su rbita es la ms inclinada y la ms elptica de todos los planetas. El eje de rotacin de muchos de los planetas es casi perpendicular al eclptico. Las excepciones son Urano y Plutn, los cuales estn inclinados hacia sus lados.El Sol contiene el 99.85% de toda la materia en el Sistema Solar. Los planetas estn condensados del mismo material del que est formado el Sol, contienen slo el 0.135% de la masa del sistema solar. Jpiter contiene ms de dos veces la materia de todos los otros planetas juntos.Los satlites de los planetas, cometas, asteroides, meteoroides, y el medio interplanetario constituyen el restante 0.015%.Casi todo el sistema solar por volumen parece ser un espacio vaco que llamamos "medio interplanetario". Incluye varias formas de energa y se contiene, sobre todo, polvo y gas interplanetarios.Desde siempre los humanos hemos observado el cielo. Hace 300 aos se inventaron los telescopios. Pero la autntica exploracin del espacio no comenz hasta la segunda mitad del siglo XX.Desde entonces se han lanzado muchsimas naves. Los astronautas se han paseado por la Luna. Vehculos equipados con instrumentos han visitado algunos planetas y han atravesado el Sistema Solar.Ms all, la estrella ms cercana es Alfa Centauro. Su luz tarda 4,3 aos en llegar hasta aqu. Ella y el Sol son slo dos entre los 200 billones de estrellas que forman la Va Lctea, nuestra Galaxia.Hay millones de galaxias que se mueven por el espacio intergalctico. Entre todas forman el Universo, cuyos lmites todava no conocemos. Pero los astrnomos continan investigando.FORMACIN DEL SISTEMA SOLAREs difcil precisar el origen del Sistema Solar. Los cientficos creen que puede situarse hace unos 4.650 millones de aos. Segn la teora de Laplace, una inmensa nube de gas y polvo se contrajo a causa de la fuerza de la gravedad y comenz a girar a gran velocidad, probablemente, debido a la explosin de una supernova cercana.COMO SE FORMO EL SOLLa mayor parte de la materia se acumul en el centro. La presin era tan elevada que los tomos comenzaron a partirse, liberando energa y formando una estrella. Al mismo tiempo se iban definiendo algunos remolinos que, al crecer, aumentaban su gravedad y recogan ms materiales en cada vuelta.Tambin haba muchas colisiones. Millones de objetos se acercaban y se unan o chocaban con violencia y se partan en trozos. Los encuentros constructivos predominaron y, en slo 100 millones de aos, adquiri un aspecto semejante al actual. Despus cada cuerpo continu su propia evolucin.Origen de los PlanetasCualquier teora que pretenda explicar la formacin del Sistema Solar deber tener en cuenta que el Sol gira lentamente y slo tiene 1 por ciento del momento angular, pero tiene el 99,9% de su masa, mientras que los planetas tienen el 99% del momento angular y slo un 0,1% de la masaHay cinco teoras consideradas razonables:La teora de Acrecin asume que el Sol pas a travs de una densa nube interestelar, y emergi rodeado de un envoltorio de polvo y gas.La teora de los Proto-planetas dice que inicialmente hubo una densa nube interestelar que form un cmulo. Las estrellas resultantes, por ser grandes, tenan bajas velocidades de rotacin, en cambio los planetas, formados en la misma nube, tenan velocidades mayores cuando fueron capturados por las estrellas, incluido el SolLa teora de Captura explica que el Sol interactu con una proto-estrella cercana, sacando materia de esta. La baja velocidad de rotacin del Sol, se explica cmo debida a su formacin anterior a la de los planetas.La teora Laplaciana Moderna asume que la condensacin del Sol contena granos de polvo slido que, a causa del roce en el centro, frenaron la rotacin solar. Despus la temperatura del Sol aument y el polvo se evapor.La teora de la Nebulosa Moderna se basa en la observacin de estrellas jvenes, rodeadas de densos discos de polvo que se van frenando. Al concentrarse la mayor parte de la masa en el centro, los trozos exteriores, ya separados, reciben ms energa y se frenan menos, con lo que aumenta la diferencia de velocidades.

EL SOLEl Sol es la estrella ms cercana a la Tierra y el mayor elemento del Sistema Solar. Las estrellas son los nicos cuerpos del Universo que emiten luz. El Sol es tambin nuestra principal fuente de energa, que se manifiesta, sobre todo, en forma de luz y calor.El Sol contiene ms del 99% de toda la materia del Sistema Solar. Ejerce una fuerte atraccin gravitatoria sobre los planetas y los hace girar a su alrededor.El Sol se form hace 4.650 millones de aos y tiene combustible para 5.000 millones ms. Despus, comenzar a hacerse ms y ms grande, hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente, se hundir por su propio peso y se convertir en una enana blanca, que puede tardar un trilln de aos en enfriarse.

Datos bsicosEl SolLa Tierra

Tamao: radio ecuatorial695.000 km.6.378 km.

