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PAN
DE AZÚCAR CIUDAD CULTURAL Prof.
Alberto Vaccaro La
Ciudad, su entorno, su vida. |
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Esta sección de Pandeazucar
Punto Net está dirigida en primer lugar
a mis alumnos y a los estudiantes de 4º año en general. En segundo lugar a
todos los estudiantes de otros niveles, escuelas técnicas o de educación
Primara, y en tercer lugar a personas interesadas en estos temas.
Progresivamente se irá cargando material. Espero sea de utilidad.
Prof. Alberto Vaccaro
PÁGINA DE 4° AÑO DEL LICEO 4 DE MALDONADO
Temas para la 2ª Prueba Especial de Evaluación
Quieres saber qué
va a pasar en 2012??
Práctica 1
La NASA triplica las misiones
que estudian el Sistema Solar
Cinturón de Kuiper, Nube
de Oort y Disco Disperso
“El Telón
Azul del Cielo” – Introducción – Constelaciones-
“El Telón
Azul del Cielo” - Brillo de las estrellas
La Escala Cósmica “El Telón Azul del Cielo”
El Sistema
Solar en “El Telón Azul del Cielo”
Planetas
enanos
Causas de las Estaciones (“El Telón Azul del Cielo”)
Movimiento
General Diario (“El Telón Azul del Cielo”)
Artículo sobre el Sol (SOL en “El Telón Azul del Cielo”)
El Calendario
en “El Telón Azul del Cielo”
Telescopios para construir en clase –
Elementos necesarios y procedimiento resumido.
Color - temperatura
(y clasificación de Harvard)
Energía del Sol y las Estrellas
Temas para la Prueba Semestral junio-julio 2011
Temas para la 2ª Prueba Especial de Evaluación
FOTOS DE LA LUNA
(ALBERTO VACCARO)
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El
Sistema Solar es una pequeña unidad dentro de la Galaxia. Se trata de una
estrella (Sol), ocho planetas (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter,
Saturno, Urano, Neptuno) planetas enanos (Ej. Plutón, Ceres, Eris, Makemake, Haumea), satélites, asteroides, cometas.
Estrella de secuencia media,
M=+4,8, T.E. G2, con un diámetro 109 veces mayor que la Tierra y una masa
330.000 veces superior a la de nuestro planeta.
Es
la única estrella de nuestro Sistema, color amarillo, temperatura superficial
5800º. La parte visible del Sol es la fotósfera (esfera de luz) y en ella
aparecen las manchas solares, fáculas y granos de arroz.
El
Sol tiene una edad de 5.000 millones de años, y seguramente brillará otro tanto
antes de agotar su hidrógeno y comenzar los cambios del final de su vida.
La
energía del Sol proviene de la reacción “protón-protón” tipo de fusión nuclear
en la que 4 hidrógenos se “fusionan” y convierten en helio. El helio pesa menos
que la suma de los cuatro hidrógenos. La masa que se pierde se transforma en
energía: E=m.c2.
