manual de astronomia

7/13/2019 Manual de Astronomia

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JAIME INCER BARQUERO

MANUAL DE ASTRONOMÍA

Galileo Galilei observando el cielo con su telescopio.

MANAGUA, NICARAGUA, 2010.



Autor: Jaime Incer Barquero.

Diseño, diagramacióne ilustración digital:

Miguel Selva

Impresión:

Portada: 2004. El vehículo Cassini en órbitaalrededor del planeta Saturno cuando lanzabala sonda Huygens, que penetró en la atmósferade la luna Titán y se posó en su superfcie.Crédito: David Dugras.

Contraportada: 1660. Astrónomos del sigloXVII observando la esfera celeste.Crédito: Atlas Celeste de Andreas Cellarius.

Agradecimiento:Al AMERICAN COLLEGE, por fnanciar el diseño de esta obra.

Incer Barquero, JaimeManual de astronomía / Jaime

Incer Barquero. -- 1a ed. -- Managua: Jaime Incer, 2009

180 p.

ISBN: 978-99924-0-874-2

1. ASTRONOMIA 2. SISTEMA SOLAR3. ESTRELLAS 4. NEBULOSAS 5. GALAXIAS

N520I 36



PRESENTACIÓN

Este Manual es un resumen compendiado de los más importan-tes conceptos, descubrimientos y avances en el campo de la As-tronomía. Ha sido escrito en tal forma que cualquier persona, sin

especial ilustración en esta ciencia, pueda con facilidad conocer-la, entenderla y disfrutarla. Contiene datos actualizados y rela-cionados con la posición de Nicaragua, aunque su uso tambiénalcanza a toda la región centroamericana.

Originalmente el Manual fue diseñado para asistir a los profe-sores de esta disciplina, a nivel de la escuela primaria y secun-daria, pero resulta igualmente útil y valioso como fuente de co-nocimientos y actualización para la divulgación popular de estaciencia siempre apasionante.

La Astronomía, hoy en día, está a la cabeza de todas las cien-cias, gracias a los notables hallazgos realizados en la permanen-te conquista del Espacio. Los descubrimientos han conducidoa sorprendentes conocimientos; involucrado a investigadoresen todos los campos de la ciencia, en el afán de comprender laevolución de la materia y la energía a través de consecutivos fe-nómenos físico-químicos, cósmicos, geológicos, biológicos, etc.Estas etapas explican la creación y conformación del univer-so, su indetenible proceso de organización y diferenciación en

multitud de galaxias, estrellas, planetas y seres vivos. De hecho,nuestra existencia y destino están marcados por todos estosprocesos evolutivos que se originaron, produjeron y continúanmultiplicando en la actual dimensión del espacio y del tiempo.

El Manual comprende trece capítulos, debidamente Ilustrados,que abarcan una serie de temas, desde la astronomía posicionalobservada en la Tierra, con los descubrimientos más actuali-zados sobre el sistema solar y los planetas, hasta los procesosbásicos en el espacio profundo que tienen lugar en las estrellas,

nebulosas y galaxias.

Jaime Incer BarqueroPresidente de ANASA



Índice:Capítulo 1: Observando el Cielo desde la Tierra ............................................ 7

Capítulo 2: Origen, Posición y Movimientos de la Tierra.......................... 19

Capítulo 3: La Luna .............................................................................................29

Capítulo 4: El Sistema Solar observado desde la Tierra .............................43

Capítulo 5: Órbitas, Movimientos y Exploraciones Planetarias ..............55

Capítulo 6: El Sol ..................................................................................................67

Capítulo 7: Los Planetas Internos ....................................................................75

Capítulo 8: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno ...........................................89

Capítulo 9: Los Planetoides y Cuerpos Menores .......................................105

Capítulo 10: El Reino de las Estrellas............................................................123

Capítulo 11: Evolución de las Estrellas y del Sol ......................................... 135

Capítulo 12: La Galaxia, Cúmulos Estelares y Nebulosas .......................147

Capítulo 13: El Universo ................................................................................... 157

Anexo: ................................................................................................................... 167



PILAR DE LA CREACIÓN(Telescopio Espacial Hubble).



1a) El Movimiento aparente

de los astros en laEsfera Celeste

Visto desde la posición de la Tierra,el universo parece rodearnos como sifuera una inmensa esfera innita dondeestán ubicados los astros en todas lasdirecciones posibles.

Para cualquier observador posadosobre la supercie de la Tierra, la Esfera

Celeste parece cortada por el horizonteen dos mitades. La bóveda celeste, ormamento, es aquella mitad visiblesobre el horizonte en un momentodado.

Decimos en un momento dado, porqueen la medida que nuestro planeta rota“realmente” de oeste a este, la esfera gira

“aparentemente” en sentido contrario.

En efecto, bastan pocos minutos paracomprobar este movimiento cuandoobservamos al sol durante el día, ola luna y las estrellas en la noche,alzarse por el oriente o descender porel occidente en su curso diario por labóveda celeste.

En la antigüedad, y durante varios si-glos antes del Renacimiento, se creyóque la Tierra estaba ja en el centrodel universo y que la esfera celeste contodos los astros giraba en su alrededor,completando una vuelta en 24 horas.

Se ignoraba entonces que era larotación de la Tierra la verdadera causadel movimiento aparente de la esferaceleste y de su evidente efecto en lasucesión alternada del día y la noche.

OBSERVANDO EL CIELO

DESDE LA TIERRA

CAPÍTULO 1

El universo nos rodea por todas par-

tes creando la ilusión de una esferadonde se encuentran todos los astros.

La bóveda celeste es únicamente la parte visible sobre el horizonte en unmomento dado.

En esta escala la Tierra es un puntoen el centro de la esfera celeste, queal rotar en el espacio, apuntando a laestrella Polar, produce la ilusión quees la esfera celeste la que se muevealrededor nuestro.

Estrella

Polar

CENIT

Una alineación de cuatro planetas, en la constelacion de Tauro fue observada después de la puesta del sol, en el mes de Abril de 2002. Alineaciones planetarias comoéstas son un efecto de perspectiva cuando observadas desde la Tierra, pero en el espacio dichos planetas están ampliamente separados y a crecientes distancias en susrespectivas órbitas (Crédito: Jerry Lodriguss).



88 MANUAL DE ASTRONOMÍA | JAIME INCER BARQUERO

1b) Orientaciónde la bóveda celeste

Es importante orientarnos en la bó-veda celeste utilizando los puntoscardinales referidos al horizonte, aligual que lo hacemos sobre la super-cie de nuestro planeta. Con los bra-zos extendidos de modo que el derechoapunte en dirección al lugar donde saleel sol al Este, tendremos el Oeste a laizquierda, el Norte al frente y el Sur anuestras espaldas. También podemosorientarnos por lo general según ladirección del viento y el curso de lasnubes que, en las regiones tropicales

como Centroamérica, se mueven regu-larmente de este a oeste durante lamayor parte del año.

Por la noche sirve de orientación laEstrella Polar, que se localiza como unaestrella ja y solitaria directamentealzada unos 13º, (latitud media deNicaragua) sobre el horizonte norte.Esta altura angular equivale más omenos al espacio que media entre elpulgar y el índice, separados al máximoformando una C, con el brazo izquierdocompletamente extendido tocandodicho horizonte.

La inmovilidad de la Estrella Polar,razón por la cual la observamos todaslas noches en el mismo punto delcielo desde nuestra posición, (verlatitud respectiva de las capitales

centroamericanas en esquina superiorde la página 9), se debe a que seencuentra en la misma dirección en queapunta el eje de rotación de la Tierra.

En un determinado momento la po-sición de un astro en la bóveda ce-leste puede ubicarse con relación alhorizonte, al cenit o al meridiano. Elcenit es el punto más alto de la bóveda

celeste; el meridiano el arco imaginarioque se levanta perpendicular al hori-zonte en dirección norte a sur, pasandopor el cenit.

Se llama orto el punto de salida de un

astro en el horizonte y ocaso el puntopor donde se pone u oculta. Entre ortoy ocaso el astro describe una curva quese levanta sobre el horizonte, prosiguehasta el meridiano donde alcanza supunto de culminación o de mayorelevación, para luego descender hastaocultarse en el horizonte opuesto.

Alrededor del 21 de marzo y del 22 de

septiembre (Equinoccios), el orto y elocaso del sol coinciden exactamentecon los puntos cardinales Este y Oesterespectivamente. En la tercera semanade abril y segunda de agosto, el sol seencuentra en el cenit de Nicaragua, porejemplo, en el momento de su culmina-ción, hecho comprobado al mediodía,cuando cualquier objeto plantado ver-ticalmente, (un poste, un asta, una pa-red, etc.), no proyecta sombra. En ese

momento los nicaragüenses pisamosnuestra propia sombra.

1c) Cambio horario ymensual de la posiciónde los astros en el cielo

Debido a la rotación de la Tierra, la esferaceleste parece girar en el transcursode las horas, tal como podemos notar

por el movimiento diurno del sol, o delas estrellas por la noche. La velocidadangular de rotación es de 15º por hora,(que resulta de dividir 360º entre 24horas). En otras palabras, una estrella,por ejemplo, avanza 15º por hora, a lolargo de su curso aparente, describiendoun arco en la bóveda celeste desde suorto hasta su ocaso.

Posiciones de la Osa Mayor en las primeras horas dela noche entre marzo yseptiembre, tal como seobserva sobre el horizontenorte de Centroamérica.Esta constelación aparenta girar alrededor de laEstrella Polar. Tambiénsu curso entero sobre el

horizonte puede seguirse enmarzo desde el anochecer por el noreste, hasta el albaen el noroeste.

Debido a la rotación dela Tierra, las estrellas parecen describir círculosconcéntricos alrededor dela Estrella Polar, según seobserva en esta fotografía

tomada con lenteabierta y unas 6 horas deexposición. La Polar seencuentra a un gradodel Polo Norte Celeste y es la más brillante queaparece en el centro de laimagen abajo.

Movimiento aparente de la esferaceleste, reejo de la rotación real de la Tierra.



Además del cambio horario deposición, debido a la rotación la Tierra,las estrellas también se desplazan enel transcurso de los días, semanas ymeses a causa del movimiento de laTierra alrededor del Sol. Por ejemplo, a

mediados de diciembre, a medianoche,se localiza en el meridiano y próximaal cenit de Centroamérica la brillanteconstelación de Orión; en enero éstacruza el meridiano a las 10 pm; enfebrero a las 8 pm y en marzo a la puestadel sol. Las posiciones y horarios deOrión, o de cualquier otro grupo deestrellas, se repiten exactamente unaño después, cuando la Tierra vuelve a

ocupar la misma posición en su órbitacon relación al sol.

Los cambios en las horas de salida,culminación o puesta de las estrellaseran observados religiosamente porlas antiguas civilizaciones para jar lasprincipales fechas de sus respectivoscalendarios para efectos agrícolas,religiosos o de navegación. En laactualidad, nuestros campesinos saben

que el “invierno” comienza cuandodesaparecen las Pléyades (SieteCabritas) por el oeste al anochecer yque el “verano” se inicia cuando dichasestrellas reaparecen por el este al caerla noche.

1d) Cambio latitudinal dela posición de los astros

Un tercer cambio en el aspecto delcielo se experimenta cuando nosdesplazamos de una latitud a otra. Asípor ejemplo, en el ecuador se ven todaslas estrellas de la esfera celeste en eltranscurso del año. En Centroamérica,situada entre los 8º y 16º al norte delecuador, podemos ver casi toda laesfera celeste, salvo un pequeño círculodistante del polo sur de la esfera en esa

misma cantidad de grados, círculo queencierra estrellas siempre invisiblesdesde nuestra latitud, que por suerteson de escaso brillo. Desde París soninvisibles todas las estrellas situadasa menos de 48º del polo sur celeste,

incluyendo la Cruz del Sur; en cambioson siempre visibles las circumpolaresubicadas a una distancia menor de 48ºdel polo norte celeste, como la OsaMayor. Contrariamente, esta hermosaconstelación es invisible, al igual que laEstrella Polar, desde el sur de Chile yArgentina.

En el ecuador, (latitud 0º), es posible

observar a todos los astros de la esferaceleste desplazándose cada uno por labóveda celeste en el lapso de 12 horas,desde su salida en el horizonte hasta supuesta, ya que sus trayectorias circularesen torno al eje de rotación de la esfera sonexactamente perpendiculares al plano delhorizonte.

En una latitud intermedia, (45º porejemplo), las trayectorias están inclinadasen ese mismo ángulo con relación alhorizonte, cuyo plano las corta en forma

desigual, de modo que los astros situadosen el hemisferio correspondiente sonvisibles por más de 12 horas sobre elhorizonte, en detrimento de la visibilidadcomplementaria de las situadas en elhemisferio opuesto. Además, en esaslatitudes todas aquellas estrellas situadasalrededor del polo correspondiente, (auna distancia del mismo menor que lalatitud del observador), están siempresobre el horizonte, (son circumpolaresvisibles), mientras las situadas en el poloopuesto nunca asoman sobre el horizonte,

(circumpolares invisibles).

En los polos terrestres, (latitud 90º), todaslas estrellas del hemisferio correspondienteson circumpolares o de permanentevisibilidad durante el semestre nocturno,pues sus trayectorias son paralelas alplano del horizonte y están ubicadas arribadel mismo; en cambio las situadas en elhemisferio opuesto nunca asoman sobre elhorizonte.

Trayectorias de los astros sobreel horizonte: en el ecuador,a 45º de latitud y en el polo.

Coordenadas de lascapitales centroamericana

Localidad Latitud LongiNorte Oes

Ciudad Guatemala1 14˚39’ 90˚3

Tegucigalpa2 14˚06’ 87˚1

San Salvador3

13˚42’ 89˚1Managua4 12˚08’ 86˚1

San José5 09˚56’ 84˚0

Ciudad de Panamá6 08˚57’ 79˚3

1= Plaza Central2= Plaza Central3= Plaza Cívica4= Rotonda Metrocentro5= Parque Central6= Puente de las Américas




Dicho sea de paso, que los antiguosmarinos utilizaban la posición de lasestrellas para determinar el rumbo atomar de sus embarcaciones. Sin eldebido conocimiento de astronomíaCristóbal Colón nunca hubiera encon-

trado el rumbo de regreso a España.

1e) Distinción entreestrellas y planetas

Las estrellas son soles lejanos quebrillan con luz propia. Son globos degases incandescentes, de dimensionescomparables a las de nuestro sol,por lo general. Si nos alejáramos

sucientemente del sol, veríamoscómo su tamaño y brillo disminuyenpaulatinamente con la distancia, hastaquedar reducidos a un simple puntobrillante, al igual que la mayoría de lasestrellas tal como las vemos desde laTierra.

Además de las estrellas, es posible ob-servar en el rmamento a los planetas,cinco de los cuales son visibles a simplevista, a saber: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno. Los planetas sonnuestros vecinos; al igual que la Tierracirculan alrededor del sol a variadasdistancias del mismo, empleando di-ferentes tiempos en recorrer sus res-pectivas órbitas.

En apariencia estos planetas no dierenmucho de las estrellas, pues brillan en elcielo como puntos luminosos, pero nocon luz propia, sino con la que reejandel sol. La cintilación o “centelleo” en laluz de planetas y estrellas es un efecto

del aire en nuestra atmósfera y es tantomás acentuada cuanto más vientocircula por la noche; no obstante, aúnen estas condiciones, la luz reejadapor los planetas es más ja que laemitida directamente por las estrellas.

Por otra parte, mientras las estrellasocupan un lugar jo en el rmamento,los planetas se desplazan cambiando

de posición lentamente en relacióncon el fondo del cielo, movimientoque es más notable entre los planetascercanos (Venus, Marte, Mercurio) ymenos en los lejanos, que constituyenel resto. Por esa razón los antiguos losdenominaron “planetas”, que signica“errantes” o ”vagabundos”.

El brillo de los planetas varía segúnsus cambiantes distancias a la Tierra.

Venus y Júpiter superan en todomomento a las estrellas más luminosasdel rmamento. Mercurio se encuentrasiempre cerca del sol; unas veces brillaentre la luz del alba por el oriente, obien del crepúsculo al occidente. Martetiene un característico brillo rojizo quese incrementa cada 26 meses cuando seaproxima a la Tierra. Saturno se muevetan despaciosamente que empleaunos 30 años en completar una vueltaalrededor del sol y ocupar de nuevola misma posición en la esfera celeste.Los planetas Urano y Neptuno y losplanetoides Plutón y Eris guran entrelos más lejanos del sistema solar; semueven aún más lentamente que losanteriores, siendo visibles con la ayudadel telescopio.

Trayectoria de Saturno en lasconstelaciones zodiacalesde Cangrejo y León, entre 2005 y

2008. (Peter Wienerroither).



CAPÍTULO 1 | OBSERVANDO EL CIELO DESDE LA TIERRA

1f) Número y brillode las estrellas

En una noche oscura, sin luna ytotalmente despejada de nubes, el ojopuede percibir a simple vista unas tresmil estrellas sobre el horizonte. Estenúmero se incrementa a seis mil ensu totalidad, si se consideran las quebrillan en toda la redondez de la esferaceleste. Tal cantidad, sin embargo,es mínima cuando se le sumanaquellas otras estrellas observablesa través de telescopios; aumenta enforma considerable con el auxiliode fotografías de larga exposición,

obteniéndose una cifra que se estimaen unas 200 mil millones, solamenteen el sistema estelar o Galaxia, delcual nuestro sol es un insignicantemiembro.

Las estrellas se clasican según subrillantez aparente, o sea tal comola percibe el ojo sin la ayuda deinstrumentos ópticos, usando la escalade magnitudes. Una típica estrella deprimera magnitud es 2½ veces másbrillante que una de segunda magnitud;6 veces más que una de tercera; 16 másque una de cuarta; 40 más que unade quinta y 100 veces más que unade sexta. Esta última magnitud es lamenos brillante que se puede percibira simple vista.

La lista presenta a las estrellas más brillantes delcielo, en orden decreciente, indicando para cada unael nombre, constelación a la que pertenece, magnitud

visual o aparente, distancia en años-luz y mesescuando es visible a las 8:00 pm en Centroamérica,

recorriendo la esfera celeste de un horizonte al otro.

LISTA DE LAS ESTRELLASMAS BRILLANTES DEL CIELO

Nombre ConstelaciónMagnitudaparente

Distancia(en años-luz)*

Visibilidada las 8:00 pm

Sirius Can Mayor -1.46 9 Diciembrea Mayo

Canopus Carena -0.72 313Diciembre

a Abril

RigilKentaurus

Centauro -0.27 4 Abril a Julio

Arcturus Boyero -0.04 37Febrero a

Septiembre

Vega Lira 0.03 25Mayo a

Diciembre

Capella Cochero 0.08 42Octubre

a MayoRigel Orión 0.12 773

Noviembrea Mayo

Procyon Can Menor 0.38 11Diciembre

a Junio

Achernar Eridano 0.46 144Octubre

a Febrero

Betelgeuse Orión 0.5 522Noviembre

a Mayo

Hadar Centauro 0.61 526 Abril a Julio

Altair Aguila 0.77 17 Junio

a Diciembre

Aldebaran Toro 0.85 65Octubrea Mayo

Acrux Cruz del Sur 0.87 321Marzoa Junio

Antares Escorpión 0.96 604Mayo

a Octubre

Spica Virgen 0.98 262 Marzo, Agosto

Pollux Gemelos 1.14 34Diciembre

a Junio

Fomalhaut Pez Austral 1.16 25 Agostoa Enero

Deneb Cisne 1.25 1467 Junio

a Enero

Mimosa Cruz del Sur 1.25 352Marzoa Junio

Regulus León 1.35 77 Enero, Julio

*Un año-luz es la distancia recorrida por la luz de la estrella en el lapsode un año, a razón de 300,000 kilómetros por segundo




En la edad de los descubrimientosmarinos se agregaron nuevas cons-telaciones, especialmente conformadaspor estrellas no visibles desde los cieloseuropeos, como la Cruz del Sur, el Pavo,el Tucán, la Grulla, el Pez Volador, etc.Durante los siglos XVII y XVIII se ter-minaron de llenar ciertos espacios conestrellas menos brillantes, originandoasí nuevas constelaciones, como el Lin-ce y los Lebreles, incluyendo algunascon nombres de instrumentos astro-nómicos como el Sextante, Telescopio,Retículo, o de aparatos que represen-taban las invenciones de aquel tiempo,como el Reloj, Horno Químico, BombaNeumática, Microscopio, etc., llegandola cifra a superar más de un centenar deconstelaciones. En la actualidad los as-trónomos sólo reconocen ocialmente

las 88 que aparecen en la lista a conti-nuación:

1g) Las Constelaciones

Los antiguos solían agrupar a las estre-llas de un determinado sector del cielopara formar con ellas conjuntos llama-das constelaciones, dándoles variadosnombres según lo que su imaginaciónpretendía ver en dichas conguracio-nes. Algunas de las constelaciones fue-

ron bautizadas con nombres de héroeso seres mitológicos, como Orión, Hér-cules, Perseo, Andrómeda, Sagitario,Pegaso, Centauro, Dragón, etc.; otrasrepresentan formas animales comoSerpiente, León, Águila, Escorpión,Osa Mayor; o bien guras como Co-rona, Escudo, Triángulo, Lira, etc. Enel siglo II d.C. Ptolomeo de Alejandríaformuló la primera lista de 48 conste-laciones, retomando algunas guras de

la antigua Mesopotamia y añadiendootras propias de la cultura griega.

Aunque a estas 21 estrellas se las considera como de primera magnitud, este rango corresponde estrictamentehablando aquellas cuyas magnitudes están comprendidas entre +0.50 y +1.50, siendo las nueve primerasque encabezan la lista de magnitudes superiores, (incluso cuatro con valores negativos), dentro de dichorango. Por esta razón Sirius resulta ser excepcionalmente seis veces más brillante que Achernar, o sea en dosmagnitudes y unas quince más que Regulus, por tres magnitudes de diferencia.

La constelación de Orión tal comolos antiguos la guraban, y según seobserva realmente en el cielo.




En latín En español

Andrómeda Andrómeda

Antlia Máquina Neumática

Apus Ave del Paraíso

Aquarius Acuario

Aquila ÁguilaAra Altar

Aries Carnero

Auriga Cochero

Boötes Boyero

Caelum Cincel del Grabador

Camelopardalis Jirafa

Cancer Cangrejo

Canes Venatici Lebreles

Canis Major Can Mayor

Canis Minor Can Menor

Capricornus Capricornio

Carina Carena (de Argo)

Cassiopeia Casiopea

Centaurus Centauro

Cepheus Cefeo

Cetus Ballena

Chamaeleon Camaleón

Circinus Compás

Columba Paloma

Coma Berenices Cabellera de Berenice

Corona Australis Corona Austral

Corona Borealis Corona Boreal

Corvus Cuervo

Crater Copa

Crux Cruz del Sur

Cygnus Cisne

Delphinus Delfín

Dorado Pez Dorado

Draco Dragón

Equuleus Potro

Eridanus Río Erídano

Fornax Hornillo químico

Gemini Gemelos

Grus Grulla

Hercules Hércules

Horologium Reloj

Hydra Hidra mitológica

Hydrus Serpiente acuática

Indus Indio

En latín En español

Lacerta Lagartija

Leo León

Leo Minor León Menor

Lepus Liebre

Libra BalanzaLupus Lobo

Lynx Lince

Lyra Lira

Mensa Montaña de la Mesa

Microscopium Microscopio

Monoceros Unicornio

Musca Mosca

Norma Escuadra

Octans Octante

Ophiuchus Ouco, Serpentario

Orion Orión

Pavo Pavo Real

Pegasus Pegaso

Perseus Perseo

Phoenix Fénix

Pictor Caballete del Pintor

Pisces Peces

Piscis Austrinus Pez Austral

Puppis Popa (de Argo)

Pyxis Brújula

Reticulum Retículo

Sagitta Flecha

Sagittarius Sagitario

Scorpius Escorpión

Sculptor Taller del Escultor

Scutum Escudo

Serpens Serpiente

Sextans Sextante

Taurus Toro

Telescopium Telescopio

Triangulum Triángulo

Triangulum Australe Triángulo Austral

Tucana Tucán

Ursa Major Osa Mayor

Ursa Minor Osa Menor

Vela Vela (de Argo)

Virgo Virgen

Volans Pez Volador

Vulpecula Zorro

L a s C on s t el a ci on e

s




Constelaciones visibles enCentroamérica, a principiosde Diciembre a las 11 pm;Enero a las 9 pm;Febrero a las 7 pm.

Constelaciones visiblesen Centroamérica,a principios de Marzo a las11 pm; Abril a las 9 pm;Mayo a las 7 pm.

Cada mapa es una proyeccióncenital de la bóveda celeste,donde el horizonte es elcirculo externo con los puntoscardinales N,E,O,S, y el ceniten el centro.




Constelaciones visibles enCentroamérica, a principiosde Junio a las 11 pm;

Julio a las 9 pm; Agosto a las 7 pm.

Nombres de las estrellas más brillantesescritos en cursiva. Se omiten la luna y los planetas debido a sus cambiantes posiciones a lo largo del día, mes y año.

Constelaciones visibleen Centroamérica,a principios deSeptiembre a las 11 pmOctubre a las 9 pm;Noviembre a las 7 pm




constelaciones australes Can Mayor,Cruz del Sur, Centauro, Erídano,Hidra, Cuervo, Lobo, Ballena y NavíoArgo, esta última dividida a la vez enCarena, Vela y Popa.

1 h) El Zodíaco

Es una banda circular ubicada a uno yotro lado del ecuador de la esfera celes-te. Está ocupada por doce constelacio-nes llamadas zodiacales, dispuestas en

orden sucesivo: Peces, Carnero, Toro,Gemelos, Cangrejo, León, Virgen, Ba-lanza, Escorpión, Sagitario, Capricor-nio y Acuario. En medio de esta ban-da se desplaza el sol a lo largo del año,recorriendo una constelación zodiacalpor mes, completando anualmente uncírculo llamado Eclíptica, que repre-senta la proyección de la órbita de laTierra en la esfera celeste.

El movimiento real de la Tierra en suórbita anual, sin embargo, es la causadel desplazamiento aparente del sol alo largo de la eclíptica y su proyecciónconsecutiva frente a las constelacioneszodiacales, cuyo disco luminoso ocultaprogresivamente con su intenso res-plandor a las estrellas situadas en eltrasfondo de la esfera celeste.

Por otra parte, debemos a los árabes dela edad media, quienes fueron acuciososobservadores del cielo bajo las diáfanascondiciones del desierto, los nombresde estrellas brillantes como Rigel,Betelgeuse, Aldebarán, Achernar,

Altaír, Deneb, Fomalhaut, Markab,Alfard, Algol, etc. Sin embargo, a otrasse las conoce mejor por sus antiguosnombres grecolatinos como Sirius,Canopus, Capella, Arcturus, Régulus,Antares, Spica, Procyon, Póllux,Bellatrix, etc.

Por razones prácticas, los astrónomosnombran a las principales estrellas

de una misma constelación segúnel orden del alfabeto griego; así porejemplo, las siete más brillantes de laOsa Mayor se denominan α alpha, β beta, γ gamma, δ delta, ε epsilon, ζ zeta y η eta Ursa Majoris, en lugar desus correspondientes nombres árabes:Dubhe, Merak, Phecda, Megrez, Alioth,Mizar y Alkaid. De igual manera, lastres estrellas alineadas en el centro de laconstelación de Orión, (popularmente

llamadas Las Tres Marías), cuyosnombres son Mintaka, Alnilam yAlnitak, se conocen cientícamentecomo delta, epsilon y zeta Orionisrespectivamente. (Ver Anexo al naldel libro).

La esfera celeste, al igual que el globoterrestre, se encuentra dividida en doshemisferios: boreal y austral, separadospor un imaginario ecuador celeste. Labrillante constelación de Orión estápartida por dicho ecuador, de modo queuna mitad se encuentra en el hemisferionorte y la otra en el hemisferio sur.Entre las constelaciones boreales másconocidas se encuentran Osa Mayor,Boyero, Cochero, Hércules, Casiopea,Andrómeda, Perseo, Pegaso, Dragón,Águila y Cisne. Se destacan entre las

La eclíptica recorre por su centro toda la banda zodiacal,con una inclinación de 23º 27´ con relación al ecuador celeste.




La eclíptica es por tanto el círculo quemarca el trazo anual del sol en la esferaceleste, en medio del zodíaco. La lunay los planetas también se desplazan alo largo del zodíaco, a uno y otro ladode la eclíptica, pues sus respectivas

órbitas son bastante coincidentes conel plano de la órbita de la Tierra.

El movimiento anual de la Tierra alre-dedor del sol también explica loscambios en el aspecto del cielo en eltranscurso del año, referidos a una deter-minada hora. Así por ejemplo, entreAgosto y Septiembre el sol se anteponea la constelación del León (Leo), que en

esa época es una constelación diurna,por tanto invisible. En cambio, seismeses después, la Tierra se encuentraentre el sol y dicha constelación,resultando ésta visible durante toda lanoche.

La banda zodiacal ha sido dividida endoce segmentos o espacios, llamados“signos” de 30º de longitud. Cada

uno de ellos está ocupado por unaconstelación zodiacal. Hace 2,000 añoscada signo coincidía con la constelaciónrespectiva, pero actualmente, debidoa un movimiento de la Tierra llamadoprecesión de los equinoccios, lasconstelaciones se han desplazado 30ºhacia el este de sus respetivos signos.Así por ejemplo, la del Toro ocupa hoyel signo de Gemini, la constelación delos Gemelos está en el signo de Cancer

y así sucesivamente.

Dicho sea al respecto que cuando elsol, la luna o los planetas se encuentranubicados en determinados signos oposiciones del Zodíaco, dichos astrosno ejercen ninguna atribución o in-uencia comprobada en las personasnacidas en el respectivo mes, tal como

pretende indicar la pseudo cienciallamada astrología.

1i) La Vía Láctea

En noches diáfanas y sin luna es posible

observar una banda blanquecina queatraviesa como un arco la bóvedaceleste, que se extiende de un horizontea otro, banda formada por miles demillones de estrellas lejanas. Es laVía Láctea, proyección de esa granmultitud, tal como la contemplamosdesde nuestra ubicación y perspectiva,cuando miramos hacia la periferia de ungran sistema estelar de forma circular

que nos rodea, llamado Galaxia, en lacual se encuentra encerrada nuestraestrella, el sol.

Basta recorrer el curso de la Vía Lácteacon unos simples binoculares para ad-vertir la inmensa cantidad de estrellasdistantes que la conforman, las cualesestán muchísimo más lejos que las bri-llantes y más cercanas estrellas veci-nas que conguran las constelaciones

familiares que contemplamos desde laTierra.

Sección ampliada de la Vía Láctea, asu paso por la constelación del Cisne,cuajada de una enorme multitud delejanas estrellas. El número totalen este extenso sistema estelar secalcula en unos 200,000 millones deastros. Nuestro sol es uno de ellos,el cual visto desde el centro de laGalaxia se confundiría con el resto.




tación suroeste-noreste y en diciembreigualmente se levanta vertical, pero endirección noroeste-sureste, a esa mis-ma hora.

En las tempranas horas de una nochesin luna, durante el veranillo de julio yagosto, la Vía Láctea se destaca a sim-ple vista en su mayor brillantez, a supaso por la constelación de Sagitario.Millares de estrellas lejanas formanaglomeraciones compactas simulandonubecillas inmóviles contra el fondooscuro de la bóveda celeste. La con-centración estelar es ahí más nutrida,pues corresponde a la dirección delcentro o núcleo de la Galaxia, grandio-so sistema al cual nos referiremos en el

penúltimo capítulo.

La Vía Láctea forma un círculo com-pleto que envuelve a la esfera celeste ycuya orientación forma un ángulo no-table con respecto al ecuador.

Por esa razón, la proyección de su arcoluminoso sobre el horizonte varía conla latitud del lugar y la época del año.Así por ejemplo, en Centroamérica sela observa a nales de marzo a media-noche con el arco recostado sobre elhorizonte sur. En cambio en septiem-bre luce levantada sobre el norte. En junio, también alrededor de la media-noche, alcanza el cenit con una orien-

Sección de la Vía Láctea en el hemisferio sur. Se destacan en primer término la constelación de la Cruz del Sur y las dosbrillantes estrellas Alfa y Beta del Centauro. Distantes e inmensas nubes de polvo cósmico y gases esparcidos se anteponencomo parches negros, opacando a la multitud de estrellas situadas más allá.

Vista nocturna de la bóveda celeste, fotograada con una lente “ojo de

pescado”, en marzo de 1996, Muestrala banda luminosa de la Vía Lácteacruzando de un horizonte al otrodesde Can Mayor hasta Sagitario,donde alcanza su mayor brillo.También aparece en la foto el cometaHyakutake, visible en ese año. En elhorizonte opuesto, (borde derecho),se observa el resplandor de unaciudad en Australia.

En la mitología clásica, la Vía Láctea representa laleche de la diosa Juno, s uccionada tan fuertemente por elinfante Hércules que salpicó y se esparció en el ámbito del

rmamento. La escena fue representada en el óleo titulado“El origen de la Vía Láctea”, pintado alrededor de 1575

por el artista del Renacimiento italiano Jacopo Tintoretto.(National Gallery, London).



CAPÍTULO 2 | ORIGEN, POSICIÓN Y MOVIMIENTOS DE LA TIERRA

ORIGEN, POSICIÓN

Y MOVIMIENTOS DE LA TIERRA

CAPÍTULO 2

2a) La Tierra y sus ventajascomparativas en elsistema solar

La Tierra es el tercer planeta enrelación a su posición y distancia alsol, el cual ocupa el centro del sistemaplanetario y la mantiene circulando ensu derredor a una debida distancia. Lacomposición, tamaño y posición de laTierra con relación al sol y los otrosplanetas fueron factores determinantes

en la aparición de la vida en nuestromundo y en la evolución de sus formashasta culminar con el hombre.

Los materiales originales queconformaron la Tierra son los mismosque existen en el resto del sistema,aunque dispuestos y organizados endiferentes estados, proporciones yposiciones.

En el centro del planeta se encuentranelementos pesados, sometidos a gran-

des presiones y temperaturas, quedinamizan los procesos geológicosde adentro hacia afuera; en medio,una supercie sólida rocosa con con-tinentes y mares, donde se dieronlas condiciones que favorecieron laaparición y evolución de la vida; yhacia afuera, una envoltura gaseosao atmósfera donde se maniestanlos fenómenos meteorológicos. Estaenvoltura que rodea a la Tierra con-

tiene un gas respirable para la inmensamayoría de los seres vivos; ademásprotege de las radiaciones y otrasinuencias procedentes del sol y delespacio.

Por otro lado, el tamaño y la masa dela Tierra determinaron la intensidado fuerza de su gravedad a un nivel que

La Tierra vista desde el espacio por los astronautas del Apolo 16, en abrilde 1972. Se observan claramente

el suroeste de los Estados Unidos,México y Centroamérica (NASA).




permitió la estructuración, resistenciay movimiento de los seres vivos quese desplazan en su supercie. Igual deimportante fue la distancia de nuestroplaneta al sol, ni muy cerca, ni muylejos, la cual permitió la presencia del

agua en sus tres estados, especialmenteen la forma líquida, bajo la cual fueposible un sinnúmero de reaccionesquímicas que favorecieron el desarrollode moléculas orgánicas complejas yprocesos vitales a los que debemos elfenómeno de la vida.

Por todas estas especiales circunstan-cias y favorables condiciones, debemos

considerar a la Tierra como nuestrohogar privilegiado, único en todo elsistema solar y quizás también entre lagran mayoría de astros que pueblan eluniverso.

Nuestra civilización tiene la granresponsabilidad de conservar el plane-ta tal como es y no alterar ni modicarlos procesos naturales que la Tierranos brinda, con los cuales nos ha

beneciado a través del tiempo.

2b) Origen y evolucióndel Sistema Solar

El origen de la Tierra está ligado ala formación del sol como centroprincipal de gravedad, de atraccióny congregación de toda la materiaoriginal que en forma de gases y polvo

interestelar se encontraba dispersa enun determinado espacio de la galaxiahace unos 4,600 millones de años, lacual a partir de entonces se aglutinópara formar el sistema solar, con elsol en el centro y los planetas en laperiferia.

El proceso mediante el cual se formó elsol y las estrellas aún tiene lugar en los

brazos espirales de la Galaxia, dondeexiste suciente cantidad de gasesy polvo cósmico en forma de nubes onebulosas. En las partes más densasde éstas aún se originan centros deatracción y nódulos de condensación

donde se gestan nuevas estrellas. Porotro lado, estrellas viejas masivas queexplotan al nal de su vida inyectanal espacio nuevos materiales, de loscuales surgirán nuevas generacionesde estrellas.

Es posible que nuestro sistema solarse haya formado por la condensaciónde materiales residuales, reciclados

inicialmente en el interior de anterio-res estrellas que explotaron y desa-parecieron. En otras palabras, las es-trellas son como el fénix mitológicoque renació de sus mismas cenizas.

Un ejemplo de este proceso se obser-va actualmente en el interior de la Ne-bulosa Roseta, donde una gigantescaenvoltura de gases luminosos y nubesde polvo, se está concentrando y con-

densando en nuevas estrellas que bri-llan en su centro como un enjambrede recién nacidas. Estas presentan ele-vadas temperaturas y emiten intensasradiaciones ultravioletas que excitana las nubes de hidrógeno circundan-tes, haciendo resplandecer la enteranebulosa. La edad de estas estrellasnuevas posiblemente no es mayor de100,000 años. Dentro de varios millo-nes de años más, toda la materia pri-migenia de la nebulosa Roseta habrásido consumida e integrada en la for-mación del grupo estelar; y cada unade las estrellas así formadas seguirá supropio curso y evolución, de acuerdocon la cantidad de materiales o masatotal que haya logrado condensar a sualrededor durante la etapa de su con-formación. La nebulosa primigenia que

El Sol, al igual que las estrellas, se formó mediante la condensación de gases y polvo cósmico concentradosen una nebulosa primigenia, procesoque todavía se observa en ciertasnebulosas como la llamada Roseta,en cuyo centro se están originandonuevas estrellas.




dio origen al sol y los planetas era demayores dimensiones que el actual es-pacio ocupado por todo el sistema solary contenía además de hidrógeno, helioy otros elementos más complejos.

Bajo la inuencia de su propia gravedad la entera masa se fue contrayendo yocupando un espacio más reducido;comenzó a rotar cada vez más rápidahasta aplanarse en forma de disco. Enel centro de la misma se concentróun 99.85% del material original, delcual se formó el sol. Hacia la periferiaquedaron otros núcleos secundarios decondensación de diferentes tamaños,

ubicados a variadas distancias delcentro. Estos conformaron a cadauno de los planetas por atracción yacrecentamiento de los materialesvecinos. El mismo proceso, pero enmenor escala, formó las lunas alrededorde los planetas mayores, una vez queéstos se constituyeron en focos deatracción gravitatoria.

Bajo el control gravitatorio del sol,los planetas se mantienen en susrespectivas órbitas, circulando en elmismo plano del disco de la nebulosaoriginal y conforme a la misma direcciónen que rota el sol, aunque se mueven a

diferentes velocidades y tiempos segúnla distancia que los separa del mismo.Así Mercurio, el más interior de losplanetas, se desplaza en su órbita a 48km por segundo, empleando 88 díasen completarla; la Tierra a 30 km porsegundo requiere 365 días; mientrasPlutón, uno de los más externos yalejados cuerpos del sistema solar,lo hace a razón de 5 km por segundo,

necesitando 248 años para dar unavuelta completa alrededor del sol.

2c) Formación de la Tierra

La Tierra se formó de los gases y polvoque se arremolinaron en torno a unnúcleo secundario en la parte inter–media de la nebulosa primigenia queoriginó al sistema solar.

En un principio la Tierra se constituyó apartir de una serie de cuerpos menoresaglomerados, llamados planetesimales,atraídos, congregados y fusionados entorno al centro gravitatorio del planetaen formación. A medida que estoscuerpos se agregaban por gravedad,impactaron y sobrecalentaron al globoterrestre en formación, incrementandosu temperatura paulatinamente, has-

ta fundir los materiales originales ydejarlo convertido en un solo globoderretido.

Los elementos más pesados como elhierro, el níquel y las substancias ra-dioactivas se hundieron hacia el centrodel planeta en formación; aquellos máslivianos como el calcio, sodio, aluminio,magnesio, sílice, etc., quedaron en

ORÍGENES DEL SISTEMA SOLAR

En el centro de la nebulosa primigenia se concentraron gases y polvo (A). Después ésta se contrajo originando un discoen rápida rotación (B), cuyo centro atrajo la mayor partede la materia que dio origen al Sol (C), mientras el resto delos materiales que giraban dispersos en anillos concéntricoshacia la periferia (D), se fueron compactando para formar

nalmente a los planetas. (E).

La Tierra en estado semifundido,recibiendo impactos de meteoritosque arribaban desde el espacio.

(Mark A Garlick).




la periferia. Ahí se combinaron paraformar substancias como los silicatos,que por enfriamiento paulatino sesolidicaron posteriormente dandoorigen a la corteza terrestre y lasprimeras rocas. Por otra parte, los

elementos livianos como el hidrógeno,helio, nitrógeno, junto con el vapor deagua y el gas carbónico, envolvieronal planeta para formar su primitivaatmósfera.

Aún en esta etapa y con la superciesemifundida, el globo de la Tierra siguiósufriendo el impacto de meteoritos yotros cuerpos sólidos menores atraídos

por efecto de la gravedad terrestre. Estosabundaban en el espacio interplanetariocomo ripios no consolidados duranteel proceso de agregación del sistema.Los bombardeos, especialmente en losplanetas interiores como Mercurio,Venus, La Tierra y Marte, así como enalgunas lunas como la nuestra y de losgrandes planetas, dejaron estos mundossalpicados de cráteres, a medida quesus respectivas supercies se enfriaban

y solidicaban. La mayoría de losimpactos se han conservado y dejado sucicatriz en planetas y satélites, salvo enla Tierra, donde procesos posterioresde erosión y modicación del relievelos han borrado casi por completo desu supercie.

Podemos imaginar el escenario de laTierra, hace 4,000 millones de años,con su corteza todavía candente,resquebrajada por el material derretidoque la presionaba desde el interiory numerosos volcanes arrojandogases y cenizas. Estaba rodeaba poruna densa atmósfera cálida, cargadade electricidad, formada por gasesdensos que con dicultad dejabanpasar la luz solar. Sin embargo, con eltranscurso del tiempo, la temperatura

del planeta, tanto en la supercie comoen la atmósfera, descendió y permitióal vapor de agua condensarse en nubesy lluvias torrenciales permanentes; elagua liquida se almacenó en las grandesdepresiones de la corteza formando los

primeros mares.

De la interacción entre las condicionesatmosféricas y gases primitivos con lassubstancias disueltas en los antiguosmares, se formaron las primeras mo-léculas orgánicas. A través de múltiplesy complejas reacciones surgieronaquellas substancias que dieron origena las primeras células y a primitivos

organismos. La producción de clorolaen los primeros microorganismosconvirtió rápidamente el gas carbónicoen oxígeno y puricó la atmósfera,haciéndola más respirable y apropiadapara la evolución de nuevas formas devida, condiciones que han perduradohasta el presente.

2d) Forma y dimensionesde la Tierra

Los antiguos creían que la Tierra eraplana y aunque Pitágoras armó suredondez y Eratóstenes calculó sucircunferencia, pasó mucho tiempopara concebir a la Tierra como unaesfera aislada y suspendida en elespacio, tal como actualmente se puedecomprobar en las fotografías tomadaspor varios astronautas durante los

viajes a la luna entre 1969 y 1972,

Aunque la curvatura de la Tierra eraya sospechada por la sombra que éstaarroja sobre la luna en el momentode un eclipse lunar, fue debidamenteconrmada con las primeras fotografíastomadas por globos y cohetes lanzadospara estudiar la alta atmósfera a me-diados del siglo pasado.




Dicho sea al respecto que la consabidaredondez de la Tierra, de la luna, elsol y los planetas, quedó establecidadurante su formación, cuando losmateriales que los integraron fueronatraídos, distribuidos y concentrados

en torno a sus respectivos centros porla gravedad, o mutua atracción de suscomponentes. De hecho, la esfera es laforma geométrica que más masa puedeacumular dentro del mínimo volumen.

Sin embargo, el globo terrestre no esperfectamente esférico. Su diámetroecuatorial mide 12,756 km, mientrasel eje polar es de 12,713 km; por tanto

la Tierra es levemente abultada en elecuador y ligeramente achatada en lospolos, a causa de una más rápida rotacióny mayor plasticidad durante la etapa desu formación. El círculo ecuatorial mide40,076 km; la supercie 510 millonesde kilómetros cuadrados y el volumen1,083 millones de kilómetros cúbicos.Estas cifras son pequeñas cuando secomparan con las dimensiones del sol,que es 1,300,000 veces más voluminoso

que nuestro planeta.

2e) Los movimientos de laTierra y el calendario

La Tierra rota en torno a su eje,mientras se desplaza o traslada en suórbita alrededor del sol a razón de 30kilómetros por segundo, empleandoun año en recorrerla completamente.

Una rotación de la Tierra se completaexactamente en 23 horas y 56 minutos,lo cual signica, por ejemplo, que unaestrella que sale tras el horizonte,digamos a las 8:00 pm el día de hoy, lohace a las 7:56 el día de mañana, a las 7:52pasado mañana, y así sucesivamentea razón de 4 minutos anticipados porcada día que transcurre. Estos minutos

de diferencia suman un día extra alcabo de un año. En otras palabras, laTierra efectúa 366 rotaciones en los365 días de 24 horas de duración quecomprende un año civil.

Por otra parte, mientras completa unarotación, nuestro planeta avanza ungrado a lo largo de su órbita alrededordel sol, de modo que necesita rotarcuatro minutos adicionales para volvera situar al sol en el mismo puntoreferido al horizonte en relación conel día anterior. Esto hace que el sol, adiferencia de las lejanas estrellas, salga365 veces durante un año completo.

En tiempos del imperio romano,los astrónomos descubrieron quela traslación de la Tierra no era

exactamente de 365 días al año, sinode 365 días y unas 6 horas. Estas horasextras sumaban un día cada cuatroaños, razón por la cual Julio César,en el año 46 A.C, ordenó agregar alcalendario un día adicional después detranscurrido ese lapso. Este es el origendel año bisiesto, que incluye el 29 defebrero, el cual se repite solamente enlos años divisibles entre 4.

Fotografía de un astronautarealizando una caminata espacial,suspendido sobre la Tierra y suhorizonte curvado. Más allá de laatmósfera que envuelve a nuestro

planeta se extiende el espacio negro profundo. (NASA).




Sin esta modicación, las estas cí-vicas y religiosas se anticiparían en undía cada cuatro años, en un mes cada120 años. Eso hubiese signicado, apartir del actual calendario, celebrarla navidad en noviembre del 2130 y enpleno junio en el 2730.

El ajuste del calendario no concluyó conla reforma juliana, pues en 1582 el papaGregorio XIII fue aconsejado realizarun nuevo cambio, ya que la duración delaño había sido calculada entonces conmayor precisión, resultando ser unos 11minutos más corta que la estimada entiempos de Julio César.

La reforma gregoriana consistió másbien en suprimir, en octubre de aquelaño, unos 10 días extras acumulados

en el calendario desde la época de losromanos y evitar futuros desajustessuprimiendo tres días cada 400 años.Por esa razón los años seculares de1700, 1800 y 1900 no fueron bisiestos,como tampoco lo serán los años 2100,

2200 y 2300, cifras indivisibles entre400.

Hoy en día el calendario gregorianoha sido generalmente aceptado en elmundo occidental cristiano, (salvo porla iglesia ortodoxa griega). Los judíosy musulmanes tienen sus respectivoscalendarios para jar fechas religiosas.

2f) La inclinación del eje derotación de la Tierray las estaciones

La Tierra rota en torno de un ejeimaginario cuyos extremos son elpolo norte y el polo sur. El ecuador,por otra parte, es el círculo o paralelomáximo que envuelve al globo en formaequidistante de ambos polos.

La velocidad de rotación de la Tierraes máxima en el ecuador (450 metrospor segundo) y nula en los polos. Su

Julio César y el papa Gregorio XIIIreformaron el calendario paraajustar el año civil al año solar.