Periodo de rotacin sobre el ejede 25 a 36 das *23,93 horas

Masa comparada con la Tierra332.8301

Temperatura media superficial6000 C15 C

Gravedad superficial en la fotosfera 274 m/s29,78 m/s2

* El periodo de rotacin de la superficie del Sol va desde los 25 das en el ecuador hasta los 36 das cerca de los polos. Ms adentro parece que todo gira cada 27 das.El Sol (todo el Sistema Solar) gira alrededor del centro de la Via Lctea, nuestra galaxia. Da una vuelta cada 200 millones de aos. Ahora se mueve hacia la constelacin de Hrcules a 19 Km./s.Actualmente el Sol se estudia desde satlites, como el Observatorio Heliosfrico y Solar (SOHO), dotados de instrumentos que permiten apreciar aspectos que, hasta ahora, no se haban podido estudiar.Adems de la observacin con telescopios convencionales, se utilizan: el corongrafo, que analiza la corona solar, el telescopio ultravioleta extremo, capaz de detectar el campo magntico, y los radiotelescopios, que detectan diversos tipos de radiacin que resultan imperceptibles para el ojo humano.ESTRUCTURA Y COMPOSICION DEL SOLDesde la Tierra slo vemos la capa exterior. Se llama fotosfera y tiene una temperatura de unos 6.000 C, con zonas ms fras (4.000 C) que llamamos manchas solares. El Sol es una bola que puede dividirse en capas concntricas. De dentro a fuera son:

Ncleo:es la zona del Sol donde se produce la fusin nuclear debido a la alta temperatura, es decir, el generador de la energa del Sol.

Zona Radiactiva: las partculas que transportan la energa (fotones) intentan escapar al exterior en un viaje que puede durar unos 100.000 aos debido a que stos fotones son absorbidos continuamente y remitidos en otra direccin distinta a la que tenan.

Zona Convectiva:en sta zona se produce el fenmeno de la conveccin, es decir, columnas de gas caliente ascienden hasta la superficie, se enfran y vuelven a descender.

Fotosfera:es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte del Sol que nosotros vemos, la superficie. Desde aqu se irradia luz y calor al espacio. La temperatura es de unos 5.000C. En la fotosfera aparecen las manchas oscuras y las fculas que son regiones brillantes alrededor de las manchas, con una temperatura superior a la normal de la fotosfera y que estn relacionadas con los campos magnticos del Sol.

Cromosfera:slo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de Sol. Es de color rojizo, de densidad muy baja y de temperatura altsima, de medio milln de grados. Est formada por gases enrarecidos y en ella existen fortsimos campos magnticos.

Corona:capa de gran extensin, temperaturas altas y de bajsima densidad. Est formada por gases enrarecidos y gigantescos campos magnticos que varan su forma de hora en hora. sta capa es impresionante vista durante la fase de totalidad de un eclipse de Sol.DISTANCIAS ASTRONOMICASUnidades de distanciaCules son las unidades de distancia que se utilizan en Astronoma?Kilmetro.Ao Luz (AL) : 10 billones de kilmetros. Parsec : 3,26 A.L. (3 aos luz, algo ms de 32 billones de kilmetros).Unidad Astronmica: 150 millones de kilmetros. Hay otra unidad ms que se llama Tiempo Luz. Es el equivalente a considerar la distancia recorrida por la luz en un tiempo determinado. Por ejemplo, se utiliza para medir el mes luz (distancia recorrida por la luz en un mes) o el da luz (distancia recorrida por la luz en da) o el segundo luz. Todo esto da una idea de distancia. Cuanto mayor es el nmero en tiempo (cuanto mayor es la cifra que yo estoy tomando) ms lejos est el objeto que estoy considerando.Hay algunas otras unidades de distancia pero no se utilizan en Astronoma. Todo el mundo utiliza estas unidades de distancia y no otras, por suerte.