Las
capas exteriores del Sol suelen verse en los eclipses totales
de Sol.-
Mercurio ---------------------Tierra …………
|
Tamaño: radio ecuatorial |
2.440 km. |
6.378 km. |
|
Distancia media al Sol |
57.910.000 km. |
149.600.000 km. |
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Dia: periodo de rotación sobre el eje |
1.404 horas |
23,93 horas |
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Año: órbita alrededor del Sol |
87,97 dias |
365,256 dias |
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Temperatura media superficial |
179 º C |
15 º C |
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Gravedad superficial en el ecuador |
2,78 m/s2 |
9,78 m/s2 |
VENUS
|
Características físicas |
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Masa |
4,869 × 1024 kg |
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|
Densidad |
5,24 g/cm³ |
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|
Área de superficie |
4,60 × 108 km² |
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|
Diámetro |
12.103,6 km |
|
|
Gravedad |
8,87 m/s² |
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Velocidad de escape |
10,36 km/s |
|
|
Periodo de rotación |
-243,0187 días |
|
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Elementos orbitales |
|
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Inclinación |
3,39471° |
|
|
|
Excentricidad |
0,00677323 |
|
|
|
Período orbital sideral |
|
||
|
Período orbital sinódico |
583,92 días |
|
|
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Velocidad orbital media |
35,0214 km/s |
|
|
|
Radio orbital medio |
0,72333199 UA |
|
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|
Satélites |
0 |
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|
Luna
|
Elementos orbitales |
|
|
Inclinación |
5,1454° |
|
Excentricidad |
0,0549 |
|
Período orbital sideral |
27d 7h 43,7m |
|
Radio orbital medio |
384.400 km |
|
Satélite de |
la Tierra |
|
Gravedad |
|
|
Velocidad de escape |
2,38 km/s |
|
Periodo de rotación |
|
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Inclinación axial |
1,5424° |
|
Albedo |
0,12 |
MARTE
|
Elementos orbitales |
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Inclinación |
1,85061375455799'8 |
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Excentricidad |
0,09341233 |
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Período orbital sideral |
686,98 días |
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Período orbital sinódico |
779,95 días |
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Velocidad orbital media |
24,1309 km/s |
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Radio orbital medio |
227.936.640 km |
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Satélites |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
JÚPITER
SATURNO
URANO
NEPTUNO
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-El cinturón de Kuiper
es un conjunto de cuerpos de tipo cometa que orbitan el Sol a una
distancia entre 30 y 50 ua. El cinturón de Kuiper recibe su nombre en honor a Gerard Kuiper, que predijo su existencia en los años 1960, 30 años
antes de las primeras observaciones de estos cuerpos. Pertenecen al grupo de
los llamados objetos transneptunianos (TNO). Los
objetos descubiertos hasta ahora poseen tamaños de entre 100 y 1000 kilómetros
de diámetro. Se cree que este cinturón es la fuente de los cometas de corto
periodo. El primero de estos objetos fue descubierto en 1992 por un equipo de
la Universidad de Hawai.
La nube de Oort
(también llamada nube de Öpik-Oort)
es una nube esférica de cometas y asteroides hipotética (es decir, no observada
directamente) que se encuentra en los límites del Sistema Solar, casi a un año
luz del Sol, y aproximadamente a un cuarto de la distancia a Próxima Centauri, la estrella más cercana. Las otras dos
acumulaciones conocidas de objetos transneptunianos,
el cinturón de Kuiper y el disco disperso, están
situadas unas cien veces más cerca del Sol que la nube de Oort.
Según algunas estimaciones estadísticas, la nube podría albergar entre uno y
cien billones (1012 - 1014) de cometas, siendo su masa
unas cinco veces la de la Tierra.
La nube de Oort, que recibe
su nombre gracias al astrónomo holandés Jan Oort, presenta dos regiones diferenciadas: la nube de Oort exterior, de forma esférica, y la nube de Oort interior, también llamada "nube de Hills", en forma de disco. Los objetos de la nube
están compuestos por elementos, como hielo, metano, y amoníaco, entre otros, y
se formaron muy cerca del Sol cuando el Sistema Solar todavía estaba en sus
primeras etapas de formación. Una vez formados, llegaron a su posición actual
en la nube de Oort a causa de los efectos
gravitatorios de los planetas gigantes.
El disco disperso
(también conocido como disco
difuso) es una región del Sistema Solar cuya parte más interna se solapa con el
cinturón de Kuiper (a 30 UA del Sol) hasta una
distancia desconocida que podría ser de unos cuantos centenares de UA y también
a otras inclinaciones por encima y por debajo de la eclíptica. Esta poblada por un número incierto de cuerpos celestes (de
momento se han descubierto unos 90) conocidos con el nombre de objetos
dispersos, o simplemente objetos del disco disperso (en inglés scattered-disk objects
o SDO), y que forman parte de la familia de los objetos transneptunianos.