Las estaciones se producen a causade la inclinación del eje de la Tierracon respecto al plano de su órbitaalrededor del sol, de tal manera queen junio el hemisferio norte está lomás inclinado hacia el sol, mientrasque en diciembre sucede lo mismocon el hemisferio sur. En marzo yseptiembre el sol ilumina y calienta

por igual a ambos hemisferios.




sentido es de oeste a este, de modo queobservada sobre el polo norte la Tierraparece rotar en sentido contrario a lasagujas del reloj, sucediendo lo inversovista sobre el polo sur.

Otra característica del eje de rotaciónde la Tierra es que su dirección no esexactamente perpendicular al planode la órbita que el planeta describealrededor del sol, sino inclinada en unángulo de 66º 33´. Esto también indicaque el plano del ecuador terrestreforma un ángulo complementariode 23º 27’ con respecto al plano de laórbita, (proyección de la eclíptica en la

esfera celeste), de tal manera que entremarzo y septiembre el hemisferio norteestá inclinado hacia el sol, mientrasque entre septiembre y marzo lo está elhemisferio sur.

En efecto, hacia el 21 de junio los rayossolares caen verticales sobre el trópicode Cáncer, dando inicio a la estacióndel verano en el hemisferio norte y lade invierno en el hemisferio sur. El

23 de septiembre los rayos solaresestán directamente sobre el ecuador,iniciándose el otoño en el norte y laprimavera en el sur. El 21 de diciembrecaen sobre el trópico de Capricornio,comenzando el invierno en el norte yel verano en el sur. Finalmente, el 21 demarzo vuelven los rayos a incidir sobreel ecuador, arrancando la primavera enel norte y el otoño en el sur.

Llamando día al intervalo de tiempocuando el sol permanece sobreel horizonte y noche cuando seencuentra debajo de él, podemosconstatar lo siguiente: el 21 de junio(Solsticio de Verano) es el día máslargo y la noche más corta del año entodas las localidades del hemisferionorte, sucediendo lo contrario en el

hemisferio sur; en cambio, el 22 dediciembre (Solsticio de Invierno) es eldía más corto y la noche más larga en elhemisferio norte y lo opuesto en el sur.El 21 de marzo y el 22 de septiembre

son los Equinoccios en el hemisferionorte, cuando el día y la noche tienenigual duración en cualquier latituddel planeta. (Discrepancias en un díaalrededor de tales fechas dependende si el año es bisiesto y del horariouniversal del evento para la localidaddel observador.

Dicho sea de paso, que los términosverano e invierno, a los que nosreferimos en el párrafo anterior, son sóloaplicables a las estaciones de tres mesesde duración que se experimentan enlas zonas templadas y no correspondennecesariamente al “verano” o al“invierno” semestrales en nuestraslatitudes tropicales. En el primer caso,se reeren a los trimestres cuandose presentan las máximas y mínimas

Otra perspectiva de la sucesión delas cuatro estaciones observadadesde una posición perpendicular al plano de la órbita de la Tierra.Nótese que el polo norte solamente esiluminado por el sol entre marzo yseptiembre, pero en el otro semestredel año no alumbra a dicho polo por encontrarse debajo del horizonte.Exactamente lo inverso sucedeen tales lapsos en relación con la

posición del sol en el polo sur.




temperaturas en aquellas latitudes, yen el segundo a los semestres cuandose producen las mínimas y máximaslluvias en el trópico.

La verticalidad de los rayos solaresal mediodía inuye en el incrementode la temperatura ambiental enun determinado lugar, así como laduración del día según la época delaño. Es obvio que entre más tiempopermanezca el sol sobre el horizonte,mayor será la duración del día en dicholugar y más elevada la temperaturaexperimentada.

Por otra parte, si la Tierra no tuvieseuna atmósfera que retenga y acumule elcalor del sol, como en realidad la tiene,el día más cálido del año en las zonastempladas sería teóricamente el quecorresponde al solsticio de verano, perodebido al efecto retenedor del calorpor las capas atmosféricas, los días demáximas temperatura se prolonganhasta julio y agosto en el hemisferionorte, y entre enero y febrero en el

hemisferio sur. Este efecto de retencióny atraso calórico mensual obedece al

mismo principio que comprobamosa diario, cuando el momento máscaliente no acontece necesariamente almedio día, sino entre las dos y tres dela tarde.

Las diferencias entre la duración del díay la noche son tanto más pronunciadascuanto mayor sea la latitud de unlugar, es decir cuanto más alejada seencuentre la localidad del ecuadorterrestre. En efecto, días y nochesson siempre iguales en duración en elecuador, en cualquier fecha del año; encambio, los días en el hemisferio norteduran más que las noches entre marzo

y septiembre y menos de septiembre amarzo, sucediendo lo inverso para elhemisferio sur. En un lugar intermedio, como NewYork (a 40º Norte), o París, (48ºNorte), el día suele durar en junio 15y 16 horas respectivamente; la nochereducirse a 9 y 8 horas de maneracomplementaria, invirtiéndose estarelación en diciembre. En esas latitudes,

los días son más largos y cálidos enverano, más cortos y fríos en invierno.

Variaciones en la duración del día endiferentes latitudes de la Tierra,

durante el solsticio de verano(arriba izquierda); en el solsticio deinvierno (arriba derecha), y enlos equinoccios de primavera y otoño(abajo), cuando los días igualan a lanoche en todas las partes del mundo.




altura con relación al horizonte de undeterminado lugar, en cualquier nocheo época del año. De hecho, la alturaen grados de la estrella polar sobre elhorizonte es igual a la latitud del lugar,o sea su distancia al ecuador terrestre.

Hace 4,500 años, cuando los faraonesconstruían las famosas pirámides enEgipto, la estrella polar del norte eraThuban, Alfa de la constelación delDragón. A partir de entonces el eje dela Tierra se ha desplazado lentamente

siguiendo un arco; hoy apunta hacia Alfade la Osa Menor, de la cual se encuentraa menos de 1º (49´ exactamente),aproximándose a la mínima distanciaen el año 2105, (menos de 0.5´). Acausa de este desplazamiento, llamadoPrecesión de los Equinoccios, el ejeterrestre describe un cono en el espacio,cerrando un círculo en el cielo cada25,765 años. El balanceo o “cabeceo” dela Tierra es similar a la rotación de un

trompo a punto de nalizar.

Debido a este desplazamiento circular,otras estrellas serán apuntadas porel eje de la Tierra, convirtiéndose enfuturas “estrellas polares”, siendo lamás notable Vega de Lira, de primeramagnitud, que ocupará esa posicióncimera en el año 13,500.

La situación es aún más contrastada enlos polos, donde en forma alterna el solpermanece seis meses sin ocultarse, ono aparece del todo sobre el horizonteen los seis meses restantes.

En Managua, cuya latitud es próximaal ecuador, el día más largo del añoes el 21 de junio, con una duración de12 horas y 45 minutos y el sol encimadel horizonte, siendo la noche parala misma fecha de sólo 11 horas y 15minutos. El 22 de diciembre estas cifrasse invierten en la misma proporción. El21 de marzo y 22 de septiembre el díaes igual a la noche en duración en todas

las latitudes del mundo.

2g) Cambio futuro en ladirección del eje de laTierra

El eje de la Tierra apunta hacia el norteen dirección a una estrella de segundamagnitud, Alpha Ursa Minoris (Alfade la Osa Menor), comúnmenteconocida como Polaris, o Estrella Polar.En sentido opuesto señala a la estrellapolar del sur, la cual, contrariamentea su contraparte en el norte, es unaestrella de quinta magnitud: SigmaOctantis (Sigma de la constelaciónOctante), tan poco brillante que raravez se menciona en los textos deastronomía, además de ser invisibleen el hemisferio norte, aunque en elpropio polo sur se localiza en el cenit.

De igual manera, la estrella polar de laOsa Menor es solamente visible en elhemisferio norte, encontrándose en elcenit en el propio polo norte.

Cada una de las estrellas polares,ubicadas en los extremos opuestosdel eje de rotación de la Tierra, no semueve del mismo sitio al rotar la esferaceleste. Siempre se localizan a la misma

Al igual que un trompo, el eje de la Tierra “cabecea”alrededor del eje de la eclíptica, completando una vueltacada 258 siglos.




mismos 25,765 años, pero en sentidoinverso al desplazamiento anual delsol. Retrocede lentamente a razón deuna constelación zodiacal cada 2,147años. A principios de la era cristiana elpunto vernal se encontraba en la cons-

telación de Aries (Carnero), mientrasque actualmente se localiza en la cons-telación de Pisces (Peces), que precedea la anterior 30º más al oeste.

El lento balanceo del eje de la Tierra,causante de la precesión de los equi-noccios o retroceso del punto vernal,y de los cambios del calendario en eltranscurso de los siglos, es debido a la

permanente atracción que el sol y laluna ejercen en el globo terrestre, en es-pecial sobre la parte abultada del ecua-dor. No se produciría si la Tierra fuerauna esfera perfectamente redonda.

En efecto, en el lapso de 258 siglos eleje de rotación de la Tierra describe uncírculo de 23º 27´ de radio alrededordel eje de la Eclíptica, siendo ésta laproyección de la órbita de la Tierra enla esfera celeste. El ángulo entre ambos

ejes se mantiene constante durante eseperíodo de tiempo. Vale anotar que elángulo es el mismo de la inclinacióndel plano del ecuador de la Tierra conrespecto al plano de su órbita alrededordel sol. El llamado punto vernal marcala posición del sol en la eclíptica almomento del equinoccio de marzo,cuando termina el invierno y se iniciala primavera en el hemisferio norte.

El punto vernal también responde ala Precesión de los Equinoccios, puesse desplaza al unísono a lo largo de laeclíptica, recorriendo los 360º en los

Trayectoria del Polo Norte Celeste,apuntando sucesivamente a variasestrellas “polares” en el transcurso de

25,765 años, a causa de la precesiónde los equinoccios.



CAPÍTULO 3 | LA LUNA

LA LUNA

3a) La Luna, nuestra vecinay satélite

Entre los varios cuerpos que conformanel sistema solar, la luna es el máscercano a nuestro planeta. Se encuentraa la distancia media de 384,390 km,equivalente a unas 30 veces el diámetrode la Tierra, que es de 12,756 km.

El diámetro de la luna mide a su vez3,475 km. Su tamaño, aunque menor,es notablemente grande en la escalade relación entre los otros planetasy sus respectivos satélites, tanto quepodríamos considerar al sistemaTierra-Luna como un planeta doble.

No obstante su tamaño relativo, laluna es un satélite de la Tierra, pues

gira alrededor de ésta en una órbitacuyos 360º los completa en 27 días, 7horas y 43 minutos, lapso llamado messideral. Como en dicho lapso la Tierratambién ha avanzado en su propiaórbita alrededor del sol, la siguienteorientación Tierra-Luna-Sol requierede 29 días, 12 horas y 44 minutos, omes sinódico, que es el tiempo queemplea la luna para volver a presentar

la misma fase iluminada por el sol.

La masa de la luna es 80 veces menor quela de la Tierra, por tanto la gravedad ensu supercie es menor. Un astronautaque pese 200 libras con todo y su ajuaren la Tierra, pesaría tan sólo 34 librascaminando en la luna.

La Luna (izquierda) esrelativamente grande con relación altamaño de la Tierra (derecha), si se

la compara con las lunas de los otros planetas. Ambas se presentan aquí ala misma escala, con sus respectivoscolores y brillo. La luna reejasolamente el 7% de la luz solar, laTierra el 37%.

El hemisferio visible de la Lunamuestra regiones oscuras planas

y zonas claras salpicadas decráteres. Estos últimos se destacanmejor a lo largo del meridianocentral de la luna durante el cuartocreciente y el menguante, para cuyoefecto se unieron dos fotografíascorrespondientes a ambas fases.

CAPÍTULO 3




Desde la Tierra siempre vemos lamisma cara de la luna, lo cual hacepensar a muchos que la luna no rota.En realidad, lo hace tan lentamenteque el tiempo de rotación en torno a sueje es igual (sincrónico) con el tiempo

de traslación alrededor de la Tierra, locual obliga a la luna a presentar siempreel mismo hemisferio o cara hacia laTierra, no importando en qué posiciónse encuentre el satélite en su órbita.

3b) El movimientode la Luna y sus Fases

La órbita de la luna no es exactamente

circular, ni equidistante de la Tierra.La luna se encuentra unas veces enel punto de su órbita más cercanoa nuestro planeta (perigeo), y dossemanas después en el más alejado(apogeo). La diferencia entre ambasposiciones es de unos 51,000 km, perono es tan discernible para el ojo casualdel observador en la Tierra.

Cuando la luna se mueve alrededorde la Tierra, la parte iluminada porel sol cambia según el ángulo Sol-Tierra-Luna, mostrando entonces laluna un aspecto o fase distinta cadadía. Las cuatro principales fases sonconsecutivamente: Luna Nueva,Cuarto Creciente, Luna Llena y CuartoMenguante, trascurriendo una semanaentre una fase y la siguiente. El cicloentero, llamado lunación, se repite al

cabo de un mes sinódico.

Diferentes fases, desde la Luna Nueva (0), cuando su disco está completamente oscuro y es invisible desde la Tierra, pasando por el Cuarto Creciente (3), la LunaLlena (5), el Cuarto Menguante (7), y nuevamente la Luna Nueva (10).

2 3 4 5 6 7 8 9

En el momento de la luna nueva,ésta se encuentra en dirección al sol,(Conjunción), ubicada entre esteastro y la Tierra, de modo que la caraque enfrenta a nuestro planeta estácompletamente oscura; en ese día la

luna es invisible, sale, culmina y sepone simultánea con el sol.

Cuando la luna alcanza el cuartocreciente, se ubica a 90º al este delsol; entonces observamos la mitad dela cara iluminada combada hacia elsol poniente; en ese día la luna sale amediodía, culmina en el meridiano ala puesta del sol y se oculta a media

noche.

En la luna llena, ésta se encuentra enOposición, o sea a 180º del sol, con laTierra ubicada entre ambos astros.La cara que mira hacia la Tierra estátotalmente iluminada; la luna brilladurante toda la noche: sale a la puestadel sol, culmina a media noche y seoculta a la salida del sol. Finalmente,cuando la luna alcanza el cuarto

menguante, se ubica a 90º al oeste delsol, la parte iluminada correspondeaquella combada hacia el sol naciente:en ese día sale a medianoche, culminaal amanecer y se oculta a mediodía.

Hablando sobre estas posiciones, nohay que confundir la cara de la lunailuminada por el sol, con la cara siempreoculta o invisible desde la Tierra.Ambas coinciden sólo en la luna nuevay son opuestas durante la luna llena.

En la posición A la Tierra, la Luna y el Sol están alineados. En la B laLuna ha completado los 360º de suórbita (mes sideral) cuando llegaal punto L´, pero requiere dos díasadicionales para volver a alinearsecon el Sol (mes sinódico).

Dos aspectos de la luna llena cuandoestá en perigeo (izquierda) y enapogeo (derecha), contemplada desdela Tierra.

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Se llama Ciclo Metónico, (por Metón,astrónomo griego que lo descubrió enel año 432 a.C), el período de 19 años

después del cual las fases del lunase repiten en las mismas fechas delcalendario. Esto se debe a que 235 mesessinódicos o lunaciones correspondena 19 años solares; así por ejemplo, en1995 la luna nueva cayó el 1 de Enero yde nuevo dicha fase volverá a repetirseen el primer día del año de 2014.

Existe una relación contraria entre elhemisferio iluminado de la luna y el

hemisferio diurno de la Tierra, puescuando es “luna llena” en la Tierra,es “tierra nueva” para un observadorsituado en la luna, y viceversa. Enun momento dado del mes lunar, lasección o fase iluminada en la Tierrase complementa con la sección o faseoscura en la luna, mirando desde el unohacia el otro astro.

Pocos días después del momento de laluna nueva, cuando la luna vespertinasemeja una delgada hoz, el resto del

globo lunar queda iluminado por unbrillo tenue. Esa “luz cenicienta” es elreejo de la luz de la Tierra llena sobrela noche lunar. A medida que la faseiluminada por el sol se acrecienta, laluz cenicienta disminuye de intensidady desaparece por completo antes delcuarto creciente, para reaparecer conla luna menguante matutina, pocosdías antes de la siguiente luna nueva.

Fases de la LunaDiagrama de las fases de la lunamostrando las posiciones de ésta,(en el círculo amarillo), con relaciónal sol y las fases correspondientes

vistas desde la Tierra, (gurasinternas).

Aspecto de la débil luz cenicientaen la luna, solamente visible en los

primeros y últimos días del meslunar. Junto a la luna se proyecta el

grupo de las Pléyades, popularmenteconocidas como “Siete Cabritas”.




3c) Los EclipsesEn ciertas ocasiones la luna, en su mo-vimiento alrededor de la Tierra, pasadelante del sol, ocultando su disco lu-minoso de manera parcial o total, pro-duciendo un Eclipse de Sol. Tambiénsuele suceder que en posición opuestaa la anterior, la luna pasa detrás de laTierra con relación al sol, y se sumergeen la sombra que nuestro planeta arro-

ja al espacio. En este caso, el satélite seoscurece parcial o totalmente, produ-ciéndose un Eclipse de Luna.

Si la órbita de la Luna alrededor dela Tierra estuviese en el mismo planode la órbita de nuestro planeta conrespecto al sol, entonces se vericaríaun eclipse de sol en cada luna nueva yotro de luna al momento de cada luna

llena; pero como la órbita lunar estáinclinada unos 5º con relación a laórbita terrestre, la posibilidad paraque un eclipse suceda se reduce sóloa los momentos cuando la luna nueva,o la luna llena, se encuentran en loscruces o nodos de ambas órbitas, omuy cerca de ellos, teniendo en cuentaque en el plano y centro de la órbita dela Tierra está el sol y que tanto la Tierra

como la Luna son cuerpos opacos quearrojan sombra tras de sí. Los eclipsesde sol solamente acontecen en elmomento preciso cuando la luna nuevase proyecta delante del sol.

Por lo general, el diámetro de la luna es400 veces más pequeño que el diámetrodel sol, el cual a su vez se encuentra400 veces más allá de la luna. Por esarazón el disco del sol y de la luna tienen

casi los mismos diámetros aparenteso angulares, según son vistos desdenuestra posición en la Tierra.

Secuencia de un eclipse total de sol. En el momento de la totalidad, (centro), el sol es ocultado enteramente por la luna,sobresaliendo la atmósfera solar, o corona, en la periferia del eclipse.

Eclipse total de sol. Eclipse anular del sol. Eclipse parcial de sol

Los eclipses de sol se producencuando la Luna se interpone entreel Sol y la Tierra, de modo que lasombra de la luna se proyecta endirección a la Tierra. En cambio, enlos eclipses de luna, ésta se sumergeen el cono de sombra que la Tierra

proyecta en dirección contraria alSol.




Sin embargo, si la luna está en perigeo,o muy cerca de esa posición, su discoes ligeramente mayor y al momentode un eclipse puede llegar a cubrirconcéntrica y enteramente el discosolar, en cuyo caso se producirá un

eclipse total de sol. Si por el contrario,la luna está en apogeo, o próxima atal posición, su disco no alcanzará atapar enteramente al sol, cuya periferiasobresaldrá como un anillo luminosoalrededor de la luna, produciéndoseen este caso un eclipse anular de sol.Por otra parte, si ambos discos no soncoincidentes en forma concéntrica, laluna se proyectará a un lado del sol,

cubriendo solamente una porción deldisco solar, (eclipse parcial de sol).

Los eclipses totales de sol son visiblesen una estrecha banda o trayectoria devarios miles de kilómetros de longitudy unas cuantas decenas de kilómetrosde anchura. Un observador ubicadoen esa trayectoria podrá admirar uneclipse total, tal como sucedió el 11 de julio de 1991, cuando la banda de la

totalidad barrió la zona del Pacicode Centroamérica, quedando el soltotalmente eclipsado por unos 5minutos en aquellos lugares ubicadosen la costa, un verdadero espectáculopara quienes tuvieron la oportunidad ola curiosidad de observarlo.

El próximo eclipse total de sol visibleen Managua tendrá lugar en la tardedel 28 de julio del 2,223. Se estima queun eclipse total de sol se repite una vezcada 300 años para una determinadalocalidad, como regla general.

Con respecto a los eclipses de luna,éstos se producen en el momentopreciso en que la luna llena se encuentraexactamente detrás de la Tierra conrelación a la dirección del sol, de modo

que la luna penetra en el cono desombra que proyecta nuestro planeta,perdiendo el satélite su luz, salvo poralgún opaco tono rojizo, producido

por los rayos solares refractadosperiféricamente por la atmósfera de laTierra hacia la luna. El eclipse de lunapuede ser total o parcial, según si laluna se sumerge entera o parcialmenteen el cono de sombra.

Trayectoria de la sombra de la luna durante el eclipse totalde sol del 11 de julio de 1991.

Diversos aspectos de la luna durante un eclipse, con unaduración de unas tres horas en total.

El eclipse total de sol visto como un fenómeno espectacular en la zona del Pacíco de Centroamérica en 1991.

Durante la fase total de un eclipse laluna reeja un color cobrizo debidoa los rayos solares refractados através de la atmósfera de la Tierrahacia ella.




La mayoría de los eclipses son de sol,sin embargo, para un observadorsituado en un mismo lugar de la Tierralos eclipses de luna son más frecuentes,pues son visibles en todo un hemisferiodel planeta, mientras los de sol se

observan únicamente a lo largo deangostas bandas o fajas del globoterrestre.

Anualmente se producen de cuatro asiete eclipses, separados por un lapsode seis meses, período que se adelantaunos 11 días con relación al año anterior.Los antiguos caldeos se dieron cuentaque los eclipses se repetían en el

mismo orden siguiendo ciclos de 18años, 11 días y 7 horas, que llamaronsaros, de modo que el eclipse solardel 11 de julio de 1991 se correspondiócon el del 22 de julio de 2009, pero latrayectoria ya no pasará por Méxicoy Centroamérica, sino mucho más aloeste, extendiéndose desde la India através de China y el Pacíco oriental,hasta las islas de Polinesia.

Los eclipses, contrariamente a lo quepiensan las personas supersticiosas,

no ejercen ninguna inuencia sobreel organismo del ser humano, sinembargo hay que tomar precaucionesal observar los eclipses de sol, porquejar la vista en su brillante disco demanera insistente puede causar lesiones

graves en los ojos, peor aún si se usanbinoculares, o cualquier instrumentoóptico de aumento que concentre losrayos solares en la retina.

3d) El relieve lunar

Fue Galileo Galilei, inventor del primertelescopio, el primero en escudriñar laluna en 1609. Bautizó como maria o

“mares” a las áreas oscuras que cubrenel disco lunar, visibles a simple vistadesde la Tierra, pensando se tratabande verdaderos mares. También obser-vó con su rudimentario instrumentooquedades o cráteres y ciertas cordi-lleras. Estos accidentes topográcosson claramente visibles con pequeñostelescopios en el terminador, línea quedivide la parte lunar iluminada de lazona oscura donde los rayos del sol in-

ciden oblicuos, produciendo notablescontrastes entre los relieves alzadose iluminados y aquellos hundidos y os-curos. Este efecto también puede serobservado entre las montañas y vallesdel planeta, después de la salida o an-tes de la puesta del sol.

Posteriormente con el uso de instru-mentos de mayor aumento, se lograron

estudiar los accidentes de la luna conprecisión y detalle, medir con exactitudsu longitud, altura y profundidad.

En las últimas décadas se han obtenidoexcelentes imágenes detalladas de lasupercie lunar, por vehículos que hanorbitado alrededor del satélite y losastronautas que han bajado a explorarsu supercie. En general podemos

Imagen de la Luna Llena con elnombre de los “mares” fácilmenteidenticables con binoculares. Elcráter Tycho se destaca con susbrillantes rayos cerca del bordeinferior de la imagen.




clasicar los accidentes en la luna de lasiguiente manera:

Los Maria: extensas llanuras o depre-siones de lava sólida, formadas porel impacto de gigantescos meteori-tos que durante la formación de laluna rompieron su delgada corteza,

permitiendo al magma interior salir, es-parcirse por la supercie lunar y cubrirgrandes extensiones Los “mares” estánrecubiertos de una capa de polvo, conpartículas nas, llamadas regolitos,rocas pulverizadas por la caída yfragmentación de meteoritos que sehan estrellado en la luna desde hacemillones de años.

Los “mares” predominan en la caravisible de la luna. Fueron bautizados concaprichosos nombres en latín, siendoel mayor el Oceanus Procellarum: uOcéano de las Tempestades, seguido porel Mar de las Lluvias o Mare Imbrium;el Mar de la Serenidad (Serenitatis);de la Tranquilidad (Tranquilitatis); laFecundidad (Fecunditatis); el Mar de laCrisis (Crisium); del Néctar (Nectaris);

del Frío (Frigoris); de las Nubes(Nubium); la Humedad (Humorum);los Vapores (Vaporum), etc. El Marde las Lluvias es bastante grande y deforma circular, con un diámetro de1,150 km. El Mar del Néctar, (de 354

km de anchura) tiene una extensióncomparable a Nicaragua. En el Marde la Tranquilidad alunizó el móduloEagle del Apolo 11 con Neil Armstrongy Edwin Aldrin, los primeros hombresque pisaron suelo lunar el 20 de juliode 1969.

También se observan sobre la lisa su-percie de los “mares” accidentes como

fracturas, arrugas, escarpas, domos,cráteres de fondo plano ahogados porlava, así como cráteres hondos de va-riada dimensión, formados posterior-mente por el impacto de meteoritos dediferentes tamaños.

Los Cráteres: son los accidentes másabundantes de la supercie lunar, for-mados por impactos antiguos de cuer-pos procedentes del espacio alrededor.

El número es tan grande que parecenamontonados, de modo que los más jó-venes y pequeños están superpuestos alos más primitivos y de mayor diáme-tro, montando incluso en los bordes yhasta en el interior de estos últimos. Sepresentan tanto en la cara visible de laluna, así como en la oculta, sobre su-percies donde las lavas de los “mares”no los ahogaron o borraron.

Los cráteres lunares fueron bautizadoscon nombres de cientícos y lósofosde la antigüedad, así como deastrónomos de épocas más modernasSon formaciones circulares, condiámetros que varían de pocos metrosa varios kilómetros. El antiguo cráterClavio, por ejemplo mide 225 km dediámetro, aunque los más notables,

El Mar de las Lluvias (Mare Imbrium), extensa planiciebordeado por la cordillera los Apeninos.




Copérnico y Tycho, (de 92 y 85 kmrespectivamente), brillan intensamenteen luna llena, proyectando rayos entodas direcciones, al igual que lo hacenAristarco y Kepler, (45 y 32 km). Los dosprimeros presentan uno o más elevados

picachos en su centro. Copérnico estáencerrado por altos paredones quese levantan a 5,000 metros de alturasobre el fondo, presentando gradaso terrazas que caen hacia el interior.El piso de algunos cráteres es plano,aparentemente liso o rellenado con lava,como Platón, Arquímedes y Ptolomeo,cuyos diámetros respectivos son 101,80 y 147 km; más que cráteres parecencircos o planicies amuralladas.

Como el diámetro de la luna es cuatroveces menor que el de la Tierra, susupercie es más curvada, de modoque el horizonte en la luna parece estarmenos distante. Un observador en elcentro de uno de esos anchos cráteres,

El muro recto es una escarpa de 115 km de largo y 450metros de altura, que se destaca en la planicie Mar de lasNubes.

o de las planicies amuralladas, no veríalas paredes circundantes por quedaréstas debajo de la línea del horizonte.

Los Montis: se levantan como altasy empinadas cordilleras a orillas de

ciertos “mares”, siendo los más notableslos Apeninos lunares, cuyos picos másdestacados superan los 5,000 metros,medidos sobre el Mar de las Lluvia, encuyo borde oriental se alzan.

El hemisferio oculto de la luna sediferencia de la cara visible desde laTierra por contener menos “mares” ypresentar más cráteres de impacto.

Cara oculta de la luna, (foto del Apolo 16).

Cráter en la cara oculta de la Luna, (foto del Apolo 11).

El cráter Copérnico (a la izquierda), visto por los astronautas volandoalrededor de la Luna. El mismocráter (derecha,) fotograado

desde la Tierra. En él podría caber holgadamente el lago de Managua.

Numerosos cráteres de impacto seencuentran en los alrededores delcráter Tycho, el cual se distingueclaramente en el extremo inferior izquierdo de la foto.




3e) Las condiciones en la Luna

La supercie de la luna es un territorioinhóspito en extremo. En efecto, la lunano posee una atmósfera que la envuelvao proteja. No hay aire para respirar,

ni defensa alguna contra el efecto delas radiaciones provenientes del sol ydel espacio, como tampoco contra losmeteoritos que caen sobre ella sin quenada los amortigüe o desintegre antesde impactar su supercie. La luna esun mundo muerto donde prevalece uneterno silencio y se encuentra desnudaante el vacío del espacio. Al no poseeraire, tampoco retiene agua, pues enel vacío cualquier líquido se evapora,salvo quizás el agua supuestamentecongelada en el fondo de cráterespolares.

Las temperaturas en la luna sonextremadas, tanto por la falta deatmósfera que absorba, retenga y

regule el calor solar, como por teneruna rotación muy lenta, de tal modoque un lugar determinado sobre lasupercie lunar está expuesto durantedos semanas al más radiante y candentesol, donde la temperatura en el ecuadoralcanza los 125º centígrados. En cambio,durante la noche lunar, que se extiendepor las siguientes dos semanas, la

temperatura desciende hasta los -235ºgrados, en medio de una tenebrosaoscuridad, apenas contrarestada por elbrillo de la Tierra, visible únicamenteen un hemisferio de la luna.

Entre julio de 1969 y diciembre de 1972,seis misiones Apolo han “alunizado” ydoce astronautas caminado sobre lasupercie de la luna, explorando suspaisajes, realizando experimentos yrecolectando rocas. Quizás las únicasrazones por las cuales el hombre lleguealgún día a poblar la luna, será paraexplotar sus valiosos recursos mine-rales, establecer observatorios bajo su

cielo tan diáfano y oscuro, o bien paraaprovechar la poca gravedad del satéli-te como un trampolín para emprenderviajes al espacio interplanetario.

3 f) Composicióny estructura de la Luna

La Tierra y la luna están hechas de ma-teriales rocosos similares. Sin embargo,en el caso de la luna estos materialesse han conservado más o menos en suforma original, por carecer el satélitede agua y atmósfera, es decir de losagentes más activos de alteraciónfísica y química de las rocas, materialesque en la Tierra han sufrido notables

Un astronauta caminando en la luna hacia el monte Hadley, durante la misión del Apolo 15 en 1971. (NASA).




transformaciones a través de su largahistoria geológica.

Por otra parte, el paisaje lunar se hacongelado en el tiempo, pues allí noexiste vulcanismo activo, movimientos

tectónicos, ni erosión hídrica o eólica,fenómenos que remodelaron el relievede nuestro planeta y lo modicancontinuamente.

Cuando miramos la luna, aun a simplevista, podemos observar dos tonalida-des en su supercie; la más clara co-rresponde a regiones altas y rugosas,generalmente ocupadas por multitud

de cráteres formados por impactosproducidos por cuerpos provenientesdel espacio; mientras la más oscuracaracteriza a las planicies o “mares”,constituidos por lavas basálticas proce-dentes del interior de la luna, las cualeshan aorado y cubierto extensamentedichas áreas con esa tonalidad.

Debido al tipo de suelo, la luna reejaal espacio sólo el 7% del total de luz

que recibe del sol; en comparación, laproporción reejada, (llamada albedo),por la Tierra, con su atmósfera, mares,continentes y nubes, alcanza el 37%.

Durante la época principal de losimpactos, entre tres y cuatro milmillones de años atrás, la supercie dela luna fue frecuente y continuamentebombardeada desde el espacio, a talgrado que sus rocas, producto de lasolidicación de la corteza original,fueron fragmentadas, pulverizadas yreducidas hasta formar un suelo decierto grosor, constituido por dispersaspartículas mezcladas, o regolito, querecubren cada metro cuadrado de laentera supercie y cuyo aspecto simulaun campo de arena negra, o un reguerode pólvora.

La luna, al igual que la Tierra, estáformada por tres capas: la exterioro corteza de 60 a 90 km de grosor,totalmente rígida; la capa intermediao manto, de 1,300 km de anchura,completamente solidicada, por lo cualya no genera movimientos tectónicosni produce erupciones volcánicas sobrela supercie lunar, y la capa interior deunos 720 km de diámetro, un núcleosólido de hierro y sulfuro del mismo

metal.

3g) Origen de la Lunay sus cráteres

Varias hipótesis han sido adelantadas enrelación al origen de la luna. Su tamaño,relativamente grande con relación a lasdimensiones de la Tierra, llevó a losastrónomos a pensar que la luna podría

ser algún planetoide capturado por lagravedad de la Tierra en el remotopasado, pero aún los asteroides mayoresson denitivamente más pequeños quenuestro satélite y sus formas distande ser esféricas. Otros pensaron quela luna se originó al mismo tiempoque la Tierra, formándose junto a ellapor la concentración gravitatoria demateriales atraídos de la vecindad, al

El astronauta Aldrin, de la misión Apolo 11, instala unsismógrafo junto al módulo lunar. Obsérvese la textura delsuelo de la Luna (NASA).

Huella de la bota de un astronauta,con una profundidad de varioscentímetros, impresa en el regolitoo suelo lunar.




igual que lo hicieron los otros planetascon sus principales satélites cuando seformó el sistema solar.

Un mejor indicio para despejar estaincógnita se logró al estudiar las rocas

lunares recogidas por los astronautasdurante las misiones Apolo, lo cualpermitió determinar su composicióny abundancia relativa en relación conlas que se encuentran en la cortezaterrestre. La conclusión fue que losmateriales que originaron al satélitefueron inicialmente arrancados de laTierra por la colisión de ésta con unplaneta un poco mayor que la luna.

Durante el colosal choque, el cuerpointruso se fragmentó en millonesde pedazos, el calor generado por elimpacto lo derritió, así como tambiénparte de la corteza terrestre, que en esetiempo debió haberse encontrado enestado semisólido.

Todos los materiales del impactofueron salpicados al espacio y quedaronesparcidos en una órbita alrededor

de nuestro planeta. Posteriormente,bajo mutua atracción, colisionaron losfragmentos entre sí, generado calor enel proceso. Se juntaron y aglomeraronhasta conformar el globo de la lunacomo un solo cuerpo fundido que conel tiempo solidicó su corteza.

Al principio la luna estaba más cercade la Tierra; se trasladaba y rotabamás rápidamente. En el transcursode millones de años se ha alejando denuestro planeta y su rotación quedósincronizada con el tiempo que el

satélite requiere para completar suórbita.

La formación de los cráteres de laluna y su distribución se remonta alas tempranas épocas de la formacióndel satélite, cuando su corteza o capasupercial se encontraba todavía enestado semifundido. En aquella leja-na época millones de fragmentos

sólidos otaban en el espacio, comoripios remanentes de la formacióndel sistema solar. Atraídos por el solmuchos cayeron sobre los planetas y laluna en formación, dejando sembradassus supercies de numerosos cráterestras de cada impacto, como las piedrascuando son arrojadas en el lodo.

Algunos cuerpos impactantes fueron losuciente grandes para romper la cor-

teza lunar y permitir la salida de la lavaque formó los “mares”. En la medidaque la corteza de la luna se solidicabay engrosaba, a la vez que disminuíanel tamaño y frecuencia de los cuerposimpactantes, los cráteres fueron máspequeños y su formación más espaciada,quedando al nal la luna marcada con

Colisión de un planetoide con la Tierra, de cuyos fragmentosposteriormente se originó la luna.

Origen del Mar de la Serenidad tras el impacto de unmeteoro.




toda clase de cicatrices. Los cráteresy “mares” se han conservado intactosdesde entonces, por no existir en laluna los activos agentes de erosión queen el caso de la Tierra los borraron hacemuchísimo tiempo.

Por la misma razón, las huellas quedejaron las botas de los astronautasen el suelo lunar permanecerán ahíimpresas por varios millones de años,hasta que la caída incesante de micrometeoritos termine de borrarlas porcompleto, si es que no lo hacen lascivilizaciones que poblarán la lunaen un futuro más cercano. Aún en la

actualidad, la luna continúa recibiendouna cuota de pequeños meteoritos quese estrellan pulverizando su suelo, sinque exista atmósfera, que como enel caso de la Tierra, los amortigüe odestruya en el trayecto.

3h) Misiones de exploracióna la Luna

A pocos años de iniciada la carrera es-

pacial, los cientícos soviéticos lanza-ron las primeras pruebas para alcanzarla luna. En septiembre de 1959 la sondaLunik 2 fue el primer vehículo espacialno tripulado, dirigido para estrellarseen la luna. Tres semanas después Lunik3 dio la vuelta a la luna y envió las pri-meras fotos crudas de su cara invisible,detectando que tenía muchos cráteres,pero pocos y pequeños “mares”.

En mayo de 1961 el entonces presiden-te norteamericano John F Kennedy, ha-blando ante el congreso de los EE.UU.,anunció el propósito de enviar un hom-bre a la luna antes que nalizara la dé-cada y regresarlo sano y salvo a la Tie-rra. En los años siguientes el personalde la NASA, (Administración Nacionalde Aeronáutica y del Espacio), diseñó

varios programas para averiguar si elhombre podría soportar un viaje de va-rios días en gravedad cero, encerradoen una cápsula espacial (Proyecto Ge-mini), e incluso exponerse al vacío delespacio. Un segundo reto era conocer

de cerca las características del suelolunar, las condiciones y mejores sitiospara un alunizaje, enviando anticipa-damente a la luna las sondas Ranger ylos robots Surveyor; y nalmente pre-parar las misiones Apolo para llevar as-tronautas hasta la supercie de la lunay regresarlos a la Tierra.

Las primeras pruebas con los Ranger

fallaron, pero las tres últimas, lanzadasentre 1964 y 1965, lograron tomar fo-tos a la más corta distancia posible dela supercie lunar. En los tres años si-guientes, cinco Surveyor no tripulados,con equipos sosticados para realizarexperimentos, se posaron en el suelolunar. Desde 1965 las cápsulas Geminitripuladas orbitaban la Tierra, proban-do la capacidad de los astronautas parasobrevivir horas y días en el espacio sin

gravedad, salir del vehículo, emprenderuna caminata espacial y maniobrar enel vacío protegidos con trajes diseña-dos para tal n, así como acoplar otrosvehículos en el espacio.

El proyecto Apolo consistía en enviarun vehículo, propulsado por un cohete,con tres tripulantes, para que entrara enórbita alrededor de la Luna (orbitadorlunar).

Llegando a la luna, dos de los astro-nautas abordarían el alunizador omódulo lunar, que bajaría hasta tocarsuelo, mientras el tercer astronautaesperaría en el orbitador.

Una vez posados en la luna los dosastronautas caminarían en la supercie,

Yuri Gagarin (arriba), en 1961 yValentina Tereshkova (abajo), en

1963 fueron el primer hombre y la primera mujer que viajaron por elespacio.




protegidos con sus trajes espaciales,para realizar experimentos y colectarrocas.

De regreso al módulo, la base de éstepropulsaría la parte superior del

aparato, enviándolo a la órbita, dondese acoplaría con el orbitador en espera,para iniciar el viaje de regreso a la Tierra.El módulo lunar seria abandonadosobre la luna para no cargarlo comolastre. El orbitador conduciría a losastronautas de regreso a la Tierra.Antes de penetrar en la atmósfera, losastronautas pasarían a una cápsula,la cual entraría en la atmósfera a gran

velocidad, resistiendo el intenso calordel ingreso, hasta nalmente caer conayuda de paracaídas en medio delocéano Pacíco, donde nalmenteserían rescatados. Así fue como el 20 de julio de 1969 losprimeros humanos llegaron a la luna ycaminaron sobre su supercie, siendo

tal logro (Apolo 11), el acontecimientocientíco más importante del milenio,el primer hito en la conquista delespacio. En los siguientes tres añosotras cinco misiones Apolo bajarona la luna, sumando a 12 el número de

hombres que han explorado el suelolunar. Hoy en día la utilidad de los costososviajes a la luna, un mundo inhóspito,puede ser cuestionada. Sin embargo,gracias al vertiginoso desarrollo de latecnología espacial para llegar a la luna,muchas ciencias lograron un notableavance en benecio de la humanidad,

que goza ahora de más sosticadascomunicaciones, de nuevos productos,medicinas, inventos electrónicos yotras sorprendentes tecnologías, perosobre todo el haber puesto a prueba lainteligencia, voluntad y capacidad delhombre moderno de viajar al espacio yconquistar otros mundos.

Caminata espacial desde el vehículoGemini, uno entre varios ensayosrealizados por los astronautas fuerade las naves espaciales para probar su capacidad de maniobra en elespacio ingrávido.




IMÁGENES DE LAS MISIONES APOLO A LA LUNA(1969-1972). (NASA)

El módulo del Apolo 11 abandonando la luna, en Julio de 1969. A lo lejos el planeta Tierra se levanta sobre el horizonte lunar.

El rover lunar usado por los astronautas del Apolo15, en Julio de 1971, para explorar la Luna.

Una inmensa roca lunar examinada por un astronautadel Apolo 17, durante la última exploración a la Luna enDiciembre de 1972.

Neil Armstrong el primer hombre encaminar en la Luna, el 20 de Julio,1969.

El módulo lunar Eagle (Águila),llevó a los dos primeros astronautasa la supercie de la Luna

Edwin Buzz Aldrin, el segundoastronauta que caminó en la Luna.



CAPÍTULO 4 | EL SISTEMA SOLAR OBSERVADO DESDE LA TIERRA

EL SISTEMA SOLAROBSERVADO DESDE LA TIERRA4a) Introducción

al Sistema Solar

Por un momento salgamos de la Tierray alejémonos varios miles de kilóme-tros para tener una visión del espaciodesde la vecindad. Observaremos enprimer lugar a nuestro planeta, sus-pendido como un globo azul en lentarotación, donde se pueden distinguir

sucesivamente mares y continentes, asícomo parches de nubes que escondenporciones de su supercie.

A continuación veremos la Luna comoel astro más cercano a la Tierra, de lacual es un satélite que gira en su órbitaalrededor del planeta. Más allá se des-taca el Sol como un brillante globo degases incandescentes en cuyo derredor,

aunque en varias direcciones y distan-cias, se encuentran los otros siete pla-netas, de diferentes tamaños y compo-sición. Se mueven en amplias órbitasen torno del sol, empleando en reco-rrerlas desde 88 días para Mercurio, elmás cercano al sol, hasta 165 años paraNeptuno y aún mayor tiempo para losmás alejados planetoides trasneptu-nianos, descubiertos últimamente en

los connes del sistema solar.

Satélites o lunas de diferentes tamañosacompañan y giran a su vez alrededorde los planetas, excepto de Mercurioy Venus que no poseen ninguna. Milesde cuerpos menores de forma irregular-llamados Asteroides- se localizanentre las órbitas de Marte y Júpiter.

CAPÍTULO 4

Diagrama del Sistema Solar. Laescala inferior indica las distanciasreltivas de los planetas al Sol.




de dimensiones notables, puedeoriginar una catástrofe local, regionaly hasta mundial, según el tamaño delcuerpo intruso. Sirva de ejemplo el granchoque que hace unos 65 millones deaños produjo la caída a gran velocidad

de un cuerpo de 15 km de diámetro,cuyo tremendo impacto y formidableexplosión causaron la desapariciónde gran parte de la vida que entoncesexistía en la Tierra, siendo también laposible razón del repentino exterminiode los dinosaurios.

Los planetas como sus satélites, losasteroides y otros fragmentos que

giran alrededor del sol, no emiten luzpropia sino que reejan la luz solar.En este sentido se comportan comocuerpos opacos que proyectan sombraen dirección contraria a la posición delsol.

4b) Proyección de los astrosdel sistema solar en laesfera celeste

Si bien la posición del sol es ja en elcentro del sistema solar, desde la Tierraparece desplazarse por el rmamentoa medida que nuestro planeta, que enrealidad se mueve a su alrededor, lo

Multitud de planetoides rondan en laperiferia del sistema solar, donde seencuentran también millones de frag-mentos pétreos y gases congelados queforman todo un cortejo de cometas, al-gunos de los cuales penetran eventual-

mente al interior del sistema tornándo-se visibles para los observadores en laTierra.

Entre la innidad de fragmentos máspequeños que otan en el espaciointerplanetario se encuentran otrosde tamaños tan impalpables comoel polvo cósmico, pasando por gra-nos, pedruscos y rocas. Cuando

estos fragmentos son atraídos por laTierra, penetran en la atmósfera a talvelocidad que la resistencia del aire yla fricción los vuelve incandescentes, obien los calcina, tornándolos visibles,como es el caso de los bólidos y lasexhalaciones popularmente conocidascomo “estrellas fugaces”. Algunosentre los más grandes fragmentoslogran caer en la supercie de nuestroplaneta, donde se les colecta como

“meteoritos”. Anualmente la Tierraatrae y recibe millones de toneladas dematerial fragmentado procedente delespacio interplanetario, material quese desintegra en la atmósfera que larodea y a su vez la protege.

Tanto los fragmentos cometarios comolos meteóricos son considerados comola materia original que existía al tiempode la formación del sistema solar, haceunos 4,600 millones de años, los cualesno lograron condensarse o congregarsepara formar cuerpos de mayor tamaño.En realidad son como los ripiossobrantes de la formación del sistema.

La caída sobre la Tierra de materialesque circulan velozmente en el espaciointerplanetario, en especial de aquellos

La eclíptica, proyección de la órbita de la Tierra en la esferaceleste, está 23º 27´ inclinada con respecto al ecuador.




proyecta de manera sucesiva contra elfondo de la esfera celeste, describiendoen ella y a lo largo del año una aparentetrayectoria en sentido directo, o sea deoeste a este, trayectoria llamada por losastrónomos Eclíptica, porque en ella

se producen los eclipses, tal como fueexplicado en el primer capítulo.

La eclíptica es pues el círculo imagina-rio que corresponde a la proyección dela órbita de la Tierra contra el fondodel cielo. Al desplazarse la Tierra vaproyectando a lo largo de la eclíptica alsol, que con su brillo oculta en formasucesiva a las estrellas y constelaciones

zodiacales que están situadas detrás desu disco.

Por esa razón, la constelación zodiacalde El Toro (Tauro) no es observabledesde mediados de mayo a mitad de junio, por estar en “conjunción” con elsol, sucediendo todo lo contrario seismeses después, entre noviembre y di-ciembre, cuando Tauro se encuentraen “oposición” al sol y es enteramente

visible durante toda la noche en esaépoca del año.

El desplazamiento aparente del sol alo largo de la eclíptica es de un gradopromedio diariamente, (o de 360º en365 días), avance que equivale a dosveces su propio diámetro angular pordía. El movimiento de la luna en la esferaceleste es más fácil de advertir, porquesu brillo no anula completamente a lasestrellas vecinas que se encuentran enel trayecto.

En efecto, el movimiento de la lunapuede ser claramente detectado en ellapso de una hora con relación a lasestrellas circundantes y es aún másnotorio de una noche a la siguiente. Lamagnitud del desplazamiento lunar es

Al moverse la Tierra alrededor del Sol proyecta a éste en las diferentes constelaciones zodiacales a lolargo del año. La alineación Tierra - Sol corresponde aquí al 21 de diciembre.

de medio grado, su propio diámetroangular, por hora, aproximadamente.Con esta velocidad aparente, la luna sedesplaza unos 13º más al este en relacióncon la posición que ocupaba la nocheanterior. Traducido este movimientoen tiempo horario, podemos armarque cada día que transcurre la luna sale,culmina o se oculta unos 50 minutosmás tarde que en el día anterior enpromedio, en las latitudes tropicales.

Como el plano de la órbita lunar estáinclinado apenas unos 5º con relacióna la eclíptica, el satélite se mantienesiempre cerca de este círculo y dentro dela banda del zodíaco. Dos veces al mes sutrayectoria corta la eclíptica en puntosopuestos, pasando alternativamenteal norte (nodo ascendente), o al sur(nodo descendente), de la misma. Laposición de estas dos intersecciones onodos es importante para determinaren qué época del año la luna llena, ola luna nueva, se encuentra en ellos, omuy cerca, para que ocurra un eclipsede luna, o de sol, respectivamente.