DistanciasAhora vamos a ver cules son las distancias, cunto tarda la luz en llegar a determinado lugar. Vamos a poner un ejemplo que se utiliza muchsimo porque es muy claro para entender las distancias y los tamaos de las cosas en el universo, que en verdad son muy grandes. El ejemplo es muy simple: vamos a pensar que tenemos una nave espacial que puede viajar a la velocidad de la luz (cosa que no puede suceder). Vamos a pensar cunto tiempo tarda esta nave en llegar a cada lugar para darnos una idea de las distancias y los tamaos de estos sitios.Desde la Tierra a la Luna 1, 3 segundosDesde la Tierra Al Sol 8 minutos 18 seg.Desde el Sol A Plutn 5 horas 30 minutos Desde el Sol A Alfa Centauro 4 aos y 4 mesesDatos: La luz viaja a 300 mil kilmetros por segundo. La luna est a 380 mil kilmetros promedio de distancia de la Tierra. La luz podra dar casi ocho vueltas completas alrededor de la Tierra en un segundo.Viendo estas cifras, podemos comprender lo difcil que es dimensionar estos tiempos para la mente humana. Imaginmonos viajando en esta nave espacial: cinco horas y media las cuento con el reloj y llegamos a los confines del Sistema Solar, no hay ningn problema. Despus giro la nave hacia Alfa Centauro (la estrella mas cercana despus que el Sol) y viajo dos das, tres, cuatro das, una semana, quince das; un mes, dos, tres; dos aos, tres aos. Recin a los cuatro aos y cuatro meses llego a la estrella ms cercana! Esto les da una idea de lo minsculo que es nuestro Sistema Solar con respecto a la distancia que hay a las estrellas. Nuestro Sistema Solar es muy pequeo en relacin a todo el sistema de estrellas que tenemos alrededor.La Va Lctea.Nuestro Sistema Solar y alfa Centauro estn dentro de un sistema mayor que se llama la Va Lctea. La Va Lctea es una galaxia. Una galaxia es un grupo de estrellas muy grande que viven y se mueven todas juntas. La Va Lctea tiene 100 mil millones de estrellas. Su forma es espiral, como se ve en este dibujo a la izquierda.Imaginmonos nuevamente en nuestra situacin terica: viajamos con nuestra nave espacial 25.000 aos hasta dnde llegamos? Slo hasta el centro de nuestra galaxia. Si queremos recorrerla desde desde una lado al otro tenemos que viajar 100.000 aos. Y estamos hablando solamente de viajar dentro de nuestra propia galaxia, ni siquiera de salir ms all o de visitar otras galaxias! (acurdense siempre que estamos viajando a la velocidad de la luz).Las galaxias tienen muchas formas. La nuestra como dijimos- tiene forma espiral. La galaxia espiral ms cercana a la nuestra se llama Andrmeda, que es muy conocida. Cunto tardamos en llegar con nuestra nave desde la Va Lctea hasta Andrmeda? Ms de 2 millones de aos (2.300.000 aos exactamente). Como ven y como decamos- no hay manera de hacerse un criterio de estas distancias. Por eso se utiliza la velocidad de la luz como referencia. A simple vista, podemos ver tres objetos externos a la Va Lctea: la galaxia de Andrmeda (hacia el norte) y dos galaxias pequeas, enanas, que estn alrededor de la nuestra, llamadas Las nubes de Magallanes. Las nubes de Magallanes son dos galaxias que giran alrededor de nuestra Va Lctea como si fueran dos satlites. Algo similar a lo que sucede con nuestra Luna. En rigor, son lunas de la Va Lctea.Nada ms se ve a simple vista. Pero imagnense lo que debe ser Andrmeda para que podamos verla a 2 millones de A.L.. Es un monstruo. Las galaxias tienen la costumbre de estar en familias. No les gusta estar solas. Estn siempre en grupos que se llaman cmulos de galaxias. El cmulo de galaxia ms cercano a nosotros se llama Virgo porque casualmente est en direccin a la constelacin de Virgo. Para llegar a ese cmulo de galaxias hay que viajar 60 millones de aos. Y es el cmulo ms cercano! La Va Lctea, Andrmeda y Las nubes de Magallanes estn en un cmulo llamado Grupo Local, que es un sistema pequeo de casi 30 galaxias. En otro 'barrio', cerca del Grupo Local, se encuentra el cmulo Virgo. Para recorrer de punta a punta todo el universo conocido, visible, hay que viajar 28 mil millones de aos. La vida de la Tierra y del Sol para que tengan una idea- es de 5 mil millones de aos, es decir que habra que viajar 6 vidas del Sol a la velocidad de la luz para recorrer el universo completo. Desde la Tierra hasta el lmite visible del universo hay 14 mil millones de A.L. promedio.