Son cuerpos helados, algunos de más de 1000 km de diámetro, el primero de los
cuales fue descubierto el año 1995. El miembro más grande del grupo es el
planeta enano Eris, descubierto en 2005.
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SOL en el Telón Azul del Cielo
La
gran masa del Sol genera una presión gravitatoria que “empuja” a los gases
hacia el centro de la esfera. El gas, al comprimirse, genera una presión en
sentido contrario que equilibra a la primera. La densidad es mucho mayor a
medida que nos acercamos al centro, y la presión también. No debe extrañar
entonces que el núcleo solar los gases se comporten de una forma para nosotros
extraña. Como con la presión aumenta la temperatura, sabemos que el interior
del Sol está muy caliente y que la temperatura en un gas no es otra cosa que la
velocidad con que se mueven las partículas. En esas condiciones los átomos no
son estables... el interior del sol está poblado por núcleos atómicos,
especialmente de hidrógeno (H), que por su simplicidad, es el elemento más
abundante de todo el Universo. (Un átomo de H se forma con un protón y un
electrón; un núcleo de H es sólo un protón).
A
esas grandes velocidades (equivalentes a una temperatura de 15 millones de
grados) y con la explicación dada por el “Efecto Túnel” (G. Gamow
– 1928) puede entenderse que, pese a la repulsión electrostática o barrera de
potencial de los protones, con carga positiva (partículas de igual signo se
repelen) eventualmente los núcleos de hidrógeno chocan y se fusionan. Ya sea
mediante la reacción protón-protón, en la cual los
hidrógenos simplemente se fusionan entre sí, o mediante el ciclo del carbono, que incluye la participación de otros elementos
(como carbono) en el rol de catalizadores, cuatro núcleos de H se convierten en
un núcleo de helio (He).
Esta conversión de un
elemento químico en otro fue soñada por los alquimistas, en su búsqueda de “oro
de laboratorio”. Hoy sabemos que la única diferencia entre un elemento químico
y otro es la composición del átomo, a partir de las mismas partículas
subatómicas pero en distintas cantidades y proporciones. Crear oro necesitaría
una energía sólo concebible en las “Super Novas”
(estrellas que explotan), pero el helio se “fabrica” en el Sol a partir de 4
núcleos de hidrógeno.
El asunto es que la suma de la masa invertida es mayor que la
masa resultante. Un hidrógeno tiene una masa de 1,0076 UMA (Unidad de Masa
Atómica). Si multiplicamos 1,0076 por 4, obtenemos 4,0304. Sin embargo, la masa
de un helio es 4,0026 UMA. Es evidente que hubo una pérdida de masa (0,0278
UMA).
¿Qué pasó con esa masa?
En l905 apareció la Teoría de la Relatividad (Albert Einstein), según la cual E=m.c2. E es energía en ergios, m masa en gramos y c velocidad de la luz en cm/seg.
Quiere decir que la masa
puede transformarse en energía. Una pequeña cantidad de materia desaparece y se
convierte en poderosa energía. El fenómeno de la energía nuclear se divide en
dos: fusión, y fisión. La Fisión se obtiene con la degradación de elementos
pesados y radiactivos que se dividen en elementos más livianos, y se emplea en
explosivos nucleares y motores de naves o de plantas generadoras de energía
eléctrica (generalmente se usa el uranio 235 o el plutonio). La fusión es la
transformación de núcleos livianos (que chocan y se unen) en núcleos de mayor
peso, con pérdida de masa que se transforma en energía. Se emplea en la bomba
de hidrógeno (bomba H) y se hacen esfuerzos por lograr motores de
funcionamiento continuo, ya que produce menos residuos radiactivos.