Cuatro estrellas de primera magnitud,próximas a la eclíptica: Aldebarán,Régulo, Espiga y Antares son ocasio-




nalmente ocultadas por la luna endiferentes épocas, dentro de un cicloque se repite cada de 18 años.

Por otro lado, al observar los planetasresulta notorio su desplazamiento y

cambiante posición en el cielo en eltranscurso de días, semanas, meseso años, movimiento que también seadvierte en relación con las estrellas“jas”, que por su gran lejanía hacende trasfondo en la esfera celeste. Fuecasualmente por ese desplazamientoque los astrónomos antiguos losbautizaron como “planetas”, palabraderivada del griego, sinónima de

“errantes” o “vagabundos”.

La magnitud de los desplazamientosplanetarios varía según la distanciade cada planeta al sol y a la Tierra. Losplanetas más cercanos, Mercurio, Ve-nus y Marte se desplazan más rápida-mente, (tanto en el rmamento comoen el espacio), que los restantes que seencuentran más lejanos. Estos últimos: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, lla-

mados planetas exteriores, requierenunos 12, 30, 84 y 165 años respectiva-mente, (es decir el tiempo que empleanen su traslación alrededor del sol), pararecorrer los 360º de la esfera celeste yvolver a ocupar la misma posición ori-ginal con relación a las estrellas.

En resumen, la trayectoria recorridapor todos estos planetas, al igual que laluna, se localiza a lo largo de la eclíptica,sin separarse mucho de ella, siempredentro de la banda zodiacal, debidoa que los planos de sus respectivas

órbitas son bastante coincidentes conel plano de la órbita terrestre.

El desplazamiento aparente de losplanetas en la esfera celeste es un pocomás complicado que el descrito parael sol y la luna, debido a que la Tierraes también un planeta en constantemovimiento, al mismo tiempo quecada planeta se desplaza en su órbita

con diferente velocidad. La trayectoriaaparente de un planeta en el cielo, es elresultado del movimiento de la Tierraen torno del sol, combinado con elmovimiento propio de dicho planeta.Por tal efecto, es posible observar que eldesplazamiento aparente de un planetaen la esfera celeste se acelera algunasveces, en otras se reduce, se detiene obien retrocede. Durante cierto tiempoel planeta parece avanzar en sentido

directo (de oeste a este), sobre todo sise encuentra en la parte de su órbitamás alejada de la Tierra, para luegodetenerse y retroceder en sentidoretrógrado, (de este a oeste), cuando elplaneta está más cerca de la Tierra.

Retroceso aparente de un planeta externo (P) como Marte, contra el fondo de las estrellas, (posiciones 4 5, 6, a la derecha), como resultado del movimientodirecto más rápido de la Tierra (E) en su órbita (a la izquierda). El retroceso dura varias semanas, antes que el planeta reanude su dirección original.

Movimiento aparente proyectado en el cielo.

El movimiento de Marteen la oposición de 2003.

Movimiento real de un planeta P en el espacio.




Venus y Mercurio son planetas internos:sus órbitas están comprendidasentre la Tierra y el Sol; se mueven enellas con mayor rapidez que nuestroplaneta. Por el contrario, Marte y losgrandes planetas restantes tienen

órbitas externas y se desplazan máslentamente que la Tierra.

4c) Desplazamiento yvisibilidad de losplanetas internos

Los planetas interiores, Mercurioy Venus, ocupan cuatro posicionessucesivas en su órbita con respecto a la

ubicación de la Tierra en la suya. Estasson: conjunción superior, máximaelongación oriental, conjunción inferiory máxima elongación occidental.

Durante las conjunciones, estos dosplanetas se encuentran al otro lado delsol (conjunción superior), o del ladode la Tierra (conjunción inferior). Enambas posiciones es difícil observarlospor encontrarse atrás o adelantedel sol y en la misma dirección. Encambio, durante las elongaciones,la separación o distanciamientoangular entre el planeta y el sol suelealcanzar 28º para Mercurio y 48º paraVenus como máximos. Durante laelongación oriental estos planetas son

vespertinos, o sea visibles al occidentepor dos y tres horas respectivamente apartir de la puesta del sol. Durante laelongación occidental dichos planetasson matutinos, visibles en el orientepor dos o tres horas antes de la salida

del sol. Ambos planetas se encuentransiempre cerca y del lado del sol. En laslatitudes tropicales, por ejemplo, noes posible observar a Venus sobre elhorizonte después de las 9:30 pm, niantes de las 2:30 am.

La revolución sinódica es el tiempoque requiere un planeta para situarseen la misma posición con relación a la

Tierra y al Sol. En el caso de Mercurio yVenus, representa el lapso transcurrido,por ejemplo, entre dos conjuncionessuperiores sucesivas. La revoluciónsinódica de Mercurio es de 4 mesesmenos 4 días, lo cual signicar que esteplaneta es visible aproximadamentedurante algunos días próximos a laselongaciones máximas, y en períodosalternados de 4 meses, ya sea como astrovespertino, o bien como matutino.

Por otra parte, la revolución sinódicade Venus es de 1 año, 7 meses y 9 días,es decir aproximadamente 19 meses.Restando unos tres meses, cuandoel planeta se encuentra cerca de susconjunciones, o sea a poca distancia

Diferentes posiciones de un planeta

interior (Venus, o Mercurio) aloccidente después de la puesta del sol,como astro vespertino (izquierda), yal oriente antes de la salida del sol,como astro matutino (derecha).

Sus órbitas presentan variadasinclinaciones con relaciónal horizonte, según la latitud del

lugar y la época del año.




especiales, o por proyección indirectadel disco solar, para así proteger el ojode cualquier lesión permanente, talcomo se recomienda para observar loseclipses de sol.

4d) Desplazamiento yvisibilidad de los planetasexternos

Los restantes planetas, Marte, Júpiter,Saturno, Urano y Neptuno, se muevenen el exterior de la órbita de la Tierra,por tanto pueden situarse a cualquierdistancia angular del sol y ser visiblesen cualquier hora de la noche, según sea

su posición con relación a la Tierra.

Las cuatro posiciones claves de un plane-ta externo, indicadas en el diagramaque muestra su órbita, y en relación a laposición Tierra-Sol, son las siguientes:conjunción, cuadratura occidental,oposición y cuadratura oriental. Estasposiciones son ocupadas por el planetaexterno cuando se ubica: 1) al otro ladodel sol con relación a la Tierra, 2) a 90º

grados al oeste del sol; 3) detrás de laTierra con relación al sol, y 4) a 90º aleste del sol, respectivamente.

Desde el punto de la visibilidad delplaneta exterior, estas posiciones soncomo las que ocupa la luna durantelas cuatro fases de visibilidad. Durantela conjunción es difícil verlo porencontrarse en la dirección del sol,

saliendo al amanecer y ocultándoseal caer la noche. En la cuadraturaoccidental el planeta sale a medianochey alcanza el meridiano al amanecer.Durante la oposición es visible durantetoda la noche, sale al oriente a lapuesta del sol y se oculta al oeste a susalida. En cuadratura oriental alcanzael meridiano al anochecer y se ocultapor el occidente a medianoche. La

angular del sol y es más difícil ubicarloa simple vista, resulta que podemosgozar de su esplendoroso brillo porespacio de 8 meses consecutivos, enforma alternada, como estrella matutinaprimero y vespertina después.

Un fenómeno interesante acontececuando Mercurio y Venus se proyectansobre el disco del sol, observándosecomo pequeños círculos negros quese desplazan por el luminoso disco.Tal efecto sucede cuando la Tierra,uno de estos planetas y el sol estánperfectamente alineados. El fenómenoes conocido como Tránsito y ocurre

solamente cuando uno de los planetasse encuentra en conjunción inferioren el momento en que está pasandopor uno de sus nodos, o cruce de laproyección de su órbita con la órbita dela Tierra. Los tránsitos de Mercurio, enel siglo XX, se sucedieron en el orden de7- 10- 3- 10- 3- 13- 7- 10- 3- 13- 3- 6, añosa partir de 1907, habiendo ocurrido enlos meses de mayo o noviembre.

Los tránsitos de Venus son más raros.Dos de ellos acontecen separadospor un intervalo de ocho años, luegode transcurrir 122 años sin que severique ninguno. Los tránsitosde Venus más recientes son los dediciembre de 1874 y 1882, seguidos porlos de junio de 2004 y 2012. Dada labrillantez del disco solar, los tránsitosse deben observar utilizando ltros

Tránsito de Venus, (círculonegro), frente al disco del Sol, el8 de junio de 2004. (Foto tomadacon ltro especial revelando las

protuberancias en el borde del sol).




mejor época para observar al planeta esdurante la oposición, cuando está máscerca de la Tierra y su visibilidad duratoda la noche. La revolución sideral de un planeta esel tiempo real que éste requiere paracompletar su órbita alrededor del sol,mientras la revolución sinódica esel lapso trascurrido para que dichoplaneta ocupe la misma posición enrelación a la Tierra y al Sol. En el casode Marte, por ejemplo, partamos de unpunto cuando el planeta se encuentraen oposición, alineado con la Tierraen medio y el Sol en el otro extremo.Al cabo de 1.89 años, o sean 687 días,Marte habrá completado una vueltaalrededor del sol (revolución sideral)

y volverá al mismo punto de su órbita,que no será el mismo de la oposiciónanterior, porque durante ese lapso laTierra ha dado en la suya dos vueltas,requiriendo unos 50 días adicionalespara volver a ubicarse entre el Sol yMarte y así efectuarse la siguienteoposición de este último planeta, alcompletar su revolución sinódica.

Ubicación de un planeta en su órbita con respecto a la posición de la Tierra. Los planetas internos ocupan lassiguientes posiciones: conjunción superior, elongaciónoriental, conjunción inferior y elongación occidental. Los

planetas externos pueden estar en oposición, conjunción ycuadraturas.

La revolución sinódica de Marte es de687+93 = 780 días; es decir que dos añosterrestres más 50 días (730+50 = 780

días) median entre dos oposicionesconsecutivas de Marte.

Durante las más favorables oposiciones,Marte se acerca a la Tierra a unadistancia mínima que oscila entre 56y 59 millones de kilómetros, comosucedió en los meses de agosto oseptiembre de 1956, 1971, 1988 y 2003.Las próximas oposiciones ventajosasse efectuarán en 2018, 2035 y 2050.

En agosto de 2003 Marte estuvo asólo 55.76 millones de kilómetros de laTierra, lo más cerca de nuestro planetaen los últimos 60,000 años. Durantelas oposiciones favorables, Marte sedestaca en el cielo con intensa luz

En sus oposiciones, cada 2 años 2 me-ses, Marte se acerca a la Tierra. Sinembargo, su distancia mínima varíaen un ciclo de 15 ó 17 años, debidoa la forma excéntrica de su órbita.En la muy favorable oposición deagosto 2003, (aquí ilustrada), Marteestuvo a sólo 56 millones de km de la

Tierra, a diferencia de la oposición en febrero 1995, cuando ambos planetasse aparejaron al otro lado de susórbitas, separados por 101 millonesde km. La distancia se incrementaaún más cuando Marte está en con-

junción, o sea, en el punto de su órbitadiametralmente opuesto a la posiciónde la Tierra con respecto al sol.

Acercamiento y alejamientode Marte entre 2007 y 2008. Eldiámetro mayor corresponde a laoposición del planeta en diciembre

2007. (Richard Bosman).




rojiza, y exhibe una magnitud superiora la del resto de los planetas, exceptoVenus.

Las oposiciones de Júpiter y Saturno, dosgrandes y brillantes planetas, ocurren

cada 399 y 378 días respectivamente,porque estando ambos mucho máslejos del sol que Marte se desplazanmás lentamente en sus respectivasórbitas. En ambos casos, una vez quela Tierra completa su órbita en 365días, únicamente requiere unas pocassemanas adicionales para volver a po-nerse en línea con ellos.

4e) Variaciones en el brilloaparente de los planetas

En orden de magnitud decreciente,los planetas más notables son Venus,Marte, Júpiter, Mercurio y Saturno, loscuales en sus más favorables posicionesson tan brillantes como las estrellas deprimera magnitud y aún más tratándosede los tres primeros mencionados.

En el otro extremo de la escala están:Urano que se encuentra en el límite dela visibilidad a simple vista, (magnitud +5.0 a +6.0). Neptuno (magnitud +7.0 a +8.0) requiere de unos buenosbinoculares, o un pequeño telescopio de

3” de diámetro como mínimo para poderlocalizarlo. Plutón, descubierto en 1931a través de la fotografía, (magnitud +13.0 a +14.0), requiere un telescopiomayor de 8” para poder observarlo y enlas mejores condiciones.

Hablando en términos generales, elbrillo o magnitud aparente de unplaneta depende principalmente desu distancia, o de la posición en que seencuentra con respecto a la Tierra y elSol en un determinado momento, asícomo de la reectividad de su supercie.Venus, por ejemplo, es el planeta quemás se acerca a la Tierra, (a unos 40

millones de km), especialmente en elmomento de su conjunción inferior;pero en esta posición nos da la espaldacon relación al sol, mostrándonosúnicamente su hemisferio nocturno uoscuro. Como una paradoja, cuando estáen conjunción superior, nos presentatodo un hemisferio iluminado, pero ental momento se encuentra lo más lejosde la Tierra, a 260 millones de km. Enla posición intermedia Venus alcanza

su máxima brillantez (magnitud -4.6)aproximadamente un mes antes y luegodespués de su conjunción inferior. Entales ocasiones es posible observarlo asimple vista durante el día, si de previose ubica su posición en el cielo conrelación al sol.

La misma situación se presenta conMercurio, el otro planeta interno, cuyamáxima brillantez (-1.5) la alcanzaunos pocos días antes y después desu conjunción inferior. Sin embargo,este brillo queda muy disminuido porla claridad del alba o del crepúsculo ypor la poca altitud del planeta sobreel horizonte en tales momentos,pues Mercurio se encuentra siempreangularmente no muy distante de laposición del sol.

Venus, como planeta interior, presenta fases como la Luna, segúnson observadas desde la Tierra.Cuando alcanza su conjunciónsuperior (1) la fase es llena, pero se

encuentra lo más lejos de la Tierra ydetrás del sol. Durante su conjuncióninferior (3) su fase es oscura, aunquese ubica lo más cerca de la Tierra.El brillo de Venus es máximo en las

posiciones intermedias (2) y (4), unascinco semanas antes y después de suconjunción inferior.




La magnitud de los planetas externosalcanza su máximo brillo durante laoposición, cuando se encuentran lomás cerca de la Tierra; es menor en laconjunción, cuando están al otro ladodel sol y lo más lejos posible de nuestro

planeta.

Estas diferencias son bastante notablesen Marte, cuya distancia a la Tierravaría desde un mínimo de 56 millonesde kilómetros durante su oposiciónmás cercana, (que acontecen cada 15ó 17 años en agosto o septiembre, enla constelación de Acuario), hastaun máximo de 380 millones de km

que el planeta alcanza durante susconjunciones más lejanas. Debidoa la gran variación en distancia, lamagnitud de Marte oscila entre -2.8y +1.8, una diferencia equivalente acuatro magnitudes, o sea una variaciónde unas 40 veces el brillo del planetaentre ambas posiciones extremas.

Júpiter es normalmente el planeta más

brillante, después de Venus, alcanzandouna magnitud promedio de -2.3durante la oposición, que ocurre cada399 días en una distinta constelaciónzodiacal, en forma sucesiva, siendola más notable la que acontece cadadoce años, en el mes de septiembre,en la constelación de Peces, cuandoel planeta se encuentra en perihelio,punto de su órbita más cercano al sol.

El brillo de Saturno durante susoposiciones varía de la magnitud –0.3(comparable a la estrella Capella) a la+0.9 (estrella Antares); se incrementacada 15 años cuando el plano de susanillos presenta la máxima inclinaciónhacia la Tierra, lo cual acontece cuandoel planeta transita por las constelacionesopuestas de Toro y Escorpión.

4f) El albedo de los planetas

Los planetas son cuerpos opacos quebrillan porque reejan la luz del sol.Se llama albedo el porcentaje de luzreejado por la supercie de un planetacon relación al total de iluminaciónque recibe del sol. En esta escala,Venus es el planeta más brillanteporque, además de su proximidad a laTierra, se encuentra envuelto por unaespesa capa de nubes de gran poderreectivo. Su albedo es de un 76%.Los planetas lejanos Júpiter, Saturno,Urano y Neptuno, poseen tambiénalbedos elevados, que equivalen a 73,

76, 93 y 84% respectivamente, porquetambién están envueltos en atmósferascon espesas nubes de gases que reejanecazmente la luz solar que incidesobre ellas.

Mercurio, la Luna y Marte, poseen unaatmósfera muy tenue, o totalmenteausente, reejando la luz solar direc-tamente desde sus supercies sólidas,con los respectivos albedos de 6, 7 y

16%. El albedo de la Tierra es variablesegún la hora del día; depende de si elhemisferio que enfrenta al sol presentaen ese momento continentes, océanoso muchas nubes, siendo en promediode 37%.

4g) Valores comparativosentre los miembros delsistema solar

El Sistema Solar está compuesto porel Sol, los planetas y sus satélites, losasteroides, cometas, meteoritos ycualquier otro objeto natural que seencuentre describiendo una órbitabajo la inuencia gravitatoria del sol.Esta se extiende disminuyendo pro-gresivamente en todas las direccionesdel espacio circundante, hasta quedar




neutralizada o anulada por los frentesgravitatorios de las estrellas vecinas

La fuerza de la gravedad, o magnitud deatracción de cualquier cuerpo, dependede su masa, es decir, la cantidad de

materia que contiene, sin importar elvolumen que la encierra. Este principiofue enunciado por vez primera por elfísico y matemático inglés Isaac Newtonen 1687. Siendo la masa de la Tierra,por ejemplo, unas 80 veces mayor quela masa de la Luna, su atracción sobreésta es 80 veces más intensa que la queejerce la Luna sobre la Tierra. Como elradio de la Tierra es equivalente a sólo

60 veces la distancia a la Luna, el centrode gravedad del sistema Tierra-Luna seencuentra localizado en el interior delglobo terrestre.

La masa de la Tierra es de tal magnitud,que su peso equivale a unos 6,000trillones de toneladas, (o sea, un 6seguido de 21 ceros). Sin embargo,la masa del Sol es aún 332,000 vecesmayor que la de la Tierra. De hecho,

casi toda la masa del sistema solarestá concentrada en el sol, lo cual haceque los planetas y astros menores delsistema giren inexorablemente a sualrededor.

Una idea comparativa de la masa de uncuerpo celeste se deduce de la velocidad que un objeto, posado teóricamentesobre su supercie, (por ejemplo uncohete espacial), necesitaría desarrollarpara escapar al espacio. La velocidad de escape en la luna es tan sólo de 2.4km por segundo; en la Tierra 11.2; en Júpiter, (el planeta más masivo) 60; yen el sol 617 km por segundo.

Por otra parte, el diámetro del sol mide1,390,000 km, o sea más de 100 vecesel diámetro de la Tierra; su volumen

1,300,000 veces mayor que el de nuestroplaneta.

La distancia entre la Tierra y el Sol esde unos 150 millones de kilómetros.A esa distancia se la llama Unidad

Astronómica (U.A), que la luz solarrecorre en un poco más de 8 minutos,a la velocidad de 300,000 km porsegundo. En contraste, Plutón, seencuentra a una distancia promedio de6,000 millones de km del sol, (40 U.A),tardando la luz solar unas 5 horas ymedia para llegar a dicho planetoide.

Enormes como estas cifras nos parecen,

son en realidad insignicantes cuandocomparadas con las distancias delas estrellas más cercanas. Sirva deejemplo la distancia entre nuestrosol y la estrella más próxima, Alfa delCentauro, que es de 278,000 U.A, equi-valentes a 42 billones (doce ceros) dekilómetros, requiriendo la luz del solunos 4 años y 3 meses para cubrir taldistancia.

Podríamos armar con toda propiedad que el sol es en verdad la estrellamás cercana a la Tierra, en realidad demasiado cercano para verlo comouna estrella, o dicho al revés, quelas estrellas están tan alejadas comopara observarlas como el sol. A esterespecto, la lejanía de las estrellas estan inconmensurable que parecenpuntos luminosos, aun vistas a travésde los telescopios más poderosos.

Pero volviendo al sistema solar, éste notermina con Plutón, pues hay todo unespacio extraplanetario donde circulanmuchos planetoides y millones de co-metas ampliamente esparcidos hastalos connes del sistema. El sistemasolar termina, en efecto, ahí dondese encuentre el más distante cuerpo




celeste capaz de ser atraído por lafuerza gravitatoria del sol.

La Tabla siguiente muestra el volumeny masa de los ocho planetas del sistemasolar, comparados con la Tierra (valor

Tabla Comparativa de los Planetas

Planeta

Volumen MasaVelocidadde escape

Distancia mediaRevolución

sideral(Tierra= 1.00) (en km) (en U.A.)

(en millonesde km)

Mercurio 0.06 0.06 4.27 0.39 58 88 días

Venus 0.86 0.82 10.36 0.72 108 225 días

La Tierra 1.00 1.00 11.18 1.00 150 1.00 año

Marte 0.15 0.11 5.03 1.52 228 1.89 año

Júpiter 1,319.00 318.00 60.22 5.20 778 11.86 años

Saturno 744.00 95.00 36.25 9.54 1,427 29.46 años

Urano 47.00 15.00 22.40 19.18 2,870 84.01 años

Neptuno 54.00 17.00 23.90 30.06 4,497 164.79 años

1.00), así como la velocidad de escape(en km); sus distancias medias al sol(en U.A y en millones de km), y eltiempo que emplean para recorrer susórbitas, llamado revolución sideral.

Comparación entre los diámetrosaparentes de los planetas Mercu-rio, Venus, Marte, Júpiter, Saturno,Urano, Neptuno y Plutón, observa-dos desde la Tierra en diferentes me-

ses y años. Los diámetros dependende dos factores: el tamaño propio decada planeta y su cambiante distan-cia a la Tierra. Venus y Marte pre-sentan las mayores variaciones por ser los más próximos a la Tierra.Mercurio y Venus exhiben distintas

fases al moverse en sus órbitas entrela Tierra y el Sol. Obsérvense tam-bién los cambios de perspectiva enla apertura y orientación de los ani-llos de Saturno. Junto a las gurasde Mercurio se han agregado cuatro

fechas del mes, en el año selecciona-do, a razón de una cada 10 ó 9 días.

Para Venus y Marte, las fechas co-rresponden al principio, mitad y ndel mes del año indicado. En Júpiter

y Saturno, las fechas se ubican a lamitad del mes. Los planetas Ura-no, Neptuno y Plutón, por su granlejanía, no presentan cambios no-tables en sus tamaños aparentes alo largo del mes. La escala angular de referencia es de 10” (diez segun-dos), válida para todas las guras.(Diagramas de la revista Sky andTelescope).

Septiembre 2003 Enero 2008 Febrero 2009




GALERIA DE LOS PLANETAS DEL SISTEMA SOLAR(Tamaños no a escala)

3 2

6 7

5

1

1- MERCURIO (Messenger)

2- VENUS (Mariner 10)

3- MARTE (Hubble S. T.)4- JÚPITER (Hubble S. T)

5- SATURNO (Hubble SpaceTelescope)

6- URANO (Voyager 2)

7- NEPTUNO (Voyager 2)

4



CAPÍTULO 5 | ÓRBITAS, MOVIMIENTOS Y EXPLORACIONES PLANETARIAS

5a) Movimiento de losplanetas en sus órbitas

Todo cuerpo que se mueva en el espacioen línea recta continuará haciéndoloen la misma dirección y con la mismavelocidad, mientras no exista unafuerza externa que lo acelere, freneo desvíe de su trayectoria original.(Principio de Inercia, enunciado porNewton).

En el caso de un proyectil lanzadodesde la Tierra, éste seguirá unatrayectoria que según su velocidad puede: a) regresar a la supercie de la

Tierra, b) quedar en órbita alrededorde la Tierra, c) escapar de la gravedad de la Tierra y dirigirse hacia el espacio.En cualquiera de estos casos, la Tierraejerce su atracción o gravedad sobretodo objeto que se encuentre en susupercie, se mueva alrededor de ella,o se le aproxime. Este mismo principiode la atracción o gravitación universal,concebido por primera vez por Isaac

Newton, se aplica a la Luna cuando giraalrededor de la Tierra y a los planetascuando se mueven en torno del Sol.

Como resultado de la fuerza de grave-dad, las trayectorias de los cuerposque se mueven alrededor de la Tierra,(la Luna, por ejemplo), o en derredordel sol, (los planetas), se curvan ydescriben una órbita en torno al centrode atracción.

ÓRBITAS, MOVIMIENTOS Y EXPLORACIONES PLANETARIAS

Trayectorias posibles seguidas por un proyectil lanzadodesde la Tierra y animado de diferentes velocidades.

CAPÍTULO 5

Cada planeta se mantiene en suórbita bajo la inuencia de dos

fuerzas: centrífuga, (echa T- R),que trata de sacarlo por la tangente,

y centrípeta (echa R-T´), que loatrae hacia el Sol.




A este respecto, la luna y los planetas,incluyendo a la Tierra, se desplazan ensus órbitas debido a la composiciónde dos fuerzas: la primera, llamadafuerza centrífuga, tiende a conservaral satélite o al planeta en su dirección

actual en todo momento; la segunda,o fuerza centrípeta, lo atrae a cadainstante hacia el centro de gravedad,que es la Tierra en el primer caso y elSol en el segundo.

Si en cada uno de estos casos la fuerzacentrífuga aumentara, la órbita dela luna, de la Tierra, o de los demásplanetas, se abriría siguiendo un cur-

so espiral que los alejaría cada vezmás del foco de atracción. Si por elcontrario, la fuerza centrípeta se in-crementara, la órbita se cerraría en es-piral, acercándolos cada vez más al focoperturbador hasta precipitarse en él.

Antes del Renacimiento se suponíaque la Tierra se encontraba en el centrodel sistema solar, con la luna, el sol, losplanetas y también las estrellas, girando

a su alrededor. Este era el modelo “geo-céntrico” propuesto por Ptolomeo deAlejandría en el siglo II a.C., pero amediados del siglo XVI el astrónomopolaco Nicolás Copérnico propuso elmodelo “heliocéntrico”, ubicando al solen el centro del sistema y a los planetasgirando a su alrededor.

Este nuevo modelo fue una verdaderarevolución en las ideas cientícas,confrontando las creencias religiosasque al respecto se tenían en aquellostiempos, pero nalmente fueron con-rmadas cuando el astrónomo italiano

Galileo Galilei, inventor del telescopio,dirigió su instrumento al cielo en 1610y pudo comprobar la veracidad de lasideas de Copérnico.

5b) Las leyes de Keplery sus implicaciones

A principios del siglo XVII el astróno-mo Johannes Kepler estudió las posi-

ciones de los planetas anotadas porsu maestro, el astrónomo danés TychoBrahe, quien poseía los instrumentosde medición más precisos de la épocapretelescópica. Kepler logró trazar yestudiar las órbitas de los planetas,cuyas posiciones y movimientos fueronresumidos en las tres famosas leyes quellevan su nombre:

1) Todos los planetas giran alrededordel sol describiendo órbitas elíp-ticas, en uno de cuyos focos seencuentra el mismo sol.

2) Las áreas barridas por el radio-vector (línea sol-planeta) son pro-porcionales a los tiempos emplea-dos por el planeta en recorrer los

Los cuatro sabios que cambiaron la Astronomía

Nicolás Copérnico,astrónomo polaco(1473 - 1543)

Galileo Galilei, Astrónomo y físico italiano(1564 - 1642)

Johannes Kepler, Astrónomo y matemático alemán(1571 - 1630)

Isaac Newton,Físico y matemático inglés(1642 - 1727)




arcos que las subtienden, es decirque en tiempos iguales son iguales.

3) Los cuadrados de los tiempos derevolución de los planetas alrededordel sol, son entre sí como los cubos

de sus respectivas distanciasmedias al sol.

La primera ley de Kepler nos indicaque las órbitas de los planetas noson exactamente círculos perfectossino ligeramente elípses, donde elsol no ocupa el centro de las mismas,sino uno de sus dos focos. Por estacausa, un planeta se acerca y aleja

alternativamente del sol, entre superihelio (punto más cercano al sol)y su afelio (punto más alejado delmismo). La Tierra se encuentra en peri-helio a principios de enero, cuandosu distancia al sol es la mínima (147millones de km) y alcanza el afelio aprincipios de julio, cuando tal distanciaes la máxima (152 millones de km).

La segunda ley presupone que los

planetas giran tanto más rápidoscuando más cercanos se encuentran alsol, es decir en perihelio, y tanto menosveloces cuanto más alejados estén delsol, o en afelio. Por la misma razón, losplanetas más cercanos al sol se muevenmás rápido, no solamente porque re-corren una órbita más corta o cerrada,sino porque lo hacen a mayor velocidad que los planetas más alejados.

La tercera ley permite calcular ladistancia relativa que media entre losplanetas y el sol, cuando se conocen lostiempos que emplean en sus órbitas.Tomando como ejemplo comparativoa la Tierra y Saturno y considerandoque la distancia de nuestro planeta alsol es de 1.0 U.A y su revolución de 1.0año, es fácil deducir que 29.46 (años de

revolución de Saturno) al cuadrado, osea 868, es un valor semejante a 9.54(distancia de Saturno en U.A) al cubo.

El trazo de una elipse varía según la distancia entre los focos. El grado de elongación se llama excentricidad.

La órbita de la Tierra dibujada con exagerada excentricidad para explicar la segunda ley de Kepler.La Tierra en su trayectoria recorre en cada mes un arco equivalente en tiempo. A principios deEnero el planeta está en perihelio y el arco recorrido es mayor que el correspondiente al mes de julio(afelio). No obstante que el movimiento es más rápido en perihelio que en afelio, las áreas barridas(triángulos) por los radio-vectores son iguales en tiempos iguales.




En cuanto a distancias y períodosde revolución con relación al sol,el planeta más próximo a éste esMercurio, situado a 56 millones dekm en promedio, requiriendo 88 díaspara completar su órbita. En el otro

extremo se encuentra el planeta menorbautizado como Sedna, que se distanciadel sol hasta 502 U.A, (75,000 millonesde km), equivalente a una revolucióncada 12,050 años.

Todos los planetas giran en sus órbitasen el mismo sentido que rota el sol yla Tierra, de oeste a este, movimientollamado directo, que es en la misma

dirección en que rotaba la nebulosaprimigenia donde todos estos cuerposse originaron. Este mismo sentido estambién el que sigue la gran mayoríade las lunas o satélites en relación asus respectivos planetas, salvo algunasde ellas, por lo general pequeñas, quese mueven en sentido contrario oretrógrado. Se cree que estas últimasno se formaron en la vecindad de susplanetas, sino fueron atraídas por

ellos y capturadas de otros lugares delsistema solar, o bien se originaron fueradel mismo.

De igual manera, el plano de las órbitasde los planetas es bastante coincidentecon la órbita de la Tierra, siendo Plutónel que más se aparta, (hasta 17º),resultando ser el que presenta la órbitamás elíptica o excéntrica entre todoslos demás planetas, siendo además deun tamaño menor al de nuestra propialuna. Este fue uno de los argumentosesgrimido por los astrónomos paradegradarlo a la categoría de “planetaenano”

5c) Vehículos y sondasespaciales exploran losPlanetas

El conocimiento exacto de la posición

y movimiento de los planetas en susórbitas y su comportamiento segúnlas leyes de Newton y de Kepler,auxiliados con la alta tecnologíade las computadoras, ha permitidoenviar vehículos o sondas espacialestanto a la luna como a siete planetas,obtener imágenes de estos mundosy sus satélites con una claridad yprecisión jamás logradas aun con losmejores telescopios que se cuentan en

la Tierra.

Los avances astronómicos en lasúltimas cuatro décadas, desde quese inició la Era del Espacio, han sidoverdaderamente asombrosos, como enninguna de las otras ciencias puras sehan logrado. Entre estos espectacularesavances gura la exploración decasi todo el Sistema Solar, donde secontinúan haciendo notables progresosen la actualidad, dando a conocer losmás sorprendentes descubrimientossobre los planetas y su vecindad.

Apoyados por una alta y muy sosti-cada tecnología, varios vehículos e ins-trumentos han sido enviados al espaciointerplanetario. En sus trayectorias es-tos aparatos han pasado junto a plane-tas, satélites, asteroides y cometas, u

orbitado a su alrededor. Han obtenidoimágenes de sus accidentes con granprecisión y enviado sondas que hanpenetrado sus atmósferas, así comobajado directamente a la supercie dealgunos de ellos y desplazado sobre elsuelo de la Luna y de Marte.




observados con los telescopio desdenuestro planeta eran posiblemente“canales” construidos por los marcianospara llevar agua a sus desiertos.

Mariner 6, en julio de1969, seguido porMariner 7 pocos días después, lograronimágenes del entero globo marciano,revelando el color herrumbroso desus desiertos. Mariner 9, en 1971,fue puesto en órbita alrededor delplaneta, a 1,700 km de su supercie,

convirtiéndose en el primer satélitearticial de Marte, lo cual permitió eldiseño del mapa de la supercie delplaneta rojo y obtener importantesimágenes de sus accidentes, entreellos el gigantesco cañón bautizadocomo “Valle Marineris” y los grandesvolcanes de Marte.

Gracias a las imágenes obtenidas porlos Marineros, las siguientes misionesde los dos Vikingos, seis años después,lograron “aterrizar” en el suelo marciano,fotograar paisajes en las planiciesChryse y Utopía, que mostraron uncampo desértico, cubierto de arenasy piedras. También lograron “rascar”la supercie para examinar el suelomarciano, con la esperanza de encontrarlas más elementales evidencias sobre

Estas costosas como cuidadosas em-presas han sido realizadas con el objetode estudiar la constitución geológica, lacomposición química, las condicionesclimáticas y hasta las posibilidades devida en los otros planetas, o en algunas

de sus lunas, registrando con detallessus impresionantes accidentes, que elalcance de los actuales instrumentosubicados en la Tierra no puededetectar.

Si la invención del telescopio por Gali-leo en 1609 fue un gran adelanto para laciencia, al permitir al hombre escudri-ñar el cielo y acercar ópticamente a los

planetas, las exploraciones de la EraEspacial han realizado en cuatro déca-das más audaces avances astronómicosque en los cuatro siglos transcurridosdesde aquel entonces.

Los primeros y más importantes hitosde la exploración del sistema solar hansido los siguientes:

5d) Rumbo a Marte

El Mariner 4, lanzado en 1965, pasó junto a este planeta y obtuvo algunasimágenes que revelaron una superciedesértica, con presencia de cráteres.Un mundo muy distinto de la Tierra,sin agua, ni atmósfera respirable,descartando además la vieja ilusiónque ciertos trazos rectos y confusos

Ilustración del Mariner 4, acercándose a Marte en 1966.

Una de las primeras imágenes de Marte, obtenida por Mariner 4.




procesos bioquímicos realizados porsupuestos microorganismos, pruebasque resultaron inciertas por no decirnegativas. Marte se presentaba comoun planeta geológica y biológicamentemuerto.

5e) Rumbo a Venusy Mercurio

Los misterios de Venus y Mercuriofueron develados por las misiones:Mariner 2, dirigida a Venus a nes de1962, Mariner 5 en octubre de 1967 ypor último Mariner 10 en febrero de1974. Este continuó rumbo a Mercurio,

realizando tres acercamientos alplaneta entre marzo de 1974 y de 1975.En 2008 Messenger logró imágenesnítidas y detalladas de la supercie deMercurio.

La información obtenida disipó todaposibilidad sobre la existencia de vidadebajo de la espesa capa de nubesque envuelve a Venus, cuya atmósferaresultó turbia e impenetrable, cienveces más densa que en la Tierra, irri-tante e irrespirable, bajo un intensocalor permanente, con lluvias de ácidosulfúrico. En la supercie del planetase ejerce una tremenda y aplastantepresión; en resumen un verdaderoinerno.

Mercurio se reveló como un planetadesnudo de atmósfera, rocoso y rugoso,cubierto de innumerables cráterescomo la luna, completamente seco yexpuesto a la intensa radiación del sol,del cual es el planeta más cercano.

La supercie de Venus seguía siendo unmisterio, debido a la espesa envolturaque la ocultaba. En 1982 los soviéticoslograron bajar un par de vehículosVenera hasta tocar suelo y tomar unafoto de los alrededores, donde se ven

rocas planas en un suelo arenoso, antesque la enorme presión y temperaturade la pesada y corrosiva atmósferadel planeta terminara de apachurrare inutilizar los instrumentos quellevaban.

En 1979 el Orbitador Pionero Venus,y luego la sonda Magallanes entre1990 y 1995, utilizando ondas de radar

Misión del Mariner 10, rumbo a Venus y Mercurio, entre1974 y 1975. La fuerza de gravedad de Venus propulsó al

vehículo en dirección a Mercurio. (NASA).)

Posado sobre la supercie de Venus, el vehículo ruso Venera grabó esta imagen que muestra el suelo y rocas planas endicho planeta.

Panorama de Marteen la llamada planicie de Utopia,registrado por el Lander del Viking

2 (NASA).




lograron compilar el mapa de toda lasupercie de Venus, mostrando dosaltos macizos de tamaño continental,(Isthar Terra y Aphrodite Terra), enmedio de extensas depresiones comosi fueran fondos oceánicos vacíos.

Casi todo el suelo de Venus estácubierto por extensos derrames de lavaya solidicada; también se descubrieronextintos volcanes como Gula Monsque se alza unos tres kilómetrossobre la planicie subyacente; calderascomo Sacajawea Patera, así como unamultitud de cráteres de impacto.

5f) Los Pioneros rumboa las estrellas

Los vehículos espaciales llamadosPioneros, el Pioneer 10 y Pioneer 11,fueron lanzados con trece meses dediferencia entre 1972 y 1973. Su primeratarea fue la exploración de Júpiter;después Pioneer 11 continuó haciaSaturno y luego ambos dejaron atrásel sistema solar y se adentraron en elmedio interestelar siguiendo rumbosdistintos. Llevan rumbo a las estrellasunas placas de oro donde estánimpresos los primeros testimonios de lahumanidad, que revelarán la presenciade la civilización en la Tierra en el sigloXX, ante las hipotéticas civilizacionesextraterrestres que en un futuro lejanologren interceptar ambos aparatos ydescifrar nuestros mensajes.

Durante su viaje, los Pioneros pasaronincólumes por la banda de losasteroides y la vecindad de Júpiter,donde resistieron al cinturón deintensa radiación que rodea al granplaneta. Pioneer 10 obtuvo imágenesde la gran “mancha roja”, conrmandoque se trata de una gigantesca tormentapermanente, o remolino de gases, en la

atmósfera superior de Júpiter. Por otraparte, bajo el impulso gravitatorio deeste planeta, Pioneer 11 enrumbó haciaSaturno, obteniendo las más cercanasimágenes de éste y los anillos que lorodean.

En el presente (Julio 2009) ambaspruebas, con sus equipos detransmisión ya mudos, continúan elviaje imperturbable en su trayectoa la lejanía y soledad del espaciointerestelar. Pioneer 10 se encuentraa una distancia de 100 U.A, rumboa la constelación de Tauro, Pioneer11 a 78 U.A, en ruta a la constelaciónde Escudo. (Una A.U equivale a 150millones de km).

El trecho por delante es aún más largo,

pues se estima que Pionero 10, a laactual velocidad de 43,000 km porhora, llegará a la vecindad de la estrellaAldebarán dentro de dos millones deaños, habiendo actualmente recorridosólo el equivalente a 37 años en sutrayectoria.

Los Pioneros llevan placas de oro conlas guras de seres humanos, la naveespacial y la posición de la Tierra enel sistema solar, y del sol en relacióncon las estrellas pulsares.




5g) La Grand Tour Planetaria

Complejas naves llamadas Voyagers(Viajeros) fueron lanzados en 1977para realizar la Grand Tour, durante lacual visitaron los cuatro planetas másgrandes del sistema solar y sus lunas,aprovechando la alineación de Júpiter,Saturno, Urano y Neptuno, a principiosde los años 80, para luego proseguir alespacio interestelar, al igual que suspredecesores los Pioneers.

Voyager 1 y 2 se dirigieron primeramentea Júpiter, donde ambos recibieron elimpulso de la gravedad de este planeta

para continuar hacia Saturno, que asu vez impulsó al Voyager 2 a Uranoprimero y a Neptuno después, antes deemprender cada cual por su rumbo elviaje hacia el espacio interestelar.

Ambos aparatos representan las máqui-nas más complejas diseñadas por elhombre; cada una compuesta por másde 65,000 piezas, incluyendo un discode cobre platinado que lleva un saludo

en 55 lenguas, 38 sonidos naturales y115 imágenes de la Tierra, además de 90minutos de música, desde clásica hastarock. Por otra parte, la abrumadorainformación cientíca recogida porlos Voyagers es equivalente a unasseis mil colecciones completas de laEnciclopedia Británica.

Durante el recorrido interplanetarioambos vehículos estudiaron deteni-damente la gran mancha roja de Júpiter,detectaron un tenue anillo alrededordel planeta e incluso tormentas conrayos en su alta atmósfera. Igualessorpresas se obtuvieron al fotograarlas cuatro grandes lunas de Júpiter,(descubiertas por Galileo en 1610), suscuriosas y distintas supercies.

Cuando alcanzaron Saturno, tambiénlograron imágenes de sus lunas,incluyendo la enigmática Titán yrevelaron que los anillos de Saturnoestaban compuestos por centenares debandas, como los surcos de un disco

fonográco. Encontraron que el pla-neta estaba rodeados por más lunasque las observadas desde la Tierra contelescopios. Igual cosa sucedió cuandoVoyager 2 descubrió otras lunas quegiran alrededor de Urano y Neptuno,ambos planetas cubiertos por unadensa capa de nubes, que como en elcaso de Saturno y Júpiter envuelvensus globos por completo.

La Grand Tour entre La Tierra yNeptuno, con visitas a los grandesplanetas intermedios, se completódespués de 12 años de viaje, no siantes haber obtenido imágenes de la

Saturno fotograado en noviembre de 1980 por el Voyager 1,

bajo un ángulo nunca logrado desde la Tierra (NASA).

Ilustración del Voyager 2 cuando se aproximaba al planetaUrano en enero de 1996.

Voyager 1 examinó la Mancha Rojade Júpiter.




luna Tritón que pertenece al últimoplaneta, considerada como el satélitemás frío del sistema solar visitado porun vehículo terrestre, con volcanessemejantes a géiseres, que emitensurtidores de hielo.

Una imagen interesante fue registradapor las cámaras del Voyager 1 cuando sele ordenó enfocar hacia atrás el caminorecorrido, a n de capturar al sol consu familia de planetas. En una serie derecuadros aparece La Tierra como undébil destello casi escondido por elfulgor del sol, el cual a 6,000 millonesde kilómetros aún brilla más intenso

que la luna llena contemplada desde laTierra.

En el presente, (Julio 2009), Voyager 2se encuentra a 89 U.A del sol, rumbo ala constelación de Telescopio, mientrasVoyager 1, viajando en dirección a laconstelación de Serpentario (Ouco),ha alcanzado las 110 U.A, (equivalentea 16,500 millones de km), o sea, seencuentra unas tres veces y media

más lejos que Plutón, siendo el objetofabricado por el hombre que más lejosha penetrado en las profundidades delsistema planetario.

5h) Últimas misiones a Júpiter, Marte y Saturno

Después de seis años de viaje, y haberobtenido imágenes de los asteroidesGaspra e Ida en el trayecto, el vehículodenominado Galileo entró en órbitaalrededor de Júpiter a nales de 1995y envió una sonda que penetró en laturbulenta atmósfera de hidrógeno delplaneta para estudiar sus condiciones.

Frenada primeramente por las nubesgaseosas que envuelven a Júpiter yluego descendiendo en un paracaídas

a mayor profundidad, la sonda logrósobrevivir 57 minutos y bajar unos 500km, antes de ser destruida por la granpresión y temperatura del planeta.Sin embargo, logró, registrar valiosainformación sobre la composición y

demás características de la atmósfera joviana. El orbitador Galileo, por otrolado, continuó acercándose a las lunasde Júpiter para obtener las imágenesmás nítidas de los cuatro satélitesmayores.

Las fotografías obtenidas por otroorbitador alrededor de Marte revelaronprofundos cañones, barrancos

erosionados y sinuosos cauces secosabiertos en la supercie del planeta,arrojando sospechas que Marte contuvoen el remoto pasado ríos que uyeron,lagos, hasta posiblemente mares,y que actualmente podría encerrarresabios de agua líquida debajo de susuelo desértico. De hecho, ya se habíadetectado vapor de agua en mínimascantidades suspensas en la atmósferay nieblas alrededor de las cumbres

de los altísimos volcanes, a igualque agua congelada en los casquetespolares, aunque no líquida, ya queexpuesta en tal estado a la enrarecidaatmósfera marciana ésta se evaporaríarápidamente y escaparía al espacio.

Un meteorito encontrado en laAntártica tenía características de seruna roca marciana, con impresionessemejante a fósiles de microorganismos.Se sospecha que en un principio pudohaberse iniciado la vida en Marte, aligual que en la Tierra hace algunosmiles de millones de años, pero pordiferentes causas la evolución de losmicroorganismos marcianos quedóabortada para siempre. Es evidenteque todo proceso vital necesita deagua líquida para el metabolismo,




inó unos sacos de aire dentro delcual venía envuelto y protegido elPathnder. Al contacto con la super-cie, a la velocidad de 60 km porhora, los sacos rebotaron en el terrenovarias veces, hasta que nalmente se

detuvieron y desinaron, desplegandoen su interior al vehículo provisto decomputadora, antena, cámaras, panelessolares y un pequeño robot, llamadoSojourner, carrito autónomo de seisruedas dotado de un mini laboratoriocapaz de analizar las rocas marcianas.Sojourner abandonó la nave nodrizay se desplazó sobre el suelo de Marte

evolución y supervivencia de las formasvivientes.

Para investigar cualquier vestigio deagua líquida en el pasado de Marte,y probar la efectividad de misiones

robóticas no tripuladas, fue lanzandoel vehículo llamado Pathnder a nalesde 1996, para “aterrizar” en el planeta.

Una vez llegada al Marte, siete mesesdespués, la sonda atravesó su atmósferaresistiendo el intenso calor generadopor la fricción de entrada. Antes detocar el suelo marciano, un paracaídas

Aspecto de un desierto de Marte, sembrado de rocas y polvo,fotograado por la cámara del Pathnder.




(Izquierda) Ilustración del Pathnder posado en el suelomarciano, con los paneles solaresdesplegados sobre el paracaídasblanco. (Arriba) El Sojourney,analizando la roca bicolor llamadaYogui directamente sobre el terrenode Marte. (NASA).

examinando las rocas en la vecindad.Entre ellas se topó con una, bautizadacomo Yogui, cuyos redondos contornosindicaban que el agua la bañó y arrastróen el remoto pasado.

El lugar escogido fue el llamado AresVallis, donde existía una gran variedad de rocas, posiblemente arrastradas ydejadas por el paso de torrentes hacemillones de años, cuando el planetatodavía conservaba agua líquida en susupercie. El pequeño robot funcionópor varias semanas, pero el Pathndercontinuó enviando señales a la Tierra




e informando sobre las condicionesatmosféricas en Marte hasta nales deseptiembre de 1997.

En el 2004 otra misión fue destinadaa Marte, trasportando dos vehículos

robotizados, Spirit y Opportunity, paraexaminar de nuevo el suelo del planeta.El primero recorrió el cráter Gusev, yel segundo bajó en Meridiani Planum,en el hemisferio opuesto de Marte.Ambos sitios mostraron evidenciasque conrmaron la existencia deagua líquida en el pasado, luego deanalizar rocas que parecen haber sidodepositadas o formadas en ambintes

acuáticos en remotísimos tiempos.

En el presente, ambos robots conti-núan desplazándose en la superciede Marte y siguen realizando nue-vos descubrimientos, contra los pro-nósticos que les asignaban una vidamás corta.