APUNTES DE ASTRONOMA Y ASTROFSICA 3RO DE SECUNDARIA U E JOS ALONSO DE IBEZESFERA CELESTECENITEs la interseccin de la vertical de un lugar y la esfera celeste. Es el punto ms alto en el cielo con relacin al observador, que se encuentra justo sobre su cabeza (90). La vertical de un lugar, o direccin de la gravedad en ese lugar, corta a la esfera celeste en dos puntos. El cnit es el punto que se encuentra por encima de la cabeza del observador. NADIRLa interseccin entre la vertical del observador y la esfera celeste. Es decir: si imaginamos una recta que pasa por el centro de la Tierra y por nuestra ubicacin en su superficie, el nadir se encuentra sobre esa recta, por debajo de nuestros pies. En sentido contrario se encuentra el cenit.Tambin se utiliza en trminos solares como "el nadir del Soleado", que es la rbita ms baja respecto al horizonte que sigue el Sol a las 12:00 en invierno.Por extensin, nadir tambin se usa para referirse al punto ms bajo o al momento de mayor adversidad de un procesoHORIZONTEHorizonteu horizonte aparente (del griego "orizonta": limitar) es la "lnea" que aparentemente separa el cielo y la tierra. Vista desde cualquier ngulo esta lnea siempre aparece a la altura de los ojos del espectador. Esta "lnea" involucra un espacio circular de la superficie de la tierra.En otros dominios, el horizonte es definido como un plano que pasa por el centro de la Tierra y es perpendicular a la lnea cenit-nadir (un radio desde el centro de la tierra hacia la superficie) ola vertical. Tal es elhorizonte astronmicouhorizonte racional. Los trminos de su definicin consideran que la esfera celeste no est centrada en el observador sino que es concntrica a la esfera terrestre.Se definen otros tipos dehorizontesatendiendo al punto de vista del observador: Horizonte aparente: plano ideal tangente a la superficie de la Tierra en el punto de observacin. Horizonte sensibleuhorizonte real: depende del paisaje local (montaas, edificios, etc.) Horizonte geomtrico: superficie cnica generada por la visual del observador dirigida a la superficie terrestre en la lejana. Horizonte fsicouhorizonte ptico: determinado por larefraccin atmosfrica, que permite ver por debajo del horizonte real POLOSSon los dos puntos de la superficie terrestre por donde la esfera terrestre es atravesada por el eje terrestre. Al situado en el extremo norte se le llama polo norte, boreal o rtico y al situado en el extremo sur polo sur, meridional o antrtico.Los polos (norte y sur) tienen ambos una latitud geogrfica de noventa grados (norte y sur respectivamente). Al ser los puntos donde coinciden todos los meridianos, no tienen longitud geogrfica.Las latitudes polares son las situadas por encima (en trminos de latitud) de los crculos polares; donde se sitan las regiones polares, que coinciden a grandes rasgos con la denominada zona fra o de clima fro en climatologa.Puede hablarse de polos en cualquier esfera con eje de rotacin, especialmente para los planetas.PARALELOSSe denomina paralelo al crculo formado por la interseccin de la esfera terrestre con un plano imaginario perpendicular al eje de rotacin de la Tierra.Sobre los paralelos, y a partir del meridiano de Greenwich, meridiano que se toma como origen, se mide la longitud el arco de circunferencia expresado en grados sexagesimales, que podr ser Este u Oeste, en funcin del sentido de medida de la misma. A diferencia de los meridianos, los paralelos no son circunferencias mximas pues, salvo el ecuador, no contienen el centro de la Tierra.El ngulo formado por un meridiano y la lnea ecuatorial se denomina latitud, la cual se discrimina entre latitud Norte y latitud Sur segn el hemisferio.Tanto meridianos como paralelos forman el sistema de coordenadas geogrficas basado en latitud y longitud.MERIDIANOSLos meridianos son los semicrculos mximos del geoide terrestre que pasan por los polos (los meridianos son lneas imaginarias para determinar la hora, el ao y dems) por extensin, son tambin los semicrculos mximos que pasan por los polos de cualquier esfera o esferoide de referencia. Todos los observadores situados sobre el mismo meridiano ven al mismo tiempo, en la mitad iluminada de la Tierra, al Sol en lo ms alto de su curso: el momento en que el Sol est en lo ms alto de su curso indica el medioda (es decir, la mitad del da).1En astronoma, el meridiano de referencia para las coordenadas ecuatoriales es el que pasa por el punto de Aries, mientras que el de referencia para las coordenadas horarias es el que pasa por el cenit y el nadir del lugar.COORDENADAS GEOGRAFICASEl sistema decoordenadas geogrficases unsistema de referenciaque utiliza las dos coordenadas angulares,latitud(Norte y Sur) ylongitud(Este y Oeste) y sirve para determinar los ngulos laterales de la superficie terrestre (o en general de uncrculoo unesferoide). Estas dos coordenadas angulares medidas desde el centro de laTierrason de un sistema decoordenadas esfricasque estn alineadas con su eje de rotacin. La definicin de un sistema de coordenadas geogrficas incluye undatum, meridiano principal y unidad angular. Estas coordenadas se suelen expresar engrados sexagesimales: Lalatitudmide el ngulo entre cualquier punto y elecuador. Las lneas de latitud se llamanparalelosy son crculos paralelos al ecuador en la superficie de la Tierra. La latitud es el ngulo que existe entre un punto cualquiera y el Ecuador, medida sobre el meridiano que pasa por dicho punto. La distancia en km a la que equivale un grado depende de la latitud, a medida que la latitud aumenta disminuyen los kilmetros por grado. Para el paralelo del ecuador, sabiendo que la circunferencia que corresponde al Ecuador mide 40.075,004 km, 1 equivale a 111,319 km. La latitud se suele expresar en grados sexagesimales. Coordenadas geogrficas Todos los puntos ubicados sobre el mismo paralelo tienen la misma latitud. Aquellos que se encuentran al norte del Ecuador reciben la denominacin Norte (N). Aquellos que se encuentran al sur del Ecuador reciben la denominacin Sur (S). Se mide de 0 a 90. Al Ecuador le corresponde la latitud 0. Los polos Norte y Sur tienen latitud 90 N y 90 S respectivamente. Lalongitudmide el ngulo a lo largo del ecuador desde cualquier punto de la Tierra. Se acepta queGreenwichenLondreses la longitud 0 en la mayora de las sociedades modernas. Las lneas de longitud son crculos mximos que pasan por los polos y se llamanmeridianos. Para los meridianos, sabiendo que junto con sus correspondientesantimeridianosse forman circunferencias de 40.007 km de longitud, 1 equivale a 111,131 km.SOLSTICIOLos solsticios son los momentos del ao en los que el Sol alcanza su mayor o menor altura aparente en el cielo, y la duracin del da o de la noche son las mximas del ao, respectivamente. Astronmicamente, los solsticios son los momentos en los que el Sol alcanza la mxima declinacin norte (+23 27) o sur (23 27) con respecto al ecuador terrestre.En el solsticio de verano del hemisferio Norte el Sol alcanza el cenit al medioda sobre el Trpico de Cncer y en el solsticio de invierno alcanza el cenit al medioda sobre el Trpico de Capricornio. Ocurre dos veces por ao: el 20 o 21 de junio y el 21 o 22 de diciembre de cada ao.En el solsticio de verano del hemisferio Sur el Sol alcanza el cenit al medioda sobre el Trpico de Capricornio y en el solsticio de invierno alcanza el cenit al medioda sobre el Trpico de Cncer. Ocurre dos veces por ao: el 20 o 21 de diciembre y el 21 o 22 de junio de cada ao.A lo largo del ao la posicin del Sol vista desde la Tierra se mueve hacia el Norte y el Sur. La existencia de los solsticios est provocada por la inclinacin del eje de la Tierra sobre el plano de su rbita.En los das de solsticio, la longitud del da y la latitud del Sol al medioda son mximas (en el solsticio de verano) y mnimas (en el solsticio de invierno) comparadas con cualquier otro da del ao. En la mayora de las culturas antiguas se celebraban festivales conmemorativos de los solsticios.Las fechas de los solsticios son idnticas al paso astronmico de la primavera al verano y del otoo al invierno en zonas templadas. Las fechas del solsticio de invierno y del solsticio de verano estn cambiadas para ambos hemisferios.El solsticio es un trmino astronmico relacionado con la posicin del Sol en el ecuador celeste. El nombre proviene del latn solstitium (sol sistere o Sol quieto).EQUINOCCIOSSe denomina equinoccio al momento del ao en que el Sol est situado en el plano del ecuador terrestre, donde alcanza el cenit. El paralelo de declinacin del Sol y el ecuador celeste entonces coinciden. La palabra equinoccio proviene del latn aequinoctum y significa noche igual.2Ocurre dos veces por ao: el 20 o 21 de marzo y el 22 o 23 de septiembre de cada ao,3 pocas en que los dos polos de la Tierra se encuentran a igual distancia del Sol, cayendo la luz solar por igual en ambos hemisferios.Equinoccio son asimismo cada una de las fechas en que los das tienen una duracin igual a la de las noches en todos los lugares de la Tierra. En el equinoccio sucede el cambio de estacin anual contraria en cada hemisferio de la Tierra.