Volviendo al interior
del Sol, el núcleo (donde ocurre este fenómeno) es una esfera que abarca
aproximadamente el 10% del diámetro solar (si el diámetro del Sol es 109 veces
el diámetro terrestre, el núcleo equivale a más de 10 diámetros terrestres). En
esa zona la presión es muy grande: 130.000 millones de atmósferas (unidad que
toma como base la presión atmosférica terrestre) y la temperatura alcanza los
15 millones de grados. La densidad es del orden de 150 gr/cm3 (un
centímetro cúbico tiene entonces una masa de 150 gramos).
La energía producida en
el núcleo solar se presenta en forma de rayos , los que encuentran grandes
dificultades para llegar al exterior atravesando pesadas capas de gas (o
plasma) con ionización total (hidrógeno y helio principalmente). Lo hacen en
una lenta radiación a través de núcleos atómicos. Se cree que la energía producida
en el núcleo tarda varios millones de años en llegar a la fotosfera (parte
visible del Sol, de donde proviene su luz –foto: luz, esfera de luz-). Al
llegar al exterior la energía ya no tiene forma de rayos sino radiaciones de mayor longitud:
ultravioleta, luz visible e infrarrojo.
A una distancia del
centro equivalente a la mitad del radio solar, la presión es mucho menor, la
densidad comparable a la del agua, y los gases pueden desplazarse. En esa zona
(“zona convectiva”) la energía se trasmite también
por convección (sin dejar de hacerlo por radiación). La convección se produce a
modo de columnas de gas caliente que sube, llega a la superficie, irradian su
energía (calor y luz) se enfrían y bajan. Estas “burbujas” se aprecian en la
fotosfera como una granulación activa denominada “gránulos” o “granos de arroz”
cada uno de los cuales tiene un promedio de 700 km de diámetro.
La fotosfera es una zona
amarilla bastante uniforme, levemente más oscura hacia el borde. No debe
observarse nunca directamente, sino a través de filtros adecuados. Mucho menos debe
enfocarse con un telescopio o binoculares.
La observación directa del Sol produce daños irreparables
en los ojos.
En la fotografía se ve una enorme “mancha”
con su núcleo y su periferia. En el resto de la fotósfera son claros los
gránulos. Las manchas suelen aparecer en grupos y de acuerdo a su tamaño duran
horas o varias semanas. El aparente desplazamiento de estas formaciones permiten determinar las características de la rotación
solar, que tiene diferentes velocidades para cada latitud, pero como promedio
dura entre 25 y 27 días.
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En el disco solar
aparecen algunas formaciones, además de los gránulos, ya mencionados. Las
manchas solares son regiones más oscuras que el resto de la fotósfera, con el aspecto
de un “pozo” cuyo fondo es la “umbra” o “núcleo” y las paredes la “penumbra” o
“periferia”.
Las manchas son regiones
de la fotosfera con un campo magnético particularmente fuerte, probablemente
3.000 veces más fuerte que la media del Sol.
Dentro de cada grupo de
manchas en uno de los hemisferios de nuestra estrella, las hay de ambas
polaridades magnéticas (norte y sur) ordenadas de tal modo, que en el otro
hemisferio las polaridades son opuestas.
Las manchas solares no
son oscuras, lo parecen por contraste, ya que brillan mucho menos que el resto
de la fotosfera. El fondo amarillo corresponde a una temperatura de unos
6.000°K y las manchas, rojas, llegan a 4.000°K.
El número de manchas
aumenta y disminuye a lo largo de un período de 11,2 años (período undecenal de actividad solar). Transcurrido un ciclo
completo, se invierte la polaridad de cada hemisferio. 11,2 años después, las
polaridades vuelven a invertirse. Este detalle lleva a considerar un período de
actividad de 22 años.
En épocas de gran actividad
solar (1990, 2001, 2012...) tienen lugar enormes erupciones (“fulguraciones”).