A causa de la débil gravedad de Marte,el planeta no pudo retener una densa

atmósfera, como sucedió en la Tierra yVenus. Esta capa se fue disipando en elespacio y enrareciendo de manera talque aceleró la evaporación paulatinadel agua líquida que entonces corríasobre su supercie, dejando cañonesabiertos y cauces secos sobre el te-rreno, hoy convertido en un extenso yárido desierto de polvo, arena y rocas,según se puede observar en las nítidasfotografías obtenidas por el Orbitadorque sigue girando en torno al planeta.

Aún más espectacular fue el arribo aSaturno de la nave Cassini, a principiosdel 2004, después de siete años detravesía espacial. Los descubrimientosfueron mayores que los registrados30 años antes por los Pioneers yVoyagers, detectando notables rasgos

en sus variados satélites congelados,incluyendo el audaz descenso en para-caídas de la sonda Huygens lanzada porCassini, que penetró la densa atmósferade Titán, la luna mayor, fotograandoy posándose en su supercie.

Esta audaz exploración reveló un relievemuy erosionado en Titán: una extrañacosta con esteros ramicados y ríos,donde uye metano líquido, ademásde extensos lagos de hidrocarburos,sometidos a muy bajas temperaturas.

El estudio detallado de la espesaatmósfera de Titán, compuesta denitrógeno, en condiciones parecidasa las que existían en la Tierra hace

unos 4,000 millones de años, juntocon la existencia de lagos de metano,seguramente arrojará indicios sobre elorigen de la vida en nuestro planeta.

Imágenes espaciales más recientes detodos estos planetas serán presentadasal tratar sobre cada uno de ellos en loscapítulos correspondientes.

Ilustración de la nave Cassini cuando se desplazó sobre losanillos de Saturno. (NASA).

Ilustración gurada de la sonda Huygens bajando a la

supercie de Titán. Tras el horizonte, el globo y anillo deSaturno. (NASA).



CAPÍTULO 6 | EL SOL

EL SOL

6a) La estrella quellamamos Sol

A 150 millones de kilómetros de laTierra se encuentra el Sol, inmensaesfera de gases en estado incandes-cente y altísima temperatura, don-de emanan numerosas formas deenergía. tales como la luz, el calor,electromagnetismo, gravitación y otrasclases de radiaciones.

Por su gran tamaño y enorme masa, elsol gobierna desde el centro del sistema

solar a una serie de cuerpos celestesque incluye a la Tierra y los otros pla-netas con sus respectivos satélites,además de cometas y multitud decuerpos fragmentados que no puedenescapar de su inuencia gravitatoria ygiran indenidamente en su derredor adiferentes distancias y velocidades.

El diámetro del sol es de 1,390,000kilómetros, es decir un poco más decien veces el diámetro de nuestro

planeta. Su volumen es equivalente a1,300,000 Tierras.

CAPÍTULO 6

Sobre la brillante supercie delsol, llamada fotósfera, se destacan

varias manchas solares. La Tierra,en comparación, sería del tamaño deunas de las manchas que forman el

par al lado de la mancha más grandede la imagen.

Tamaños comparativos entre el Sol(borde izquierdo) y los ocho planetasque giran a su alrededor.




Un avión comercial que volara sindetenerse a razón de 1,000 km porhora, necesitaría seis meses completospara dar la vuelta al sol. Por otra parte,dentro de la inmensa esfera del solpodrían caber holgadamente todos los

planetas, incluso ubicar la entera órbitade la luna, si nos guramos a la Tierracolocada en el centro del globo solar.

La esfera del sol rota en torno a uneje inclinado unos 7º 15´ con respectoal plano de la órbita de la Tierra. Esfácil detectar tal rotación al observarel desplazamiento de las manchas queaparecen en su supercie brillante por

el borde o limbo oriental, las cuales se

mueven y cruzan el disco solar hasta

desaparecer en el limbo occidental unos13½ días después, para reaparecer lasmás grandes en el borde opuesto luegode otro lapso igual. Sin embargo, a esos27 días de rotación sinódica hay querestarles un par de días, ya que duranteese lapso la Tierra también se desplazóen su órbita en el mismo sentido, demodo que la rotación sideral, verdaderotiempo de la rotación solar, es tan sólode 25.2 días en su ecuador. Como el sol

no es un globo sólido, este movimientoes más rápido a lo largo del ecuador,disminuyendo progresivamente hacialos polos, de manera que en la latitud 75º la rotación solar es de 33 días.

6b) Composición yconguración del Sol

Un 90% de la masa del sol está formada

de hidrógeno, el resto es helio contrazas de otros elementos. En realidad,la enorme energía que emana del solse genera en su interior, que es unverdadero horno o reactor nuclear,donde el hidrógeno se transformaen helio a razón de 5 millones detoneladas por segundo. A ese ritmo,el sol ha mantenido su actividad energética durante cinco mil millones

ESTRUCTURA DEL SOL

Tres imágenes del sol que muestran la evolución de lasmanchas y su movimiento como resultado de la rotación delsol durante tres días consecutivos.




de años y todavía alberga sucientehidrógeno para continuar realizandotal conversión en el futuro por igualcantidad de tiempo.

El globo solar consiste de varias capas

o zonas, que del fondo a la supercieson:

a) El Núcleo, o la parte central, contemperatura de 13 millones de gradoscentígrados aproximadamente ypresión de 500,000 millones delibras por pulgada cuadrada. Bajotales condiciones los núcleos dehidrógeno en contacto, formados

por un solo protón, se fusionan eluno con el otro para formar heliocomo un nuevo elemento. En esteproceso, una diminuta cantidad de materia es convertida en unaenorme cantidad de energía, segúnla famosa ecuación de Einstein: E =mc2 : energía es igual a la masa porla velocidad de la luz al cuadrado.En efecto, cada onza de materiaaniquilada genera tanta energía

como una bujía de 100 W encendidadurante 750,000 años. En esta pro-porción es asombroso concebir lacantidad total de energía liberadacuando cinco millones de toneladasde hidrógeno son convertidas en he-lio cada segundo en el interior delsol.

b) La Zona Radiativa, donde lamateria está tan compactada quelos fotones, (diminutos “paquetes”de radiación que acarrean la energíaproducida por la fusión nuclear),tienen mucha dicultad paraalcanzar la supercie. En efecto,toma más de un millón de añospara que la energía producida en elcentro del sol llegue a la supercie,pero una vez alcanzada ésta, bastan

sólo 8 minutos para que arribe a laTierra en forma de luz y calor.

c) La Zona Convectiva acarrea gasessúper calentados que “suben ybajan”, en células convectivas,

de unos 30,000 km de diámetro,(como en la sopa hirviendo en laolla). Al llegar a la supercie losgases liberan calor, se “enfrían”· yvuelven a hundirse para capturary conducir más energía desde lasprofundidades del sol.

d) La Zona Exterior o Fotósfera esla verdadera supercie luminosa

del sol, la que vemos a simplevista. Es una capa de 500 km deprofundidad que está salpicada porunos cuatro millones de “gránulos”,así llamados por parecerse alos granos de arroz. Estos sonlas partes superiores de célulasconvectivas aún más pequeñas, (de700 a 1,000 km de diámetro), quese forman (suben) y desaparecen(bajan) continuamente cada

veinte minutos En la fotósfera latemperatura ha disminuido a 6,000ºcentígrados y en ella se organizany deshacen grandes remolinos degases a manera de vórtices, muchasveces más grandes que la Tierra.Estos poseen una temperatura másbaja y son menos fulgurantes que elresto de la supercie solar; de modoque por contraste parecen negros,por lo cual reciben el nombre de“manchas solares”.

La fotósfera no solamente irradia luzvisible al espacio sino además luzinfrarroja, rayos X y la dañina radiaciónultravioleta, la cual nuestra atmósferaatenúa y nos protege de ella. Tambiénescapan de la fotósfera los neutrinos,enigmáticas partículas subatómicas,




sin aparente masa ni carga eléctrica,de modo que pueden atravesar laTierra sin que uno de ellos colisionemás que rarísima vez con la materiainterpuesta que forma nuestro planetay sin dejar mayores efectos. También

los neutrinos proceden de estrellasque los han lanzado al espacio luego desufrir poderosas explosiones al nal desu evolución.Dicho sea de paso que el color “ama-rillo” del disco solar es efecto de laltración de sus rayos a través denuestra atmósfera, ya que la luz solares completamente ”blanca”.

6c) Las manchas solaresSobre la supercie del sol, agitada con-tinuamente por torbellinos de gasesincandescentes, se presentan con fre-cuencia las manchas solares, en formaaislada, en pares, o formando grupos.A primera vista simulan hoyos negrosque como remolinos perforan la su-percie luminosa del sol. Algunas son

tan grandes que se pueden discernir asimple vista, siempre que se usen losltros adecuados para desvanecer labrillantez del globo solar.

Las manchas solares son brillantes

en realidad, pero a causa de su menortemperatura con relación al resto de lafotósfera, aparentan ser más oscuraspor contraste. Las manchas aparecenentre las latitudes 30º y 15º, a uno yotro lado del ecuador solar. El tamañode las manchas varía; nacen pequeñas,aumentan de tamaño y hasta se fundencon las vecinas. Una gran manchamide hasta cinco veces el diámetro de

la Tierra. La duración de las manchaspuede ser de algunos días o semanas;en este último caso es posible verdesaparecer a un grupo en un borde yreaparecer en la margen opuesta unasdos semanas después. Las manchasdesaparecen al mismo ritmo con queaparecen, cuando lamentos o bandasde la fotósfera las entrecruzan yterminan por cubrirlas.

La supercie del Sol, vista a travésde un ltro, revela la presencia deinmensos torbellinos que se agitan enla fotósfera, en medio de los cuales seestá formando una mancha solar.

En el borde del sol se proyectanalgunas protuberancias, tambiénllamadas “prominencias”.(Alan Friedman).




En las manchas solares se produce unfuerte campo magnético con polaridad inversa entre la mancha delantera y latrasera y entre las de un hemisferio ylas del otro, polaridad que se reviertedespués de cada ciclo de 11 años, de

modo que el entero ciclo magnético delsol dura 22 años.

Dentro del ciclo undecimal, el númerode manchas varía, de un máximo a unmínimo separados por seis años, y delmínimo al siguiente máximo en cinco.El último máximo ocurrió entre 2000 y2001 y el próximo entre 2011 y 2012.

Durante la época del máximo se pro-

ducen repentinas erupciones llamadasdestellos o fulguraciones, (solar ares),que son gigantescas expulsiones deradiación electromagnética que envíanal espacio chorros de electrones, ra-yos x, rayos gamma, etc., en todaslas direcciones. Si estas partículaseléctricas llegan a alcanzar la Tierra,producirán perturbaciones magnéticasen su atmósfera, con interferencia ysuspensión de las comunicaciones,señales de radio, alteraciones en líneasde transmisión y equipos electrónicos.Desviadas hacia los polos por el campomagnético que envuelve a la Tierra,ionizan las moléculas de nitrógenoen la alta atmósfera y dan origen a lasespectaculares auroras polares.

6d) La periferia del sol

Más allá de la fotósfera visible que en-vuelve al globo solar se extienden otrasdos capas gaseosas, la Cromósfera yla Corona, que forman la “atmósfera”del sol. Ambas son invisibles debido algran resplandor de la fotósfera, salvodurante un eclipse total de sol cuandoesta última queda totalmente obstrui-da por la silueta de la luna interpuesta.

(Izquierda) Foto del sol, tomada con ltro especial, mostrando una mancha solar que despide unabrillante fulguración, mientras en el borde solar se observan dos protuberancias. (Derecha) El ujode electrones que ambas proyecciones liberan al espacio, si llega alcanzar a la Tierra, es atraído por el campo magnético del planeta hacia las regiones polares, donde produce resplandecientes auroras

polares. (Créditos Greg Piepol y USAF-Wikipedia).

La delgada Cromósfera y la anchaCorona son visibles durante loseclipses totales del sol.

(Izquierda) Detalle de una manchasolar rodeada de granulaciones.(Centro) Grupo de manchas en 2004.(Derecha) Manchas solares en laépoca de máxima actividad solar.(Royal Sweedish Academy).




Entonces ambas envolturas se desta-can contra la oscuridad del espacio al-rededor.

La Cromósfera es la capa delgada querodea al sol, inmediatamente externa

a la fotósfera. Recibe tal nombre porsu color rosado. Está constituida porhidrógeno ionizado, además de helio

y calcio en esas mismas condiciones yotros elementos como titanio, estron-cio, aluminio y hierro, aunque en meno-res proporciones. Sobre ella se levan-tan las prominencias o protuberancias,enormes “bocanadas” ardientes decolor rojizo que se proyectan sobre lasupercie del sol a grandes velocidadescomo “llamas” o arcos luminosos, visi-bles a simple vista en el borde del solen el momento de un eclipse total.

Estos arcos siguen las líneas de fuerzamagnética del sol y vuelven a caer so-bre su supercie; otras protuberanciassurgen como gigantescas “burbujas” decentenares de miles de kilómetros, for-madas por gases sobrecalentados car-

gados de partículas eléctricas. Son tanviolentamente lanzadas que terminanpor “reventar”, siendo sus lamentosexpulsados más allá de la corona, paraluego esparcirse y diluirse en el espaciointerplanetario. Algunas veces alcan-

zan a la Tierra, produciendo variadasperturbaciones en la atmósfera. Estasprotuberancias se presentan entre 30 y40 diarias cuando el sol está en su fasemás activa; con una duración de 10 a 20minutos antes de disiparse.

La Corona es la envoltura más externadel sol, visible a simple vista en elmomento de un eclipse total como

una aureola brillante de color perla,alrededor del disco solar ocultado porla luna, que se diluye gradualmente enel espacio. Aunque durante un eclipsela corona pareciera proyectarse en elcontorno del disco solar hasta unadistancia equivalente al diámetro delmismo, en realidad su envoltura esmucho mayor, diluyendo su brillo yesfumándose paulatinamente en elespacio circunvecino.

En la época de máxima actividad, el sol proyecta al espacioinmensas eyecciones de plasma magnético.

Un arco coronal se levanta sobre lasupercie del sol, siguiendo las líneasde fuerza del campo magnético solar.

Una gigantesca protuberanciase desprende del sol. Nótese susdimensiones comparadas con la

pequeñez de la Tierra, (abajo).




La forma de la corona es más o menosredonda, aunque en época de mínimaactividad solar se presenta másdistorsionada en dirección al ecuadorsolar y a veces lamentosa, como situviese “alas”. La temperatura de la

corona es sorprendentemente elevada,alcanzando valores muy superiores alos detectados en la fotósfera.

La actividad del sol se mantieneregularmente dentro de ciertos límites,con previsibles oscilaciones dentro delciclo undecimal. En este sentido, el solha resultado ser una estrella bastantetranquila, lo cual ha permitido el

desarrollo sin interrupción y laevolución de la vida en nuestro planetapor muchos millones de años. Este ritmoen la actividad solar nos tranquiliza,pues si por una desconocida causael sol se activara más allá de lo quenormalmente observamos, podríaacarrear efectos catastrócos sobrenuestra atmósfera y acabar en unsantiamén con toda forma viviente enla Tierra.

La Corona en la época de máxima, media y mínimaactividad solar.

El sol continuará generando su pode-rosa actividad en el futuro cercano y lamantendrá dentro de los actuales már-genes por el resto de su evolución, sal-vo desde luego antes de su inevitable“muerte”, dentro de unos 6 ó 7 mil mi-

llones de años, cuando inará su globoen forma notable, expandirá su ardien-te atmósfera, derritiendo e incluso vo-latilizando a los planetas cercanos, en-tre ellos la Tierra.

6e) El Viento Solary la Luz Zodiacal

Además de las masivas eyecciones

que proyecta al espacio, el sol emitecontinuamente una constante corrientecargada de partículas eléctricas quese conoce como “viento solar”, cuyafuerza aumenta al unísono con talesproyecciones. Al emanar de la corona,el viento solar “sopla” con una fuerzaequivalente a más de medio millón dehuracanes terrestres; sin embargo unavez en el espacio interplanetario, dondese expande en todas las direcciones,

su efecto se diluye y es únicamentenotorio sobre las partículas livianas y

La cola de los cometas es empujada por el viento solar como un “soplo”,en dirección contraria.




los planetas más cercanos, se muevenmillones de partículas y pequeñosfragmentos como parte de una nubede polvo en suspensión, atrapada porla dominante atracción solar. Formaun disco lenticular visto de perl,

centrado en el sol, que se extiendeperiféricamente en el plano general delas órbitas planetarias en dirección alzodíaco. Las partículas reejan desde elespacio la luz del sol poniente o saliente,conformando una especie de alargadoy débil cono de luz que se levantasobre el horizonte oeste después delcrepúsculo, o sobre el oriente antes delalba, con el vértice alcanzando unos

40º arriba de la línea del horizonte. LaLuz Zodiacal es perfectamente visibleen el cielo vespertino y matutino, enausencia de luna y de luces cercanasal observador. En Centroamérica esobservada mejor al anochecer hacia eloeste en los meses del verano tropical,o al amanecer por el este en los mesesde invierno.

gases que encuentra en su rumbo. Talefecto se observa en los cometas, quedesprenden polvo y gases volátiles alacercarse al sol y desarrollan sus colasen sentido contrario a la posición deéste, como el humo de la locomotora

que el viento arroja en direcciónopuesta a donde se dirige el tren.

Por otra parte, en el centro del sistema,alrededor del sol, hasta la distancia de

Posición de la luz zodiacal, tal como se observa enCentroamérica entre septiembre y octubre sobre el horizonteoeste, después de la puesta del sol.

La Luz Zodiacal es visible como unresplandor sobre el horizonte este

por unas dos horas antes de la salidadel sol y en el occidente por igualtiempo después de su puesta.



CAPÍTULO 7 | LOS PLANETAS INTERNOS

7a) Generalidades sobrelos Planetas

La más reciente clasicación de losplanetas establecida en 2006 por laUnión Astronómica Internacional,instancia que aglutina a centenaresde cientícos de todo el mundo, haestablecido que nuestro Sistema Solarestá compuesto de ocho planetas y unnúmero indenido de cuerpos menores,entre los que se cuentan planetas ena-nos o “planetoides”, incluyendo en esacategoría a Plutón, antes consideradocomo el noveno planeta, de acuerdocon su distancia al Sol.

De los ocho planetas del sistema,la Tierra es el tercero en ese orden.Los planetas Mercurio. Venus, la

Tierra y Marte, los más cercanos alsol, son relativamente pequeños encomparación con los grandes planetasque le siguen: Júpiter, Saturno, Uranoy Neptuno. Plutón, junto con otrosplanetoides más lejanos, descubiertosen los últimos años, poseen tamañosaún menores que nuestra propia luna.

Otra característica de los planetasinternos es que durante su formaciónse enfriaron primero, formando unacorteza o supercie sólida que los en-vuelve, de modo que se puede “caminar”en ellos, o más propiamente “aterrizar”un vehículo sobre su propia supercie.La densidad promedio varía de 5.5para la Tierra hasta 3.9 para Marte, conrespecto a una esfera de equivalentevolumen enteramente llena de agua.

LOS PLANETAS INTERNOS

Tamaños comparativos entre los planetas internos: Mercurio (en fase), Venus, La Tierra y Marte.

CAPÍTULO 7




El calor que reciben estos planetasmenores procede enteramente del sol,aunque Venus y Marte, al igual que laTierra, podrían albergar en su centroun núcleo ígneo como remanentedel calor original aprisionado en su

interior desde los primeros tiempos desu formación.

De los cuatro planetas interioressolamente Venus y la Tierra tienen unaatmósfera consistente; la de Marte esmuy enrarecida y en Mercurio pareceestar ausente.

Como estos dos últimos planetas son

pequeños, o menos masivos, su fuerzade gravedad no fue lo suciente fuertepara retenerles una atmósfera de ciertadensidad a su alrededor.

Por otra parte, los planetas gigantesestán envueltos por una densaatmósfera formada por gases livianoscomo metano, amoniaco y nitrógenoa baja temperatura. Algunos de estosgases pueden encontrarse incluso en

estado líquido en el interior de ellos,con posiblemente un pequeño núcleosólido en su centro. La densidad varíade 1.7 para Neptuno a 0.7 para Saturno.Este último “otaría” si pudiéramoscolocarlo sobre la supercie de un marinmenso. La masa conjunta de todoslos planetas apenas sumaría el 0.15%de la masa total del sol.

Los planetas se mueven en órbitaselípticas, aunque de poca excentricidad,es decir, son a primera vista bastantecirculares. Se desplazan en la mismadirección de la rotación del sol, (sentidodirecto), y casi en el mismo plano dela órbita de la Tierra, (representadaen el cielo por la eclíptica), salvo la deMercurio que forma un ángulo de 7º conel plano de la órbita terrestre, estando

la de Plutón un poco más inclinada(unos 17º) con respecto a la misma.

La velocidad en su órbita es tantomenor cuanto más alejado se encuentrael planeta del sol, (segunda ley de

Kepler), siendo de 47.5 km por segundopara Mercurio, el planeta más rápido ycercano al sol, hasta diez veces menosrápida para Plutón, situado en losconnes visibles del sistema solar.

Todos los planetas rotan en torno a susrespectivos ejes. Júpiter lo hace en tansólo 9 horas 50 minutos y Saturno en 10horas 14 minutos. Siendo ambos globos

mayormente gaseosos sus formas sonvisiblemente achatadas hacia los polosy abombadas en el ecuador, a causa dela fuerza centrífuga generada por tanrápida rotación. El resto rota entre 16y 24 ½ horas, salvo Plutón que emplea6 días, Mercurio 59 y Venus, el máslento, 244 días.

Las rotaciones son por lo general ensentido directo, es decir de oeste a

este, al igual que las del sol y la Tierra,sin embargo Urano y Venus lo hacenen sentido retrógrado, de este a oeste.El eje de Urano yace casi acostadoprácticamente sobre el plano de suórbita. Estos dos planetas parecen haberrecibido un fuerte impacto durante suetapa formativa, de tal magnitud queinvirtió su eje de rotación, o bien hizo aésta cambiar de sentido.

La Tabla siguiente muestra datoscomparativos de los planetas, comple-tando los presentados en la Tabla delCapítulo 4.




PlanetaDiámetro

en kmRotación

DensidadAgua= 1

Velocidad orbital(km/s)

Inclinaciónde la órbita

Mercurio 4,876 59 días 5.4 47.5 7º 00´

Venus 12,104 244 días 5.2 35.0 3º 24´

La Tierra 12,756 23h 56 m 5.5 29.8 0º 00´

Marte 6,794 24h 37 m 3.9 24.1 1º 51´

Júpiter 143,884 9h 50 m 1.3 13.1 1º 18´

Saturno 120,536 10h 14 m 0.7 9.6 2º 29´

Urano 51,118 17h 14 m 1.2 6.8 0º 46´

Neptuno 50,530 16h 03 m 1.7 5.3 1º 46´

7b) El planeta Mercurio

Este planeta es el más cercano alsol y el más pequeño entre los hoyconsiderados como tales.

La órbita es ligeramente excéntrica,de modo que cuando se encuentraen perihelio su distancia al sol es de46 millones de kilómetros, mientrasque en afelio se incrementa hasta 70millones. Si sumamos cualquiera de

esas cantidades a 150 millones de kmtendremos las distancias máximasque separan a Mercurio de la Tierra,(en la conjunción superior), y si lasrestamos de la misma obtendremoslas distancias mínimas, (durante laconjunción inferior), que separan aambos planetas.

Debido a la excentricidad de laórbita, la máxima separación angular

(elongación) entre Mercurio y el solvaría entre 18º cuando alcanza superihelio y 28º cuando está en afelio.Esta diferencia tiene relación con eltiempo de visibilidad y permanencia deMercurio sobre el horizonte, despuésde la puesta del sol o antes de su salida.Durante las máximas elongaciones,Mercurio brilla como una estrella

de primera magnitud, si bien su luzqueda disminuida por el resplandor del

crepúsculo o del alba, y por su posiciónsiempre cercana al horizonte en esosmomentos, que es cuando puede sermejor observado.

Máximas separaciones angulares(elongaciones) entre Mercurio yel Sol, medidas desde la Tierra ycausadas por la excentricidad de laórbita.




Mercurio es ligeramente más grandeque la luna, pero mucho menor que laTierra, ya que su diámetro mide sólo4,870 km. En el sistema solar existentres lunas de mayor tamaño que elplaneta. Como la densidad de Mercurio

es relativamente alta con relación alvolumen, se presume que su núcleodebe ser bastante grande y encontrarseparcialmente derretido, a juzgar por lapresencia de un débil campo magnéticoalrededor del planeta.

Aunque Mercurio se mueve rápido ensu órbita, (completando una vueltacada 88 días), la rotación es muy lenta

(59 días), o sea 2/3 del tiempo empleadoen la traslación en torno el sol; de estemodo, dos traslaciones de Mercuriocorresponden a tres rotaciones delmismo. Debido a esta combinación,el día solar en Mercurio dura 88 díasterrestres, cuando la temperaturaalcanza los 427º centígrados, corres-pondientes al mediodía.

Por la misma causa, después de los

siguientes 88 días de noche continua,la temperatura desciende hasta los -173º centígrados. Semejante variaciónextrema, de 600º, no existe en ningúnotro planeta. El gran incrementode temperatura durante el día enMercurio, agregado a la poca gravedad de este planeta pequeño, ha evaporadoo volatilizado cualquier envolturagaseosa que pudiera haber existido ensu alrededor, exponiendo su superciea la era radiación de un sol cercano.Por todas estas consideraciones, noexisten posibilidades de detectar vidaen este achicharrado planeta.

Las fotografías tomadas por Mariner10, de un hemisferio de Mercurio,revelaron que la supercie del planetaestá salpicada de multitud de cráteres

de impacto, presentando un aspectomuy similar al de nuestra luna. Unode esos impactos dejó como huella ungigantesco anteatro de 1,550 km dediámetro, nombrado Caloris Basin,encerrado entre cuatro las de murallas

concéntricas.

Imágenes más recientes fueron tomadopor el vehículo Messenger, que seacercó a Mercurio a principios de 2008y nuevamente en octubre de ese año;después de un paso adicional entraráen órbita alrededor del planeta en 2011para estudiarlo con mayores detalles.

No es la foto de una sandía, sino de Mercurio, cuya imagen fue registrada en enero de 2008 por la nave Messenger, a ladistancia de 27,000 km del planeta. Se observan brillantesrayos, como meridianos, que parten de un cráter situadocerca del borde superior. (NASA).

Detalle de los cráteres de Mercurio sobre una llanura delava. (NASA).

Caloris Basin, extensa área circular,mostrada en colores falsos. (NASA).




Cráter de impacto, de 80 km de diámetro, con muchos rayosbrillantes. (NASA).

Este extraño cráter presenta numerosos surcos dispuestos en forma radial (NASA).

El cráter Rembrandt mide 608 km de diámetro, más grandeque Nicaragua.

Varios cráteres amurallados en

Mercurio recuerdan similares formaciones en la Luna, aunquesuelen tener menor profundidad quelos de nuestro satélite en relación consu diámetro. (Imagen del Messenger,NASA).




7c) El planeta Venus

Este deslumbrante planeta, el astro másluminoso del cielo después del sol y laluna, es visible en posición vespertina omatutina en forma alternada, llegando

a separarse angularmente del sol hasta48º en sus máximas elongaciones,oriental (al anochecer), u occidental(en la madrugada). Durante la épocade su mayor brillantez que ocurreunas cinco semanas antes y despuésde su conjunción inferior, es posiblediscernirlo en plena luz del día a unos40º al este o al oeste de la posición delsol respectivamente.

La distancia de Venus al sol es de 108millones de kilómetros y con respecto ala Tierra oscila entre 42 y 258 millones,según se encuentre en conjuncióninferior o superior respectivamente,o sea de este lado del sol, o del ladoopuesto, con relación a la Tierra.

Siendo un planeta cuya órbita seencuentra comprendida entre la Tierra

y el Sol, Venus es observado desdenuestro planeta bajo diferentes “fases”o porciones iluminadas, al igual quenuestra luna. Estas fases se reducenen la medida que Venus se nos acerca,aunque su imagen se acrecienta, o bienlas mismas se incrementan cuando sealeja de la Tierra y su tamaño aparentese reduce.

Venus es el planeta gemelo de la Tierraen cuanto a tamaño, pues su diámetromide 12,104 km, es decir 652 km máscorto que el de nuestro mundo. Tambiénes similar a la Tierra en masa y densidad.Pero las comparaciones terminan ahí,

porque tanto su atmósfera como lasupercie son radicalmente distintasa las de la Tierra. Su rotación esretrógrada, (de este a oeste), de modoque el sol sale al oeste y se oculta al esteen el rmamento de Venus. Tambiénes un planeta anómalo porque rota en244 días, aunque solamente requiere225 días para completar una vueltaalrededor del sol.

Una de las razones por la cual Venusbrilla tan intensamente es porquese encuentra envuelta en una espesacapa de nubes que reejan la luz delsol en un 75%, la cual imposibilita laobservación directa de la supercie. Enlas capas superiores de la atmósfera deVenus soplan vientos de 400 km porhora, que dan una vuelta completa alplaneta en cuatro días; contrariamente,

su movimiento es casi nulo a ras de lasupercie.

El cielo en Venus, para un hipotéticoobservador desde su supercie, estásiempre nublado, opacando casitotalmente al sol, cuya luz ltradaes de una tonalidad rojiza. La densaatmósfera está compuesta de gasescomo dióxido de carbono (CO

2) en

un 97%, más dióxido de azufre (SO2

),con ínma proporción de oxígeno,nitrógeno y vapor de agua.

La presencia de SO2

en la actual at-mósfera de Venus se debe a la intensaexpulsión de gases volcánicos duranteuna prolongada actividad que en elremoto pasado tuvo lugar sobre susupercie. Un poco más abajo se pre-

En ocasionales tardes del año es posible observar la llamativaconjunción de la Luna con Venus.

Fases de Venus entre Abril y Mayode 2004, a medida que se acercaba ala Tierra (John Rummel).




senta otra capa de nubes altamente co-rrosivas, formadas por gotas de ácido

sulfúrico que se evaporan antes de to-car el suelo.

La actual composición y densidad dela atmósfera de Venus impide que elcalor solar que penetra en ella escape,produciendo el efecto de invernadero,con una elevada temperatura (hasta475º centígrados) cerca de la supercie,además de una presión 90 veces mayor

que la presión atmosférica en nuestroplaneta. Por estas razones, no existeagua líquida en Venus, ni océanos querecubran las hondas depresiones en sucaldeada supercie.

Izquierda: Venus cubierta enteramente por el espeso velo de sus nubes, (Pioneer Venus Orbiter). Derecha: Venus desnuda, vista a través del radar del Magellan Spacecraft, (ambas fotos NASA).

Debido a las condiciones hostiles ycasi infernales, tres de las sondas en-

viadas a Venus fueron destruidas aldescender en su atmósfera y Venera8, que logró “aterrizar” en 1970, dejóde emitir señales antes de una hora dehaber tocado suelo. Resulta obvio queningún astronauta podría caminar enVenus sin morir asxiado, sofocado,incinerado o destripado.

No es posible observar la supercie de

Venus desde la Tierra, o a través de ve-hículos que orbiten en su derredor; encambio se han obtenido imágenes desus relieves mediante ondas de radarque atraviesan las densas capas at-mosféricas que envuelven y ocultan alplaneta.

Esta proyección planisférica deVenus, detectada por medio delradar, muestra en falsos coloresla topografía de su supercie. Lasáreas de color rosa corresponden a

elevaciones y las azules a depresiones.La mancha blanca (arriba) sonlos llamados Maxwell Montes, losmás altos de Venus, que coronan elcontinente denominado Tierra deIshtar (NASA).




Las imágenes revelan una superciecubierta de gran número de volcanes,(más de 1,500 mayores de 20 km dediámetro), formados hace unos 500millones de años. La mayoría son deltipo hawaiano, semejantes a grandes

cerros achatados formados por lasuperposición de lavas, aunque deactividad extinta en el presente; otrostienen formas de domos o tortas. Todosse encuentran rodeados de extensascorrentadas de lava que se proyectandecenas y centenas de kilómetrossobre las llanuras adyacentes, borrandoposiblemente los cráteres de impactooriginales, tan abundantes en la Luna

y Mercurio, cuyas supercies sepresentan inalteradas desde hace unos3 mil millones de años.

También existen profundos cañonesy valles hundidos, algunos cráteres deimpacto y elevaciones montañosas.Las alturas más sobresalientes deVenus son los Montes Maxwell y elvolcán Maat Mons que se levantan 11y 7.5 km sobre la supercie adyacente

respectivamente. La roca predominantees el basalto. Todas estas formacionesvolcánicas están actualmente extintas.

Imagen de radar interpretadadel Maat Mons, el gran volcánde Venus, de 7.6 km de altura.

Elevados volcanes y profundos cañones.

Conos, calderas y llanuras volcánicas

Ampollas de lava en forma de “tortas”.

Cráteres de forma “aracnoide”.

Ilustración artística del continentede Ishtar Terra en Venus, queculmina con los Montes Maxwell.(COSMOS, Carl Sagan).

EL RELIEVE DE VENUS: Gran parte de la supercie de Venus presenta conos, domos, cañones ymesetas de origen volcánico y estácubierta de grandes extensiones delava; sin embargo, el vulcanismo enVenus se encuentra extinto desdehace mucho tiempo. (Ilustracionesdigitalizadas a partir de imágenesde radar registradas por la nave

espacial Magallanes (NASA), generalizando los colores segúnlos trasmitidos por la cámara del

vehículo ruso Venera 13.




7d) El planeta Marte

Marte es el cuarto planeta en distanciaal sol, la cual varía de 206 a 249millones de km entre su perihelio yafelio, pues se mueve en una órbitaun poco excéntrica. Como la órbitade Marte es externa con relación a laTierra, su distancia a nuestro planetaoscila entre 378 y 78 millones dekm entre su conjunción y oposiciónrespectivamente, como promedios.

Las oposiciones más cercanas yfavorables de Marte acontecen en losmeses de agosto-septiembre cada 15 ó17 años. El 28 de agosto de 2003, (undía antes de su paso por el perihelio),el planeta estuvo tan sólo a 55,760,000km de la Tierra, la posición más cercanadesde el inicio de la civilización. Enesa ocasión, su magnitud superó

por varias semanas al de cualquierplaneta brillante, o estrella de primera

magnitud, salvo Venus.

Debido a la amplia variación de dis-tancia, el brillo de Marte cambiadramáticamente como ningún otroplaneta. En efecto, durante la más favo-rable oposición puede llegar a ser 40veces más intenso que en la época de suconjunción, una diferencia de cuatromagnitudes entre ambos extremos.

Marte emplea 687 días para completaruna vuelta alrededor del sol, (revoluciónsideral), y 780 días para que la Tierravuelva a ubicarse en línea con dichoplaneta con relación a la posición delsol, (de una oposición a la siguiente, porejemplo), tiempo llamado revoluciónsinódica, la cual resulta tres mesesmás larga que la anterior debido al

Cuatro caras de Marte fotograadasdesde la Tierra, a través del

Telecopio Espacial Hubble,nombradas según los rasgos másevidentes en cada una de ellas.(NASA).




movimiento adicional de la Tierra ensu órbita para volver alcanzar a Marte.

Marte es más pequeño que la Tierra.Su diámetro mide 6,794 km, un pocomayor que el radio de nuestro planeta.La rotación es parecida, completandouna vuelta en 24 horas con 37 minutos;lo mismo la inclinación de su eje.En efecto, el ecuador de Marte estáinclinado 23º 59´ en relación con elplano de su órbita, (en la Tierra es de23º 27´); por tanto en Marte existenlas cuatro estaciones, cuyaduración es el doble delas correspondientes

en la Tierra, aun-que el término“estaciones”, eneste caso, sereere más biena la variaciónen el ángulo deincidencia latitu-dinal de los rayossolares en relacióncon el ecuador de

Marte y en nada seasemejan a las estacionesclimáticas tal como se maniestanen la Tierra, donde laatmósfera, los mares yla vegetación jueganun rol entrelazadomuy importante.

Como Marte es

un planeta deescasa gravedad,posee unaatmósfera rala,cuya densidad esapenas el 1% de laatmósfera terrestre.Su composición y sutemperatura ambientalson muy diferentes, esta última

notablemente más fría que la experi-mentada en la Tierra. En el día máscaliente la máxima temperatura en elecuador de Marte apenas alcanza los15º ó 20º centígrados, en cambio en lospolos marcianos llega a bajar hasta -140º, valor suciente para congelar eldióxido de carbono (CO

2), que es el

gas predominante en la atmósfera deMarte, pues constituye el 90% de sucomposición.

La atmósfera de Marte no ofrece nin-guna protección para detener

la radiación ultravioletaque procede del sol. El

vapor de agua existeen pequeña pro-porción; formadelgadas nubeso nieblas quese concentranen la cumbrede los elevados

y antiguos volca-nes. Durante el

invierno marciano el

vapor se congela comohielo alrededor de los polos,

formando parte de los blancosy destacados casquetes

polares, que están cu-biertos por una capa

de CO2

sólido, o“hielo seco”. Enlos polos loscasquetes cre-cen y se retra-en en formaalternada, de

acuerdo con lasestaciones.

Por otra parte, laatmósfera de Marte está

cargada de partículas ensuspensión, producto de las grandes

La supercie de Marte es un extensodesierto de polvo, arena y rocasoxidadas. Nótese el casquete blancoque cubre el polo sur.➔

Mosaico de un hemisferio de Marte,con el casquete polar norte en el bor-

de superior. (Calvin J Hamilton).➔




tempestades de polvo y arena que enalgunas ocasiones cubren la enterasupercie del planeta, animadas porvientos hasta de 200 km por hora.También se observan dunas en lasplanicies y cráteres de impacto cuyo

fondo ha sido rellenado por arena.Marte resultó ser después de todo unplaneta desértico, rocoso, seco, frío y aveces ventoso.

Otro efecto del polvo suspendidosobre la supercie del planeta es elcielo de tonalidad rojiza. El suelotiene color de herrumbre, pues eloxígeno que una vez formó parte de laatmósfera marciana se jó a las rocasformando óxidos de hierro. Variosvehículos han escudriñado a Marte,como el Orbitador de Reconocimientoque gira a su alrededor y un par depequeños vehículos robotizados,

Spirit y Opportunity, que hoy en día sedesplazan en la supercie del planeta,obteniendo imágenes muy detalladas ysorprendentes.

Entre los rasgos más sobresalientes

de Marte se encuentran extensasplanicies, estacionalmente agitadaspor tormentas de polvo, sembradasde muchas rocas dispersas de variadas

formas y tamaños. Existen tambiénalargados y profundos cañones dedimensiones superiores a los mayoresde la Tierra. Las planicies tienenpor lo general tonalidades suaves,intercaladas con zonas más oscurasdonde el suelo es más rocoso. HellasPlanitia es perfectamente circular yparece ocupar una enorme oquedaddejada por el primitivo impacto de unasteroide, o el núcleo de un cometa.

El Orbitador de Reconocimiento,enviando ondas de radar a lasupercie de Marte.




Esta imagen muestra en falsos colores latopografía en dos hemisferios opuestosde Marte. Las partes más hundidasen azul y las elevadas en rojo. En laimagen superior se observa la grandepresión circular ocupada por Hellas, en el hemisferio sur, de

2,100 km de ancho y 9 kilómetros

de hondo, posiblemente formada por el impacto de un antiguoasteroide, o la cabeza de uncometa, en las primeras etapasde la formación de la corteza del

planeta. Las manchas blancas enla imagen inferior corresponden alos altísimos volcanes de la región deTharsis , a la derecha de los cuales se abre el

gran cañón Valles Marineris. (GFSC/NASA).

Valles Marineris es un cañón de casi5,000 km de longitud, 160 km deanchura y 6 km de profundidad, quese extiende a lo largo del ecuador deMarte, A su lado, el Gran Cañón delColorado parecería un modesto cauce.Existen además gruesos y elevadosvolcanes, los mayores conocidos enel sistema solar. Entre los colosales

volcanes se destaca Olympus Mons,

que cubre un área de 500 km dediámetro, con una altura de 25 km,o sea tres veces más elevado que elmonte Everest. Los volcanes de Marteforman gigantescos domos o ampollas,coronados por grandes calderas; todosestán extintos desde hace millones deaños.El gran cañón llamado Valles

Marineris es tan ancho como losEstados Unidos de costa a costa.

NASA).




geológica, y hasta posibles mares, quedespués se secaron por evaporación.Se cree que debajo del suelo actualexiste una capa permanente de aguacongelada, la cual surge a la superciecuando un meteorito logra penetrar elsuelo marciano, la descongela al calor

del impacto y hace correr efímeramentesobre la supercie antes que se evaporeen la raricada atmósfera del planeta.

Entre los más sorprendentes descu-brimientos en Marte, las imágenesdel Orbitador muestran la presenciade cauces ondulantes y secos, queindican que agua líquida una vezcorrió por ellos. Similares rasgos deerosión hídrica aparecen en los bordes

de algunos acantilados con surcosparalelos donde posiblemente seprecipitaron correntadas de agua. Hayademás planicies aluviales sembradasde rocas arrastradas por la fuerza delas corrientes en el remoto pasado.

Existen otras evidencias que indicanque la supercie de Marte contuvo agualíquida en algún momento de su historia

Izquierda: Vista plena y oblicua del Monte Olimpo, gigantesco volcán, el más grande descubierto en el Sistema Planetario.

Derecha, arriba: El volcán Apollinaris Patera, con un ujode lava salido de su c aldera. (Calvin J Hamilton).

Izquierda-inferior: Erosión uvial que brotó debajo de lasupercie de un acantilado de Marte. (NASA).

Derecha-inferior: Antiguas escorrentías en un valle deMarte, también formadas por surgimiento subterráneo.




En época reciente, los robots Spirity Opportunity han encontrado enlas depresiones de Marte rocas quesólo pudieron haberse formado enpresencia de agua, conrmando que elplaneta fue en un tiempo más húmedoy acuoso que en el presente. En junio2008, el Phoenix Lander se posó sobreel planeta y excavó la capa de hielodebajo del suelo que cubre el polo deMarte.

Marte posee dos satélites minúsculos

Phobos y Deimos, (Temor y Terror).Ambas lunitas son ovaladas. Laprimera mide 27 km de eje mayor y lasegunda sólo 15. En sus formas parecengrandes rocas otantes, salpicadas porpretéritos impactos de meteoritos.Phobos se encuentra revoloteando a

tan sólo 6,000 km sobre la superciede Marte, al cual le da una vuelta en7 ½ horas. Deimos dista 20,000 km yórbita a Marte en unas 30 horas. Porsu tamaño y estructura estas lunitas separecen a los asteroides; posiblemente

sean dos de ellos que fueron capturadospor la gravedad de Marte y obligadosa girar en torno al planeta en tiempospretéritos.

Foto en falsos colores del borde del cráter denominadoVictoria tomada por el robot Opportunity (NASA).

Superior-izquierda: Ilustración deuno de los dos vehículos robotizadosSpirit y Opportunity actualmente

en Marte.

Por aquí corrió el agua hacemillones de años, dejando evidenciasde su paso.

Superior-derecha: Hielo recientesublimándose, descubierto al rascar un poco el suelo marciano.

La luna Phobos (arriba), presenta un gran cráter deimpacto, mientras Deimos (abajo), ofrece una supercie máslisa. (NASA).



CAPÍTULO 8 | JÚPITER, SATURNO, URANO Y NEPTUNO

JÚPITER, SATURNO, URANO Y NEPTUNO

8a) JúpiterEl quinto planeta del sistema solar y elmás grande de todos es Júpiter. Su brilloen el cielo es únicamente superadopor Venus y en raras ocasiones porMarte. Se desplaza a razón de unaconstelación zodiacal por año y empleaun poco menos de 12 años en completarla órbita. Su distancia al sol es de 778millones de km en promedio, y de la

Tierra esa misma cantidad, sumándoleo restándole unos 150 millones, segúnel planeta se encuentre en conjuncióno en oposición respectiva con relacióna la ubicación del sol.

Por otra parte, el diámetro de Júpiteres de unos 144,000 km en promedio.La forma es visiblemente más achatadaen los polos que en el ecuador, debido

a su globo principalmente gaseoso,sometido a una veloz rotación quecompleta en 9 horas y 50 minutos.Dentro de la esfera de Júpiter cabrían1,300 Tierras, siendo dos veces másmasivo que el resto de los planetas juntos.

Observado aún en pequeños telesco-pios, Júpiter se presenta surcado poralargadas bandas de varias tonalidades

paralelas a su ecuador. Son nubes queotan y se mueven “encolochadas” enla parte superior de la turbulenta at-mósfera, entre la que se encuentranalgunas manchas redondas, incluyendola llamada Gran Mancha Roja. Esta esen realidad un gigantesco y permanentetorbellino de gases que gira comoun anticiclón en el hemisferio surdel planeta, con una dimensión tres

CAPÍTULO 8

Imagen del planeta Júpiter registradaen tres bandas de luz infrarroja por el vehículo Nuevos Horizonte cuando

pasó cerca del planeta en febrero de 2007, donde se destacan en detallelos jirones de nubes que se desplazan

paralelos en su alta atmósferaInsertada en la parte inferior aparecela luna Io, en sus colores naturales,en cuyo borde oscuro se proyecta conun color azul la erupción del volcánllamado Tvashtar. (NASA).




veces mayor que la Tierra, el cual hasido observado y permanecido en laalta atmósfera joviana desde hace dossiglos.

Júpiter, al igual que los

grandes planetas quele siguen, no pre-senta una super-cie sólida comolos pequeñosplanetas quele preceden; lamayor partedel globo estáenvuelta en la

densa atmósfe-ra de hidrógenoy helio, además demetano y amoníaco enmenores cantidades.

La atmósfera de Júpiter se encuentraestraticada en diferentes niveles.En la capa superior hay cristales deamoniaco, hidrosulfuro de amonio yagua. Las 19 bandas que la cruzan son

levantadas y hundidas por corrientesconvectivas generadas por el calorinterno del planeta. Estas bandasse desplazan paralelas y en sentidocontrario la una con respecto a lavecina, animadas por vientos con

Tamaño comparativo de Júpiter ynueve de de sus lunas, con respectoa la Tierra y a los planetasinteriores.Ë

velocidades hasta de 530 km por hora.La presencia de vientos tormentososy descargas eléctricas revelan la granactividad energética que caracteriza a

la atmósfera del planeta.

A mayor profundidad,el hidrógeno se tor-

na líquido y muycaliente, conuna tempera-tura cercanaa los 12,000ºcentígrados.Forma una es-

pecie de océano

de 50,000 km deespesor, incapazde hervir por en-

contrarse sometido ala tremenda presión de las

capas superiores, varios millonesde veces mayor que la presión atmos-férica en la Tierra. Bajo estas condicio-nes, el hidrógeno líquido adquiere lascaracterísticas de un metal, que per-mite el ujo de corrientes eléctricas,

las cuales generan un fuerte campoelectromagnético que se extiende alre-dedor del planeta. En el centro de Júpi-ter se sospecha existe un pequeño nú-cleo sólido de silicatos y hierro de unos6,700 km de diámetro.

Aspecto de la turbulenta atmósfera que envuelve a Júpiter, formada principalmente por amoníaco, en su parte superior.(Cortesía de NASA).

La “mancha roja”, gigante torbellino, visible sobre lasupercie de Júpiter aun con modestos telescopios. (NASA).




años por los Pioneers y Voyagers quepasaron junto a ellas.

Posteriormente, en el año 2000, la son-da Galileo también obtuvo mejoresimágenes del planeta y sus cuatro espec-taculares lunas, lo cual amerita unarápida mención de cada una de ellas.

Io, es la luna más cercana a Jú-piter. Gira en torno al planetaen 1 día y ¾, a 420,000 kmde distancia. La cercanía einuencia gravitatoria de Júpiter producen “mareas”dentro del derretido inte-rior y en la corteza plásticade Io, que por tal razón pre-senta masivas erupciones delava, expulsando azufre líqui-

En julio de 1994 el cometa Shoemaker-Levy 9, fragmentado por la gravedadde Júpiter en 21 pedazos, se precipitósobre el planeta, observándose gran-des explosiones consecutivas a medidaque los fragmentos impactaban en

la atmósfera de Júpiter. La fuerzade los impactos fue calculada en 6millones de megatones, (un megatónequivale a la explosión de un millónde toneladas de dinamita). El planetaabsorbió todos los impactos, que deja-ron momentáneas cicatrices en suatmósfera. Las explosiones fueronde tal magnitud que si uno de esosfragmentos hubiese colisionado con

la Tierra la catástrofe habría tenidodimensiones mundiales.