APUNTES DE ASTRONOMA Y ASTROFSICA 4TO DE SECUNDARIA U E JOS ALONSO DE IBEZMagnitudes estelares: Cmo se miden las distancias a estrellas y galaxias? Parte 1: Paralajes y CefeidasSeguramente han escuchado o ledo en algn momento de sus vidas, que tal estrella se encuentra a miles de aos luz de distancia, o que tal galaxia se encuentra a millones de aos luz de distancia. Probablemente, al enterarse de esto, se habrn preguntado,cmo demonios hace un astrnomo para medir con tal precisin la distancia a un objeto que se encuentra all fuera, en las increbles lejanas del espacio y del tiempo, como una galaxia?

Supongo que nadie ha visto a un astronauta colocarse su traje, tomar una cinta mtrica astronmica(graduada en parsecs o en aos luz)y salir a nadar por los interminables espacios interestelares para medir las distancias entre las estrellas;quizslo hagan, pero nunca lo hemos visto. Bromas aparte, dada la imposibilidad obvia del mtodo mencionado,los humanos tuvimos que ingeniarnos algunos mtodos para medir las distancias estelares sin movernos de nuestra bonita Tierra.

Para la medicin de distancias a objetoscercanos(hasta 100 aos luz de distancia)se utiliza un mtodo denominado paralaje, pilar bsico de la escala de distancias en astronoma. Para explicarlo de manera muy resumida,la paralaje se calcula utilizando el ngulo formado por la direccin de dos lneas visuales relativas a la observacin de un objeto desde dos puntos de vista diferentes.