Las fulguraciones desprenden partículas, rayos X, rayos g que pueden incidir sobre la Tierra, ocasionar
tormentas magnéticas durante las cuales el campo magnético terrestre aparece
perturbado, la dirección de la aguja magnética muestra fluctuaciones, afecta
las emisiones radiales de onda corta y excitan las auroras polares. Las
“auroras polares” son luces brillantes multicolores visibles desde latitudes
altas, como bandas en la atmósfera terrestre, entre 100 y 300 kilómetros sobre
la superficie.
Se estudia la
vinculación entre las manchas solares y ciertas variaciones en el clima, que
podrían cumplir un ciclo igual al de actividad solar.
Han existido diversas
teorías sobre la naturaleza de las manchas solares, y ninguna de ellas fue
definitivamente comprobada. Sin embargo, los científicos en general creen hoy
que se trata de la manifestación fotosférica de
fenómenos magnéticos originados 200.000
kilómetros más abajo, campos magnéticos focalizados, espirales que ascienden
lentamente hasta llegar a la superficie como manchas.
El Sol es mucho más
grande de lo que podemos ver. Los datos sobre su diámetro, color, temperatura,
se refieren siempre a la fotosfera. Más lejos del centro existen otros gases
generalmente invisibles, que suelen denominarse “atmósfera solar”. Sin embargo,
una atmósfera es un gas que envuelve a un cuerpo sólido o líquido, pero no se
ciñe demasiado a la realidad que se da en las estrellas. La zona casi transparente que rodea a la fotosfera se
conoce como “cromosfera” (esfera de
color) y se extiende sobre la “superficie solar” unos 4.000 o 5.000 kilómetros.
El nombre proviene de antiguas observaciones de eclipses de Sol, en las que se
notó, en torno al oscuro disco lunar, un delgado arco brillante rojo carmín
(color del hidrógeno excitado al emitir luz). Normalmente la cromosfera y capas
exteriores del Sol no se ven, por su débil luminosidad, comparada con la de la
fotosfera.
En el Sol no hay capas.
Simplemente los gases ionizados de la fotosfera hacia dentro son opacos a la
luz (no transparentes) y de la fotosfera hacia fuera son prácticamente
transparentes.
La cromosfera es en definitiva, la región que separa a la
fotosfera de la corona. En la cromosfera aparecen chorros de gas llamados
“espículas” que se diluyen en la corona. Extrañamente, aunque podría suponerse
que en la cromosfera la temperatura fuera menor que en la fotosfera, en la
parte inferior llega a 6.000°K (igual que en la fotosfera) y en la parte
superior asciende a 100.000°K. Debe tenerse en cuenta que la temperatura no es
cantidad de calor, sino la energía cinética de las partículas o la velocidad
con que se mueven. La baja densidad de la fotosfera permite un más cómodo
desplazamiento a los átomos, acelerados por ondas de choque provenientes de los
fuertes campos magnéticos de la fotosfera. Lo mismo pasa en la corona, donde la
temperatura supera el millón de grados K.
En la cromosfera se
aprecian las protuberancias
, enormes chorros de gas ionizado, asociados generalmente a manchas
solares. Su forma de arcos es definida por las líneas de fuerza de los intensos
campos magnéticos.
Las protuberancias por
su forma se dividen en “quiescentes”
(quietas) y “activas”. También en la
cromosfera aparecen regiones brillantes llamadas fáculas.
La corona solar es una zona de
excesivamente baja densidad (unas mil millones de veces menos densa que la
atmósfera terrestre a nivel del mar). En los eclipses totales de Sol la corona
puede verse a simple vista, y se extiende desde la cromosfera millones de
kilómetros, pero su límite no es preciso. Su aspecto es variable, de acuerdo al
período de actividad solar. En los máximos la corona es uniforme, pero en los
mínimos se presenta en penachos.
Si bien para el común de
los observadores la corona sólo es visible en los eclipses totales, existen
instrumentos como el coronógrafo (un telescopio
especial) que utlizado desde zonas altas con cielo
muy transparente, permite ver la parte más brillante de la corona en cualquier momento.