Júpiter está rodeado de una delgadabanda de fragmentos, como los anillosde Saturno, aunque no tan compactay destacada como la que rodea a esteúltimo planeta. Posee además un cortejode 63 lunas hasta la fecha descubiertas,que le dan la apariencia de un sistemasolar en miniatura, pero solamente

cuatro son prominentes y cercanas a Júpiter. Por otro lado, las 25 lunas másexternas y alejadas son diminutas, deforma irregular, se mueven en sentidoretrógrado respecto al resto; parecenser asteroides capturados por Júpiter.

8b) Las Lunas Galileanas

Los cuatro satélites mayores fuerondescubiertos por Galileo en 1610, cuan-do dirigió su sencillo telescopio a Júpiter por primera vez. Estas lunas, enorden creciente de distancia a Júpiter,se llaman: Io, Europa, Ganímedes yCallixto. Son de un tamaño comparableo ligeramente superior a nuestra luna;posen interesantes características,que fueron registradas hace algunos

Fragmentos del cometa Shoemaker-Levy 9 impactando

consecutivamente en Júpiter. A la derecha, cicatriz de uno delos impactos en varios momentos sucesivos. (NASA).

Las cuatro mayores lunas de Júpiter:Io, Europa, Ganímedes y Callixto,

presentadas en sus tamaños y coloresrespectivos, comparadas con Júpiter

y su gran Mancha Roja. Nuestra lunaes del tamaño de la llamada Europa.

¿Una naranja podrida? Realmentees la imagen de la luna Io, cuyaazufrada supercie es frecuentementeremodelada por varios vórtices

volcánicos activos.




do y dióxido sulfuroso a través de va-rios cráteres abiertos y surtidores. Laactividad en la luna Io brota a travésde varios vórtices, cuyas frecuentesemisiones remodelan de manera per-manente la supercie del satélite, sien-

do el mundo volcánico más activo delsistema solar hasta hoy conocido.

La curiosa supercie de la luna Io está salpicada decapas de lava congelada, compuesta de azufre, lanzadascontinuamente como surtidores líquidos desde activascalderas u oquedades volcánicas. En el centro de la imagenaparece la caldera Prometheus y en el borde se levanta a 140

km de altura un surtidor de la caldera Pillan Patera. Estaimagen fue captada por el vehículo Galileo en noviembre de1997. (NASA).

Lava emitida a través de una surade 40 km de longitud en la calderaTvashtar.

Erupción en la caldera volcánica

llamada Pelé.

Ilustración de la sonda Galileoexplorando Júpiter. A su izquierda,la luna Io proyecta un surtidor deazufre.




Europa, es casi del tamaño de la luna yemplea 3½ días en su órbita alrededorde Júpiter, a una distancia de 670,000km. La supercie de Europa es lisa yparece un mar congelado, entrecruzadapor numerosas fracturas, a manera de

oscuros surcos que se destacan portoda la supercie del satélite.

Debajo de la capa de hielo existe unvasto océano, que podría albergar vidaacuática, según se especula. Si bien latemperatura externa es muy fría, lafricción gravitatoria de Júpiter en elinterior del satélite genera sucientecalor para mantener el agua líquida

debajo de una supercie congelada a-82º centígrados bajo el sol.

Entre los planes de exploraciones futu-ras, la NASA espera enviar una sonda,

que una vez posada sobreEuropa perfore su su-percie congeladapara penetrar en elmar que subyaceen el fondo, con

la esperanza dedetectar for-mas de vida ahíescondidas quepuedan haberevolucionado entan exótico am-biente.

Es posible que debajo

de las supercies congeladasde las lunas mayores, Ganímedes yCallixto, también se escondan ampliosmares.

Imágenes detalladas de la supercie congelada de Europa, cruzada por fracturas a través de las cuales parece escapar unoscuro material que yace debajo de dicha supercie. (NASA).

La luna Europa, de dimensionescomparables a nuestra luna, estátotalmente cubierta por un mar

congelado y surcado por multitudde fracturas, como una

gran plancha de hieloresquebrajada.

Aspecto general

de la luna Europa, desupercie congelada y fracturada,registrada por la sonda Galileo en1977. (NASA).




Ganímedes, es el más gran-de de cuanto satélite se

encuentra en el sis-tema solar, incluso

de mayor tamaño,(5,260 km de

diámetro), queMercurio y Plu-tón. Completasu órbita en 7¼días alrededorde Júpiter, del

cual se encuen-tra separado por

1,069,000 km. Surotación es sincrónica

con su traslación, o sea,muestra siempre el mismohemisferio a Júpiter, al igual que lo

hace la luna con respecto a la Tierra. Este satélite está rodeado por una del-gada atmósfera de oxígeno y envueltopor una capa de hielo que transparentaa su través zonas claras y oscuras de susupercie. En las primeras, que corres-ponde a una corteza más joven, se ob-

servan varios cráteres rodeados de unaaureola brillante, formada de materia-les lanzados en forma radial por los im-pactos; está cruzada además por aris-tas y surcos paralelos que se extienden

por largas distancias. La parte oscuraparece un mar congelado más antiguoy situado a mayor profundidad.

Ganímedes es el único satélite delsistema solar con un campo magnético

alrededor, sugiriendo un núcleo dehierro, o capa metálica líquida en suinterior.

Callixto, es el más alejado de los cuatrograndes satélites de Júpiter, del cualdista 1,890,000 km. Emplea 16¾ díasen completar su órbita. Al igual queGanímedes, se encuentra envuelto enuna capa de hielo de 350 km de espesor,

un mar congelado de color oscuro, perosin fracturas ni surcos, salpicado porinnidad de cráteres de impacto, comoningún otro cuerpo en el sistema solar.

Los cráteres han permanecido sin al-teraciones mayores, indicando que Ca-llixto es geológicamente una luna muer-ta, congelada en el tiempo.

El fuerte bombardeo meteórico queexperimentó esta luna en el remoto pa-sado, fue provocado por la fuerte atrac-ción de Júpiter sobre numerosos cuer-

Detalles sobre la supercie de Ganímedes:1) Sucesión de cráteres de impacto de algún cometa fragmentado.

2) Conjunto de surcos formados por procesos tectónicos que han arrugado la corteza del satélite.3) Huella casi borrada, dejada por el antiguo impacto de un asteroide, o la cabeza de un cometa.

Callixto ofrece una antiquísima co rteza salpicada de granmultitud de cráteres. Es el cuerpo del sistema solar que másimpactos meteóricos ha sufrido desde su formación.

Ganímedes presenta dife-rentes tonalidades en su supercie,donde se observan varios cráteresde impacto. El área oscura, llamadaGalileo Regio, corresponde a unasupercie más antigua.




pos exteriores que fueron atraído haciala periferia del planeta.

Dicho sea de paso, que las cuatromayores lunas de Júpiter brillan comoestrellitas de 5ª y 6ª magnitud. Son

claramente visibles en los pequeñostelescopios, llamando la atención delobservador por la cambiante posiciónque diariamente adoptan al moversea uno y otro lado de Júpiter, en elmismo plano del ecuador del planeta.Es frecuente observar los “tránsitos”de dichas lunas o sus sombras frente aldisco de Júpiter, proyectándose comomanchitas negras sobre la faz brillante

del planeta; o bien, en posición opuesta,ocultándose detrás de su disco, oeclipsándose en la sombra que Júpiterarroja tras de sí, en períodos según suspropias revoluciones.

El enorme cráter, llamado Valhalla, producidor por un granimpacto que dejó múltiples fracturas concéntricas en lasupercie de Callixto.

La supercie de Callixto sepultada por espesas capas de polvo dejadas tras los impactos.




8c) El planeta Saturno

Al igual que Júpiter, el planeta Satur-no es un enorme globo de gases en tor-bellino, donde guran el hidrógeno,helio y algo de amoníaco. Lo circundaun anillo plano, sin tocarlo, que es ob-servable aun en modestos telescopios.Está constituido por una gran multi-tud de fragmentos y partículas de hie-lo. Saturno también presenta unas 60lunas, de las cuales las nueve mayoresfueron detectadas desde la Tierra y elresto, que son las más pequeñas, por

las cámaras instaladas en los vehícu-los espaciales que han viajado hasta lascercanías del planeta.

Brilla este sexto planeta como unaestrella de primera magnitud. Semueve despaciosamente por el cielo,empleando casi 30 años en recorrer elzodíaco, o sea en completar una vueltaalrededor del sol, del cual dista 1,427

millones de kilómetros, casi diez vecesla distancia entre la Tierra y el sol.

La rotación de Saturno es de 10 horasy 14 minutos; como es mayormentegaseoso, la fuerza centrífuga generadapor la veloz rotación lo ha achatadohacia los polos y ensanchado en elecuador. El diámetro ecuatorial, unos119,00 km, es un 10% más largo que eldiámetro polar. Su volumen equivale a750 Tierras y la densidad es más bajaque igual volumen lleno de agua.

Tamaños comparativos entre la Tierra y Saturno.

Nueva perspectiva de Saturno.Obsérvese la sombra de los anillos

proyectada sobre el hemisferioiluminado del planeta, y la sombraque éste arroja sobre los anillos endirección opuesta. (NASA).




Externamente se observa que Saturnose encuentra envuelto en una densaatmósfera de tonalidad amarillenta ypresenta anchas bandas paralelas enel ecuador, al igual que las de Júpiter,pero más difusas. Las bandas circundanel planeta, animadas por vientos quesuperan los 1,500 km por hora. Estánformadas de amoníaco cristalizado, auna temperatura de -120º centígrados,y se proyectan sobre capas dehidrógeno y helio situadas más abajo.A mayor profundidad, el hidrógenosometido a gran presión por el peso de

las capas superiores se comporta comoun metal líquido, capaz de conducirelectricidad, mientras en el centro delplaneta debe existir un pequeño núcleode rocas, también licuadas por las altastemperaturas y la presión ahí reinante.

Los “anillos” de Saturno están cons-tituidos por bandas planas concén-tricas, separadas entre sí y de dis-

tinta tonalidad. Cada una de ellas seencuentra subdividida por gran mul-titud de nos surcos, como los de undisco fonográco, (long play record).Constituyen un rasgo especial y úni-co de ese mundo. Si bien los otrostres grandes planetas los poseen, enninguno de ellos son tan anchos ybrillantes como en Saturno.

Los anillos están separados de Saturnopor un espacio de 15,000 km conuna envergadura de 275,000 km, osea de un extremo al otro, incluido

el globo del planeta en el centro,aunque su espesor es de 50 metrosaproximadamente Están conformadospor millones de fragmentos de hieloy pequeñas rocas, cuyos tamañosvarían desde algunos milímetros hastapocos metros. Todos los fragmentos semueven independientes en el sentidode la rotación del planeta y en el mismoplano del ecuador, los más internos a

Sucesivas orientaciones de Saturno y sus anillos vistos desde la Tierra,entre 2002 (abajo) y 2009 (arriba).Fotos: Telescopio Espacial Hubble.Crédito: Alan Friedman.




una velocidad de 8 km por segundo ylos externos a 23 km/s.

Desde la Tierra los telescopios distin-guen sólo tres bandas, los anillosA, B y C, con un vacío o división deCassini entre A y B. Estos dos son losmás brillantes, pues el más interno

C es bastante transparente. Con laaproximación de vehículos espacialesa las vecindades de Saturno, lasimágenes revelaron que existían tresanillos adicionales hacia el exterior, delos cuales F y G tienen apenas 3.5 kmde anchura y el más externo E, aunquemuy ancho, tiene sus fragmentosmás dispersos. El séptimo anillo, G,fue descubierto como el más internode todos, extremadamente difuso y

opaco. Fuera de los anillos existen unasdiminutas lunas, llamadas “pastores”que mantienen a los fragmentos dentrode los límites del anillo, al igual quelo hacen los perros entrenados paracompactar a un rebaño de ovejas.

Como el plano de los anillos estáinclinado con respecto a la órbita del laTierra, su ángulo en perspectiva varíaentre 0º y 27º. Dos veces, cada 15 años,en el transcurso de una revolución deSaturno, la Tierra se ubica en el plano

de los anillos, épocas cuando estos“desaparecen”, debido a su extremadadelgadez. Contrariamente, a la mitadde ese lapso, los anillos se presentancon la inclinación máxima (27º), unasveces mostrando la cara norte y 15 añosdespués la cara sur, vueltas hacia laTierra.

Los anillos pueden ser observados con

pequeños telescopios, circundandoel globo del planeta. Su inclinación omáximo despliegue acontece cuandoel planeta se encuentra en la constela-ción de Escorpión (2017), o en del Toro(2002); “desaparecen” cuando Saturnoestá en León (2009), o Acuario (2025).

El origen de los anillos se explica comoefecto de la desintegración de un cuerpocongelado, luna o cabeza de cometa, que

al acercarse demasiado a Saturno fuedespedazado por la fuerza de gravedadde éste, rompiéndose y fragmentándoseen millones de partículas que quedarongirando alrededor del planeta en elmismo plano de su ecuador.

Los anillos aparecen de canto, proyectando su sombra sobre elecuador de Saturno. La luna Titán,arroja la suya como una manchasobre el planeta.

Posiciones de Saturno y sus anillos vistas desde la Tierra en el lapso de30 años, que dura su vuelta en tornoal sol.




Saturno a contraluz del sol mostradosu hemisferio oscuro, débilmenteiluminado por el resplandor de losanillos. La imagen fue registrada por la nave Cassini bajo una perspectivaimposible de observar desde la

Tierra. (NASA).

Los anillos y la sombra que Saturnoarroja sobre los mismos. Imagenobtenida en julio 2004, cuando el

vehículo Cassini se acercó al planetasiguiendo una trayectoria oblicua ycasi perpendicular a la dirección dela Tierra. (NASA).




8d) Las lunas de Saturno

Saturno posee 60 lunas, nueve delas cuales fueron descubiertas desdela Tierra y el resto gracias a los vehí-culos espaciales que exploraron lasvecindades del planeta. De todas ellas,la más grande es Titán, (5,120 km de diá-metro), que entre las lunas del sistemasolar es solamente superada en tamañopor Ganímedes, luna de Júpiter y queal igual que ésta también es mayor quelos planetas Mercurio y Plutón. Titángira alrededor de Saturno en 16 días y seencuentra a 1.2 millones de kilómetrosde dicho planeta.

Titán está envuelto en una espesa at-mósfera de nitrógeno, opacada por nubesrojizas, combinada con compuestosmoleculares de hidrocarburos quellueven sobre su congelada supercie.La sonda Huygens, enviada desde elvehículo Cassini, logró penetrar la

atmósfera y descender hasta posarseen la supercie, revelando lo que yacíaoculto: un relieve de costas, esteros, ríosy lagos de metano líquido. Tambiénregistró condiciones meteorológicasen situación comparable a las que

existieron en la Tierra en las primeraseras geológicas.

Otras lunas de Saturno, visibles conpequeños y medianos telescopios, sonRhea, Dione, Thetys, Enceladus, Mi-mas y Iapetus. Las más próximas al pla-neta son detectadas fácilmente cuandolos anillos están de canto y el brillo deSaturno más disminuido. Algunas de

estas lunas están recubiertas de hieloy presentan varios cráteres de impacto.La congelada y agrietada supercie deEnceladus proyecta al espacio surtido-res de agua líquida. Un hemisferio deIapetus está recubierto por un materialoscuro aún no identicado.

La más cercana luna a Saturno es ladiminuta Pan (10 km), a 133,000 kmdel planeta, inserta entre los anillos,

completando su órbita en 12 horas; lamás lejana Phoebe, distante 12 millonesde km, emplea año y medio en daruna vuelta a Saturno. Fotos recientesparecen conrmar que Phoebe, congrandes y bien denidos cráteres, esun asteroide, o el núcleo inerte de uncometa capturado por Saturno hacemuchísimo tiempo.

Imágenes de Titán captadas en 2005 por el radar de la sonda Huygens:un litoral con esteros y ríos; algunoslagos de hidrocarburo líquido y unasupercie cubierta de rocas. (NASA).

Las nueve lunas más grandes de Sa-turno puestas a la misma escala son,(de izquierda a derecha): Mimas, En-celadus, Thetys, Dione, Rhea, Titán,Hyperion, Iapetus y Phoebe. Titán,la mayor, está cubierta por unadensa atmósfera que oculta detallesde su supercie a los telescopios dela Tierra.




LAS LUNAS MAYORES DE SATURNO(Radios y tiempo de traslación alrededor del planeta y otras caracteríticas)

Titán. 2,575 km. 15.9 días. Rhea. 764 km. 4.5 días. Iapetus. 730 km. 79.3 días.

Dione. 560 km. 2.74 días. Tethys. 530 km. 1.89 días. Enceladus. 249 km. 1.37 días.

Mimas. 196 km. 0.94 días. Hyperion. 143 km. 21 días. Phoebe. 110 km. 550 días.Titán: Densa atmósfera. Relieves circundados de lagos de metano líquido.Rhea: Sin atmósfera. Supercie congelada, con cráteres y brillantes trazos.

Iapetus: Cráteres en su supercie. Un hemisferio cubierto con material oscuro.

Dione: Muy parecida a Rhea. Algunos cráteres hasta de 100 km de diámetro.Tethys: Supercie congelada y cráteres. Ithaca Chasma, un largo y ancho cañón.

Enceladus: Supercie helada con varias grietas que emiten surtidores de agua.

Mimas: Congelada, con muchos cráteres, incluido Herschel de 140 km de ancho.Hyperion: Forma irregular y aspecto esponjoso, con un gran cráter de impacto.Phoebe: Traslación retrógrada; es posiblemente un asteroide capturado.




8e) Los planetas Urano y Neptuno

El séptimo y octavo planetas, Urano y Neptuno,eran desconocidos para los antiguos observado-res. El primero fue descubierto por casualidaden 1781, por William Herschel con su telescopio,

mientras Neptuno fue localizado 65 años des-pués, cuando su sospechada ubicación fue calcu-lada con bastante precisiónpor los astrónomos UrbanLeverrier, francés, y JohnAdams, inglés, a partir dela desviación que Uranoexperimentaba en su cur-so debido a la atracción deun posible planeta situadomás allá de su órbita.

Urano brilla como estrellade 6ª magnitud, en el lími-te de la visión a simple ojo,mientras Neptuno de 7.8magnitud requiere el usode un pequeño telescopiopara descubrirlo. El prime-ro está 20 veces más lejosdel sol que la Tierra y el segundo 30 veces más

allá. Urano completa una vuelta alrededor del sol

en 84 años y Neptuno en 165 años. Al igual que Júpiter y Saturno, ambos planetas son gigantes-cos globos gaseosos de tamaños comparables en-tre sí, (unos 48,000 km de diámetro, ó 64 vecesmayor que la Tierra), siendo Urano ligeramentemás grande que Neptuno. Sin embargo, existe una

notable diferencia en la inclinación de sus respec-tivos eje de rotación, pues mientras en Neptuno

éste se encuentra modera-damente inclinado (28º),Urano rota con el eje (97º)paralelo a su órbita, o seaprácticamente “acosta-do”, de modo que el sol seencuentra en el cenit decualquiera de sus polos

cada 42 años en forma al-ternada.

La rotación en ambosplanetas es medianamenterápida, 17 horas y 14minutos para Urano y16 horas 7 minutos paraNeptuno. Sus globosno son tan “achatados”

como es el caso de Júpiter y Saturno, que están

animados por una rotación más veloz.

Urano aceleró su curso antes de 1822 y lo retardó enlos años siguientes, debido a la atracción de Neptuno, locual permitió calcular la exacta posición de este último.

Urano está rodeado por un intenso campomagnético excéntrico, inclinado 59º con relaciónal globo del planeta. Posee un sistema de 11 anillososcuros, no tan anchos ni destacados como los deSaturno.

Visto con poderosos telescopios y fotograadopor el Voyager 2, que se le aproximó en 1986, elglobo de Urano se muestra liso, inmaculado ysin bandas. Está envuelto por una espesa y fríaatmósfera, rica en hidrógeno y helio, a unos -220ºcentígrados, ya que a la distancia de Urano el solbrilla y calienta con una intensidad 400 veces

menor que en la Tierra.

Su atmósfera también contiene un poco demetano, que absorbe el color rojo, dándole a laenvoltura un característico color azul verdoso. Elinterior del planeta posiblemente está formadode rocas y hielo.

Urano posee 27 lunas que giran a su alrededor,siendo las mayores Titania, Oberón, Ariel, Um-

de la órbita

Rayos

Solares

Plano E je

E c u a d o r

El eje de rotación de Urano”acostado” sobre su órbita.



1CAPÍTULO 8 | JÚPITER, SATURNO, URANO Y NEPTUNO

briel y Miranda, cuyos diámetrososcilan entre 1,570 y 1,150 km. Sus pe-ríodos de revolución alrededor de Ura-no son de 8.7, 13.5, 2.5, 4.1 y 1.4 díasrespectivamente. Todos presentancráteres de impacto en su sólida super-cie.

Miranda ofrece la más abigarrada con-guración entre las lunas del sistemasolar, ya que su supercie está formadapor bloques o “pegostes” de diferentesaspectos y orígenes.

Titania Oberón

Ariel Umbriel

Urano con su anillo y principales lunas.

El globo de Urano circundado por un delgado anillo, con varios surcos poco visibles. Imagen delVoyager 2 en enero de 1985 muestra el hemisferio sur enteramente iluminado por el sol, con el polocerca del centro de la imagen.

(Izquierda) Extraño aspecto de la luna Miranda, cuya supercie ha sufrido contrastados cambios desde su formación.Derecha) El acantilado llamado Verona Rupes, en Miranda,mide 20 km de profundidad.




La lejanía de Neptuno es tal que nin-gún rasgo interesante pudo observarseantes en su supercie, hasta que el Vo-yager 2 se acercó a menos de 5,000 kmde distancia en 1989.

Este planeta está envuelto por unadensa y turbulenta atmósfera, perocontrario a lo observado en Urano, lasfotografías revelaron varias nubes enalargados jirones, formadas por cris-tales de metano congelado, animadaspor violentos vientos que soplan a casi2,500 km por hora. También fue detec-tada una gran mancha negra que girabacomo un ciclón en sentido contrario a

la rotación del planeta, bordeada pornubes blancas con aspecto de cirros.Se ignora de dónde obtiene la atmós-fera tanta energía, estando Neptuno 30veces más alejado del sol que la Tierra,sospechándose que procede del calorque emana de su interior.

La atmósfera neptuniana es muy densay está compuesta en un 80% de hidró-geno y el resto de helio; esconde debajo

un gran océano de agua, amoníaco lí-quido y metano, con una temperaturamayor de 2,000º centígrados, océanoque se mantiene en estado líquido porla enorme presión que sobre él ejercela atmósfera. En el núcleo la presiónes de tal intensidad que es posible quegenere una elevada temperatura, capazde descomponer el metano en hidróge-no y carbono, estando este último tancomprimido que su conguración pue-de semejarse a la del diamante.

Antes de la era espacial solamente seconocían dos lunas orbitando a Neptu-no: Tritón y Nereida, pero a partir delviaje del Voyager 2 se descubrió que undelgado anillo de fragmentos circundaal planeta y que también lo acompañanseis adicionales lunas pequeñas.

Tritón, con un diámetro de 2,700 km,es más grande que Plutón, pero menorque Titán de Saturno, los cuatro satéli-tes galileanos de Júpiter y nuestra pro-pia luna. Gira además en sentido retró-grado, por lo cual se sospecha ser un

cuerpo tipo transneptuniano captura-do por el planeta. Es el mundo mas fríodetectado a la fecha en todo el sistemasolar; con una temperatura de -250ºcentígrados en su supercie. Presentauna atmósfera de nitrógeno y emplea5.8 días girando en torno a Neptuno. No obstante tan frígida temperatura,Tritón posee volcanes congelados que

proyectan columnas de gases, comogéiseres con partículas de hielo y pol-vo, hasta 10 km de altura, expulsadasdesde el interior de la corteza; al caersobre la supercie forman costras demetano y nitrógeno congelado. En sumayor parte, sin embargo, el terrenoinactivo tiene un aspecto rugoso comola corteza del melón. Tritón presentauna rala atmósfera de nitrógeno y me-tano.

Más que un satélite, Tritón se aseme- ja a Plutón en tamaño, composición ydensidad. Si a este hecho se añade quesu órbita es muy inclinada con relaciónal ecuador de Neptuno y su movimien-to retrógrado, todo hace sospechar queTritón provino de las vecindades dePlutón.

En realidad, las órbitas de Neptuno yPlutón se entrecruzan, aunque no enel mismo plano, de tal manera que hayépocas cuando Plutón se encuentramás cerca del sol que el mismo Neptu-no, como sucedió entre 1970 y 1990.

Imagen detrás de Neptuno, obtenida por el Voyager 2 en 1989. La lunaTritón junto al borde inferior.

Imagen de Tritón, registrada por elVoyager 2.



1CAPÍTULO 9 | LOS PLANETOIDES Y CUERPOS MENORES

9a) Los planetas EnanosLos cuerpos que componen el SistemaSolar presentan variadas dimensiones,evidentes cuando se compara al sol consu cortejo de ocho planetas, así comotambién los tamaños de éstos conrespecto a sus satélites.

Con la excepción de Mercurio y Venus,que no poseen satélites a su alrededor,

la gran mayoría de las lunas de losotros planetas, en especial las reciéndetectadas durante las exploracionesespaciales, son muy diminutas en rela-ción con el planeta en torno al cualorbitan. Una apreciable mayoría entreellas puede ser considerada como astroscapturados por la fuerza gravitatoriadel planeta, algunas de los cuales fueronoriginalmente asteroides, planetoides

o núcleos de cometas extintos. En estesentido, existe toda una graduación detamaños, entre mayores y menores, noimportando si giran alrededor del sol,de un planeta o, excepcionalmente, deun asteroide.

La desigualdad de tamaño, por ejemplo,entre nuestra Luna y Plutón, que gra-vita alrededor del sol, siendo éste máspequeño que aquélla, fue criterio su-

ciente para degradar a Plutón de lacondición que mantuvo por 75 añoscomo el noveno planeta, a la categoríade Planeta Enano (Dwarf Planet), oplanetoide, tal como le fue asignadapor la International AstronomicalUnion (IAU) -la Unión AstronómicaInternacional- en su asamblea plenariacelebrada en Praga en 2006.

LOS PLANETOIDES Y CUERPOS MENORES

CAPÍTULO 9

Tamaños de la Tierra y la Lunacomparados con algunos planetasenanos, como Eris, Plutón, Sedna yQuaoar. Junto a Plutón se ilustrasu luna Caronte y al lado de Eris suluna Disnomia.




luego de calcular su posible ubicaciónconsiderando las perturbaciones que elhipotético planeta ejercía sobre Uranoen esa época.

La órbita que Plutón describe en 248años alrededor del sol resultó ser unavariante del común de las órbitasde los otros planetas, ya que estáinclinada unos 17º grados con relacióna la eclíptica, o proyección de la órbitade la Tierra, siendo además muyexcéntrica, con una variación notableentre su punto más cercano al sol y elmás alejado.

En efecto, cuando está en perihelio, (suposición en 1983), Plutón se encuentraa unos 4,300 millones de km, (inclusomás cerca que Neptuno), mientras queen afelio se aleja hasta 6,400 millones,es decir más de 40 veces la distanciaque media entre el Sol y la Tierra. Ala velocidad de 90 km por hora un

Ilustración de la Tierra con Plutón, a la misma escala, asícomo el tamaño de la luna Caronte y su órbita.

En el otro extremo del caso, el redondoCeres resultó ser de mayor tamañoque todos los demás asteroides, encuya zona gravita alrededor del sol,habiendo sido ascendido a la categoríade Planeta Enano. La diferencia de

categorías fue establecida por la IAUde la siguiente manera:

El resto de los otros cuerpos pequeños

que orbitan alrededor del sol seríanconsiderados como “Cuerpos Menoresdel Sistema Solar”, según la IAU.

9b) El Planeta Enano Plutón

El antiguamente considerado como elplaneta más alejado del sistema solar,Plutón, fue descubierto en 1930 porClyde Tombaugh, como una estrellade 14ª magnitud, mediante fotografíastomadas a través de un telescopiodel observatorio Lowell en Arizona,

“Un planeta es un cuerpo celeste que está enórbita alrededor del Sol, que tiene sucientemasa para tener gravedad propia parasuperar las fuerzas rígidas de un cuerpo demanera que asuma una forma equilibradahidrostática, es decir, redonda, y que hadespejado las inmediaciones de su órbita”.

Por otra parte, “un planeta enano es uncuerpo celeste que está en órbita alrededor del Sol, que tiene suciente masa para tener

gravedad propia para superar las fuerzasrígidas de un cuerpo de manera que asumauna forma equilibrada hidrostática, esdecir, redonda; que no ha despejado lasinmediaciones de su órbita y que no es unsatélite”.

Tamaños de algunos PlanetasEnanos: Ceres, Plutón y Eris, (antescatalogado como 2003 UB313,),al lado de los satélites Tritón (deNeptuno), la Luna (de la Tierra),Titán (de Saturno) y Ganímedes (de

Júpiter). Las dimensiones de Plutón y Eris, más pequeños que la Luna, fueron uno de los argumentos paraexcluirlos de la lista de los Planetas.



CAPÍTULO 9 | LOS PLANETOIDES Y CUERPOS MENORES

vehículo tardaría unos diez mil añospara llegar a Plutón. En el presente lanave Nuevos Horizontes se dirige aeste planeta y luego de nueve años deviaje interplanetario se espera arribe aPlutón en 2015.

Como resultado de su gran lejanía,Plutón recibe luz y calor del sol en unaproporción 1,600 veces menor que laobtenida en nuestro planeta. Con undiámetro de 2,750 km, resulta ser máspequeño que nuestra luna; por tanto sele considera como uno de los PlanetasEnanos. La rotación es de 6 días y 8horas.

Aunque ningún vehículo espacial haexplorado a la fecha las vecindadesde Plutón, otras inferencias revelanque este planeta tiene una superciesólida, rocosa y está cubierta de hielo,sometida a una temperatura aúnmenor de -250º centígrados. Pareceestar rodeado de una rala, extensa yfría atmósfera, compuesta de metano,nitrógeno y monóxido de carbono y

otros volátiles que son vaporizadosdesde su congelada supercie por undebilitado y lejano sol.

En 1978 se descubrió que Plutón estabaacompañado por un satélite, bautizadocomo Caronte, cuyo tamaño (1,207 kmde diámetro) es casi la mitad del planeta,tanto que parecen formar un sistema

Ilustración artística de un paisaje de Plutón con su lunaCaronte en el horizonte y el sol brillando en la lejanía.

gemelo. Caronte dista de Plutóntan sólo 8 veces el diámetrode éste y rota exactamenteen el mismo tiempo queemplea para dar unavuelta al planeta;

(también de 6 días,8 horas); en otraspalabras, esta lunapresenta siempre lamisma cara a Plutón,a como lo hace nuestraluna con respecto ala Tierra. En aquel casoplaneta y satélite están“amarrados” por efectos de

la mutua gravedad, de modo quela misma cara de Caronte enfrentasiempre a la misma cara de Plutón, locual no sucede con nuestra luna, queaunque nos muestra siempre la mismacara, ésta es visible desde cualquierpunto de la circunferencia de la Tierra,gracias a la rotación independiente denuestro planeta.

Debido al relativo pequeño tamaño

de Plutón y Caronte, siendo amboscuerpos sólidos de supercie congeladay órbitas excéntricas, existe la sospechaque se originaron en la Banda deKuiper, un cinturón situado en el bordeexterior del sistema solar, formado porgran multitud de cuerpos menores,además de fragmentos que no lograroncondensarse o consolidarse cuando elsistema solar estaba en formación hace4,600 millones de años.

En 2006 se comprobó que Plutóntenía dos pequeñas lunas adicionales,bautizadas con los nombres de Nix eHidra. Se estima que ambas tienen undiámetro de unos 100 km, girando laprimera alrededor de Plutón en 25 díasy la segunda en 38.

Figura comparativa entre Plutón yCaronte.

Fotografía de Plutón rodeado desus lunas, tomada por el TelescopioEspacial Hubble.

Concepción artística de Plutón yCaronte contemplados desde la

gélida Nix.




9c) Planetoides reciéndescubiertos

Más allá de Plutón existen otros Pla-netas Enanos, de dimensiones semejan-

tes o ligeramente menores que Plutón, ode su luna Caronte, los cuales han sidodescubiertos en los últimos años. En-tre ellos guran Eris, Sedna, Haumea,Makemake, Quaoar como los mayores,de diámetros comprendidos entre 800y 3,000 km. Sus nombres, bautizadospor la IAU, fueron adoptados de algu-nas deidades mitológicas de diversospueblos o tribus de nuestro planeta.

Los planetas enanos son sólidos, desupercies congeladas, tremendamentefrías. Las órbitas son muy excéntricas,inclinadas en relación con el planocomún de las órbitas planetarias. Algu-nos presentan pequeñas lunas quegravitan a su alrededor.

Uno de los primeros planetas enanos en

ser descubierto (en 2002) fue Quaoar,así nombrado en honor al dios creadorde la antigua tribu de los Tongva, quehabitaron el área cercana a la actualciudad de Los Angeles, California. Sudiámetro mide 745 km y se mueve a unadistancia promedio del sol equivalentea 6,300,000 km (42 U.A), siguiendouna órbita excéntrica que completa en288 años. Vale aquí recordar que una

U.A (Unidad Astronómica), equivalea la distancia entre el Sol y la Tierra,aproximadamente 150 millones de km. Eris¸ (la diosa griega de la discordia),descubierto en 2003 como UB313, es

el planeta enano de mayor diámetro(3,000 km), de órbita elíptica com-prendida entre los 38 y 97 U.A del sol,requiriendo 560 años en completarla.Su constitución es muy semejante a lade Plutón, con un núcleo de roca y hieloy una supercie cubierta de metanocongelado. Presenta un pequeñosatélite bautizado como Disnomia, ladiosa de la ilegalidad.

Huamea, ó 2003 EL61, (diosa de lacreación en la mitología hawaiana), decuriosa forma oval, (como una pelotadel football americano), posiblementea causa de su rápida rotación, que durasólo 4 horas. El núcleo es rocoso y lasupercie está cubierta por una capade hielo de gran reectividad. La órbitaelíptica se alarga entre los 35 y 52 U.A,necesitando 285 años para completarla.Tiene dos pequeñas lunas: Hi´iaka yNamaka.

Por su parte Makemake, ó 2005FY9, (dios de la fertilidad entre losprimitivos habitantes de Rapanui, la

Comparación entre las órbitas de Júpiter, Saturno, Urano,Neptuno, Plutón y Eris ó 2003 UB313.

Tamaños comparativos entre los

mayores planetas enanos hasta la fecha descubiertos.



1CAPÍTULO 9 | LOS PLANETOIDES Y CUERPOS MENORES

presente isla de Pascua), es otro delos planetas enanos, también de órbitaelíptica comprendida entre los 39 y los52 U.A, la que completa en 310 años. Sudiámetro mide unos 1,500 km.

Entre los primeros planetas enanosdescubiertos está Sedna, (deidad Inuitque habitaba en el Ártico). Su órbitaes muy elíptica, entre el perihelio queestá a 76 U.A y el afelio a 975 U.A,empleando unos 12,000 años en daruna vuelta al sol. De hecho, es el objetomás lejano del sistema solar que hayasido identicado hasta la fecha. A ladistancia promedio de Sedna, el sol es

ya es un punto brillante, aunque conuna luz cien veces más intensa que laluna llena; en cambio la Tierra y losdemás planetas son invisibles desde tallejanía, confundidos y perdidos entreel fulgor del sol.

9d) En la periferiadel Sistema Planetario

Los planetas enanos, situados enla periferia del sistema planetario,forman junto con millares de otros

cuerpos aún no identicados, a causade su pequeño tamaño y gran lejanía,la llamada Banda de Kuiper. Se trata deun cinturón de fragmentos rocosos, dehielo o gases congelados, posiblementeresiduos periféricos que quedaron

desde la formación del sistema. LaBanda se extiende por varios millonesde kilómetros más allá de la órbita deNeptuno. Está orientada conformeal plano general de las órbitas de losplanetas interiores del sistema solar.

Los planetas enanos antes descritos, in-cluyendo Plutón, más los que a la fechase han descubierto, (además de Tritón,

luna capturada por Neptuno), formanparte del Cinturón o Banda de Kuipery son en conjunto llamados KBO (Kui-per Belt Objects, en inglés). La mitadde ellos siguen órbitas conguradas detal manera que cada una de sus revo-luciones alrededor del sol equivalen aun determinado número de vueltas deNeptuno en la suya. La relación, nom-brada como “resonancia planetaria”, escomún entre planetas y satélites, don-de el cuerpo principal logra imponer sufuerza gravitatoria y determinar la ór-bita de sus vecinos de menor tamaño.Existe una resonancia entre Neptunoy Plutón, porque dos vueltas de Plutón(248 años x 2) equivalen a tres vueltasde Neptuno (165 años x 3), omitiendolas fracciones. En otras palabras, Plu-tón es un cuerpo KBO.

Representación de Sedna, globo rojizo de 1,600 km dediámetro. Se ubica en los connes del sistema solar, dondela luz y el calor del sol son 250,000 veces menos intensos queen la Tierra.

La Banda de Kuiper en la periferia del Sistema Planetario.




Se estima que existen unos 35,000KBO mayores de 100 km de diámetroy una cantidad diez veces mayor de objetos mayores de 50 km, dentro de unradio de 12,000 millones de kilómetrosdel sol. Sin embargo, se considera que

la masa sumada de todos ellos equival-dría a la masa de la Tierra. Forman enverdad un gigantesco reservorio de pe-queños cuerpos planetarios, situadosen la periferia del sistema solar, con-centrados en una banda entre los 30 y50 U.A.

Estos objetos estarían formados porrocas integradas de compuestos carbo-

nosos, combinadas con agua congeladay hielos de dióxido de carbono, metanoy amoníaco, similares en composiciónal núcleo de los cometas llamados decorto período, los que atrapados porla fuerza de gravedad del sol y de losgrandes planetas son atraídos hacia alinterior del sistema solar donde suelenincursionar. En efecto, los cometas decorto período circulan entre las órbi-tas planetarias; lo hacen por lo común

conforme al plano de las mismas y pa-recen haberse originado en la Banda deKuiper.

Los KBO descubiertos a la fecha seclasican en tres categorías: (a): “plu-

tinos”, (unos 140) ubicados entre lasórbitas de Neptuno y Plutón, se mue-ven en resonancia con Neptuno. Entreellos guran Eris, Plutón, Quaoar, Hau-mea, Makemake, etc. Es posible que laluna Tritón sea un plutino, capturadopor Neptuno. (b): ”centauros”, (unos200), como Chariklo, Chiron, Pho-lus, han sido atraídos hacia el interiorpor la gravedad de los cuatro grandes

planetas y se mueven entre ellos. (c):“clásicos” (unos 530) los más numero-sos y externos en la banda de Kuiper yse encuentran más allá de la órbita deNeptuno.

9e) Los Asteroides

Son los Asteroides, o planetas menores,un conjunto de millares de pequeñoscuerpos o fragmentos de roca y hierro

que giran alrededor del sol, concen-trados principalmente en una bandalocalizada entre las órbitas de Marte y Júpiter, aunque hay algunos de órbitastan elípticas que en sus perihelios seacercan más al sol que la misma Tierra,o que en sus afelios se retiran más alláde la órbita de Júpiter.

Aunque la gran mayoría de los Aste-

roides circulan entre las órbitas de losdos planetas primeramente mencio-nados, hay otros, como los llamadosgrupo Atón cuyas trayectorias estáncomprendidas dentro de la órbita dela Tierra; del grupo Amor, connadasentre la Tierra y Marte, y del grupoApolo cuyos perihelios están dentro dela órbita de la Tierra pero sus afelios seencuentran más allá de Marte.

La gran mayoría de KBO (verdes) forma una ancha banda en la periferia del sistema solar. Los“centauros” (naranja) se localizanhacia el interior del sistema,atrapados entre las órbitas de

Júpiter y Neptuno; parecen seguir un proceso para convertirse en cometas y posteriormente en asteroides.




Existen resonancias entre algunos As-teroides y Júpiter, incluyendo los bau-tizados como Troyanos, que compar-ten la misma órbita con este planeta,separados en dos grupos, a 60º al estey oeste respectivamente del mismo.

Parece probable que los Asteroides fue-ran inicialmente parte de la banda deKuiper, pero sometidos a la atraccióny resonancia de los grandes planetas,en especial Saturno y Júpiter, hayanemigrado al interior del sistema solar,donde perdieron sus volátiles externos(agua, metano y amoniaco congela-dos), quedando al descubierto sólo los

núcleos compuestos de rocas carbono-sas y metales, que después sufrieronlos impactos meteóricos que hoy se ob-servan salpicando sus supercies. Esteproceso de volatilización remanente sepresenta también en algunos “centau-ros” y es común en los cometas cuandoéstos se dirigen al interior del sistema yquedan expuestos a la radiación y calordel sol.

Como la masa combinada de todoslos Asteroides apenas suma el 1% dela masa de la Tierra, hay quienes tam-bién suponen que son fragmentos deun pequeño planeta que en las prime-ras épocas del sistema solar no pudointegrarse en un solo cuerpo, debidoa la poderosa inuencia gravitatoriaejercida por su vecino, el gigante pla-neta Júpiter. También se asume quepudieran haberse multiplicado tras re-petidas colisiones entre pequeños pla-netas, que dieron origen a gran númerode fragmentos.

En realidad, casi todos los Asteroidestienen formas irregulares y presentanen su supercie cráteres de impactooriginados por la caída de fragmentosmás pequeños que quedaron dispersos

entre las órbitas de Marte y Júpiter.El primer asteroide fue descubierto el 1de enero de 1801, por el astrónomo ita-liano Giuseppe Piazzi, quien lo llamóCeres, antigua diosa tutelar de Sicilia.

Después fueron descubiertos tres más:Pallas, Juno y Vesta. A medida que lalista de descubrimientos aumentó, losasteroides fueron denominados connombres y asignados con un númeroen forma sucesiva.

Cinturón de Asteroides situadoentre las órbitas de Marte y Júpiter,incluyendo los llamados Troyanosque preceden o siguen a este planetaen su órbita. (Wikipedia).

Tamaño comparativo de los mayores Asteroides con la Luna. Con laexcepción de Ceres, hoy consideradocomo un planeta enano, todos

presentan formas irregulares o fragmentadas.




Ceres es hoy considerado como un pla-neta enano por su dimensión y formaredonda, de 975 x 909 km. Concentrala tercera parte de la masa total de to-dos los asteroides. Se encuentra a 2.76U.A. del sol y completa su órbita en su

derredor en 4.5 años. El período de ro-tación es de unas 4 horas. El número de asteroides hasta hoydetectados y catalogados supera los10,000. Cada año se agregan más a lalista, gracias al empleo de fotografíascon exposición, las que detectan sudesplazamiento entre las estrellas “- jas”.

La forma de un Asteroide está lejos deser esférica; la mayoría de ellos presen-ta una conguración de lo más diversa.Las dimensiones varían a lo largo y an-cho; en algunos es tan caprichosa queparecen papas o frutas magulladas.

La dimensión mayor se toma como re-ferencia del tamaño del asteroide. Losmás grandes son pocos, miden entre600 y 300 km; hay unos 200 mayoresde los 100 km y posiblemente un mi-llón debajo de los 100 metros. Los aste-roides son cuerpos rocosos desprovis-tos totalmente de atmósfera. Su masaes tan escasa que bastaría un estornu-do para que un astronauta posado en

Ceres pasó de Asteroide a Planeta Enano, pero Vesta siguesiendo Asteroide. (fotos tomadas con el Telescopio EspacialHubble).

él rodara por varios metros, o escaparaal espacio con sólo el impulso de unsalto.

Estos cuerpos tan pequeños no son vi-sibles a simple vista, (salvo Vesta, demagnitud 5.1, en oposición). Su brilloaparente no depende tanto de su tama-ño real, sino de la distancia y reecti-vidad de su supercie iluminada por el

sol, de cara a la Tierra. Siendo la mayo-ría de forma muy irregular y animadosde continua rotación, el brillo aparentede un asteroide cambia a medida quesu faz iluminada enfrenta a la TierraLos más grandes se descubren con bi-nóculos y pequeños telescopios, comoestrellas de sexta ó séptima magnitud.Los asteroides del grupo Apolo, unos36, tienen órbitas que se cruzan con la

Imágenes de tres asteroides obtenidas por los vehículosNEAR y Galileo. A la izquierda Mathilde (60 km); en elcentro Gaspra (16 x 12 km) y a la derecha Ida de 56 km.(Cortesía NASA).

Diversas posiciones y orientaciones del asteroide Eros,registradas durante la aproximación del vehículo NEAR-Shoemaker, que “aterrizó” en su supercie en febrero 2001.

La trayectoria registrada por esta fotografía, con varias horas deexposición, contra el fondo de lasestrellas lejanas, permite descubrir la presencia y movimiento de unasteroide.




de la Tierra. Algunos se han aproxima-do a una distancia menor que la luna.Se supone que el cuerpo que impactóa la Tierra hace unos 65 millones deaños y que causó la hecatombe dondedesaparecieron los dinosaurios era po-siblemente un asteroide de este grupo.

El riesgo del en-cuentro con unasteroide siempreexistirá; la tarea delos cientícos esestar vigilantes decualquier eventua-lidad que se pre-sente al respecto,

que felizmente no ocurre con frecuen-cia o, en un inevitable caso de peligro,disponer de los medios tecnológicospara evitar la potencial catástrofe quesu impacto sobre la Tierra pudiera ori-ginar.

9f) Meteoroides, meteoritosy lluvias de estrellas

El espacio interplanetario no se en-

cuentra totalmente vacío; al contra-rio, millones de pequeños fragmentosde variados tamaños, desde rocas, pa-sando por piedritas, hasta partículasimpalpables como polvo, otan pordoquier entre las órbitas de los plane-tas. Muchos de ellos son atraídos porla fuerza de gravedad rumbo al sol, ohacia los mismos planetas y sus satéli-

tes, cuyas supercies sufren frecuentesimpactos de los fragmentos o residuosque todavía otan en el espacio.

En las primeras épocas de la formacióndel sistema solar, estos objetos existíanen mayor número y tamaño, muchos delos cuales junto con asteroides y nú-cleos cometarios, impactaron contralos planetas y sus lunas, dejando enor-mes cráteres como cicatrices tempora-les o permanentes sobre su faz.

Con el correr del tiempo, la caída deestos objetos y sus impactos fuerondisminuyendo en frecuencia y tama-ños, sin que ello signique que aúnen nuestros días planetas y lunas, in-cluyendo la Tierra, estén exentos deeventuales colisiones y considerablesdaños que tales encuentros producen,tal como quedó conrmado en 1994

1) Imagen de radar del asteroide 216 Cleopatra, constituido principalmente de níquel y hierro.

2) El Itokawa sembrado de bloquescongelados, donde”aterrizó” el

vehículo Hayabusa en 2005.

3) Close up de la supercie delasteroide Eros, mostrando cráteres y

algunas rocas de 40 metros.

Varias estrellas fugaces, llamadasLeónidas, surcan frente a laconstelación del Can Mayor debajode la estrella Sirius, siendo visibles enesta foto tomada con breve tiempo deexposición.

1 2 3

Dactyl, de 1.4 km dediámetro, es un diminutosatélite del asteroide Ida.




con la caída de unos 20 fragmentos co-metarios sobre la atmósfera de Júpiter,causando gigantescas explosiones quefueron visibles con telescopios y foto-grafías desde la Tierra.

Con bastante frecuencia se descubrenobjetos insospechados, de centenaresde metros, que pasan cerca de la Tie-rra a distancias comparables a la que seencuentra nuestra luna. Uno de éstos,el denominado 1994 XL1, se acercó a LaTierra a un cuarto de esa distancia. Laprobabilidad que el anunciado asteroi-de Apos, impacte a nuestro planetaen 2029, o después en 2036, como ini-

cialmente se creía, es de 1 en 45,000.