Representacin grfica del mtodo de la paralaje.

Para entenderlo de forma prctica, extiendan el brazo delante de ustedes, levanten el dedo ndice, cierren un ojo y coloquen visualmente la punta del dedo sobre algn objeto alejado. Ahora, manteniendo el brazo y el dedo en la misma posicin, cierren el otro ojo(abran el que tenan cerrado, sino no van a ver nada)y vern quela punta del dedo ya no cubre al objeto alejado, sino que se ha desplazado ligeramente.Es sobre esa diferencia en la posicin del objeto, que se conoce como posicin aparente, donde se traza un ngulo, se aplican clculos trigonomtricos y se determina la distancia existente a ese objeto.

Transportando ese modelo ados puntos diferentes del planeta(o de la rbita terrestre)ymidiendo la diferencia en la posicin aparente de una estrella en relacin con el fondo, se puede determinar la distancia a dicha estrella.Pero al momento de medir distancias a estrellas o galaxias que superen los 100 aos luz, este mtodo falla. Fue por esto que el genio deHubble(el cientfico, no el telescopio)se apareci con un mtodo que podramos denominar fantasiosamenteel mtodo de las lamparitas de 60 W.

Hagamos un ejercicio de imaginacin. Supongamos que estamos en un campo y queremos medir la distancia a otro campo que se encuentra muy alejado. Pero no vamos a utilizar ningn mtodo habitual de medicin, dado que no podemos salir de nuestro campo(como tampoco podemos medir las distancias astronmicas saliendo del planeta y midiendo). En cambio,vamos a utilizar un mtodo bastante extico: compramos muchas lamparitas de 60 W y las distribuimos por todo nuestro campo.Entonces nos paramos en una posicin cualquiera del campo y observamos las lamparitas: como es de esperarse,a aquellas ms cercanas a nosotros las veremos brillar ms y a aquellas ms lejanas las veremos brillar menos, aunque en realidad sabemos que todas brillan con igual intensidad por ser de 60 W. Esto es sumamente importante:todas las lamparitasbrillanigual, pero lasvemos brillarde manera diferente.

Si sabemos cun luminosa es una vela y cun brillante la vemos, podemos calcular a qu distancia se encuentra.

Esto nos permite definir un mtodo para establecer la distancia a cualquier lamparita. Primeromedimos la distancia a una lamparitacercanausando una cinta mtrica(ya se estarn imaginando, por el uso de la palabracercana, que esto se relaciona con laparalaje)y luego,usando unfotmetro, medimos cuanto la vemos brillar.Ahorarepetimos el mismo procedimiento para una segunda lamparitaque se encuentre a una distancia diferente, tambin cercana. Entonces,comparando ambas distancias y ambos brillos aparentes, sabemos ahora cuanto cambia el brillo observado de una lamparita cuando cambia la distancia.

Ya contamos entonces con todas las herramientas para saber la distancia a cualquier lamparita de nuestro propio campo. Basta con medir el brillo de cualquiera de ellas usando el fotmetro y luego aplicar la regla de tres simple:si cuando el cambio de brillo es tanto, se encuentra a tal distancia, entonces cuando el cambio de brillo es este otro, la distancia es esta otra.(Los clculos reales son algo ms complicados, pero el mtodo es esencialmente el mismo).

Sigamos usando la imaginacin, gastemos un poco ms de dinero ycompremos muchas lamparitas de 60 W rojas.Si las mezclamos con el resto, podemos seguir utilizando el mtodo descripto, siempre y cuando trabajemos con lamparitas rojas.Podemos entonces conocer perfectamente la distancia a cualquier lamparita roja de 60 W, pero no a lamparitas de otra potencia u otro color.

Comparacin entre brillos de lamparitas de 60w y brillos de estrellas cefeidas en las galaxias.

Supongamos ahora que convencemos al dueo del otro campo lejano(al cual queremos medir la distancia)paraque compre lamparitas de todo tipo, incluyendo algunas rojas de 60 W.Entonces podramos utilizar nuestro mtodo original para medir la distancia a las lamparitas rojas del otro campo.A esas escalas, si estamos midiendo distancias en centenares de kilmetros, no importar en que parte de nuestro campo nos encontremos, algunos pocos metros de distancia no sern importantes. Podemos concluir, entonces, quela distancia entre los campos ser igual a la distancia que hay entre nosotros y cualquier lamparita roja de 60 W del otro campo.

Probablemente se estn preguntando,de qu sirve este mtodo?No puede ser til para la medicin de distancias astronmicas, dado que el espacio no est poblado por objetos con un mismo brillo, sino por estrellas, galaxias y otros objetos brillando cada uno con su propia intensidad. Dnde conseguiremos lamparitas rojas de 60 W en el cielo?Bueno, aunque parezca increble, existen:se denominanestrellas cefeidas.