Además se ha estudiado la corona desde satélites artificiales y estaciones
orbitales, a partir de una fuerte radiación ultravioleta y de rayos X.
Los átomos altamente
ionizados y electrones libres que forman la corona, son “lanzados” al espacio
exterior a velocidades de hasta 900 km/s, fenómeno conocido como viento solar. El viento solar llega a
la Tierra a velocidades de 400 km/seg.
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La Escala Cósmica (Telón Azul del
Cielo)
Las estrellas no
están en el cielo, no se apagan de noche, y no son bolas o esferas de fuego.
Seguramente el lector ya está enterado de estas
realidades, pero... ¿Qué son exactamente las estrellas? ¿Dónde están? ¿Qué tipo
de energía alimenta su luz?
No es fácil sólo mirando el cielo, tomar una correcta
perspectiva del espacio como para comprender sus escalas de tamaños y
distancias. El cielo es, ni más ni menos, una ventana por la que desde un
rinconcito del Universo miramos al exterior. Ocupamos una nave (la Tierra) que
viaja constantemente en una pequeña distancia. Por la “escotilla celeste” vemos el movimiento aparente de los astros,
determinado por rotación y traslación de la Tierra, y por el movimiento propio
de los astros. Es tan compleja la deducción a simple vista de los fenómenos
observables, que pasaron miles de años antes que el hombre develara algunos
misterios cósmicos. Aún hoy, con muchas
dudas aclaradas, el conocimiento es reducido y sus límites se confunden con los
de la Filosofía.
Sabemos sí, que la Tierra no es el centro del Universo.
La teoría de Ptolomeo se basaba en las
apariencias: la rotación de la Tierra nos hace ver a los astros orbitando al
planeta. Está caduca ya la premisa “Ver para creer”, puesto que muchas cosas
que se ven no son reales, y otras que sí son reales, no se ven.
Los dibujos sobre el Sistema Solar, que aparecen en
algunos libros, llevan a un concepto equivocado de la “escala cósmica”.
Aparecen tan cerca los planetas entre sí, que llegamos a pensar que tal vez
choquen en algún momento.
Podría elegir ahora dos caminos metódicamente correctos
para explicar las proporciones de tamaños y distancias: de lo más pequeño a lo
más grande, o de lo más grande a lo más pequeño. No obstante, prefiero usar ambos alternativamente.
Si pudiéramos mirar el Universo desde afuera (¿existe
algún lugar fuera del Universo?) veríamos que el espacio está poblado por
estrellas. Esa es la unidad, las estrellas. ¿Y los planetas? Para ser claro,
les diré que el Sol (una estrella
bastante común), los 9 planetas, los satélites, cometas, asteroides, etc.,
forman el l00% de la masa del Sistema Solar. El Sol forma el 99,8%. Si dijéramos que el Sol es el
único cuerpo del Sistema, omitiríamos sólo el 0,2% de la masa total. Aún admitiendo la existencia de una decena de planetas por
cada una, las estrellas son la unidad. Las galaxias son conglomerados de
cientos de miles de millones de estrellas, por ejemplo, doscientos mil
millones.
En las galaxias también hay nebulosas (polvo y gas
interestelar) que están relacionadas con las estrellas en su “historia vital”
(como se verá en otro capítulo).
Volviendo al punto imaginario de observación, en una perspectiva general del Universo,
veríamos grupos de galaxias, y grupos de estos grupos, llevando a escalas
difícilmente concebibles la constante de relación gravitatoria (los satélites
orbitan a los planetas, los planetas al Sol, el Sol y las demás estrellas al
centro galáctico, varias galaxias entre sí, lo mismo para grupos de
galaxias...).
En una de esas galaxias, La Vía Láctea, vivimos nosotros.