Objetos de menores dimensiones, deltamaño de granos de arena, semillas,piedritas y pedruscos, que han sidollamados colectivamente meteoroides,penetran todos los días a la atmósferaterrestre. Diariamente la Tierra recibevarios miles de toneladas de estos ma-teriales en forma muy fragmentada ydispersa. Por otra parte, los meteoroi-

des de mayor tamaño brillan intensa-mente como “una bola de fuego”, o bó-lidos, cuando atraviesan la atmósfera agran velocidad y hasta producen ciertozumbido.

Algunos de estos cuerpos explotan yfragmentan en el aire; otros se precipi-tan a la supercie, en cuyo caso se lesconoce como meteoritos; ciertos caenal mar, otros en campo abierto. En rea-lidad, muy pocos han caído en lugares

poblados, como el que impactó el techode una casa en Connecticut en 1982 yotro que abolló un vehículo en una ca-lle de New York en 1992, para citar dosejemplos recientes aunque raros.

La atmósfera de la Tierra es como unescudo protector que frena o destru-ye a los meteoroides que la penetran agran velocidad. Como resultado de la

fricción con el aire, todo fragmento me-nor de 20 centímetros se calienta a talgrado que se torna visible, se calcina ydesintegra antes que alcance la super-cie. En el efímero lapso de su trayectoe incandescencia, se le ve cruzar veloz-mente, dejando tras de sí una estela lu-minosa, como si fuera una estrella quese desprendió del rmamento. Por se-mejante visión y apariencia se conocena estos meteoroides como “estrellas fu-

gaces”, o exhalaciones, las cuales des-aparecen o “se apagan” una vez que seconsumieron al atravesar la atmósfera,o porque lograron salir de ella, dejandoun efímero rastro luminoso.

La velocidad con que aparentementese mueven las estrellas fugaces depen-de de la dirección donde parecen pro-venir, siendo más frecuentes y velocesen las horas de la madrugada por en-frentar el observador la dirección haciala cual se dirige la Tierra y menores alcaer la noche, cuando este se encuentraen el lado opuesto. En el primer caso, lavelocidad de la Tierra y del meteoro seconfrontan y suman, mientras que enel segundo ambas se contrarrestan.

Trayectoria de un bólido queexplotó en su curso por la atmósfera.(Howard Edin).




Si bien la gran mayoría de las “estrellasfugaces” son vistas en cualquier nochedel año y proceden de cualquier direc-ción, hay algunas que se maniestan enenjambres, los cuales suelen provenirde denidos puntos de la esfera celeste

y según determinadas fechas del año.Estos enjambres dan origen a las llama-das “lluvias meteóricas”, por la abun-dancia de meteoros que se presentan,las cuales se denominan según la cons-telación donde parecen provenir.

Entre las más notables “lluvias” seencuentran las Perseidas, que se des-plazan en la noche del 11-12 de agosto

a partir de un punto, o “radiante”, si-tuado en dirección a la constelaciónde Perseo; las Leónidas del 17 de no-viembre en la constelación de León ylas Gemínidas del 13 de diciembre enla constelación de Gemelos. El radian-te es el punto de aparente divergenciade las varias trayectorias paralelas quesiguen cada uno de los miembros delenjambre, observadas según nuestraperspectiva contra el fondo de la esfera

celeste.

En realidad, las lluvias meteóricas co-rresponden a enjambres de meteoroi-des, productos de la desintegración deantiguos cometas, pues el conjunto semueve siguiendo órbitas cometarias.Así por ejemplo, las Leónidas son losrestos del antiguo cometa periódicoTempel-Tuttle, cuya órbita es cruza-da por la Tierra el 17 de noviembre decada año. Esa noche es posible contarde 15 a 20 estrellas fugaces por hora enaños normales.

Sin embargo, cada 33 años, cuando laTierra cruza por la parte más densa dela órbita del desintegrado cometa, lafrecuencia de las apariciones aumen-ta a varios miles de “estrellas fugaces”

por hora, tal como sucedió en esa fechatanto en 1999 como en 2001.

El análisis de los meteoritos revela quealgunos son de hierro con cierto por-centaje de níquel; otros de roca com-

puesta de varios silicatos; un tercertipo contiene ambos materiales. El ma-yor meteorito descubierto, el llamadoAhnighito, pesó 34 toneladas y fue en-contrado en el Ártico en 1892.

Órbita del fragmentado cometa Tempel-Tuttle, cuya mayor condensación cruza la Tierra cada 33 años, originando lalluvia de Las Leónidas.

El meteorito Ahnighito es el más grande entre todos los meteoritos recuperados que han caído a laTierra.

Ilustración de la gran lluvia deestrellas llamadas Leónidas,observada en noviembre de 1833.




Los meteoroides pueden haberseoriginado de cuatro maneras: (a) apartir de residuos o ripios sólidos quequedaron sueltos una vez consolidadoslos planetas y sus lunas, (b) colisionesentre cuerpos mayores preexistentes,

(c) materiales desplazados de labanda de los asteroides y (d) restos deantiguos cometas desintegrados. En la Tierra existen evidencias de lacaída de grandes cuerpos que en elpasado han impactado su supercie,aunque los procesos de erosión ydesplazamiento tectónico de los con-tinentes han borrado de la faz del

planeta a la mayor parte de sus rastros.Un ejemplo más reciente es el impactoy explosión que uno de esos objetosprodujo en Tunguska, un lugar apartadode Siberia en 1908. El meteoroide fueposiblemente una roca de hierro deunos 45 metros de ancho, que viajabaa la velocidad de 150 km por segundo.La fuerza de la explosión, calculadaen unos 100 megatones, devastó losbosques en un área alrededor de 2,071

km2. La posibilidad de impacto de uncuerpo de esa dimensión y velocidadsería considerada como catastróca sicayera en una zona poblada.

Los efectos catastrócos de una coli-sión de la Tierra con un cuerpo ex-traterrestre no depende tanto deltamaño del objeto impactante, comode la gran velocidad que lo anima.Resulta sumamente difícil prever la

aproximación súbita hacia la Tierra deun cuerpo de 500 metros de diámetro,animado de una velocidad de 400,000km/hora, equivalente a cubrir ladistancia Luna-Tierra en cuestión deuna hora.

En el norte de Arizona se encuentra elcráter Barringer, de unos 1,200 metrosde ancho y 170 de profundidad, formado

por el impacto de un meteoroide quegolpeó a la Tierra hace unos 50,000años. La posibilidad de uno de estoschoques es una en ese lapso de tiempoy el área de devastación puede serde varias decenas de kilómetros ala redonda. Una vez cada millón deaños, puede impactar un cuerpo de unkilómetro y la energía de la explosióncapaz de devastar un país del tamañode Nicaragua y extender sus efectos

por todo el planeta.Se estima que el meteoroide que produjo el cráter en Arizonaera una masa de hierro de unos 25 mts de diámetro, con

velocidad de 15 km/seg; la explosión fue equivalente a unos4 megatones.




En la luna, donde no hubo erosióncausada por agentes atmosféricos, seha conservado una gran depresión(Mare Orientale) mayor de 1,000 kmde diámetro, formada por el impactode un gran meteoroide, posiblementeun asteroide que impactó su supercieal principio de su formación comocuerpo sólido. Formaciones similaresse observan en otros planetas comoHellas Planitia en Marte y CalorisBasin en Mercurio. Por otra parte, laluna de Júpiter llamada Calixto, cuyasupercie se ha mantenido inalteradadesde su formación, está totalmentecubierta por multitud de cráteres de

impacto, como ningún otro objeto delsistema solar. La presencia dominantede Júpiter es la causa que muchoscuerpos que proceden del exteriordel sistema solar impacten sobre esteplaneta o sus satélites, reduciendo deesta manera los desastres que de otromodo hubiesen afectado a los planetasinteriores.

Hace 65 millones de años un cuerpo de10 kilómetros de diámetro impactó enun lugar hoy ocupado por el Golfo deMéxico, junto a la costa de Yucatán.

Concepción artística de un asteroide, o el núcleo de uncometa, impactando sobre la Tierra.

Como resultado, grandes terremotos,tsunamis, oleadas de fuego, nubes depolvo y cenizas envolvieron la Tierrapor varios meses, sin dejar pasar laluz del sol, todo lo cual condujo ala extinción de muchas especies de

plantas y animales, entre ellos losdinosaurios.

9g) Los cometas vagabundos

En la antigüedad, y aún en épocasrecientes, los cometas han sido ob-servados con temor, considerados comoseñales de mal agüero por su extrañaapariencia e impredecible ocurrencia,atribuyéndoles toda clase de males y

pestes ocurridas en la Tierra al tiempode sus apariciones. Sin embargo, a laluz de los conocimientos actuales,resultan más bien astros fascinantes,tanto por proceder de los connesdel sistema solar, como por estarconstituidos de materiales originalesque se han mantenido inalterables, porvarios miles de millones de años, desdeque se formó el sistema.

Dos ilustraciones del cometallamado Donati, observado el 4 y5 de octubre de 1858 en el cielo de

París. Se nota el movimiento diariodel cometa en relación con la estrellabrillante Arcturus del Boyero queaparece junto a la cabeza del cometaen ambos dibujos.




Un cometa, en su forma original, es uncuerpo o bloque de hielo entremezcladocon rocas, piedras y polvo, aglutinadospor gases congelados, (agua, metano,amoníaco, dióxido y monóxido decarbono, etc.), similar a una gran

bola de nieve, o “hielo sucio”, comopopularmente se les describe los textosde astronomía.

El bloque congelado, que puedemedir de unos pocos kilómetros hasta50, (caso del cometa Hale-Bopp),constituye en esencia el Núcleo delcometa cuando se encuentra lejos delsol y puede permanecer en ese estado

inalterable por millones de años. Sinembargo, algunos cometas, atraídospor el sol, penetran hacia el interiordel sistema solar, en cuyo caso secomportan o despliegan de la siguientemanera:

Cuando el Núcleo del cometa seaproxima al sol, el calor de éste comienzaa volatilizar los gases congelados querecubren su supercie. Estos gases se

proyectan como grandes surtidores,cada vez que la rotación del núcleo losexpone al calor del sol, formándose unaComa, cabellera, o envoltura nebulosade gases alrededor del núcleo. Núcleoy Coma constituyen la cabeza delcometa, que normalmente comienza aobservarse en los telescopios cuandoéste se encuentra a la distancia de Júpiter o Saturno.

A medida que el cometa avanza hacia elinterior del sistema solar, la radiaciónemitida por el sol, cada vez másintensa, hace que los gases del núcleose desprendan y alarguen en direccióncontraria, desplegando paulatinamente

la Cauda, o cola del cometa, luminosay transparente prolongación de gasesvolatilizados y polvos desprendidosdel núcleo. Esta cola se extiende pormillones de kilómetros detrás de lacabeza, siempre en dirección opuesta alsol. La Coma como la Cauda alcanzanel máximo desarrollo cuando el cometapasa por perihelio, el punto y momentode su recorrido cuando está lo más

cerca del sol. La Coma llega alcanzar eltamaño de Júpiter y en algunos cometasmayores las dimensiones mismas delsol.

Aún más sorprendente es la longitud dela Cauda, que se extiende por enormesdistancias, (100 millones de kilómetros,en el caso del famoso cometa Halley),como reguero de gases y polvo que vadejando el cometa tras de sí. Por otra

parte, el Núcleo es pequeñísimo (12 kmen Halley), cifra insignicante cuandose la compara con la masa de la Tierra.

Sobre la cola cometaria actúan dosfuerzas: el llamado viento solar, un cho-rro de partículas eléctricas procedentedel sol, que “sopla” sobre el cometaempujando los gases hacia atrás, ioni-zándolos y tornándolos luminosos, y la

1) Núcleo activo del cometa Halley,desprendiendo gases y polvo, cuandose acercaba al Sol en 1986.

2) Núcleo inactivo del cometa Wild 2 sin emanación de gases y polvo por encontrarse lejos del Sol.

3) Núcleo de cometa Tempel 1,impactado en julio de 2005 por uncohete enviado desde la Tierra.




presión de la radiación solar que repele

las livianas partículas de polvo sueltoen esa misma dirección, con más fuerzaque la que podría ejercer la atracciónsolar sobre las mismas. Se forman portanto dos colas casi superpuestas y di-rigidas en sentido opuesto al sol: unacola recta de gases ionizados o plasmay la otra un tanto curva de polvo; am-bas están compuestas por materialesdesprendidos del núcleo, “soplados”por el viento solar y rechazados por la

presión de radiación.

Cuando el cometa Halley se interpusoentre la Tierra y el Sol, el 18 de mayo de1910, envolvió con su cola a toda la Tie-rra, al punto de hacer temer a muchaspersonas que los gases del cometa, almezclarse con los de nuestra atmósfe-ra, envenenarían a la humanidad. Nadade tan fatídico pronóstico sucedió,pues los gases en la cola de los come-tas son tan tenues, (se pueden ver cla-ramente las estrellas a su través), quela atmósfera terrestre es prácticamenteimpermeable a ellos.

Lo contrario hubiera ocurrido si el nú-cleo del cometa hubiese chocado con laTierra, pues la velocidad con que viajaun cometa, (70 a 80 km por segundo),

hubiera producido tan grande impactoy liberado tanta energía que todos losseres vivos hubiesen perecido como

consecuencia del mismo. Tal caso su-cedió con los dinosaurios y con muchasotras especies vivientes, hace 65 millo-nes de años, cuando un asteroide o unnúcleo cometario impactó donde ahorase encuentra la península de Yucatán.Produjo una hecatombe mayor que mi-les de explosiones nucleares juntas ypropagó una onda destructiva y abra-sadora por toda la faz del planeta.

1. El brillante cometa Hale-Bopp, consus dos colas, visto en 1997 cuando seacercaba al sol.

2. Partes constitutivas de un cometa:núcleo, coma, cola de polvo y cola de

plasma.

Desarrollo de la cola de un cometacuando se mueve alrededor del sol.




Una vez que el cometa ha pasado superihelio, alcanzando entonces elmáximo brillo y desplegando la cola ensu mayor longitud, comienza su retor-no al espacio. A medida que se aleja delsol, acorta progresivamente la cola y el

núcleo se vuelve inerte, al suspendersela volatilización de los gases, desapa-reciendo el cometa a simple vista y delalcance de los telescopios en forma tanrepentina como hizo su aparición.

El retorno posterior de un cometa de-pende del tipo de órbita en la cual semueve y el tiempo que emplea en reco-rrerla completamente.

Este es el caso de los llamados “co-metas periódicos”, (de corto o largoperíodo), a diferencia de los cometasllamados “no periódicos”, los cuales noregresan más porque se mueven en ór-bitas abiertas. La gran mayoría de loscometas que observamos pertenecen aesta última categoría.

Cada vez que un cometa periódico seacerca al sol, una parte de sus materia-les se volatiliza, dispersa y pierde en elespacio. A manera de ejemplo, el grancometa Hale-Bopp, en 1997, liberaba400 toneladas de polvo cada segundo.

Debido a la pérdida de su material ori-ginal, los cometas periódicos quedanreducidos a un núcleo agotado de ga-ses y polvo, luego de varios centenares

o miles de vueltas, o se desintegra enmultitud de pequeños fragmentos só-lidos al perder los elementos que cohe-sionaban el núcleo. Así, por ejemplo, elnúcleo del cometa Halley, estimado en100,000 millones de toneladas, se habrá

desintegrado por completo despuésque haya pasado unas 2,300 veces porperihelio, que a razón de 76 años porvuelta, representan unos 175 mil añosde vida, que al dicho cometa aún lequedan por delante. Después de todo,es un lapso ínmo si se le compara conla edad del sistema solar y del cometa

mismo.

9h) Las órbitas cometarias

Las trayectorias de los cometas quevisitan el sistema solar siguen órbitasque corresponden a cualquiera delas tres secciones de un cono: elipses,parábolas e hipérbolas. Las órbitasde los cometas periódicos, contrariasa la de los planetas que son elipsescasi circulares, representan elipsesmuy alargadas (excéntricas). Lasórbitas elípticas son cerradas, con elsol ocupando uno de los focos. Noimportando cuan excéntricas sean,los cometas que las recorren regresanal cabo de cierto tiempo, que varía de3.3 años como mínimo para el cometa

El curioso cometa Lulin, observado en febrero 2009, con doscolas proyectadas en direcciones opuestas.

Foto del cometa Halley durante suúltima visita en 1986. Volverá a las

vecindades de la Tierra en 2061.




turados”, cuyas órbitas fueron modi-cadas por la inuencia próxima de este

planeta, de modo que el afelio de talescometas se encuentra siempre cercanoa la órbita de Júpiter. El cometa Halleypertenece a la “familia” de Neptuno.

Los cometas no son tan raros comoantiguamente se observaban. Cadaaño se descubren unos diez cometas“nuevos”, a través de binoculares, te-lescopios y fotografías, aunque la granmayoría son pequeños, poco visibles a

simple ojo. También la gran mayoría deellos no son periódicos, sino visitan-tes ocasionales procedentes de las másalejadas regiones del sistema solar, odel más allá.

Halley es el único cometa periódicode visibilidad excepcional. Su órbitala completa cada 76 años aproximada-mente y ha sido observado unas 27 ve-ces desde el año 240 a.C. La última vezque nos visitó fue en 1986 y la próximaen 2061. Varios acontecimientos histó-ricos fueron atribuidos a la presenciade este cometa, atendiendo a las creen-cias supersticiosas que en los siglospasados se propalaban cuando apare-cía uno de estos inesperados visitantescósmicos.

Encke, a varios miles de años para losmás alejados.

Otros cometas siguen órbitas parabóli-cas o semi abiertas; su regreso al inte-rior del sistema solar les toma muchos

miles, si no millones de años. Por otraparte, los cometas hiperbólicos siguenuna órbita que no se cierra; por tantouna vez que pasan junto al sol se alejande él para nunca más volver.

Los cometas periódicos obedecen a lasleyes de Kepler. Como sus órbitas sonelipses muy excéntricas, se muevenmás despacio cuando están lo más lejos

del sol y muy rápidos al aproximarse almismo. El cometa Halley, por ejemplo,se desplaza a razón de unos 900 metrospor segundo en afelio y unos 55,000 m/s en perihelio. Por esa razón, un come-ta que completa su órbita en decenas,centenas o miles de años, solamente setorna visible por pocos días, semanas omeses, antes y después de su paso porperihelio. Normalmente este punto seencuentra cerca o dentro de las órbi-

tas de los planetas interiores, aunquealgunos cometas se aproximan tantoal sol que pasan rozando su candentesupercie, o bien se precipitan directa-mente, se “suicidan”, en el horno solar,en cuyo caso desaparecen volatilizadospor completo.

Por la inuencia perturbadora de losplanetas y del mismo sol, suele suce-der que algunos cometas, una vez en elinterior del sistema solar, cambien susórbitas de una a otra forma. Las órbi-tas elípticas de los cometas periódicospueden ser acortadas y modicadas ensu forma y orientación por la inuenciade los planetas, cuando aquéllos pasanmuy cerca de éstos. Se conoce, porejemplo, que Júpiter tiene una “familia”compuesta por unos 40 cometas “cap-

Órbitas de algunos cometas periódicos de corto período,incluyendo Halley, cuyo afelio se encuentra más allá de la

órbita de Neptuno.

Un cometa “suicida” contrael sol, fotograado durante

un eclipse total.

Las órbitas de los planetas y cometassiguen curvas cuyas formas estánrepresentadas en las llamadas

secciones cónicas (círculo, elipse, parábola e hipérbola). El círculoresulta de un corte seccional del conoen forma paralela a la base. En laelipse el corte es oblicuo con relacióna la base. En la parábola el corte es

paralelo a un costado del cono y en lahipérbola el corte es perpendicular ala base, tal como lo muestra la guraadjunta.




Entre los cometas brillantes más re-cientes guran Hyakutake en 1996 yHale-Bopp en 1997. Este último, cali-cado como el cometa más brillante delsiglo XX, regresará al interior del sis-tema solar dentro de 2,400 años. Los

nombres de los cometas son los de susdescubridores; muchos de ellos astró-nomos acionados.

9i) La Nube de Oort

Los cometas se encuentran orbitandoen el espacio tan lejos como alcanza lafuerza gravitatoria del sol, o mejor di-cho hasta donde la inuencia de otra

estrella vecina la neutraliza y anula. Seha postulado al respecto la existenciade una especie de envoltura constitui-da por billones de cometas, rodeandoal sistema solar más allá de la Banda deKuiper. Los astrónomos llaman a estaenvoltura Nube de Oort, que supues-tamente se extiende hasta unos dosaños-luz del sol, distancia enorme to-mando en cuenta que los planetas delsistema solar, distan unas pocas horas-

luz del sol.

En la Nube de Oort residen billones deestos cuerpos congelados. No obstantesu gran número, es casi imposible quechoquen entre sí, debido al inmensovolumen que ocupan en el espacio. Unporcentaje muy pequeño entre ellos sedesarrolla en cometas, cuando el sol losatrae al interior del sistema solar, vola-

tiliza los gases congelados y libera laspartículas sólidas en ellos atrapadas.La atracción del sol sobre los cuerposcongelados ocurre de forma acciden-tal, como resultado del paso casual deuna estrella por la vecindad de la Nube,que perturba el curso original de di-chos cuerpos Aún así, toma muchosmillones de años para que uno de ellos,desprendido de la Nube de Oort, llegue

hasta el corazón del sistema solar. Enverdad, los cometas son eternos vaga-bundos del espacio que hacen visitasfugaces a nuestro vecindario.

También existen perturbaciones en-

tre los cuerpos de la Banda de Kuiper,pero mientras éstos entran al sistemasolar siguiendo el plano de las órbitasplanetarias, los cometas procedentesde Oort se aproximan al sol desde to-das las direcciones posibles. Se suponeque los cometas con períodos menoresde 200 años provienen de la Banda deKuiper, mientras aquellos con períodosmás largos se originaron en la Nube de

Oort, no siendo raro que algunos entreestos últimos procedan aun del espaciointerestelar.

Los cuerpos que se encuentran en laNube de Oort, como en la Banda deKuiper, son los residuos o fragmentosque quedaron en la periferia de la ne-bulosa primigenia, de la cual se formóel sol y los planetas. Su composiciónquímica, analizada hoy en los come-

tas que proceden de ambas regiones,corresponde a los elementos origina-les que conformaron el actual sistemasolar hace 4,600 millones de años. Es-tos se han conservado intactos desdeentonces, como remanentes sólidosde rocas y gases congelados, ya que latemperatura a enormes distancias delsol es casi cero absoluto, o sea de -273ºcentígrados.

El cometa Ikeya-Zhang fotograado frente a la Galaxiade Andrómeda, en abril 2002. El cometa se encontraba a 4minutos-luz de la Tierra y la Galaxia a 2.5 millones deaños-luz (Crédito: Juan Carlos Casado).

La Banda de Kuiper en el interior y la Nube de Oort hacia afuera,envuelven al Sistema Solar.



CAPÍTULO 10 | EL REINO DE LAS ESTRELLAS

10a) Rumbo a laslejanas estrellas

Continuando nuestro hipotético viaje por el espacio, nos alejaremos delsistema solar por varios billones de kiló-metros para adentrarnos en el dominiosideral, o de las estrellas.

A medida que continuamos alejándonos,la Tierra y demás planetas parecen

disminuir de tamaño, concentrarse adistancia y desaparecer bajo el fulgorúnico del sol. Visto desde las profun-didades del espacio interestelar elmismo sol disminuye de brillo, hastaconvertirse en un simple punto de luz,como una más entre la enorme multitud de estrellas contra cuyo fondo terminade confundirse hasta perderse de vista.Las estrellas se encuentran inmen-

samente lejanas, cuando comparadascon las dimensiones del sistema solar.La luz del sol tarda unos ocho minutosen llegar a la Tierra, algunas horasen arribar al planeta más lejano delsistema y un poco más de 4 años paraalcanzar a la estrella más cercana, Alfadel Centauro o Rigil Kentaurus. Estaestrella, formada por tres componentes,se encuentra en efecto a una distanciaequivalente a 270,000 veces la que

media entre la Tierra y el sol.

Las distancias estelares son tan vastasque se miden en años-luz. Un año-luz esel espacio que recorre la luz en un año,a la consabida velocidad de 300,000kilómetros por segundo. Un año-luzequivale entonces a unos 9.5 billones,(un nueve seguido por doce ceros), dekilómetros aproximadamente. Esto

El REINO DE LAS ESTRELLAS

Confundida entre millares de estre-llas lejanas, que hacen de trasfondoa la Vía Láctea, se encuentra latelescópica y rojiza estrella de 11ªmagnitud, llamada Próxima Cen-tauri, (centro de la imagen), la menosbrillante del sistema triple Alfa delCentauro. Se trata de la estrellamás cercana conocida, distante 4años 18 días-luz, con un diámetro desólo 210,000 km, o sea 6.5 veces más

pequeña que el sol.

CAPÍTULO 10




signica, dicho en otra forma, que laluz que hoy vemos de Alfa del Centaurorealmente fue emitida por dicha estrellahace un poco más de cuatro años.

Cuanto más lejos se encuentre una

determinada estrella, su observacióny ubicación actual corresponden másbien a una visión y posición tan ante-riores en el tiempo como su distanciaen el espacio. Por otra parte, una hi-potética civilización que existiera enun planeta que circunde Alfa del Cen-tauro, tardaría más de cuatro años encomunicarse a través de la radio conla Tierra y tendría que esperar otrostantos para recibir nuestra respuestainmediata.

Alcanzar las estrellas, utilizando laactual capacidad tecnológica paraun viaje espacial, parece un “sueñoimposible”. El vehículo Pionero 10, quefue lanzado el espacio en marzo de 1972,ha recorrido hasta la fecha (mediadosde 2009) unos 15,000 millones de km yse encuentra en los linderos de nuestro

sistema solar. A la velocidad en queviaja, (43,200 km por hora), llegará alas vecindades de la estrella Aldebarán(distante 65 años-luz), en unos dos

millones de años, según se mencionóen el Capitulo 5.

10b) Relación entre ladistancia y el brillo

de las estrellasEn una lista del primer capítulo sepresentan las diferentes distancias enaños-luz y magnitudes de las estrellasmás brillantes de la esfera celeste. En-tre ellas ocupan los primeros lugaresRigil Kentaurus, Sirius, Vega, Arcturusy Capella, situadas a 4, 9, 25, 37 y 42años-luz respectivamente. Estas es-trellas no son necesariamente las más

luminosas del cielo, estrictamente ha-blando, ya que su destacado brillo esaparente, efecto de su relativa cercaníaa nosotros. En cambio Canopus, Betel-geuse, Antares, Rigel y Deneb, no obs-tante encontrarse a 313, 522, 604, 773y 1,467 años-luz de distancia respecti-vamente, brillan también como estre-llas de primera magnitud, porque sonrealmente muy luminosas. En compa-ración con las unas y las otras, nuestrosol es una estrella con una luminosi-dad menos que modesta, tanto que sinos ubicásemos a la distancia de unos40 años-luz dejaríamos de percibirlo asimple vista.

De los ejemplos atrás mencionados seinere que el brillo (magnitud apa-rente) de una estrella, o sea tal comola observamos desde la Tierra, (o de

cualquier planeta del sistema solar),depende de su luminosidad intrínseca(magnitud absoluta) y de la distanciaa que se encuentra de nosotros. Valerecordar que la intensidad de un focoluminoso disminuye según el cuadradode la distancia.

Por otra parte, las estrellas se encuen-tran tan distantes y separadas entre sí

Dicho sea de paso, quecada año aumentan lasevidencias a favor de lapresencia de planetas al-rededor de las estrellas,los cuales son invisiblesaún con los más po-derosos instrumentosópticos. Su existencia hasido deducida por los su-tiles efectos de atraccióny desviación que talesplanetas ejercen sobre latrayectoria de la estrellaprincipal alrededor dela cual gravitan. Estasevidencias parecenconfrmar a los astróno-mos que la presencia de

exo-planetas lejanos esmás una regla que unaexcepción en el mundode las estrellas.

Voyager 1 es el objeto fabricado por

el hombre que más se ha internado enel espacio interestelar. Su distanciaactual a la Tierra es de 16,300millones de km, luego de 32 años de

viaje interplanetario.



1CAPÍTULO 10 | EL REINO DE LAS ESTRELLAS

como nuestro sol de cada una de lasque lo rodean, de modo que cada cons-telación, está más bien congurada se-gún la perspectiva observada desde laposición que actualmente ocupamosen el espacio y en la época presente.

10c) Dimensionesy movimientosde las estrellas

En realidad, las estrellas son soles lejanos que brillan con luz propia. Son

globos gaseosos en estado incandes-cente, auque de dimensiones variables.Existen estrellas súper condensadas,comparables a la misma Tierra; algu-nas son del tamaño del sol, otras comoAntares y Betelgeuse tan voluminosasque bien podrían caber en su interiorvarios miles de soles de dimensionessemejantes al nuestro. Independien-tes de su tamaño, las seguimos viendocomo puntos de luz, aun con los más

potentes telescopios, a causa de susenormes distancias.

Estos dos grabados muestran lasestrellas en la región de Orión y CanMayor. A la izquierda se ilustra

la magnitud absoluta (verdaderobrillo o luminosidad) de cada una,como si estuvieran todas a la mismadistancia. A la derecha, la magnitudaparente de las mismas, como las

vemos desde la Tierra. Al comparar ambos grabados se advierte elcontraste entre la magnitud aparentede Sirius (derecha) y su brilloabsoluto (izquierda), en relación consus vecinas.

Tamaños comparativos de lasestrellas Sirius, Póllux y Arcturus,con relación al volumen del Sol.La Tierra es invisible en esta escala.




Otra forma de concebir el tamaño de lasestrellas gigantes es imaginarlas comoubicadas en el centro del sistema solar.En tal caso, planetas como Mercurio,Venus, La Tierra y Marte, al girar en susrespectivas órbitas a la distancia queocupan con relación al sol, quedaríanen la parte interior de estos enormesglobos gaseosos.

Además de sus dimensiones, las estre-llas también se diferencian por subrillo intrínsico o luminosidad, la cualdepende de la cantidad de energía quecada una genera en el interior e irradiaal espacio a través de su supercie.

Durante la mayor parte de su vida lasestrellas obtienen energía convirtiendohidrógeno en helio, los elementos más

abundantes que las constituyen, aligual que lo hace nuestro sol en suinterior, energía que se maniestaprincipalmente en forma de luz, calory otras formas de radiación.

Otra característica de las estrellas,poco advertida por cierto, es su movi-miento real en el espacio. Los antiguos

creyeron que estaban tan jas enel rmamento que no se movían dela posición en que se encontrabanen su respectiva constelación. Ellosignoraban que debido a sus enormesdistancias, el movimiento individualde cada estrella no se percibe a simplevista, sino transcurridos varios sigloso milenios. En efecto, en el correr del

tiempo, la gura de las constelaciones seirá deformando a causa del movimientoindependiente en el espacio de cadauna de las estrellas que la conforman.

Aunque algunos antiguos astrónomossospecharon que las estrellas se movíanen el espacio, no fue sino hasta 1718cuando Edmund Halley comprobó queestrellas cercanas, como Sirio, Arcturusy Aldebarán, se habían desplazado un

poco más de medio grado en relacióncon la posición original marcada en elmapa celeste por el astrónomo griegoHiparco 1,850 años antes.

Lenta pero inexorablemente, estosmovimientos de desplazamiento,siguiendo cada estrella una determina-da trayectoria, velocidad y dirección,tendrán como resultado la paulatina

Por otra parte, el tamaño de Arcturus queda empequeñecido alado de las supergigantes Betelgeuse

y Antares.

Posición (invertida) de lasestrellas de la Osa Mayor en laactualidad (arriba) y dentro de50 mil años (abajo). Las cincodel centro se mueven paralelas;las de los extremos en direccióncontraria.




deformación de las constelaciones, talcomo hoy las observamos desde nues-tra posición en la Tierra y de cualquierlugar dentro del sistema planetario. Eldesplazamiento de cada estrella en laesfera celeste, llamado movimiento pro-pio, es aún más notable entre las más

cercanas al sol. El progresivo aumentode brillo de aquellas estrellas que seaproximan al sol, o a las cuales nuestrosol se acerca; o bien la disminución delbrillo de las que se alejan de nosotros,o de las cuales el sol se aparta, son lasmejores evidencias, acumuladas en eltiempo, del movimiento propio del solentre las estrellas vecinas.

En efecto, el sol, como cualquierestrella, también se desplaza a través delespacio. Viaja en dirección a un puntoo ápex, situado entre la constelaciónde Hércules y la estrella Vega de Lira,a razón de unos 20 kilómetros porsegundo. Arrastra consigo su cortejode planetas, si bien tal velocidad esrelativamente lenta, pues equivale aun avance de tan sólo 630 millones de

km por año, o sea unos 35 minutos-luz.(Vega se encuentra a 25 años-luz). Porla misma razón, aunque en direccióncontraria a Vega, la estrella Sirius delCan Mayor, hoy admirada como laprimera y más brillante entre las de

primera magnitud, irá cediendo taldistinción a favor de Vega, actualmenteen cuarto lugar, ya que el sol tiende aalejarse de aquélla y nos conduce endirección a esta última.

Además de los movimientos indi-viduales e independientes de lasestrellas en el espacio, también parti-cipan de un movimiento común, más

o menos circular, dentro del gransistema galáctico o Galaxia, de la cualtodas forman parte. El sol, por ejemplo,emplea unos 225 millones de años paracompletar una vuelta en torno al centrode la Galaxia, distante 26,000 años-luz.Las 200,000 millones de estrellas queintegran este enorme sistema estelarsimulan una gigantesca rueda decarreta en lenta rotación alrededor deun núcleo o centro común, majestuosa

conguración espacial de la cualhablaremos más adelante.

10d) Estrellas doblesy múltiples

Cuando observamos a la estrella quese encuentra en medio de la cola dela Osa Mayor, llamada Mizar, (tzetaUrsa Majoris), cuyo brillo equivale a

la segunda magnitud, notaremos muycerca de ella a otra más débil de cuartamagnitud, llamada Alcor, (80 UrsaMajoris), tan juntas la una de la otraque parecen formar un solo par.

A simple vista, Alcor se encuentratan próxima a Mizar que los antiguosárabes las utilizaban como referenciapara probar la agudeza visual de

Movimiento del sol en el espacio y de la Tierra en torno delsol, con relación a las estrellas.

La pareja Mizar y Alcor selocalizan muy juntas en la mitadde la cola de la Osa Mayor,aunque están realmente separadasen el espacio.




aquellos observadores que podíandistinguirlas como estrellas separadas.Nuestros campesinos usan para losmismos efectos a las estrellas llamadaspor ellos “Ojitos de Santa Lucía”, quese encuentran muy juntas, próximas a

Aldebarán del Toro.

Mizar y Alcor forman una estrella“doble” por razones ópticas, auqueson independientes la una de la otra.Realmente se encuentran separadas enel espacio por una distancia de 3 años-luz, la primera delante de la segunda. Asimple vista se observan juntas a causade la perspectiva, por encontrarse

ambas en la mima dirección vistasdesde La Tierra, o de cualquier otropunto del sistema solar. A estasestrellas alineadas en el cielo, aunquerealmente separadas en el espacio, seles denomina dobles “ópticas”.

Si se utiliza un pequeño telescopio,la sorpresa es mayor: Mizar estáformada a la vez por dos estrellas aúnmás próximas y de magnitudes no tandiferentes, las cuales giran en tornode un centro común en un períodode varios centenares de años. Ambasestán obligadas a permanecer juntaspor la mutua fuerza de la gravedad.A este tipo de dobles se les conocemejor como estrellas “binarias”, las

La pareja Mizar y Alcor vista con binoculares (izquierda), y con pequeños telescopios (derecha).Mizar se desdobla en o tro par de estrellas, aún más próximas entre sí, (extrema derecha).

cuales constituyen un 60% de todaslas estrellas que en el cielo observamoscomo dobles, de las cuales unas 40,000han sido identicadas como binarias.

Posteriormente, al analizar la luz de la

componente principal de Mizar conel espectroscopio, se descubrió queésta escondía una tercera compañeraentre su fulgor, de modo que el sistemabinario era más bien “triple”. Hay casosdonde las dos estrellas se encuentranmuy cercanas entre sí, tanto que la másdébil, o acompañante, sólo puede serevidenciada mediante el análisis delespectro luminoso de la compañera

principal. En este caso el par recibe elnombre de “doble espectroscópica”.

La capacidad de un telescopio de dis-tinguir estrellas dobles depende másque todo de la separación o espacia-miento angular entre las dos compo-nentes y de la diferencia de magnitudesque presentan las mismas. Entre másdistanciadas se encuentren “angular-mente” ambas estrellas y menor sea la

diferencia de brillo entre ellas, más fácilserá separarlas en el instrumento. Enalgunas llama la atención el contrastede colores entre ambas componentes.

Alfa del Centauro (Rigil Kentaurus) esmuy curiosa cuando se la observa aúnen pequeños telescopios. La componendos estrellas (A y B), la una amarillay la otra anaranjada, casi del mismotamaño de nuestro sol; separadasentre sí tanto como la distancia quemedia entre el Sol y Urano, girando entorno a un centro común en 82 años.Adicionalmente, Alfa del Centauro esuna estrella triple, porque a unos dosgrados, separada del par principal,existe una estrellita de 11ª magnitud que forma parte del sistema, aunquede tamaño y brillo muy inferiores a



1CAPÍTULO 10 | EL REINO DE LAS ESTRELLAS

La estrella Cástor (Alpha Geminorum),una de las más brillantes entre lassegunda magnitud, está formada pordos estrellas cercanas y una tercera más

alejada y débil, cada una de las cualeses doble, resultando seis estrellas en elconjunto.

Una estrella cuádruple interesante

de observar es Theta Orionis, dondelos componentes forman el llamado“Trapecio”, ubicado en la parte másluminosa de la gran nebulosa de Orión,visibles con moderados telescopios.

Debe ser interesante y a la vezcomplicado imaginar el movimientode posibles planetas que orbitan entrelas estrellas binarias y múltiples.

cualquiera del par. Constituye entre lastres, la más cercana a la Tierra, por locual ha sido bautizada como PróximaCentauri.

Algunas estrellas de primera magnitud

son dobles como Sirius, que tienepor compañera a Sirius B, tan débil ycercana que resulta difícil distinguirlaentre el fulgor de la primera, a menosque se utilice un telescopio de regularpotencia. Son más fáciles de observarcomo estrellas dobles Acrux, Rigel yaún Régulus, como difícil es Antares.

Normalmente algunas estrellas dobles,vistas como tales a simple vista,resultan realmente estrellas múltiplescuando observadas con telescopios demoderada potencia y aún presentanun mayor número de componentes alanalizar su luz en el espectroscopio.

La estrella Epsilon Lyrae se detectacomo doble con simples binoculares,pero en el telescopio cada uno de suscomponentes se desdobla, resultandoel sistema en realidad cuádruple.

Tamaños comparativos entre nuestro Sol y sus vecinas más próximas, las estrellas Alfa del Centauro A, Alfa del Centauro B y Proxima Centauri.

Posiciones sucesivas de Alfa del Centauro B, vista en perspectiva desde la Tierra, con respecto a sucompañera Alfa del Centauro A, describiendo una órbita aparentemente oblicua, que completa cada82 años. En el espacio ambas se mueven en torno a un mismo centro de gravedad.

Entre las dobles más fáciles de distinguir con pequeños

telescopios guran como las más curiosas de observar Alfa del Centauro, Albireo o (Beta Cygni), y Alamak(Gamma Andromedae). Cada componente muestracolores bien contrastados, como en Albireo, donde lasecundaria emplea 75 mil años en girar alrededor de laestrella principal.

La estrella binaria Albireo se encuentra a 380 años-luz.

Tamaño comparativo del Sol conlas seis estrellas que constituyen elsistema séxtuple de Cástor.




Estos obedecen en todo momento a lafuerza de atracción siempre cambianteejercida en forma simultánea pordos o más soles sobre sus respetivosplanetas.

10e) Color, temperatura,luminosidad y masade las estrellas

Las estrellas ostentan diferentes colo-res, aunque sutiles: algunas son azu-ladas como Rigel y Spica; otras comoSirius y Vega son blancas; unas terce-ras amarillas o naranjas como Capellay Arcturus y existen algunas rojizas

como Betelgeuse y Antares. En reali-dad, hay entre ellas toda una gradua-ción ininterrumpida de colores del unoal otro extremo el espectro lumínico.

El color de una estrellas es indicativodel grado de temperatura que predo-mina en su supercie. Las primerasmencionadas (Clases O y B), emitenla mayor parte de su energía en formade luz de onda corta, por tanto pare-

cen azules; son además las más calien-tes, (30,000º a 20,000º centígrados).Las segundas, o blancas, (Clase A) po-seen temperaturas entre los 15,000º y10,000º. Las terceras, o amarillas, (Cla-ses F y G), entre las cuales gura nues-tro sol, de 7,000º a 5,000º. Las cuartas,o anaranjadas (Clase K); ofrecen tem-peraturas alrededor de 4,000º; y las úl-timas o rojizas, (Clase M), cuya ener-

gía luminosa es emitida en onda larga,presentan temperaturas entre 3,000º y2,500º C.

A principios del siglo pasado losastrónomos Einar Hertzsprung yHenry Russell descubrieron en formaindependiente una relación entre laverdadera brillantez o luminosidad de una estrella, expresada como

magnitud absoluta (escala vertical), ysu temperatura ligada al color (escalahorizontal).

En el Diagrama Hertzsprung-Russellse ubicaron las estrellas conforme a

esas dos variantes, resultando unagura como de Zeta invertida. La granmayoría de ellas forma el eje o SecuenciaPrincipal, donde se encuentran el sol yotras estrellas como Alfa del Centauro,Procyon, Altair, Sirius, Vega, etc. Enesta secuencia las estrellas presentanuna luminosidad en la escala de 0.1(sub enanas) a +100 (sub gigantes),con respecto al sol, (luminosidad = 1),

y cuyas masas (cantidad de materia)están comprendidas entre 0.5 y 5.0 lamasa del sol.

En el extremo inferior del DiagramaH-R guran las estrellas de más bajaluminosidad, (entre -0.1 y -0.001 enrelación al sol). Son las “enanas”, cuyamasa está comprendida entre 0.10 y0.02 de la masa solar. Se diferencianen enanas rojas, (Proxima Centauri

y Barnard), con temperaturassuperciales alrededor de los 2,500º C,y enanas blancas, (Sirius B), entre los7,000º y 10,000º C de temperatura.

En el extremo superior del Diagramase presentan las estrellas gigantes ysupergigantes, que son las de mayorluminosidad, (1,000 a 100,000 vecesmás brillantes que el sol), y tambiénde mayor masa, (más 10 veces ladel sol). Entre estas guran lassupergigantes rojas como Antares yBetelgeuse (temperatura 3,000º C), lassupergigantes blancas Rigel y Deneb(10,000º a 15,000º C) y las supergigantesazules Mintaka, Alnilam y Alnitak,o “Las Tres Marías”, alineadas en elcentro de la constelación de Orión.




Entre el nacimiento y su muerte, unaestrella ocupa diferentes posicionesen el Diagrama H-R, según su masainicial, es decir la cantidad de materiaque logró integrar dentro de su cuerpo,a partir de su origen en la nebulosade polvo y gas de la cual emergió.Curiosamente, aquellas estrellas depoca masa con relación a la del sol,tienen más larga vida que éste, puesson más frías y lentas para procesaren su interior el hidrógeno original ytransformarlo en helio. Por el contrario,

las que iniciaron su evolución conmayor masa que el sol, tienen una vidamucho más corta que la de éste, puesconsumen su hidrógeno mucho másrápido y a mayores temperaturas.

A manera de comparación, la vida delsol es de unos 10 mil millones de años,(actualmente ha cumplido con el 50%);una enana roja tiene una vida potencialen el orden de los 100 mil millones deaños, mientras una supergigante nosobrepasará los 100 millones de años.

El DIAGRAMA HERTZSPRUNG – RUSSELLcompara el color, la temperatura y elbrillo o luminosidad de las estrellas.Estas permanecen en la Secuencia

Principal la mayor parte de su vida.

Imagen de la estrella supergiganteBetelgeuse (Alpha Orionis),registrada por el Telescopio EspacialHubble en 1999. Es la primera

vez que se logra fotograar la

esfericidad de una estrella, que noes necesariamente la de nuestrosol. Betelgeuse se encuentra a 522años-luz y es mil veces más grandeque el sol.




El signicado evolutivo del DiagramaH-R será explicado en el siguientecapítulo.

10f) Estrellas variables

Como este nombre lo indica, algunasestrellas cambian temporalmente debrillo, oscilando entre magnitudesmínimas y máximas en forma repetitivay según períodos que abarcan desdepocas horas para algunas, varios mesesy hasta años para otras. A la fecha sehan catalogado un poco más de 40,000

estrellas variables en nuestra galaxia,cantidad insignicante cuando seconsideran las doscientas mil millonesde estrellas que pueblan este gransistema.

En términos generales, las estrellasvariables se clasican en: binariaseclipsantes y variables pulsantes.En las primeras el cambio de brillo

no guarda ninguna relación con lascaracterísticas propias de la estrella;en las segundas se produce un cambiointrínseco de luminosidad en el cuerpode la estrella.

Las variables eclipsantes son estrellasdobles binarias, donde una de lascomponentes, al girar en tono dela otra, o de un centro común degravedad, suele ocultar o “eclipsar”a su compañera, según se observandesde nuestra posición en la Tierra. Setrata de un efecto aparente de simplegeometría entre dos cuerpos quemoviéndose el uno alrededor del otro

se superponen en un momento dado,eclipsando el que está “adelante” la luzque proviene del que queda “atrás“.

El caso más conocido es Beta Perseio Algol, “el diablo” en árabe), quenormalmente brilla como una estrellade magnitud 2.3, la cual disminuyehasta llegar a un mínimo de 3.5 en ellapso de cinco horas, empleando otrotanto para recuperar el brillo original,

en el cual permanece la mayor partedel tiempo. Los eclipses de Algol serepiten cronológicamente cada 2 días,20 horas y 49 minutos y son fáciles deadvertir a simple vista si se conocen conanticipación las horas del eclipse. Enel otro extremo se encuentra EpsilonAurigae, variable eclipsante cuyo brillooscila entre las magnitudes 3.0 y 3.8en un período de 27 años. El próximoeclipse de esta estrella supergiganteocurrirá en 2010.

En las variables pulsantes el globode la estrella aumenta y disminuyede tamaño en forma alternada, enrespuesta a un cambio oscilantede expansión y contracción de susupercie. Estos cambios obedecenal aumento y disminución de la

La estrella variable Algol, en la constelación de Perseo, se

localiza a 20° al norte de las Pléyades, o 7 Cabritas.




temperatura en el interior de la estrella,el cual se contrae y sobrecalienta bajoel peso y colapso gravitatorio de las

capas superiores sobre el núcleo de laestrella, para luego rebotar y comenzara dilatarse, disminuyendo la presión yla temperatura. Al expandirse el globode la estrella su supercie aumenta deárea e irradia más luz, haciendo que lavariable pulsante alcance su máximamagnitud, antes de invertir de nuevosu pulso, reduciendo su supercie y subrillo.

Este fenómeno es parte de la evoluciónde las estrellas llamadas gigantes ysupergigantes, cuya masa es superioren más de 10 veces la del sol. Laspulsaciones se llevan a cabo en laetapa agonizante de sus cortas vidasestelares, que terminan generalmenteen forma violenta y explosiva. Entrelas pulsantes se presentan varios tiposde estrellas variables. Algunas oscilan

en forma irregular, como por ejemploBetelgeuse de Orión; otras en cambiolo hacen con bastante regularidad oritmo, siguiendo cierto lapso de tiempoo período, fácil de pronosticar.

Entre estas últimas cabe mencionara las variables de largo período, tipoMira, (ómicron Ceti), (“la maravillosade la Ballena”), una de las estrellas

gigantes que cambia su brillo de la 3ªa la 10ª magnitud, y viceversa, paracompletar el ciclo de pulsación en 332

días. Durante su máxima expansiónMira adquiere un diámetro equivalentea 700 veces el diámetro del sol, quees cuando alcanza su máximo brillo.La variación de Mira hace que estaestrella, perfectamente visible a simplevista en la época de máximo brillo,disminuya después de magnitud enmás de 600 veces, perdiéndose de vistaal observador, a menos que éste use untelescopio de mediana potencia.