Las cefeidas son una clase particular deestrellas variables,cuyo brillo intrnseco(sus watts)vara rtmicamente con un perodo muy regular.Al mismo tiempo,cada cefeida tiene su propio periodo de variacin de brillo.Esta variacin en la luminosidad de las cefeidas se produce por unaserie de contracciones y expansiones que se dan en la misma estrella.

Fotografa de la estrella cefeida Cepheid L Carinae. Crditos: ESO.

De manera muy simplificada,cuando la estrella se contrae se produce un aumento de temperatura en las regiones centrales, lo cual incrementa el nmero de reacciones nucleares yprovoca un aumento global de luminosidad.El aumento de energa liberada detiene la contraccin y hace que las capas exteriores se dilaten,entonces la estrella se expande, disminuyendo su temperatura y su luminosidad.Al contrario de lo que se pensara comnmente,cuando las dimensiones de la cefeida son menores, mayor es la luminosidad que emite, y viceversa.

Otra caracterstica importante de las cefeidas es quesi dos de ellas tienen el mismo periodo(tardan la misma cantidad de tiempo en cambiar su brillo)entonces tienen el mismo brillo intrnseco(tienen los mismos watts). Aqu arribamos entonces a la solucin definitiva:si encontramos estrellas cefeidas en nuestra galaxia(nuestro campo)y en otra galaxia alejada(el campo alejado)que tengan el mismo periodo, podemos medir cuanto las vemos brillar y usarlas como lamparitas de 60 W rojas, determinando de esa forma la distancia a otras galaxias.

Este fue el mtodo creado y utilizado por Hubble para determinar las distancias a otras galaxias que, por cierto, en esa poca se crea que eran nebulosas; todava no se saba que en realidad eran otras galaxias diferentes a la nuestra con cientos de miles de millones de estrellas en ellas. Gracias a esto se pudo determinar quelas otras galaxias(y las cefeidas en ellas)estaban a distancias muchsimo ms grandes que las estrellas de nuestra galaxia. Y este fue el paso crucial que determin que el Universo es un lugar mucho ms enorme de lo que podramos pensar.

La Va LcteaUn camino en el cielo

En noches serenas podemos ver una franja blanca que atraviesa el cielo de lado a lado, con muchas estrellas.Son slo una pequea parte de nuestros vecinos. Entre todos formamos la Va Lctea. Los romanos la llamaron "Camino de Leche", que es lo que significa via lactea en latn.La Va Lctea es nuestra galaxia

El Sistema Solar est en uno de los brazos de la espiral, a unos 30.000 aos luz del centro y unos 20.000 del extremo.La Via Lctea s una galaxia grande, espiral y puede tener unos 100.000 millones de estrellas, entre ellas, el Sol. En total wide unos 100.000 aos luz de dimetro y tiene una masa de ms de dos billones de veces la del Sol.Cada 225 millones de aos el Sistema Solar completa un giro alrededor del centro de la galaxia. Se mueve a unos 270 km. por segundo.No podemos ver el brillante centro porque se interponen materiales opacos, polvo csmico y gases fros, que no dejan pasar la luz. Se cree que contiene un poderoso agujero negro.La Va Lctea tiene forma de lente convexa. El ncleo tiene una zona central de forma elptica y unos 8.000 aos luz de dimetro. Las estrellas del ncleo estn ms agrupadas que las de los brazos. A su alrededor hay una nube de hidrgeno, algunas estrellas y cmulos estelares.La Va Lctea forma parte del Grupo Local

Junto con las galaxias de Andrmeda (M31) y del Tringulo (M33), las Nubes de Magallanes (satlites de la Va Lctea), las galaxias M32 y M110 (satlites de Andrmeda), galaxias y nebulosas ms pequeas y otros sistemas menores, forman un grupo vinculado por la gravedad.En total hay unas 30 galaxias que ocupan un rea de unos 4 millones de aos luz de dimetro.Todo el gupo orbita alrededor del gran cmulo de galaxias de Virgo, a unos 50 millones de aos luz.