La Tierra sería, en un primer plano de la Galaxia, un punto casi infinitamente
pequeño. -Vía Láctea: Franja del cielo muy poblada de estrellas. Es la parte
principal de nuestra galaxia, la Galaxia. Por tal motivo, le llamamos
"galaxia de la Vía Láctea".-
¿Cuán grande es la Tierra? Un cerro de escasa altura como
el Pan de Azúcar (menos de 500 mts.) resulta muy alto
para nosotros. Para alcanzar su cima
necesitaríamos 290 personas de 1,70 mts. de estatura, paradas una encima de la cabeza de la otra.
El número nos hace ver algo muy alto. Sin embargo, para
igualar la altura del Monte Everest (8.848 mts.)
necesitaríamos sumar unos 18 cerros como
el Pan de Azúcar, uno sobre el otro.
Veamos ahora que, si hacemos una maqueta a escala de la
Tierra, con un diámetro de un metro, el Monte Everest quedaría con una altura
de 0,7 mm.; sí, menos de un milímetro: apenas una
aspereza casi imperceptible al tacto.
Si hace falta un nuevo ejemplo, digamos que si se hiciera
una vía férrea que recorriera todo el
ecuador, y realizáramos la travesía de una vuelta a la Tierra en un tren
sin paradas a 100 km/h, viajaríamos durante 400 horas, o sea 16 días y 16 horas.
Si se ha logrado comprender mejor las dimensiones de la
Tierra, podremos pasar a la escala del Sistema Solar. Imaginemos entonces un
modelo en miniatura con el Sol de 109 cm de diámetro; la Tierra, de un
centímetro, estaría a 117 metros (casi una cuadra y media). Mercurio tendría un
diámetro de 3,8 mm y distaría del Sol 45 metros, poco más de media cuadra, Venus , casi del
mismo tamaño de la Tierra sería una bolita de un centímetro y estaría a 85
metros (más de una cuadra).
La Luna, de 3mm de diámetro, estaría a 30 cm de la
Tierra.
Más lejos aparecería Marte, una esfera de 5 mm, a 179 mts. del Sol; Júpiter se parecería
a una pelota de tenis, con un diámetro de 11,2 cm. y a 612 metros del Sol.
Saturno, de 9,4 cm., estaría a 1122 mts.. Urano y Neptuno serían pelotas de ping-pong: Urano, de
4,1 cm, se ubicaría a 2257 mts. del
Sol; Neptuno, de 3,8 cm. distaría de nuestra estrella 3535 mts..
Por último Plutón, de 2 mm, y con una órbita muy alargada, pasaría por momentos
más cerca del Sol que Neptuno, pero a una distancia media de 4648 mts.
Como se puede ver en el ejemplo anterior, las distancias
son enormes en comparación con los diámetros de los planetas. Los dibujos que
muestran gigantes planetas tan cerca que parecen chocar, no respetan la
verdadera escala. Ocurre que para representar el Sistema Solar en una escala
perfecta, con los planetas visibles, necesitaríamos un dibujo cuadrado de nueve kilómetros de lado (obsérvese que los
planetas no están alineados, sino en diferentes lugares de su órbita). La única
solución para no contradecir la escala verdadera y no necesitar una lámina tan grande, es
representar en un dibujo las proporciones de tamaños, sin respetar distancias,
y en otra las distancias, con los planetas como puntos.
Nos estamos acercando a lo que pretendo: facilitar la
comprensión de la verdadera escala cósmica. Utilizaré por recurso de aquí en
más una nave imaginaria que viaje a la velocidad de la luz. Vale recordar que
según la teoría de la Relatividad, de Einstein,
es imposible acercarse a esa velocidad... pero no existen imposibles
para la imaginación.
La luz viaja a casi 300.000 km/seg.
Esto significa que en sólo un segundo, nuestra nave podría dar siete vueltas y
media a la Tierra. En poco más de un segundo estaríamos en la Luna y en ocho
minutos en el Sol (si pudiéramos acercarnos tanto a una estrella).