Las variables de corto período, lla-madas Cefeidas, por tener comoprototipo a la estrella Delta Cephei,cambian de magnitud en períodos quevarían de 1 a 10 días, alcanzando sumáxima magnitud en menos tiempoque el empleado en declinar hasta lamínima. La duración del período depulsación es tanto más larga cuanto

más brillante intrínsecamente es laestrella; en otras palabras, entre mayores su período, más luminosa realmentees la Cefeida. Gracias a la relación entreperíodo y luminosidad en las Cefeidas,los astrónomos pueden calcular laverdadera luminosidad o magnitud absoluta de la estrella pulsante, lacual comparan con su brillo a simplevista, o magnitud aparente, para

La variación en el brillo de Algolse produce cuando una de las dosestrellas girando en su órbita oculta

parcialmente a la más brillantedel par, variación de magnitudque se produce cada tres díasaproximadamente, según diagramade la derecha.




distancias de donde nos encontramos.Entonces, conociendo de antemano sus

respectivos vatios, (por la frecuenciacon que centellean), podemos calcularla distancia de cualquiera de ellas,al comparar su brillo o magnitud aparente visto desde nuestra posición,siguiendo la regla que la intensidad deun foco luminoso disminuye según elcuadrado de la distancia.

deducir entonces la distancia en que seencuentra. Teniendo esta regla comomedida, es también posible estimarla distancia de cualquier galaxiaque contenga en su interior estrellascefeidas observables.

Un ejemplo nal aclarará esta relación:supongamos que por algún defecto defabricación “parpadea” una serie debujías encendidas, a razón de sesentacentelleos por minuto las de 50 vatios,setenta las de 75 vatios y ochenta las de100 vatios. Luego, la compañía eléctricalas ubica indistintamente a X, Y ó Z

La intensidad de un foco luminoso disminuye según el

cuadrado de la distancia. (Ilia Shamalaev).

Arriba: la estrella Mira Ceti cambiade tamaño y de brillo cada 11 meses.

Mira es una supergigante roja, allado de una enana blanca, que lesucciona gases con los que forma undisco de acreción a su alrededor.



CAPÍTULO 11 | EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS Y DEL SOL

EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS Y DEL SOL

11a) El origen

de las estrellasLas estrellas se forman atrayendo porgravedad hacia su centro los materiales,dispersos en la nebulosa que las origina,gases como el hidrógeno y polvocósmico principalmente. La fricciónmutua de los materiales así atraídos ycondensados aumenta la temperaturadel cuerpo en formación, especialmenteen su interior, donde la densidad de los

mismos es mayor y el contacto entrelos átomos más frecuente.

La atracción de la gravedad continúaactuando e incrementando la masa de laestrella en formación, de tal modo queal cabo de algunos millones de años,cuando ésta ha acumulado sucientemasa, su núcleo experimenta tantacompresión y alcanza tal temperatura

que los mismos elementos, animados develocidades enormes, colisionan unos

con otros y se fusionan en poderosasreacciones.

El centro de la estrella se convierteentonces en un verdadero horno nu-clear de transformaciones químicas,con liberación de vastas cantidadesde energía, la cual se abre paso haciala supercie del globo para emergercomo luz y calor, que la estrella irradia

al espacio. Ambas formas de radiación,así como otras que integran el espectroelectromagnético, son subproductos delas reacciones nucleares que se llevan acabo en el interior supercandente delas estrellas.

En efecto, el nacimiento de unaestrella como un globo de gasesincandescentes, emisor de luz y calor,

La nebulosa llamada Cangrejo,situada en la constelación del Toro,

se formó tras la súper explosión deuna estrella, fenómeno observado por astrónomos chinos en el año 1,054d C. Mientras los gases continúanexpandiéndose en toda dirección, elcentro ha quedado reducido a unaminúscula estrella neutrón, o pulsar,que rota sobre su eje a razón de 30

vueltas por segundo.

CAPÍTULO 11




se produce cuando los simples átomosde hidrógeno que se encuentran ensu centro alcanzan cierto grado detemperatura y comienzan a fusionarseentre sí, (reacción protón-protón), paraformar el siguiente elemento: helio.

A partir de entonces la estrella queda“prendida” y brilla por los siguientesmillones de años, hasta que consumetodo el hidrógeno original contenidoen su masa.

Como una paradoja, las estrellas queal principio de su formación lograronconcentrar mayor masa en su interior,convierten el hidrógeno en helio en

muchísimo menor tiempo que las demenor masa, porque en las primerasla temperatura interior se eleva a talextremo que las reacciones nuclearesse aceleran rápidamente, de modo quesu “vida” transcurre más velozmenteque en aquellas más pequeñas.

Pero volviendo un poco atrás, una vezque todo el hidrógeno en el núcleo de laestrella ha sido consumido y convertidoen helio, con la consiguiente y ademássubordinada producción de energíacalórica y lumínica, su globo comienza

a contraerse bajo la presión de las capassuperiores, lo cual incrementa aún másla temperatura del interior. Una nuevaetapa de fusión ocurre a continuación,convirtiendo el helio en carbono. Lalucha entre la presión que la comprimey la temperatura que la expandeprosigue en el interior del globo de laestrella, formándose en el proceso unacadena de nuevos átomos, (carbono-

nitrógeno-oxígeno), la cual conducea la producción de los otros elementosque les siguen en la Tabla Periódicade Mendeleyev, hasta concluir con laformación de átomos de hierro.

La nebulosa Águila en laconstelación de Serpiente contienesucientes materiales, como polvocósmico y gas molecular, para dar origen a nuevas estrellas, algunasde las cuales ya se han formado ybrillan en medio de su caótica masa.




11b) Diversos tipos de estrellas

Durante todos estos procesos, cada vezmás energéticos y acelerados, la estrellase vuelve inestable; dilata y contraesu supercie en medio de una luchaalternada entre la elevada temperaturaque tiende a expandirla y la tremendapresión que puja por contraerla, que eslo que exactamente se observa en lasestrella variables pulsantes.

En estrellas con poca masa original,ésta nunca llega a ser lo sucientegrande para que la temperatura quese genera por la propia contracción

produzca más fusión que la de convertirel hidrógeno en helio. Tal sucede conlas llamadas “enanas rojas”, cuya vidatranscurre muy lentamente y una vezque esta concluye, la estrella se apagay pierde de vista, ya transformada en

un cuerpo sólido, opaco y frío que vagapor el espacio. Aquellas enanas cuyamasa original es insignicante, (menosde .02 de la masa del sol), no logranalcanzar la más mínima temperaturaque necesitarían para iniciar la fusión

nuclear. Simplemente son estrellasabortadas que nunca podrán brillar; jamás se han visto y se las considerancomo “enanas negras”.

En estrellas de tamaño y masa regular,como el sol, de vida medianamente larga,la etapa moribunda comienza una vezagotada la capacidad de fusión nuclear.Entonces la supercie o envoltura

gaseosa de la estrella se expande tantoque termina separándose del núcleopara transformarse en un gran globoinado, o sea una estrella “gigante” dediámetro enormemente distendido.La gran expansión de la envoltura le

Las nebulosas llamadas Norte América y Pelícano ubicadas másallá de la constelación del Cisne,contienen suciente gas y polvo paraoriginar miles de estrellas.




conere el aspecto de un globo difusoen cuyo centro el núcleo queda reducidoa una débil estrellita, pero superdensa,de las llamadas “enanas blancas”.

Estos globos gaseosos súper inados

son nombrados por los astrónomos“nebulosas planetarias”, que nadatienen que ver con los planetas, másque su apariencia esférica, los cualesde existir en la vecindad resultaríanconsumidos y volatilizados ante lagran expansión de la estrella.

Los gases de estas “nebulosas” seesparcen con el tiempo y disipan en el

espacio circunvecino en unos cien milaños, mientras el núcleo central de laestrella moribunda se supercontraeal extremo y queda transformado enenana blanca como su último destino.

11c) Enanas blancasy estrellas pulsares

El tamaño de las enanas blancas escomparable a las dimensiones dela Tierra. Son estas estrellas super-compactas, dotadas de una increíbledensidad, tanta que una cucharadita de

su materia pesa varias toneladas. Susátomos están muy comprimidos porhaber perdido su capa de electrones,quedando en contacto unos núcleos

con otros.

Cuando una enana blanca forma partede un sistema binario, su atracción esevidente sobre su compañera, comopara afectar la trayectoria de ésta,(caso entre Sirius A y Sirius B). Siambas se encuentran muy cerca, la“enana” succiona materia de su vecina,provocando una explosión súbita yviolenta, que caracteriza a las estrellas

“supernovas”, que aparecen de repentebrillando en el cielo.

Por otra parte, si la masa original de laestrella era mayor que 1.4 la masa delsol, (límite de Chandrasekhar), unavez alcanzada la fase “gigante”, aquellase desina y colapsa dentro de simisma. El núcleo se contrae a tal gradoque los mismos protones se separan de

los neutrones para recombinarse conlos electrones, originando un cuerpoen estado tan súper condensado quelos núcleos atómicos están “pegados”y concentrados, conformando unaestrella de pocos kilómetros dediámetro. Esta gira a gran velocidad,(una vuelta por segundo), y emitepulsaciones de radio en determinadadirección, como la luz del faro en los

Comparación entre Sirius B, la Tierra y una estrella pulsar o neutrón.

Abell 39, a 7,000 años-luz, es unejemplo de nebulosa planetaria, conuna enana blanca en el centro.




aeropuertos: es una estrella pulsar, oestrella neutrón.

No obstante el pequeño tamaño de unapulsar, la materia que la constituye es talque si llenásemos con ella un volumenigual al monitor de una computadoraestándar, éste pesaría más de 30,000toneladas. La atracción gravitatoriaes tan poderosa que un astronauta

que lograse bajar a la supercie dela pulsar se aplastaría de inmediato,reduciéndose su cuerpo a una películano mayor de un átomo de espesor.

11d) Novas y Supernovas

En 1572, el astrónomo danés TychoBrahe, de la época pre-telescópica,fue sorprendido por la aparición

repentina de una estrella tan brillantecomo el planeta Venus, en medio dela constelación Casiopea, a la cualconsideró como una estrella “nueva”.Anteriormente, en 1054, astrónomoschinos habían reportado la súbitapresencia de una estrella similar en laconstelación del Toro. Ambos astrosfueron visibles durante varios meses,antes que su brillo declinara y las

estrellas “desaparecieran” de los ojosde sus sorprendidos observadores.

Las estrellas “nuevas”, o novas, sonaquellas que estando lejos, o siendoescasamente visibles, (en ambos casosdifíciles de identicar), de pronto au-mentan considerablemente de brillo,saltando en pocas horas de 7 a 15magnitudes, tornándose visibles en

Ilustración de un chorro de rayos X emitido por la estrella pulsar que ocupa el centro de la nebulosaCangrejo.

Tycho Brahe observando la brillanteestrella nueva que apareció enCasiopea en 1572.

Esquema de una estrella pulsar oneutrón, rotando rapidísimamente,

generando un campo magnéticobipolar, en cuyos extremos proyectaun ujo de rayos X.




forma espectacular durante variosdías, semanas o meses, antes que susúbito brillo decline y se pierda devista nuevamente.

El nombre de “novas” obedeció a

que sus apariciones repentinas en elcielo hizo creer a los astrónomos pre-telescópicos, que en realidad se tratabade estrellas recién creadas.

Las novas se originan a causa de unaexplosión con que concluye la vidade ciertas estrellas. En las primerasdécadas del siglo XX “aparecieron”cinco novas, que brillaron como

estrellas de primera magnitud, peroa partir de 1942 no se ha vuelto aobservar ninguna que alcanzara talluminosidad.

Estas explosiones tienen lugar tanto ennuestra galaxia a diferentes distanciasde la Tierra, así como en otras galaxias

más lejanas. La observada por Tycho en1572 fue en realidad una “supernova”que explotó 7,500 años antes, tiempoque requirió la luz de la conagraciónpara llegar a la Tierra.

Las supernovas tienen su origen en unsistema binario preexistente, en el cualla más pequeña de ambas componenteses una “enana blanca” ultra compactay superdensa, que “chupa” los gasesque envuelven a su compañera, quepor lo general se encuentra casi encontacto con ella. La primera se tornamuy inestable a medida que capturamás materia de su vecina. Si la masa

capturada excede a 1.4 la masa del sol,(límite de Chadrasekhar), el procesotermina en una violenta explosión,“vomitando” gran parte de losmateriales gaseosos “robados” que larecubrían. Los gases expulsados formanuna enorme aureola o atmósfera entorno del minúsculo núcleo residual dela pequeña compañera. Las supernovasasí producidas se clasican como delTipo I.

El proceso puede repetirse siempre quela estrella mayor continué proveyendode material suciente, como paraprovocar una nueva explosión en suvecina.

La explosión estelar de una supernovaes tan violenta como rara, (visibleuna vez cada 300 años en promedioen nuestra galaxia), durante la cual laestrella incrementa su brillo originalsaltando unas 15 a 20 magnitudes enpoco tiempo. La supernova del Torode 1054, observada por los astrónomoschinos, era tan brillante como la fasede la luna creciente en sus primerosdías. Los gases esparcidos por laexplosión dieron origen con el tiempoa la actual nebulosa llamada Cangrejo,

Posteriormente, la enana blancaexplota como Supernova, luego dehaber succionado gran cantidadde materia de su compañera más

grande. Estas Supernovas seclasican como del Tipo I.




llegase a explotar en el entorno ga-láctico donde nos encontramos. Seestima que en algún lugar de cadagalaxia se produce una supernova cada

50 años. Por el momento, para nuestratranquilidad, no se conoce ningunaestrella potencialmente peligrosa amenos de 500 años-luz de distancia dedonde estamos.

con una pulsar en el centro y variasramicaciones gaseosas.

La supernova de Tycho, “apareció” en

1572 en la constelación de Casiopeay era más brillante que Venus y lasupernova de Kepler, en 1604 en Ouco,tan luminosa como Júpiter. En nuestragalaxia las supernovas “aparecen”muy cerca de la Vía Láctea, o sea delplano de mayor densidad estelar oconcentración de estrellas.

Si la masa original de una estrella es

más de diez veces la del sol, el nal de lamisma es verdaderamente espectacular.La estrella explota con gran violencia,dando origen a una supernova TipoII, la cual libera energía equivalentea cien mil millones de soles juntos yalcanzan una luminosidad cinco milmillones de veces más brillante queel sol. Tal es la intensidad explosivade estas supernovas que algunas hansido observadas en galaxias distantes

a 10,000 millones de años-luz, y enciertos casos con un brillo comparableal conjunto de todas las estrellasque componen a una de esas lejanasgalaxias.Las poderosas radiaciones emitidas du-rante cataclísmicas explosiones podríandestruir nuestra atmósfera y acabar conla vida en la Tierra, si una supernova

Ilustración gurada de la poderosa explosión de una estrellaen el momento de convertirse en una Supernova.

Actual estado de los gases de la supernova de Tycho, vistabajo luz ultravioleta y rayos X. (NASA`s Chandra X RayObservatory).

Localización de una supernova en el borde de la galaxia NGC 4526 en Virgo, descubierta en 1994.




Las supernovas son originalmenteestrellas gigantes y súper gigantes,cuya masa es diez a veinte veces mayorque la del sol, con un diámetro varioscentenares de veces mayor que éste. Enel interior de una estrella en proceso

de convertirse en una supernova sellevan a cabo asombrosas reaccionestermonucleares en cadena, con laproducción de nuevos y más complejoselementos químicos, bajo condicionesde enormes presiones y temperaturas,las cuales terminan al nal haciendoexplosionar a la estrella y lanzando susmateriales al espacio.

En el momento de la suprema explosión,la energía liberada es tan grandiosa queen cuestión de segundos se forma en

el interior de la estrella el resto de loselementos de la Tabla Periódica, másallá del hierro. Los materiales lanzadospor la explosión se esparcen en todaslas direcciones regándose en el espacio.De ellos nacerán las futuras estrellas,

como el fénix que revive de sus cenizas.Al nal de cuentas, todos los elementosque hoy integran los cuerpos celestes,(también nuestro propio cuerpo),son “polvos” reciclados de estrellasmuertas.

La explosión de una supernova esconsiderada como uno de los fenómenosmás violentos y espectaculares del

universo, ya que durante tal evento laestrella expulsa y lanza al espacio lamayor parte del material gaseoso que la

La estrella Eta Carinae se encuentraen el centro de una nebulosa bipolar,

producida a raíz de la explosión de laestrella observada en 1843. Se esperaque Eta Carinae se convierta en

una supernova en el lapso de millónde años. (Imagen del Hubble SpaceTelescope).



1CAPÍTULO 11 | EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS Y DEL SOL

que lo detenga, hasta convertirse enun hoyo negro, donde la atracciónde la gravedad es tan enorme que nisiquiera la luz puede escapar de él.Invisible a nuestro ojo, todo hoyonegro atrae hacia su centro y se “traga”

cuanta estrella esté en la vecindad, opase cerca de donde se encuentra estecaníbal cósmico.

11e) La evolución en lasestrellas de diferentesmasas

El nacimiento, evolución y muerte deuna estrella queda determinada desdesu origen, a partir de la nebulosa decuyos materiales (polvo cósmico ygases moleculares) se constituye.Curiosamente, aquellas estrellas enformación que logran “acaparar” másmasa, evolucionan y mueren másrápidamente que otras cuya masa

conformaba, no quedando en su centrosino un pequeñísimo y condensadonúcleo. La energía liberada en brevessegundos por tan espectacularexplosión es cientos de miles de vecesla que genera normalmente nuestro sol

en el mismo tiempo.

Además de nuevos elementos químicosque las supernovas aportan al espaciointerestelar, el proceso explosivoproduce ondas de choque que revuelvenla materia y provocan la formación denuevas estrellas. Al agitar las ondas losgases y polvo cósmico dispersos por laexplosión, o previamente existentes

en el espacio vecino, los obligan acondensarse en nebulosas generadorasde futuras estrellas.

No cabe duda que de los 96 elementosnaturales que conocemos, (y queforman parte de nuestras células, elplaneta y el sistema solar), la granmayoría de ellos se originaron a partirde la gran explosión de una supernova,de cuyos restos se conformó la

nebulosa primigenia, de donde a su vezse constituyó el sol con su cortejo deplanetas.

En resumen, los fenómenos que seobservan en las variables pulsantes, asícomo en novas y supernovas, ocurrenpor lo general en estrellas agonizantescomo culminación de sus vidas, quepor lo general terminan en un violentonal.

11e) Formación de losHoyos Negros

Una vez desatada la explosión en unasupernova, o en cualquier estrellamasiva, el núcleo original remanentecomienza a contraerse y colapsar enforma constante, pues no hay fuerza

Un hoyo negro posee la masa de millones de soles. Su gravedad es tan poderosa que atrae a las estrellas cercanas,succionando sus materiales para formar un disco deacrecentamiento, y nalmente incorporarlos a su tremendamasa ultra compacta, donde ni siquiera la luz puede escapar.




inicial es relativamente menor, enuna proporción temporal de casi 1 a100. Nuestro sol representa un estadointermedio; actualmente con sus

4,600 millones de años de edad se estáacercando a la medianía de su vida.

11f) Historia evolutiva del Sol

No es posible cerrar este capítulo sinreferirnos al origen y destino de nues-tra propia estrella: el Sol. Es, en efecto,una estrella promedio en cuanto a di-

RESUMEN DE LA EVOLUCION EN LOS DIVERSOS TIPOS DE ESTRELLAS

La vida de una estrella depende de la cantidad de materia(masa) que la integra a partir de la nebulosa original de lacual nace, presentándose las siguientes situaciones:

A: Estrellas con poca masa, desarrollan una larguísima

vida, sin expansiones ni explosiones, llegando al n de una vida convertidas en enanas.

B: Estrellas como el sol, tienen una larga vida “media”,que transcurre en la Secuencia Principal. Al nal de sus

vidas evolucionan hacia gigantes rojas, luego a nebulosas planetarias y nalmente terminan como enanas blancas.

C: Estrellas masivas, evolucionan rápidamente hacia súper gigantes, explotan como supernovas y terminan comoestrellas neutrones, o bien como hoyos negros.



1CAPÍTULO 11 | EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS Y DEL SOL

mensión, masa, composición, tempe-ratura, luminosidad y edad, todas lascuales en cierta manera son responsa-bles de la existencia y actual presenciade la Tierra, los demás planetas y de lavida que ha evolucionado en nuestro

propio mundo.

En el Capítulo 2 se mencionó el origensimultáneo del Sol y del sistema solar,a partir de gases, (especialmentehidrógeno, el elemento primordial ymás común del universo), más polvocósmico, acumulados en una nebulosaprimigenia.

En los primeros diez millones años desu infancia, el sol concentró su masaen el centro o vórtice de la nebulosaprimigenia, o en uno de sus más densossectores, cuyo diámetro era muchomayor que el que actualmente tiene elsistema solar. Aquella parte comenzóa contraerse, rotar y aplanarse, hasta

formar una especie de disco de gasesy polvo entremezclados en torno a uncentro de mayor concentración, dondeempezó a formarse el sol.

En la primera etapa de su niñez, el sol

con el cortejo de planetas, o núcleossecundarios recién formados a su alre-dedor, emergió de su capullo de gasesy polvo como un cuerpo diferenciado.Acaparaba desde su posición centralmás densa la mayor parte del mate-rial inmediato de la antigua nebulosa,mientras su globo rotaba y se contraíapor la fuerza de gravedad ejercida porlos materiales atraídos y concentrados

hacia su interior. Sin embargo, la tem-peratura generada por esta contracciónno era todavía suciente para provocarreacciones termonucleares. En estaetapa de proto-estrella, el sol seguíasiendo un cuerpo apagado que emitíaúnicamente energía infrarroja.

ETAPAS EN LA EVOLUCIÓN DEL SOL




Cuando llegó a su juventud, el solcumplía sus primeros mil millonesde años. Para entonces la contracciónde la masa interna había generado latemperatura necesaria para iniciar laconversión de hidrógeno en helio, a

la vez que liberaba energía calóricay lumínica. A partir de ese momentoel sol “se enciende”; se convierte enuna verdadera estrella y ubica en lasecuencia principal del DiagramaHertzsprung-Russell, donde actual-mente se encuentra cumpliendo lamedianía de edad, es decir sus 4,600millones de años de vida. Ahí perma-necerá estable por otros tantos millones

de años, hasta que termine de agotar lareserva de hidrógeno que le queda y laconvierta totalmente en helio.

Al terminar este proceso, el sol enveje-cido cumplirá unos 10,000 millones deaños. Abandonará su tranquila vida en

la Secuencia Principal y expandirá laenvoltura gaseosa para convertirse enuna estrella gigante. Iniciará luego unaserie alternada de contracciones y ex-pansiones, como una estrella variablepulsátil para terminar englobando y

consumiendo en el acto a los planetascercanos, la Tierra incluida en el ho-locausto. Finalizadas las pulsaciones,su atmósfera continuará dilatándosey diluyéndose como una nebulosa pla-netaria, mientras el núcleo original secontraerá, convirtiéndose rápidamenteen una agotada “enana blanca”.

Sin más “combustible” que quemar, el

empequeñecido y agotado sol termi-nará apagándose para siempre. Sucadáver otará indenidamente en elfrío y oscuro espacio del cosmos.

FIN DE LA TIERRA: Dentro deunos 7,000 millones de años, alalcanzar el sol la etapa gigante, su

globo se expandirá, disipando laatmósfera de la Tierra, evaporandoel agua de los océanos y derritiendolos continentes. Luego envolveráal planeta con su hálito ardiente,

volatilizando todo lo remanente deella.



1CAPÍTULO 12 | LA GALAXIA, CÚMULOS ESTELARES Y NEBULOSAS

12a) La Galaxia, de la queforma parte nuestraestrella, el sol

El sol, junto con unas 200,000 millonesde estrellas, forma parte del gigantescosistema circular que constituye nuestraGalaxia. Este enorme conjunto de

estrellas tiene la forma de un gran discocon un ligero abultamiento en el centro,(como una rueda de carreta), donde secongregan las estrellas más viejas. Dela parte central se desprenden ramaleso brazos que se abren en espiral,formados por estrellas más jóvenesacompañadas por espacios ocupadospor nubes de gases resplandecientes yoscuras masas de polvo interestelar.

El diámetro de la Galaxia es de 100,000años-luz, con un grosor no mayor de10,000 en la parte central abultada yunos 2,000 años-luz en el resto deldisco. Son tales las dimensiones deeste descomunal sistema y tantas lasestrellas que lo integran que la granmayoría de las visibles a simple vistadesde la Tierra caben en un reducidoespacio no mayor de 500 años-luza la redonda del sol, constituyendoapenas un pequeño grupo en relacióna todo el resto que integra a la Galaxia.A esa distancia nuestro sol pareceríauna insignicante estrella telescópica,confundida entre millares de estrellasde la Vía Láctea.

LA GALAXIA, CÚMULOS

ESTELARES Y NEBULOSAS

Este sector de la Vía Láctea, bordeexterno de nuestra propia Galaxia,hace de trasfondo a las estrellas más

cercanas de las constelaciones deCisne, Cefeo y Casiopea. La pequeñamancha ovalada, a la derechadel centro, es M31, o Galaxia de

Andrómeda, la más próxima a lanuestra, no obstante encontrarsea 2.5 millones de años-luz. Lasnebulosas marcadas NGC o IC soncomo nidos donde se están incubandonuevas estrellas entre parchesoscuros de polvo cósmico, o “sacosde carbón”.

CAPÍTULO 12




Los ramales o “brazos” de nuestragalaxia se desenvuelven en formaespiral, para desvanecerse luego de unrecorrido aproximado de 360º a partirdel eje central o núcleo. Del interior ala periferia estos ramales son llamadosNorma, Escudo, Sagitario y Perseo.Entre estos dos últimos se proyectaun corto espolón de estrellas, llamado

Orión, donde está ubicado el sol y susvecinas, a una distancia de 27,000 años-luz del centro de la Galaxia, o sea unpoco más hacia la periferia del sistemaque a su centro.

El abultamiento central forma el nú-cleo de la Galaxia, donde las estrellasse encuentran en mayor número. Elpropio núcleo es invisible por en-contrarse detrás de una nube de densomaterial opaco u oscuro que impidever a su través. Los astrónomos hanseñalado que en el centro mismo dela galaxia reside un hoyo negro, quecomo poderoso vórtice de gran poder

atractivo está succionando y haciendodesaparecer a las estrellas que selocalizan en su inmediata vecindad.

Denir la forma y estructura exactasde este grandioso sistema es tareacomplicada, que se ha ido resolviendocon la ayuda de las ondas de radioe infrarrojas, pues como el sol estáubicado en su interior y en el planocentral del mismo, todo lo que vemos

alrededor es la superposición de losramales proyectados contra el fondode la Vía Láctea. Es como tratar degurarnos la estructura de todo elbosque estando nosotros metidos enmedio de los árboles.

En efecto, la banda circular de lejanasy múltiples estrellas que observamoscomo Vía Láctea, no es sino la pro-yección de dichos ramales hacia elborde o periferia del sistema según elplano principal del mismo, vistos desdela perspectiva de nuestra posicióninterna en la Galaxia.

Todas las estrellas giran en torno alcentro galáctico en un período tantomás dilatado cuanto más alejadas seencuentran de dicho centro. El sol

Tres representaciones ilustradasdel plano de la Galaxia vistoen diferentes ángulos, por unobservador hipotético que lacontemplase desde una regiónexterior a la misma. El núcleoes más alargado que redondo, comocorresponde a las galaxias espiralesllamadas barradas.



1CAPÍTULO 12 | LA GALAXIA, CÚMULOS ESTELARES Y NEBULOSAS

emplea unos 230 millones de años paracompletar una vuelta alrededor delcentro. Considerando su edad, el solha realizado unas 20 vueltas desde sunacimiento. La rotación del sistemano es igual en toda su extensión; lasestrellas situadas en la periferia, o seaen los brazos espirales, se mueven máslentas que las ubicadas cerca del centro.Las leyes que rigen el movimiento delos cuerpos celestes siguen aplicándosede igual manera, aún a la escala de lasgalaxias.

Nutrida como puede parecer la Galaxia,los espacios entre las estrellas que lacomponen son tan vastos que éstasnunca colisionan entre sí, no obstante

su gran número. Se dan casos en otrasgalaxias lejanas que atraídas por mu-tua gravedad se compenetran sin queocurran colisiones entre sus compo-nentes, aunque en tales circunstanciasambas galaxias resultan deformadas, ose fusionan para integrar un solo siste-ma. De esto se deduce que los espaciosintergalácticos no son tan amplios encomparación con los interestelares.

12b) Las Nubes Magallanes

A la par de nuestra Galaxia existendos sistemas más pequeños de aspectoirregular, que son como sus satélites.Se localizan en el hemisferio australcomo dos nubecillas blancas visibles a

simple vista. Recibieron el nombre deNubes Magallanes por haber sido estenavegante portugués el primero endescubrirlas cuando dobló el cabo deHornos en su viaje de circunvalaciónal mundo en 1520. Ambas son de difícilobservación en Centroamérica, debidoa su posición muy cercana al horizontesur de nuestra latitud.

La región más densa de la Vía Láctea

corresponde al centro abultado de laGalaxia, cruzado por una banda demateria oscura.

La Nube Mayor de Magallanes, juntoa la cual se destaca la gigantescanebulosa llamada Tarántula (decolor rojo).




La Nube Mayor de Magallanes seencuentra a unos 170,000 años-luzy mide 20,000 años-luz de longitud.Aloja unas 30,000 millones de estrellas,incluyendo cefeidas variables, variassupergigantes, más grandes que las de

nuestra propia galaxia, una supernovarecién explotada (en febrero 1987),cúmulos globulares y nebulosas di-fusas. Entre estas gura la enormenebulosa Tarántula, de 1,000 años-luzde diámetro. En su centro reside uncúmulo de estrellas supergigantes ysuper energéticas, colectivamente lla-madas S Doradus, cuya luminosidad es equivalente a medio millón de soles

como el nuestro. La Nube Menor dista210,000 años-luz, y mide unos 15,000a-l de diámetro.

12c) Cúmulos Estelaresy sus poblaciones

Si bien la gran mayoría de las estrellas dela galaxia están ampliamente esparcidasen el sistema, hay algunas que tiendena formar agrupaciones, de decenas ocentenas de miembros, ubicadas a lolargo de las ramas espirales. Son estosgrupos los Cúmulos Abiertos, comolas Pléyades, (llamadas popularmenteSiete Cabritas), en la constelacióndel Toro, constituidas por unas 500estrellas situadas a una distancia de380 años-luz en promedio, cubriendoun espacio de 13 años-luz. Por logeneral, estos cúmulos están formados

por estrellas muy jóvenes que parecenhaber tenido un origen común. Conel tiempo se dispersarán y seguiráncada una su curso independiente;sin embargo, en algunos grupos lasestrellas se mantienen unidas, como porejemplo las Hyades, en la constelaciónanterior, donde todos los miembrosviajan paralelos en la misma dirección.

Detalle de la nebulosa Tarántula,situada en la Nube Mayor deMagallanes. En su interior sealojan las más masivas y luminosasestrellas conocidas.

La Nube Menor de Magallanes. A sulado se proyecta el cúmulo globular 47 Tucán, perteneciente a nuestra

galaxia, el cual está a una distancia10 veces más cerca.

Las Pléyades (abajo), forman uncúmulo abierto de estrellas jóvenesaún envueltas en los restos de lanebulosa que les dio origen.



CAPÍTULO 12 | LA GALAXIA, CÚMULOS ESTELARES Y NEBULOSAS

Nuestro sol posiblemente surgió encompañía de otras estrellas, hace tantotiempo que el grupo se han dispersadoy alejado de nuestra vecindad, cada cualsiguiendo su propio rumbo y destino.Nunca sabremos a ciencia cierta cuántas

y cuáles fueron las “hermanas” del sol ydónde se encuentran actualmente.

Otras estrellas de la galaxia formangrandes enjambres compactos, cono-cidos como Cúmulos Globulares, situa-dos aún más lejos y compuestos porcentenares de miles de estrellas viejas.Unos 160 cúmulos se encuentrandistribuidos en un halo dispuesto al-

rededor del centro de la Galaxia, a taldistancia que lo envuelven en todaslas direcciones. Estos cúmulos noparticipan del movimiento generalde rotación de la galaxia, sino que semueven en torno al centro de la mismaen forma independiente.

La distancia de los cúmulos globularesvaría entre 10,000 y 40,000 años-luz apartir del centro de la galaxia, siendo

el más grande y espectacular el cúmu-lo Omega Centauri. Este es un enjam-bre globular que visto aun con peque-ños telescopios resulta una verdaderasorpresa, no obstante encontrarse a15,000 años-luz. Basta imaginar cuándeslumbrante debe ser el rmamentocontemplado desde un planeta en elcentro de este grandioso enjambre for-mado por centenares de miles de solesque lo circundan por todas partes.

Las estrellas que integran los cúmulosglobulares, así con aquellas que seencuentran en el centro abultado de lagalaxia, fueron las primeras en formarsey evolucionar. Colectivamente se lasclasica como Población II, integradaprincipalmente por estrellas rojizasen la etapa madura de su evolución,

Tanto el cúmulo abierto Messier 7 en Escorpión (arriba),como el cúmulo doble en Perseo (abajo), a 1,000 y 7,000

años luz respectivamente, están formados por estrella muy jóvenes. Las tres agrupaciones son fácilmente observablescon binoculares, en medio de la Vía Láctea.

(Izquierda) El cúmulo globular Messier 13 en Hércules, unas 100 mil estrellas a 20,000 años-luz.(Derecha) El cúmulo globular Omega Centauri, un millón de estrellas a 15,000 años-luz. Amboscúmulos son fácilmente observables con modestos telescopios.




contrastando con aquellas más jóvenes,azules y blancas, que conforman ma-yormente la Población I, que predominaen los brazos espirales. Las estrellas dela Población II son consideradas comode la primera generación, es decir de

la edad o tiempo cuando se formó lagalaxia y contienen en su composiciónpocos elementos más pesados que elhelio.

La Población I está integrada por estre-llas de generaciones posteriores, (nues-tro sol puede ser de segunda o tercerageneración), las que se formaron a ex-pensas de los restos de estrellas que les

precedieron. Estas explotaron al nalde su evolución y dejaron sembrado elespacio de varios elementos más com-plejos que el helio, que formarían partede futuras estrellas. De esta forma en-cadenada el proceso continúa, como elfénix mitológico, donde nuevas estre-llas nacen a expensas de viejas mori-bundas.

El intervalo entre una generación y

la siguiente varía de acuerdo con lamasa inicial de la estrella original. Lasestrellas de mayor masa evolucionanmás rápidamente; por tanto terminansu vida y aportan sus materiales a lasiguiente generación en menos tiempoque las estrellas de menor masa.

En resumen, todas las estrellas nacena partir de gas y polvo esparcidosprincipalmente en los ramales de laGalaxia. Aquellas situadas en el núcleogaláctico y en los cúmulos globularesque lo circundan son las más viejas y enellas predomina el color rojizo o naranja.Durante su formación consumieronlos gases y polvo interestelares queencontraron a su alrededor. En cambio,las que se localizan en las ramasespirales son estrellas origen más

reciente, por lo general de color blancoo azulado, muy luminosas y de mayortemperatura. Las más jóvenes todavíaestán envueltas en los capullos de gasesque las originaron.

12d) Las Nebulosas

No toda la materia que conforma laGalaxia está condensada en estrellas,pues existen inmensas nubes de gasesy nas partículas de polvo cósmicodistribuidas discretamente en las ra-mas espirales. Algunas de estas “nu-bes difusas”, o Nebulosas, están for-madas de hidrógeno principalmente,

elemento original del universo que setorna luminoso bajo la inuencia de laradiación de las estrellas vecinas. Otrascontienen elementos más complejos.

Algunas nebulosas tienen su origena partir de centros de atracción, agru-pación y condensación de inmensasmasas de gases originales (hidrógenoprimordial) más partículas de polvodispersos en el espacio interestelar.

Cuando los gases predominan y sonexcitados por la radiación ultravioletade las estrellas vecinas, el conjuntobrilla como una nebulosa de emisión.Las nebulosas de reexión, como sunombre lo indica, reejan la luz azulaltamente energética de las estrellaspróximas.

El mejor ejemplo del primer caso essin duda la Gran Nebulosa de Orión,(Messier 42), donde existe sucientemateria primordial dispersa que seestá concentrando y condensandopara originar nuevas estrellas. Al igualque sucede en todas las nebulosasde emisión, el hidrógeno en estadomuy raricado se torna uorescenteal absorber la radiación ultravioleta

Todas las estrellas que conforman loscúmulos globulares, como Messier 80, son parte de la Población II.




procedente de estrellas jóvenes muyluminosas nacidas en su interior.

Aunque a simple vista la nebulosade Orión es una pequeña mancha debrillo semejante a una estrella de 4ª

magnitud, pues su distancia es de 1,500años-luz, basta un modesto telescopiopara revelar la singular belleza de esta

formación. En el interior presentacuatro estrellas jóvenes compactadas,cuyos resplandores iluminan los gasesde la nebulosa y le coneren un aspectocavernoso. Contra este fondo brillantese destacan pequeños nódulos oscuros,que son masas de partículas sólidas,

La nebulosa oscura Cabeza deCaballo, en Orión, contrasta con elbrillo de las estrellas situadas másatrás.

En Sagitario brilla la nebulosaMessier 20, o Trída, donde laradiación de las estrellas internascolorea de rojo a las nubes dehidrógeno a su alrededor.

Fotografía de larga exposición mostrando los más sutiles rasgos de la Gran Nebulosa de Orión, uno de los objetos másatractivos del espacio interestelar.

polvo y gases condensados, en procesode acrecentamiento para formar nuevossoles, ya que toda la nebulosa es unverdadero crisol donde se está forjandouna nueva generación de estrellas.

Por otra parte, las nebulosas oscurasestán constituidas principalmente pormateriales densos y opacos, con par-

tículas de consistencia y composiciónsemejante al polvo de grato, o polvointerestelar, que ltra o absorbe la luzde las estrellas que se encuentran de-trás. En este caso, la sombra o siluetaoscura de la nebulosa se proyecta con-tra el fondo resplandeciente de las es-




trellas eclipsadas. Tal es el caso de lanebulosa llamada Cabeza de Caballo,localizada también en la constelaciónde Orión, no muy lejos de la anterior.

Existen entre las ramas espirales y bor-

des externos de la galaxia extensas yalargadas nubes de igual material ab-sorbente, que son llamadas Sacos deCarbón. Dispuestos en el plano prin-cipal de la galaxia, se interponen a lolargo de la Vía Láctea y en algunossectores hasta parecen dividirla longi-tudinalmente en dos ramales paralelos,como se observa entre las constelacio-nes de Centauro y Cisne. De hecho, el

propio y abultado centro de la Galaxia,situado en dirección de Sagitario, que-da oculto detrás de una de esas nubesoscuras.

Estas nubes contienen densas masasde polvo interestelar (principalmentecarbono) y gas molecular, que al estarubicadas a lo largo del plano de la Ga-laxia, o contra el fondo general de laVía Láctea, ocultan por completo a las

estrellas que se encuentran más atrás, o

GALERÍA DE ALGUNAS NEBULOSASDE EMISIÓN Y REFLEXIÓN

Nebulosa Llamarada NGC 2024, en el complejo NubeMolecular de Orión, a 1,500 años-luz.

Nebulosa de reexión Cabeza de Bruja, IC2118, iluminada por Rigel de Orión, a 1,000 años-luz.

Nebulosa California NGC 1499 en Perseo, situada a unadistancia de 1,500 años-luz.

Gran angular de 90º entre el Cisne y Carena, donde la Vía Láctea seencuentra partida a lo largo de90º por manchas oscuras, o “Sacosde Carbón”, que se anteponen aleje central. La Vía se ensancha endirección al núcleo de la galaxia,iluminado por millones de estrellasque resplandecen más atrás.

Nebulosa, Capullo IC5146 en Cisne,distante 4,000 años-luz.

Nebulosa Laguna, Messier 8, enSagitario, distante 5,200 años-luz.

Nebulosa de reexión NGC 7023, llamada Iris, en Cefeo,distante 1,300 años-luz.




bien eclipsan o atenúan la luz de aque-llas ubicadas en la periferia de la nubemolecular.

Tanto las nebulosas de emisión y re-exión, así como las oscuras cargadas

de polvo interestelar y gas, formanvoluminosas y caóticas masas consti-tuidas por gases con abundantes ele-mentos primordiales, como el helio yel hidrógeno, enriquecidos a su vez porotros elementos mas complejos apor-tados posteriormente por estrellas quehan avanzado en su evolución y fueroncapaces de producir ulteriores trans-formaciones químicas en su interior a

través de procesos termonucleares.

Pero también abundan otras nebulosasde distinto origen y composición, redu-cido volumen y más corta duración. Seforman a partir de una estrella en par-ticular que al nal de su vida expande ydisipa su envoltura, como una inmensaburbuja o globo de gases. Tal es el casode las nebulosas planetarias. En unospocos miles de años sus expansionadas

atmósferas se disiparán en el espacio,quedando sólo el núcleo convertido enuna estrella enana blanca en el centro.Así será el destino nal de nuestro pro-pio sol.

Entre las nebulosas planetarias másfáciles de observar, usando telescopiosmodestos, guran las llamadas Búhoen la Osa Mayor, la Anular de Lira y lanebulosa Dumbbell en el Zorro.

La vida de las planetarias es efímera,cuado comparada con las otras nebu-losas, debido a la expansión rápida ydisipación de su envoltura periféricaen el espacio.

Finalmente, otro tipo de nebulosa seorigina a consecuencia de la violenta

La nebulosa oscura de forma serpentina Barnard 72(arriba), así como la Barnard 68 (abajo), están formadas

por nubes de gas molecular y gran concentración de polvointerestelar, tan densos que eclipsan a las estrellas de laVia Láctea que se proyectan más allá. Ambas nebulosasse encuentran a 650 y 500 años-luz respectivamente, en

dirección a la constelación de Ouco.

explosión de estrellas masivas, tipo su-pernovas, cuando lanzan al espacio susmateriales constitutivos, entre elloselementos más complejos que los queconforman las simples moléculas de hi-

drógeno o helio. La llamada NebulosaCangrejo, (ilustrada en el capítulo pre-cedente), presenta una estructura la-mentosa, restos de la explosión de unaestrella observada en el año 1054 d.Cen la constelación del Toro, la cual haquedado reducida a una estrella neu-trón que ocupa su centro, emitiendoun chorro de rayos X en direccionesopuestas.




Estas explosiones enriquecen el es-pacio interestelar con nuevos ele-mentos y moléculas liberadas, loscuales servirán de materia prima parala creación de nuevas estrellas, si esque en el futuro logran reconcentrarse

bajo la mutua atracción gravitatoria.Lo más probable es que los materialesexpulsados durante la gran explosión se

La nebulosa del Velo, también llamada Escoba de laBruja, se encuentra a 1,400 años-luz. Es el resultadode la explosión de una supernova en la constelación delCisne, hace 50,000 años. La estrella 52 Cygni, de 4tamagnitud, se le antepone, a solamente 206 años-luz denosotros.

La nebulosa Búho (Messier 97, primera fotografía), Anular de Lira,(Messier 57, segunda fotografía)

y Dumbbell (Messier 27, tercera

fotografía), formadas por laexpansión relativamente reciente dela envoltura gaseosas de una estrellaagonizante, quedando su centroconvertido en una enana blanca. Lasdistancias respectivas de estas tresnebulosas son 3,000, 2,300 y 1,270años luz .

NEBULOSASPLANETARIAS

difundan paulatinamente en el espacioy se diluyan de tal forma que despuésde varios miles de años no quedan másvestigios de la conagración estelar.

Hace 12,000 años una supernova explotó regando susmateriales en el espacio, que hoy observamos como unanebulosa lamentosa situada a 1,500 años-luz en laconstelación de Vela.



CAPÍTULO 13 | EL UNIVERSO

13a) Miles de millones degalaxias pueblan el

UniversoEl Universo es como un inmenso océanopoblado de islas arenosas, donde cadagalaxia es una isla y cada granito dearena una estrella. Por esta analogíahay quienes llaman a las galaxias“universo-islas”. La diferencia con estasimilitud radica en que el Universo seexpande continuamente, separandocada vez más las galaxias, (de hecho ya

muy distanciadas las unas de las otras),y que las estrellas que las pueblantambién están aún más aisladas entresí, pues los distancias que las separanson en proporción mucho más grandesque los espacios entre las galaxias.

Antes de 1920 los astrónomos no teníanidea sobre la enormidad del universo.Creían que algunas manchas borro-

sas que observaban en sus telescopioseran nebulosas que formaban parte denuestra propia galaxia. Al enfocarlascon instrumentos de mayor alcancenotaron que tales “nebulosas” se resol-vían en multitud de estrellas. Cuan-do midieron las distancias de las máscercanas pronto se percataron que setrataba de sistemas estelares externose independientes a nuestra Galaxia. Deahí que el antiguo concepto de “la ne-bulosa de Andrómeda”, hoy se ha cam-biado por “la galaxia de Andrómeda”,

como un ejemplo.

En efecto, la Galaxia de Andrómeda,o M31, (la número 31 del catálogo de103 objetos difusos no cometarioscatalogados por Charles Messier en1781), es la más próxima a nuestrapropia galaxia. Su distancia se estima en2.5 millones de años-luz. Representa elobjeto más lejano que podemos percibir

EL UNIVERSO

CAPÍTULO 13

El Universo está poblado de milesde millones de galaxias. Las queaparecen en esta foto, ampliada y

registrada por la cámara del espacioultra profundo del TelescopioEspacial Hubble, sólo abarcan unadiminuta parte del cielo. Aún así,muestra gran multitud de galaxias,donde las más lejanas se pierdende vista en las profundidades deluniverso.




a simple ojo, ya que es visible como unamanchita difusa de 4ª magnitud, másallá de la constelación de Andrómeda.

La gran Galaxia de Andrómeda es unpoco mayor que la nuestra, con undiámetro de 150,000 años-luz. Tieneforma espiral, con ramales o espirasenrollados en torno al núcleo. Laorientación del disco es oblicua enrelación a nuestra visual; el núcleo esdiscernible con binoculares o modestosaparatos. Los ramales cuajados deestrellas sólo se revelan mediante la

exposición fotográca.

13b) El Grupo Local y elCúmulo Galácticode Virgo

Unas 45 galaxias pequeñas, entre lasque guran las Nubes Magallanes,constituyen con nuestra galaxia, la M31

de Andrómeda y la M33 del Triángulo,el llamado Grupo Local, siendo éstastres últimas galaxias espirales lasmayores del grupo. Todas ellas, sinembargo, están comprendidas dentrode un espacio de 15 millones de años-

luz de diámetro.

La mayor parte de las galaxias delGrupo Local son “enanas”; su formano es espiral sino elíptica o bienirregular. Algunas son satélites de lasgalaxias mayores del grupo. A esterespecto, nuestra galaxia tiene en susproximidades a dos galaxias enanas:Sagittarius, a sólo 78,000 años-luz

y Ursa Major II, a unos 100,000 a-l., es decir aún más cercanas que lasNubes Magallanes. Esta aventuradaproximidad signica que nuestragalaxia terminará por incorporar a lasestrellas de ambas satélites dentro delcuerpo de su propio sistema, fenómenoque se llama “canibalismo galáctico”.Más allá de las Nubes Magallanes(mencionadas en el capítulo anterior),existen ocho galaxias enanas adi-

cionales, sometidas a la atraccióngravitatoria de la nuestra.

Nuestra galaxia y sus vecinas locales,atrás mencionadas, forman parte a suvez de una de las muchas y aún másgrandes congregaciones de galaxias,llamadas colectivamente CúmulosGalácticos, siendo nosotros miembrosdel denominado Cúmulo de Virgo,por la dirección de la constelación enque se concentran unas mil galaxias,situadas a una distancia no mayor de100 millones de años-luz, contadosdesde nuestra posición. Con modestostelescopios pueden observarse sus másbrillantes miembros, esparcidos másallá de las constelaciones de Virgo yComa Berenices.