ESTRUCTURA, COMPOSICIN Y DIMENSIONES DE LA VA LCTEAEl nombre de nuestra Galaxia, Va Lctea, proviene del latn y significa camino de leche. Este nombre fue implementado por los griegos y surgi de la mitologa.Al estar mamando el hijo de Zeus, Heracles (o Hrcules) del pecho de Hera, la leche se derram, creando as el camino de leche. Existen dos historias de cmo llega a suceder esto; la primera dice que Hermes llev al nio a donde se encontraba Hera para que mamara de su pecho mientras ella dorma. Al despertar y descubrir al nio, lo retira de su pecho tan bruscamente que la leche sigui manando. La otra versin cuenta que Atenea convenci a Hera para que lo amamantara, pero al estar hacindolo, el nio la lastima y la leche se riega.Los primeros estudios realizados a la Va Lctea se remontan hasta el siglo V a.C. hechos por Demcrito, quien fue el primero en observar una faja blanquecina en la bveda celeste y afirmar que sta estaba constituida por grandes cantidades de estrellas.Galileo Galilei fue capaz de observar las estrellas al utilizar el telescopio que l mismo invent en 1609, confirmando as lo dicho por Demcrito.Nuestra Galaxia se ubica en el plano del Ecuador galctico de un sistema de estrellas, esto quiere decir que se encuentra a la mitad del sistema y forma parte de un conjunto de galaxias llamado Grupo Local, entre las cuales se encuentran las galaxias de Andrmeda, la Gran y Pequea Nube de Magallanes, NGC 221 y NGC 205 entre otras.En cuanto a la composicin y forma de la Va Lctea, se conocen, gracias a las tecnologas actuales, datos y cifras que hace apenas algunos aos eran imposibles de conocer. Se sabe, por ejemplo que la Va Lctea, es una galaxia de forma espiral barrada. Esto significa que sus brazos se desprenden en forma de barras desde su ncleo.La Galaxia en la que habitamos posee dos brazos espirales principales: el brazo de Escudo-Centauro y el brazo de Perseo. Alrededor de la barra central se disponen dos pequeos brazos, denominados brazos cercano y lejano. Posee adems tres brazos menores, los de Norma, Sagitario y Externo y un pequeo desprendimiento llamado espoln de Orin, que es donde se encuentra nuestro Sistema Solar.Aunque los clculos que se realizan para conocer las longitudes de la Va Lctea son bastante exactos, no se conocen los medidas precisas, pero si se tienen aproximados. El dimetro de la Galaxia, por ejemplo, tiene una medida estimada de 100 000 aos-luz, mientras que su espesor se calcula que mide entre 10 000 y 18 000 aos-luz. Otro dato del que se tienen cifras aproximadas es de la cantidad de estrellas existentes en la Va Lctea. Se dice que hay entre 150 000 y 400 000 millones de estos astros brillantes.

La distancia del Sol al centro de la Galaxia. Un punto ms de controversia ya que mientras unas fuentes aseguran que es de 33 000 aos-luz, otras indican que es de 26 000 aos-luz y algunas otras aseveran que es de 27 7000 aos-luz.La Va Lctea est dividida en tres partes que son:1) HALO.Es una estructura esferoidal que envuelve a la Galaxia compuesta principalmente por estrellas rojas y amarillas, nubes de gas y una gran cantidad de materia oscura.2) DISCO.Es aqu donde se encuentran los brazos descritos antes adems de estrellas blancas, blancas azules o jvenes y mucho gas. Es en el disco donde se dan los procesos de formacin estelar.3) BULBO.Posee un tamao de 16 000 aos-luz. El bulbo esta ubicado en el centro, la zona de la Galaxia con la mayor cantidad de estrellas.Estudios y teoras recientes aseguran que en el cetro galctico se encuentra tambin un agujero negro supermasivo. Estas conclusiones se apoyan en el hecho de que una estrella gira en torno al centro galctico.Origen del Sistema Solar.Se calcula que el Sistema Solar se cre hace unos 4 600 millones de aos como resultado de la contraccin de una nube de gas y polvo a causa de la fuerza de gravedad. Despus de esto, comenz a girar, tal vez debido a la explosin de una supernova cercana. Esta teora e conocida como teora de la ACRECIN.

En la regin central se fue acumulando la mayor parte de la materia, pero la temperatura y la presin eran tan altas que los gases se empezaron a condensar en slidos a grandes distancias del centro, crendose as los planetas.Antes de poder llegar a esta teora, se formularon otras, pero al comprobar sus incongruencias fueron descartadas. Como la de Pierre Simn Laplace, quien en 1976 propuso que los astros se desprendieron de una inmensa nebulosa en rotacin.Otras teoras importantes fueron las de Moulton y Chamberlain y la de J. Jeans, quienes suponen que el acercamiento de un estrella propici que se levantaran en el Sol inmensas mareas de cuya masa se formaron lo planetas.El fsico alemn Carl von Weizcker formul la hiptesis de las turbulencias o nube de polvo, la cual sostiene que a a partir de una nebulosa, formada por hidrgeno y helio, se formaron masas rocosas, que dieron origen a los planeta y satlites.Opinin personal.De acuerdo a las diferentes teoras analizadas, creo que el Universo fue creado por explosiones de diferentes magnitudes que fueron dando paso a la creacin desde el mismo universo, hasta los planetas.Aunque las teoras no han sido comprobadas an, y siguen siendo slo eso, teoras, podemos llegar a una conclusin coherente de la formacin de sta galaxia y de otras tan slo analizndolas.Para mi punto de vista, hay algunas cosas que los humanos simplemente nunca podremos comprender, pero est en nuestra naturaleza el querer saber, as que seguiremos tratando de encontrar una teora que por fin pueda ser aceptada y comprobada por todos.