Si comenzamos el viaje desde el Sol a los planetas, llegar
a Mercurio sería cosa de poco más de 3 minutos, a Venus unos 6 minutos, a la
Tierra 8, a Marte más de 12 minutos, a Júpiter 43, a Saturno 1 hora y 19 minutos, a Urano 2 hs. 40 min. a Neptuno 4 hs 10 minutos y a
Plutón 5 horas y media.
A esa increíble velocidad, nuestra nave imaginaria
tardaría más de 4 años en aproximarse a la estrella más cercana al Sol: Rigil Kentaurus (
del Centauro). Recorrer nuestra galaxia
insumirá mucho tiempo: sólo cruzarla por su diámetro, cien mil años;
circunvalarla trescientos catorce mil años; llegar desde el Sol al centro de la
Galaxia, treinta mil años. Aún en una nave tan veloz, buscar contacto con otras
galaxias (las más vecinas) costará millones de años.
Las enormes distancias en el Universo nos imponen también
un factor de “observación en diferido”: La luna se ve un segundo atrás, el Sol
como se presentaba hace 8 minutos (si su luz se apagara, tardaríamos 8 minutos
en enterarnos) los planetas desde
minutos hasta horas atrasados, las estrellas de 4 a decenas de miles de años,
otras galaxias se muestran como fueron hace millones de años... y teniendo en
cuenta que los nuevos telescopios amplían día a día las distancias observadas,
conocemos ya galaxias tan lejanas que se
ven como eran antes de nacer la Tierra, o hasta el Sol. Esta relación
espacio-temporal nos pone en el umbral de la filosofía.
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Astronomía: Ciencia que estudia
a los astros, y en particular las leyes que rigen sus movimientos.
Astro: Cuerpo
celeste (objeto que brilla en el cielo). Ejemplos: planetas, estrellas,
cometas, satélites, asteroides.-
Cielo o Esfera
Celeste: Esfera aparente de la cual vemos solamente una mitad, y en cuyo centro
está el observador. No es un objeto material sino el efecto óptico producido
por la imposibilidad de nuestra visión de estimar distancias demasiado grandes;
todos los astros y puntos del cielo parecen estar a una misma distancia, lo que
nos hace ver una superficie con forma de bóveda esférica. (Recordar que la
esfera es el lugar geométrico de los puntos que equidistan de un punto fijo
llamado centro).
El color del cielo
es azul claro durante el día y azul-negro durante la noche. Llamamos celeste al
tono de azul que se parece al del cielo, por lo que es redundante decir
"el cielo es celeste". Ese color azul es el que toma el aire al
recibir luz solar.
Durante el día podemos ver en el cielo al Sol y muy
excepcionalmente a la Luna y algún planeta en momentos de gran brillo. Durante
la noche el firmamento se puebla de estrellas, con imagen puntual, es decir sin
diámetro aparente. Casi confundidos con las estrellas se observan eventualmente
los planetas (son visibles a simple vista Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y
Saturno) que se distinguen por dos detalles: su luz es fija (no titilante como
las estrellas) y presentan cierto diámetro aparente (no se ven como un punto
sino como un pequeño disco).
También suele verse por las noches (no siempre) la Luna,
que va cambiando su aspecto (fases) y su distancia angular del Sol
(elongación). Excepto el Sol, todos los demás astros se observan por la noche.
No debe decirse que el Sol sale de día, porque en realidad, el día comienza
cuando aparece en el horizonte el primer borde del Sol y finaliza cuando el Sol
se esconde por completo.
Existen dos lapsos llamados crepúsculos, uno antes
de salir el Sol y otro después de
ocultarse, cuando el Sol está debajo del horizonte pero está claro casi como de
día. Se llaman Crepúsculo Matutino y Crepúsculo Vespertino y forman parte de la
NOCHE. Se producen porque la atmósfera recibe luz solar aunque nuestra
estrella no esté a la vista.