Nuestra vecina la gran Galaxiade Andrómeda, vista más allá delcortinaje de estrellas de nuestra

galaxia. Está escoltada por dos

pequeñas galaxias satélites, queaparecen a cada lado de la principal.



1CAPÍTULO 13 | EL UNIVERSO

Una de las más grandes galaxias delCúmulo de Virgo es Messier 87, deforma lenticular, distante 65 millonesde años-luz. Cuenta con 30 billonesde estrellas equivalentes a nuestro sol,donde la masa total sumada hace deella un cuerpo poderoso de atracción,capaz de embucharse a las galaxiasvecinas, lo cual explicaría su presente“gordura”.

Nuestro Grupo Local se encuentraen la periferia del Cúmulo de Virgo,

estando nosotros a unos 60 millones deaños-luz de distancia de su centro. Endirección opuesta, a 52 millones años-luz, se encuentra el Cúmulo Fornax Ique posee muchas galaxias espirales.También existen congregaciones degalaxias en asociaciones cada vez máscomplejas, como es el caso en los másextensos Súper Cúmulos. Entre estosguran los de Virgo, Centaurus, Coma,

Hercules, Sculptor, Pegasus, etc.,dentro de un ámbito de mil millones deaños-luz. Es casi imposible imaginarcuántos existen más allá, hasta losconnes del universo visible, situadoa unos 13,700 millones de años-luz. Un

estimado arroja 3x1022 como el númerode galaxias que pueblan el enteroUniverso.

Curiosamente estos supercúmulos,así como la mayoría de las galaxias,son más cuanticados, si observadoso fotograados en dirección perpendi-cular al plano de nuestra galaxia. Estono es un arreglo caprichoso, ya que en

esa dirección el material absorbentey la luminosidad general de la galaxianuestra son sensiblemente menoresque en dirección al plano de la misma,donde existe la mayor concentraciónde estrellas, así como de gases y polvointerestelar.

13c) Diversos tiposde Galaxias

Las galaxias de forma espiral sonagregaciones magnícas cuando se lasobserva en fotografías de exposiciónlarga.

Grupo de galaxias del Cúmulo de Virgo.

La galaxia M87, de 120,000 años-luz de diámetro.

La galaxia Messier 51, tambiénllamada “Remolino”, en laconstelación de Lebreles, presentauna compañera menor, o satélite,con la que se comunica a través deuna espira. Ambas se encuentran a 31millones de años-luz.




Vistas desde nuestra posición presen-tan variadas orientaciones: de frente,de perl, la mayoría inclinada u oblicua.En su centro hay tantas estrellas que seconfunden en una sola masa luminosa,mientras en los ramales las estrellas

más jóvenes se distribuyen en gruposdiscretos, junto con nebulosas y largos jirones de materia oscura interpuesta.Las galaxias espirales, con su núcleo yramales orientados en el espacio han

facilitado la comprensión de la formade nuestra propia galaxia, en la cualnos encontramos encerrados.

El núcleo de una galaxia espiral es porlo general un denso abultamiento oconcentración de la gran mayoría de lasestrellas que la componen, casi todasrojizas, de edad muy avanzada que hanagotado los gases y polvo original, porlo cual la producción de nuevas estrellasha cesado en el centro. Los ramales, encambio, contienen gran cantidad depolvo y gases, así como estrellas azulesy blancas de más reciente formación.El tercer elemento son las bandasoscuras o jirones de polvo absorbente

entre las espiras, que también seobservan muy marcados en la periferiade aquellas galaxias que se muestrande perl o de canto, como la galaxiaSombrero.

La forma como se encuentran enrolladoslos ramales en torno al núcleo varíaentre las galaxias. Aquellas donde lasespiras están más apretadas contra elnúcleo contienen menos gases que otras

donde los ramales están más abiertos.Este fenómeno no es un efecto delmovimiento de rotación diferenciadode los ramales de la galaxia, mas bienparece que los ramales marcan regionesde mayor densidad y que rotan en tornodel centro a menor velocidad que lasestrellas, gases y polvo que contienen.Cuando las nubes de gas y polvopenetran en uno de los ramales, susmateriales se comprimen y concentranpara formar nuevas estrellas, haciendobrillar las espiras. El diámetro de lasgalaxias espirales varía entre 10,000 y300,000 años-luz y pueden contenerentre 1,000 millones de estrellas y unbillón (1012). De la masa total, un 5 a 15%

La galaxia Messier 104, llamada “So mbrero”, situada entre las constelaciones de Virgen y Cuervo, muestra claramente unabanda de material oscuro que la ciñe en la periferia.

Galaxia espiral, vista oblicua.

Galaxia espiral vista de frente.

Galaxia de barra, vista oblicua.

Galaxia espiral, vista de perl.




está constituida por gases molecularesy polvo interestelar disperso, el restode estrellas ya formadas.

De todas las galaxias, un 40 a 50% sondel tipo espiral. Existen las espirales

“barradas”, con sólo dos ramales quese desprenden en dirección contrariade los extremos opuestos de un núcleoalargado en forma de barra.

Algunas galaxias que carecen deramales tienen aspecto de concentra-ciones globulares u ovaladas, o bienpresentan formas irregulares, comola del Triángulo (M33), situada a 3

millones de años-luz, parte del GrupoLocal. Aquellas galaxias que no poseenramales ni apéndices están integradaspor estrellas viejas, que durante suformación agotaron el gas y el polvo quetanto abundan en las formas espirales.En este caso su gura es redonda uoval.

Algunas galaxias alargan uno de susramales más externo para comunicarsecon otra próxima de menor tamaño,tal como se observa en la galaxiaRemolino, situada la constelación deLos Lebreles (M51). Entre estos casosexisten galaxias en colisión donde unpar de vecinas muy próximas se atraen,compenetran y deforman su aspectooriginal.

También se presenta el “canibalismo”entre algunas galaxias de tamañogigante, (de un millón de años-luz dediámetro), con la suciente fuerza deatracción como para “embucharse” aotras vecinas pequeñas. Se cree que

actualmente nuestra galaxia está en elproceso de incorporar dentro de susdominios a una de esas mini-galaxias:la Enana Sagittarius.

13d) Galaxias superactivasy Quasares

Existen galaxias de enorme poder ener-gético, capaces de emitir en un segundomás energía que la que nuestro solirradia en 30,000 años. Lo increíble deesta situación es que todo ese podertiene su origen en una región no mayorque la ocupada por nuestro sistemasolar, es decir de unas tantas horas-luzde diámetro.

En el centro de esa región se encuentraun objeto misterioso, bautizadocomo hoyo negro, tan masivo comomil millones de soles. Con su enormeatracción gravitatoria desintegra alas estrellas próximas; “succiona” susrestos que se precipitan hacia él enespiral, como en un gran remolino odisco de acrecentamiento, fuera de

Las galaxias NGC 2207 e IV2163 se aproximan hacia unacolisión futura, aunque sus estrellas se cruzarán sin chocar entre sí.

La galaxia Centaurus A, está cruzada por una gigantescanube de polvo cósmico, remanente de otra galaxia quecolisionó y fue absorbida por ella.

Representaciones artísticas de unHoyo Negro, que atrae hacia sí todala materia que cae bajo su poderosaatracción, proyectando al espacio un

gran chorro de radiación. Un discode acrecentamiento lo circunda,

formado por gases succionados deestrellas vecinas.




cualquier dimensión de espacio o detiempo. En la medida que la materiaestelar desintegrada desaparece en elhoyo negro, éste emite un gran ujo deradiación como ningún otro objeto lohace en el universo.

El hoyo negro compacta tanta masadentro de su relativamente pequeñovolumen, que con su inmensa atraccióngravitatoria impide que nada escape deél, incluyendo su propia luz, razón desu nombre. Se asume que en nuestragalaxia existen muchos hoyos negros,que representan la etapa nal delcolapso de estrellas súper gigantes

moribundas, pero ninguno de ellos estan masivo como el que ocupa el centrode la galaxia.

Aún en el caso de la galaxia, que albergaen su núcleo un hoyo negro, fuente po-derosa de radiación infrarroja, rayos Xy ondas de radio, éste no es comparableal que existe en el mencionado Messier87 del Cúmulo de Virgo, una galaxiasuperactiva que aloja en su centro un

hoyo negro 3,000 mil millones de vecesmás masivo que el sol.

Otras galaxias altamente energéticasson las llamadas Seyfert. Presentan unnúcleo muy brillante relativamentepequeño en torno de un hoyo negro.Están rodeadas por un anillo degases supercalientes que giran congran rapidez alrededor del hoyo yun disco más externo de gases enproceso de acrecentamiento rotandoa menor velocidad; todo el conjuntoestá atrapado por la intensa fuerzagravitatoria del hoyo negro.

Estas galaxias parecen ser del tipomás primitivo, de las que se formaroncuando el universo era aún joven.Pero nada iguala en potencia a los

Quasares, (los Quasi-star objects),poderosos núcleos supermasivos deprimitivas galaxias, posiblemente losmás superbrillantes, superenergéticosy super lejanos objetos del universo. Enefecto, los Quasares se encuentran cerca

del confín del universo observable.Son detectados por los telescopios, amiles de millones de años luz, graciasa la prodigiosa cantidad de energíaque emiten. No se observan como laslejanas galaxias, sino como puntos deluz, tal como si fueran estrellas, de ahísu nombre.

Los Quasares son los objetos másluminosos del universo. Emiten cienveces más energía que las mismasgalaxias Seyfert, lo cual equivale a laenergía conjunta de 10 billones (1012)de soles. Puestos a una distancia de 33años-luz, brillarían con igual intensidad que nuestro sol, el cual ubicado a esamisma distancia sería una débil estrellade 5ª magnitud, casi en el límite de lavisibilidad a ojo desnudo.

Imágenes recientes, tomadas con elTelescopio Espacial Hubble, en laprofundidad del espacio, han detectadogrupos de centenares de lejanísimasgalaxias a una distancia que se aproximaa los 13,700 millones de años-luz. Estacifra parece indicar el tamaño actual yla edad del Universo en retrospectiva,

Seis imágenes de Quasares, que son los objetos másluminosos que se encuentran en el confín del Universo.

La galaxia NGC7742, en Pegaso,es del tipo Seyfert. Está dotada deun núcleo súper brillante. Dista 72millones de años- luz.




de modo que dichas galaxias serían lasprimeras que se formaron.

La cantidad de galaxias que el universocontiene en todas las direcciones posi-bles es verdaderamente inconmensu-rable. El poderoso telescopio Hubble,

capaz de hurgar en los más recónditosconnes del universo, (Hubble DeepField), ha llegado a contar más de 1,500galaxias en un sector del cielo no ma-yor que el cubierto por la vigésima par-te del diámetro aparente de la luna.

Estas galaxias están tan lejos que lasmás débiles brillan unos cuatro mil mi-llones de veces menos que una estrella

EXPLORANDO LAS MAYORES PROFUNIDADES DEL UNIVERSO

Un sector en los connes del universo visible, fotograado por la cámara de campo profundo del telescopio Hubble, donde cada manchita, rayita o débil punto es una galaxia lejana. Aquellas de escasa visibilidad en la foto se encuentran a una distancia mayor de 10,000 millones de años luz.

de sexta magnitud, que es la más débilintensidad que puede captar nuestroojo sin auxilio de los instrumentos.

13e) La expansión delUniverso a partirde la Gran Explosión

Uno de los más sorprendentes descu-brimientos realizados en las primerasdécadas del siglo pasado fue la expan-sión del Universo, la cual consiste enla separación continua de los espaciosintergalácticos, con el distanciamien-to progresivo de las galaxias entre si,como si el universo entero fuera un in-menso globo en permanente inación.




Retrocediendo nuestra imaginación enel espacio y en el tiempo con relacióna esta expansión, como si viésemos unlm para atrás, podríamos concebir elmomento cuando se inició este porten-toso proceso, para descubrir que hace

unos 13,700 millones de años aproxi-madamente, el espacio con toda la ma-teria y energía que hoy forman partedel universo, estaban concentrados enun solo punto tremendamente calien-te.

A partir de ese momento y a conse-cuencia de una suprema explosión,(también conocida como Big Bang),

se sucedieron asombrosos fenómenosconsecutivos, como la apertura delespacio e iniciación del tiempo, la se-paración de la energía de la materia, lacreación de la materia en sus unidadesmás simples, todo ello en fracciones demicrosegundos; para luego continuarcon el surgimiento de los primeros áto-mos y elementos que congurarían lasprimeras galaxias y estrellas, mientrasel universo continuaba expandiéndo-

se y organizándose a consecuencia delimpulso inicial de la gran explosión,que todavía hoy continúa.

Las teorías más aceptadas por los as-trónomos indican que una vez desata-da la gran explosión, separada la mate-ria de la energía y creadas las partículasatómicas mas elementales en el primersegundo de universo, la temperaturaoriginal había descendido a diez milmillones de grados y su volumen se ha-bía expandido a unos 650,000 kilóme-tros de diámetro.

Cien segundos después, la temperaturabajó a mil millones de grados, se forma-ron los primeros núcleos atómicos, alcombinarse protones con neutrones yel universo se ensanchó hasta alcanzar

unos 60 millones de kilómetros. Losprimeros átomos (hidrógeno y helio)aparecieron cuando el universo cum-plió 300,000 años de edad; la tempera-tura había descendido a 6,000 gradosy el universo abarcaba unos 600,000

años-luz. A partir de entonces, la luzen si pudo viajar sin la interposición dela materia ultra densa y el universo setornó “transparente”.

Los gases primeramente constituidoscomo materia original se diferenciarony agruparon en numerosos lamentospor acción de la gravedad, los cualesformaron a su vez centros de conden-

sación, o “nudos de materia”, cada unoequivalente a varios millones de vecesla masa del sol, a partir de los cualesse generaron las primeras estructurasgalácticas, que hicieron su aparicióncuando el universo tenía ya un millónde años.

Las primeras galaxias, estando máscercanas entre sí, se fusionaban o “ca-nibalizaban”, formando agrupaciones

aún más grandes. Curiosamente, mien-tras se formaban dichas agrupacionesy gestaban las primeras estrellas en suinterior, las galaxias continuaban se-parándose unas de otras debido al pro-ceso de expansión general del univer-so, sin que las estrellas encerradas encada una de ellas se distanciaran entresí; en otras palabras la expansión de lasgalaxias era “hacia afuera”, (valga la re-dundancia), pero no dentro de sí.

Hoy el universo es inmenso, con diver-sas formas de materia y energía dife-renciadas, desde partículas atómicashasta gigantescas galaxias repletas deestrellas, polvo interestelar y gases,separados por enormes espacios oscu-ros y fríos, además de encontrarse muyquieto en comparación con su violento




origen. En la periferia, los astrónomosaún pueden detectar el debilitado ecode su poderoso arranque, cuando “co-menzó el tiempo y nació el espacio”.

En efecto, hace 40 años dos cientícos

de los Laboratorios Bell descubrieronuna radiación en todas las direccionesdel cielo, como eco del Big Bang, pro-cedente del propio borde del universovisible. La temperatura inicial de mi-les de millones de grados centígrados,cuando se inició del universo, se ha re-ducido hoy a tan sólo unos pocos gra-dos encima del cero absoluto, mientrasla densidad promedio en el universo es

actualmente de un átomo por cada 70cm3 del espacio.

La expansión del universo no produ-ce necesariamente el distanciamientode las estrellas situadas dentro de unamisma galaxia, cuya fuerza gravitatorialas mantiene unidas como un todo. Porotra parte, la expansión es tanto másrápida cuanto más lejanas se encuen-tran las galaxias, sin que podamos de-terminar su centro, pues cada galaxia

se separa de cada una de sus compañe-ras por igual y en todas direcciones.

La velocidad de la expansión del uni-verso fue estimada por Edwin Hubbleen 1929, analizando el corrimiento de

las rayas del espectro luminoso de va-rias galaxias. Hubble la valoró entre 50y 100 km por segundo por cada megapársec, (equivalente a 3,260,000 años-luz), Después de un continuo debateen torno a precisar mejor dicha cifra,llamada Constante de Hubble, los as-trónomos parecen hoy aceptar los 71km por segundo.

Con la velocidad de expansión de lasgalaxias en aumento, conforme a susdistancias, es de esperar teóricamente

que en su periferia el universo visiblese expansione a la velocidad de la luz,de modo que sería imposible reconocerlo que existe más allá, si es que algomás allá existe.

Durante mucho tiempo se especulósi el universo alguna vez detendría suexpansión y la revertirá, de modo que

Ilustración de la expansión y diferenciación del universo, a partir del primer instante de la Gran Explosión, o “Big Bang”.




toda la materia y organización que has-ta hoy lo conforman, alcanzado ciertopunto o tiempo, frenaría y retrocederíapara contraerse, hasta llegar a un “su-percolapso” (Big Crunch) dentro delos próximos 14,000 millones de años.

La postulada teoría sobre la expansióndel universo, seguida por una contrac-ción del mismo, se basaba en la creen-cia que existe cierta “materia oscura”(dark matter) en cantidad suciente,aún no detectada por los astrónomos,capaz de contrarrestar la expansión yhacer prevalecer en cambio la gravita-ción, como para detener esta expan-

sión y hacer retroceder al universo a suetapa inicial.

Sin embargo, las teorías más recientesparecen indicar que la presente ex-pansión es indetenible; que así segui-rá indenidamente hasta que todaslas galaxias desaparezcan más allá del“horizonte visible” y que las estrellas

terminarán de apagar sus fuegos inter-nos, reinando oscuridad por todos la-dos y para siempre.

Al igual que el universo en expansión,año tras año crece nuestro conocimien-to sobre el mismo, pero al mismo tiem-po también se incrementa el área decontacto con lo que todavía no cono-cemos, agrandando nuestra ignorancia

de igual manera.

Durante veinte años el TelescopioEspacial Hubble ha orbitado a 564km de la supercie de la Tierra,explorando los connes del Universohasta la fecha conocidos. Gracias asu alcance y claridad se han obtenido

imágenes nunca antes vistas a travésde los telescopios desde la Tierra.



NOMBRES DE ESTRELLAS Y SUS SIGNIFICADOS(Recapitulación de varias fuentes, realizada por Jaime Incer Barquero).

El nombre de la respectiva constelación se presenta en latín y español.

Cada una de las estrellas se designa con su denominación cientíca, nombrepropio conocido, etimología y signicado.

La gran mayoría de los nombres son de origen árabe; de lo contrario, se indicasu procedencia.

Menos del 10% de estos nombres están inscritos en los mapas estelares tradi-cionales.

ANEXO




ANDROMEDA (ANDRÓMEDA)

Alpha Andromedae:Sirrah, Alpheratz (Surrat al-Faras = ombligodel corcel).

Beta Andromedae:

Mirach o Mirak (al-Maraqq = los hijares);Al Mizar, Mizar (al-Mizar= el lienzo, laenvoltura).

Gamma Andromedae:Almach o Alamak (Anaq al-Ard = el cabrilloterrestre), una comadreja.

Epsilon Andromedae:Adhil.

AQUARIUS (ACUARIO) Alpha Aquarii:

Sadalmelik (Sad al-Malik = buena estrella delrey)

Beta Aquiarii:Sadalsuud (Sad as-Suud = la más afortunada delas estrellas). Scheat.

Gamma Aquarii:Sadachbia (Sad al-Akhbiyah = la afortunada delcampamento).

Delta Aquarii:Skat, Scheat (as-Saq = la pierna).

Epsilon Aquarii:Albali (al-Bali = el que traga; la buena suertedel bebedor).

Theta Aquarii:Ancha (latín: hueso del anca)

Kappa Aquarii:Situla (latín: ánfora, urna).

Xi Aquarii:Bunda.

AQUILA (ÁGUILA)

Alpha Aquilae:Altair (an-Nasr at-Tair = el águila en vuelo).

Beta Aquilae:Alshain (del persa Shahin = halcón).

Gamma Aquilae:Tarazed (del persa Shanin-e-Tarazad = halcónen picada). Reda.

Zeta Aquilae:Deneb el Okab (Dhanab al-Okab = cola deláguila).

Lambda y Iota Aquilae:Altaliman (al-Thalimain = los dos avestruces).

ARIES (CARNERO)

Alpha Arietis:Hamal (al-Hamal = el carnero). Ras Hammel(la cabeza del carnero).Alnath (al Nath = el cuerno).

Beta Arietis:Sheratan, Al Sheratain, (ash-Sharatain = los dossignos: Peces y Aries).

Gamma Arietis:Mesartim (al-Muthartim = el carnero gordo).

Delta Arietis:Botein (al-Batn = la panza).

41 Arietis:Bharani.

AURIGA (COCHERO)

Alpha Aurigae:Capella (latín: “la cabrita”). Alhajoth (al-Ayyuq = la cabra).

Beta Aurigae:Menkalinan (al Mankib dhil Inan = el hombrodel que lleva las riendas).

Epsilon Aurigae:

Maaz. Almaaz. Al Anz. (al-Maaz = el cabro).

Zeta Aurigae:Sadatoni (al said al-Thani = el otro brazo).Azaleh. Haedus, Hoedus I, (del latín Haedi: elcabrito).

Eta Aurigae:Hoedus II. Haldus.

Theta Aurigae:Mahasim.



11ANEXO

Iota Aurigae:Hassaleh. Altawabi. “la punta de la faja” .

BOOTES (BOYERO)

Alpha Bootis:Arcturus (del griego arktos-oura: tras la colade la Osa Mayor; “el guardián de la osa). AlRami = el lancero.

Beta Bootis:Nakkar, Nekkar (al-Baqqar = el boyero).Merez.

Gamma Bootis:Seginus. Haris.

Epsilon Bootis:

Izar (al-Izar=el cinto); Mirach, Mizar.Pulcherrima (latín: la más bella).

Eta Bootis:Muphrid (al-Mufrid al Ramih = la solitaria dellancero).

Theta Bootis:Asellus Primus, (latín: el primer asno).

Iota Bootis:Asellus Secundus, (latín: el segundo asno).

Lambda Bootis:Asellus Tertius, (latín: el tercer asno).

Mu Bootis:Alkalurops (del griego kalaurops = el cayadodel pastor). Clava.Venabulum.

38 Bootis:Marrah, Merga.

CANCER (CANGREJO)

Alpha Cancri:Acubens (az-Zuban = la pinza). Sartan.

Beta Cancri:Tarf (at-Taraf = la punta). Al Tarf. Altarf.

Gamma Cancri:Asellus Borealis (latín = asno del norte).

Delta Cancri:Asellus Australis (latín = asno del sur).

Zeta Cancri:Tegmen, Tegmine (del latín tegmen =el caparazón).

CANES VENATICI (LEBRELES)

Alpha Canun Venaticorum:Cor Caroli (latín: el corazón de Carlos II), unode los lebreles). También Chara.

Beta Canun Venaticorum:Chara (latín: Cara = querido). Asterion, (el otrolebrel).

Y Canum Venaticorum:La Superba.

CANIS MAJOR (CAN MAYOR)

Alpha Canis Majoris:Sirius (del griego seirios = ardiente). Canícula.Aschere en árabe.

Beta Canis Majoris:Murzim (al-Murzin = la anunciadora).Mirzam.

Gamma Canis Majoris:

Muliphein (al-Muhifain = la juramentada).Mirza.

Delta Canis Majoris:Wezen (al-Wazn = la pesada).

Epsilon Canis Majoris:Adhara, Adara (al-Adhara = las doncellas).

Zeta Canis Majoris:Furud (al-Qurud = “los monos”, junto con lasestrellas vecinas).

Eta Canis Majoris:

Aludra (al-Udhrah = la virgen).

Omicron Canis Majoris:Thanit Aladzari.

CANIS MINOR (CAN MENOR)

Alpha Canis Minoris:Procyon (del griego pro-kuon = antes de lasalida del Can).




Beta Canis Minoris:Gomeisa (al-Ghumaisa = la legañosa).Algomeysa.

CAPRICORNUS (CAPRICORNIO)

Alpha Capricorni:Al Giedi (al-Jadi = el cabro). Algedi. Al Giedi.Giedi.

Beta Capricorni:Dabih (adh-Dhabih = el carnicero).

Gamma Capricorni:Nashira (ad-Nashirah = el terreno).

Delta Capricorni:Deneb Algedi (Dhanab al-Jadi = cola del cabro).

Scheddi.Epsilon Capricorni:

Kastra.

Eta Capricorni:Arm.

Nu Capricorni:Alshat. (al-Shat = la oveja).

Pi Capricorni:Okul.

CARINA (QUILLA DEL NAVÍO ARGO)

Alpha Carinae:Canopus ( del griego Kanopus = piloto de lanave Argo). Suhel. Suhail.

Beta Carinae:Miaplacidus (árabe miah y latín placidus =aguas tranquilas).

Epsilon Carinae:

Avior (nombre moderno, signicadodesconocido).

Iota Carinae:Aspidiske, (griego = escudo pequeño).Scutulum. Tureis.

CASSIOPEIA (CASIOPEA)

Alpha Cassiopeiae:Schedir (as-Sadr = el pecho); Schedar.

Beta Cassiopeiae:Caph, Kaff (al-Kaff = la palma de la mano). Al

Sanam al Nakah.Gamma Cassiopeiae:

Tsih (chino = látigo). Cih.

Delta Cassiopeiae:Rukbah, Ruchbah (ar-Rukbah = la rodilla).Ksora.

Epsilon Cassiopeiae:Segin. Navi.

Eta Cassiopeiae:Achird.

Theta y Mu Casiopeiae:Marfak = el codo.

Nu Cassiopeaiae:Cástula.

CENTAURUS (CENTAURO)

Alpha Centauri:Rigilkent, Rigil Kentaurus, (Rijil al-Qanturis =

pie del centauro). Toliman.Beta Centarui:

Hadar (al-Hadar = terreno poblado). Agena,(latín por “rodilla”).

Gamma Centauri:Muhlifain (al-Muhlifain = la juramentada).Muliphein.

Epsilon Centauri:Birdun.

Zeta Centauri:Al Nair.

Theta Centauri:Menkent (al-Mankib = el hombro).

CEPHEUS (CEFEO)

Alpha Cephei:Alderamin (adh-Dhira-al-Yamin = antebrazoderecho).



ANEXO

Beta Cephei:Alrk (al-Firq = el rebaño). Alphirk.

Gamma Cephei:Errai (ar-Rai = el pastor). Alrai. Arrai. AlKalbal-Rai.

Xi Cephei :Kurhah (al-Qurhah = la mancha en la frente delcaballo). Alkurhah, Al Kirduh, Alkirdah.

Mu Cephei:Erakis. Garnet Star.

Rho Cephei:Al Kalb al Rai (el corazón del pastor).

CETUS (BALLENA)

Alpha Ceti:Menkar (al-Minkhar = la ventana de la nariz).Menkab.

Beta Ceti:Deneb Kaitos (Dhanab al-Qaytus = cola deballena).Diphda (ad-Difdi = la rana). Rana.

Gamma Ceti:Kaffaljidhma (al-Kaff-al-Jadhma = la manocorta).

Zeta Ceti:Baten Kaitos (Batnal-Qaytus = la panza de laballena).

Eta Ceti:Deneb Algenubi. Dheneb.

Iota Ceti:Deneb al Shemali, (en la punta norte de lacola).Shemali.

Lambda Ceti:

Menkar.Omicron Ceti:

Mira, (del latín mira = maravillosa).

COLUMBA (PALOMA)

Alpha Columbae:Phact, Phakt (al-Fakhitah = la paloma).

Beta Columbae:Wazn (al-Wazn = la pesada).

Theta Columbae:Al Kurud.

COMA BERENICES (CABELLERA DEBERENICE)

Alpha Comae Berenices:Diadem (la diadema).

CORONA AUSTRALIS (CORONAAUSTRAL)

Alfa Coronae Australis:Alphecca Meridiana (Alphecca del Sur).

CORONA BOREALIS (CORONA BOREAL)

Alpha Corona Borealis:Alphecca (al-Fakkah = el círculo roto). Gemma(latín: gema); Gnosia. Ashtaroth. PerlaMargarita.

Beta Corona Borealis:

Nusakan (an-Nasaqain = las dos series).

CORVUS (CUERVO)

Alpha Corvi:Alchiba (al-Khiba = la carpa o tienda); AlMinliar al Ghurab.

Beta Corvi:Kraz.

Gamma Corvi:Gienah (al-Janah = el ala).

Delta Corvi:Algorab (al-Ghurab = el cuervo).

Epsilon Corvi:Minkar (al-Minkhar = la ventana de la nariz).




CRATER (COPA)

Alpha Crateris:Alkes (al-Kas = la copa).

CRUX (CRUZ DEL SUR) Alpha Crucis:

Acrux (Alpha Crucis).

Beta Crucis:Mimosa (latín: tímida). Becrux, (Beta Crucis).

Gamma Crucis:Gacrux (Gamma Crucis).

Delta Crucis:Decrux (Delta Crucis).

Epsilon Crucis: Juxta Crucem, (juntura de la cruz).

CYGNUS (CISNE)

Alpha Cygni:Deneb (Dhanab ad-Dajajah = cola del ave).Deneb el Adige. Arided. Arrioph.

Beta Cygni:Albireo (el pico del ave).

Gamma Cygni:Sadr (as-Sadr = la pechuga). Sadir.

Delta Cygni:Al Fawaris. Rukh.

Epsilon Cygni:Gienah (al-Janah = el ala).

Omicron Cygni:Ruchbah (ar-Rukbah = la rodilla).

Pi Cygni:

Azelfafage.Omega Cygni:

Al Rukbah al Dajajah.

DELPHINUS (DELFÍN)

Alpha Delphini:Sualocin (nombre latino invertido deNicolaus).

Beta Delphini:Rotanev (nombre latino invertido deVenator).

Epsilon Delphini:Deneb Duln (Dhanab = la cola).

DRACO (DRAGÓN)

Alpha Draconis:Thuban (ath-Thuban = el dragón). Al Tinnin.

Beta Draconis:Rastaban, (Ras ath-Thuban = la cabeza deldragón). Alwaid, Asuia.

Gamma Draconis:Etamin, Eltanin (at-Tinnin = el monstruo

marino).

Delta Draconis:Altais, Aldib,(at-Tais = el cabro). NodusSecundus, (latín: Segundo Nudo).

Epsilon Draconis:Tyl. Sadira

Zeta Draconis:Nodus Primium (latín Primer Nudo).

Eta Draconis:

Aldhiba. Aldhibain.Iota Draconis:

Edasich (adh-Dhikh = la hiena). Al Dhiba; AlDhihi.

Lambda Draconis:Giauzar, Giansar, Gianfar, (del persa Jauzahr =dragón). Juza.

Mu Draconis:Alrakis, Arrakis (ar-Raqis = la bailarina)

Nu Draconis:

Kuma (la última). Xi Draconis:

Grumiun (del griego geneion = la quijada).Genam.

Sigma Draconis:Alsa (al-Atha = los trípodes). Altha.

Psi Draconis:Dsiban, Dziban (adh-Dhibain = los doschacales).



ANEXO

EQUULEUS (POTRO, CABALLO MENOR)

Alpha Equulei:Kitalpha, (qital al-Faraz = parte del caballo).

ERIDANUS (RÍO ERIDANO)

Alpha Eridani:Achernar (Akhir an-Nahr = el n del río).

Beta Eridani:Cursa (al-Kursi = la silla). El Dhalim.

Gamma Eridani:Zaurak (az-Zauraq = el bote).

Delta Erdidani:Rana (latín: rana).

Theta Eridani:Acamar (lo mismo que Achernar).

Zeta Eridani:Zibel. Zibal.

Eta Eridani:Azha (al-Udhi = el nido del avestruz).

Omicron1 Eridani:Beid (al-Baid = los huevos del avestruz).

Omicron2 Erdiani:Keid (al-Qaid = el cascarón).

Tau2 Eridani:Angetenar (Hinayat an-Nahr = curva del río).Al Anchat al Nahr. Anchat.

Upsilon Eridani:Theemin.

53 Eridani:Sceptrum (latín: cetro).

FORNAX (HORNO) Alpha Fornacis:

Fornacis. (latín: el horno).

GEMINI (GEMELOS)

Alpha Geminorum:Cástor (uno de los gemelos mitológicos).

Beta Geminorum:Póllux (el otro gemelo).

Gamma Geminorum:Almeisan, (al-Maisan = que brilla). Alhena, (al-Hanan = la marca del camello).

Delta Geminorum:Wasat (Wasat as-Sama = en la mitad del cielo).

Epsilon Geminorum :Mebsuta (al-Mabsutah = la zarpa extendida).

Zeta Geminorum:Mekbuda (al-Maqbudah = la zarpa recogida).

Eta Geminorum:Propus (del griego: pie delantero). Tejat Prior.

Mu Geminorum:Tejat Posterior. Calx. Pishpai.

Xi Geminorum:Alzir.

GRUS (GRULLA)

Alpha Gruis:Al Nair (an-Nair = la brillante).

Gamma Gruis:Al Dhanab = la cola)

HERCULES (HÉRCULES)

Alpha Herculis:Ras Algethi (Ras al-Jathi = cabeza delarrodillado).

Beta Herculis:Kornephoros (del griego: el que lleva el mazo).Rutilicus.

Delta Herculis:Sarin.

Kappa Herculis:Marsik. Mark. (Mirfak = el codo).

Iota Herculis:Kajan.

Lambda Herculis:Maasym, Marsym, Misam (al-Misam = lamuñeca).




Omega Herculis:Cujam (corrupción del latín caia, el mazo),Kajam.

HYDRA (HIDRA MITOLÓGICA)

Alpha Hydrae:Alfard (al-Fard = la solitaria). Kalbelaphard.Cor Hydrae (latín: corazón de la Hidra).

Epsilon Hidrae:Ashlesha.

Zeta Hydrae:Hydrobius.

Sigma Hydrae:Minchir. Al Minliar al Shuja.

INDUS (INDIO)

Alpha Indi:Al Nair (an-Nair = la brillante).

LEO (LEÓN)

Alpha Leonis:Regulus (del latín: reyezuelo). Cor Leonis. AlKalb al Asad, Kabeleced, (corazón del león).

Beta Leonis:Denébola (Dhanab al-Asad = cola del león).Deneb Aleet. Darah. Serpha.

Gamma Leonis:Algieba (al-Jabhah = la frente). Algeiba.

Delta Leonis:Zosma (del griego = anca). Zubra. Duhr.

Epsilon Leonis:Rasalased Australis (Ras al-Asad = cabeza deleón). Algenubi (al-Janubi = la austral).

Zeta Leonis:Adhafera. Aldhafera, (ad-Darah = el rizo);Coxa (latín: cadera).

Theta Leonis:Chort (al-Kharat = la costilla). Chertan.

Kappa Leonis:Al Minliar al Asad.

Lamba Leonis:Alterf (at-Tarf = la mirada).

Mu Leonis:

Rasalas, (Ras al-Asad = cabeza de león).Alshemali (al-Shamali = la boreal). Rasalased Boreal.

Omicron Leonis:Subra.

LEO MINOR (LEÓN MENOR)

46 Leonis Minoris:Praecipula, Praecipua (latín: la principal).

LEPUS (LIEBRE)

Alpha Leporis:Arneb (al-Arnab = la liebre).

Beta Leporis:Nihal (an-Nihal = los camellos).

Epsilon Leporis:Sasin.

Mu Leporis:Neshmet.

LIBRA (BALANZA)

Alpha Librae:Zubenelgenubi (Zuban al-Janubi = pinzaaustral). Kiffa Australis. Elkhiffa.

Beta Labrae:Zubenelshamali (Zuban al-Shamali = pinza

boreal). Kiffa Borealis.Gamma Librae:

Zuben Elakrab (Zuban al-Akrab = pinza delalacrán).

Delta Librae:Zuben Elakribi = (pinza del alacrán).

Nu Librae:Zuben Hakrabi = (pinza del alacrán).



ANEXO

Sigma Librae:Brachium (latín: el brazo de la balanza).Cornu.

LUPUS (LOBO)

Alpha Lupi:Kakkab (de la antigua Sumeria, (Kakkab Su-gub Gud-Elim = la estrella a la izquierda delToro con Cuernos) (Centauro).

LYNX (LINCE)

31 Lyncis:Alsciaukat. Mabsuthat (al-Mabsutah = la pata

extendida).

LYRA (LIRA)

Alpha Lyrae:Vega, (contracción de Nars al Waqi = águilaque desciende).

Beta Lyrae:Sheliak (del persa shalyak = la tortuga).

Gamma Lyrae:

Sulafat (as-Sulahfah = la tortuga). Jugum.Eta Lyrae:

Aladfar. (al-Adfar = el talón del águila).Alathfar. Aladfar.

Mu Lyrae:Alathfar.

OCTANS (OCTANTE)

Sigma Octantis:Polaris Australis. (Estrella Polar del Sur).

OPHIUCHUS (OFIUCO, SERPENTARIO)

Alpha Ophiuchi:Ras Alhague (Ras al-Hawwa = cabeza delserpentario).

Beta Ophiuchi:Cebalrai, Kelb Alrai (Kalb ar-Rai = perro delpastor). Cheleb.

Delta Ophiuchi:Yed Prior (al-Yad = la mano adelante).

Epsilon Ophiuchi:Yed Posterior (la mano atrás).

Eta Ophiuchi:Sabik (as-Sabik = la predecesora).

Zeta Ophiuchi:Ham.Han.

Lambda Ophiuchi:Mark, (al-mark = el codo).

Nu Ophiuchi:Sinistra

ORION (ORIÓN)

Alpha Orionis:Betelgeuse (Ibt al-Jauza = la axila del gigante).Al Mankib (el hombro).

Beta Orionis:Rigel (Rijl-al Jauza = el pie del gigante);Algebar.

Gamma Orionis:Bellatrix (latín: la guerreadora).

Delta Orionis:Mintaka (al-Mintaqah = el cinto).

Epsilon Orionis:Alnilam (an-Nizam = la sarta).

Zeta Orionis:Alnitak (an-Nitaq = la faja). Alniyat.

Eta Orionis:Saiph (la espada). Algiebba.

Iota Orionis:Nair al Saif (la brillante de la espada); Hatsya,Hatysa.

Kappa Orionis:Saiph (Saif al-Jabbar = la espada del poderoso).

Lambda Orionis:Meissa (al-Maisan = la resplandeciente); Heka,(al-Haqah = punto blanco).




Pi3 Orionis:Tabit

Upsilon Orionis:Thabit.

PAVO (PAVO)

Alpha Pavonis:Peacock (inglés: pavo real).

PEGASUS (PEGASO)

Alpha Pegasi:Markab (al-Markab = silla de montar).

Beta Pegasi:

Scheat (as-Saq = la pata). Menkib (el hombro).

Gamma Pegasi:Algenib (al-Janif = el costado).

Epsilon Pegasi:Enif (Anf al Faraz = la nariz). Alanf. Fom.

Zeta Pegasi:Homam (al-Humam = el iluminado). AlHammam.

Eta Pegasi:

Matar, Sad Mator, (al-Matar = la lluvia).Theta Pegasi:

Baham, Biham (al-Biham = el rebaño).

Kappa Pegasi: Jih.

Mu Pegasi:Sadalbari (Sad al-Bari = la buena suerte delsabio).

Tau Pegasi:Kerb. El Khereb. Markeb. Salm. Al Naaim.

PERSEUS (PERSEO)

Alpha Persei:Mirfak, Marfak (Mirfaq ath- Thurayya = elcodo de las Pléyades). Algenib.

Beta Persei:Algol (al Ghul = el diablo). El Ghoul. Gorgonea(Gorgona).

Zeta Persei:Menkib.

Eta Persei:Miram.

Kappa Persei:

Misam.Ro Persei:

Gorgonea III (Gorgona).

Xi Persei:Menkib (Mankib ath- Thurayya = la espalda delas Pléyades). Menchib.

Omicron Persei:Atik (Atiq ath- Thurayya = el omoplato de lasPléyades). Alatik.

PHOENIX (FÉNIX)

Alpha :Nair al Zaurak (estrella brillante del bote).Ankaa. Lucida Cymbae.

PISCES (PECES)

Alpha Piscius:Alrisha , Alrischa, (ar-Risha = la cuerda).Kaitain. Okda.

Beta Piscium:Fum Al Samakah.

Eta Piscium:Kullat Nunu.

Omicron Piscium:Torcularis Septentrionalis.

PISCIS AUSTRINUS (PEZ AUSTRAL) Alpha Piscis Austrinus:

Fomalhaut (Fum al-Hut al-Janubi = boca delpez austral). Hastorang. Difda al Auwel.

PUPPIS (POPA DEL NAVÍO ARGO)

Zeta Puppis:Naos (griego: nave). Suhail Hadar.



ANEXO

Kappa Puppis:Markab.

Nu Puppis:Alsuhail al Warn.

Xi Puppis:

Azmidiske. Aspidiske. (griego: escudopequeño).

Sigma Puppis:Hadir.Pi y Tau Puppis: Tureis, “el escudo”

SAGITTA (FLECHA)

Alpha Sagittae:Sham. Alsahm.

SAGITTARIUS (SAGITARIO)

Alpha Sagittarii:Rukbat (ar-Rukbah = la rodilla). Alrami.

Beta Sagittarii:Arkab, Arkerb, Urkab (Urqub-ar Rami = eltendón del arquero).

Gamma Sagittarii:

Alnasl (an-Nasl = punta de la echa). Nash.Alwazl. Nash. Zujj al Nushshaba. Nushaba.

Delta Sagittarii:Kaus Media (al-Qaus = el arco, parte media).Media. El Karidab.

Epsilon Sagittarii:Kaus Australis (el arco, parte sur).

Zeta Sagittarii:Ascella (latín: axila).

Eta Sagittarii:Rabah el Warida.

Lambda Sagittarii:Kaus Borealis (al Qaus = el arco, parte norte).

Mu Sagittarii:Ain al Rami.

Pi Sagittarii:Albaldah.

Sigma Sagittari:Nunki (de Enki, dios sumerio de las aguas;estrella yugo del mar). Sadira. 59 Sagittarii.Terebellum.

SCORPIUS (ESCORPIÓN)

Alpha Scorpii:Antares (del griego, anti-Ares = rival deMarte); Kalb al Akrab = corazón del alacrán);Vespertilio.

Beta Scorpii:Acraf, Acrab (al-aqrab = el alacrán). Elacrab.Grafas.

Delta Scorpii:

Dschubba, Dzuba (al-Jabhah = la delanterade la frente); Zuben Hakrabi =la pinza delalacrán). Iclarkrau.

Epsilon Scorpii:Wei

Zeta Scorpii:Grafas. (del griego: “el cangrejo”).

Theta Scorpii:Sargas.

Kappa Scorpii:Girtab.

Lambda Scorpii:Shaula (ash-Shaula = la cola levantada).Alascha.

Nu Scorpii: Jabbah (al-Jabhah = la frente).

Sigma Scorpii:Al Niyat. (la vecina al corazón).

Tau Scorpii:

Al Niyat. (la vecina al corazón).Upsilon Scorpii:

Lesath, Lesuth, (al-Lasah = el aguijón).

SERPENS (SERPIENTE)

Alpha Serpentis:Unukalhai (Unuk al-Hayyah = cuello de laserpiente). Cor Serpentis.




Beta Serpentis:Chow.

Theta Serpentis:Alya (al-Hayyah = la serpiente). Alga.

TAURUS (TORO)

Alpha Tauri:Aldebaran (ad-Dabaran = que va detrás, de lasPléyades). Palilicium.

Beta Tauri:El Nath (an-Nath = la punta del cuerno).Alnath.

Gamma Tauri:Hyadum I (una de las Hyades).

Delta Tauri:Hyadum II (una de las Hyades). Kleeia

Epsilon Tauri:Ain (ain = ojo), (una de las Hyades).

Zeta Tauri:Tien Kuan. Shurnarkabtishashutu.Theta1 Tauri Faola. (Ojito de Santa Lucía).Theta2 Tauri Folixo (idem).

Xi Tauri:Ushakaron.

5 Tauri:Birhan Isat.

Las Pléyades (griego). (Thurayya, en árabe):

Eta Tauri:Alcyon (una de Las Pléyades)

16 Tauri:Celaeno (una de las Pléyades).

17 Tauri:

Electra (una de las Pléyades).19 Tauri:

Taygeta (una de las Pléyades).

20 Tauri:Maia (una de las Pléyades).

21 Tauri:Asterope (una de las Pléyades).

22 Tauri:Sterope. (una de las Pléyades).

23 Tauri:Merope (una de las Pléyades).

27 Tauri:Atlas (padre de las Pléyades).

28 Tauri:

Pleione (madre de las Pléyades).

TRIANGULUM (TRIÁNGULO)

Alpha Trainguli:Methallah. Mothallah. (al-Muthallath = eltriángulo).

TRIANGULUM AUSTRALE

(TRIÁNGULO AUSTRAL) Alpha Trianguli Australis:

Atria (Alpha Trianguli).

Beta Trianguli Australis:Betria (Beta Trianguli).

Gamma Trianguli Australis:Gatria (Gamma Trianguli).

URSA MAJOR (OSA MAYOR)

Alpha Ursae Majoris:Dubhe, (Zahr-ad-Dhubb al-Akbar = lomo de laosa grande).

Beta Ursae Majoris:Merak (Maraqq-ad-Dhubb al-Akbar = anca dela osa grande).

Gamma Ursae Majoris:Phecda (Fakhidh-ad-Dhubb al-Akbar = rodillade la osa grande). Phad. Phacd.

Delta Ursae Majoris:

Megrez (Maghriz-ad-Dhubb al-Akbar = rabode la osa grande). Kaffa.

Epsilon Ursae Majoris:Alioth (al-Ayyuq = la cabra).

Zeta Ursae Majoris:Mizar (al-Mizar = la envoltura). El Acola.

Eta Ursae Majoris:Alkaid. Benetnash (Qaid al-Banat an- Nash = ladelantera de las plañideras).



ANEXO

Theta Ursae Majoris:Sarir.

Iota Ursae Majoris:Talitha Borealis (ath-Thalithah = el tercer saltode la gacela). Dnoces (second invertido).

Kappa Urae Majoris:Talitha Australis (idem). El Kaprah.

Lambda Ursae Majoris:Tania Borealis (ath-Thaniyah = segundo salto).

Mu Ursae Majoris:Tania Australis (idem). El Phekrah.

Nu Ursae Majoris:Alula Borealis (al-Qafzat al-Ula (primer salto).

Xi Ursae Majoris:Alula Australis (idem). El Acola.

Omicron Ursae Majoris:Muscida (latín: hocico).

Chi Ursae Majoris:Alkaphrah. El Koprah.

80 Ursae Majoris:Alcor (del persa: khwar = la abandonada).Saidak (la prueba); Suha.

URSA MINOR (OSA MENOR)

Alpha Urae Minoris:Polaris (latín Stella Polaris = Estrella Polar).Cynosoura (griego: cola del perro). Phoenice.(árabe: Alruccabah, Mismar). Tramontana.

Beta Ursae Minoris:Kochab (al-Kaukab ash-Shamali = estrella delnorte).

Gamma Minoris:Pherkad (al-Farqad = la ternera).

Delta Minoris:

Yildun, Gildun (del turco yildiz = estrella).Vildiur.

VELA (VELA DEL NAVÍO ARGO)

Gamma Velorum:Alsuhail al Mulif (as-Suhail = la nivelada).Regor. (Róger invertido).

Kappa Velorum:Markeb (al-Markab = silla de montar).

Lambda Velorum:Suhail (Alsuhail al Wazn.= la pesa que nivela).

Chi Velorum:

Markeb.

VIRGO (VIRGEN)

Alpha Virginis:Spica (latín: espiga). Azimech. Alaraph.

Beta Virginis:Zavijava, Zarijan (Zawiyat al-Awwa = rincónde la anunciadora).Alaraph (al-Araf = la que más conoce).

Gamma Virginis:Porrima (diosa romana de los nacimientos).Arich.

Delta Virginis:Auva (al-Awwa = la anunciadora). Minelauva.

Epsilon Virginis:Vindemiatrix (latín: vendimiadora).Almuredin.

Zeta Virginis:

Heze.Eta Virginis:

Zaniah (az-Zawiyah : el rincón).

Iota Virginis:Syrma (griego = caravana).

Mu Virginis:Rigl al Awawa = (pie de la anunciadora).

VULPECULA (ZORRA)

Alpha Vulpeculae:Anser (del latín ansar = el ánade). LucidaAnseris.

manual de astronomia

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