¿Cuánto sabes sobre el Universo? Apuntes Básicos sobre Astronomía, Tesis de Astronomía
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¿Cuánto sabes sobre el Universo? Apuntes Básicos sobre Astronomía, Tesis de Astronomía

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Apuntes Básicos sobre Astronomía (Ed. 2014); Autores: Eugenia Díaz Gimenez y Ariel Zandivarez
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¿CUÁNTO SABÉS SOBRE EL

UNIVERSO?

Apuntes básicos sobre Astronomía - 2014

Autores: Dra. Eugenia Díaz-Giménez / Dr. Ariel Zandivarez Instituto de Astronomía Teórica y Experimental (CONICET)

Observatorio Astronómico de Córdoba (UNC)

Imagen: Aldo Mottino / Estación Astrofísica de Bosque Alegre

Índice INTRODUCCIÓN.............................................................................................................................4

0.1 LA LUZ..................................................................................................................................4 0.2 LAS IMÁGENES ASTRONÓMICAS......................................................................................7

CAPÍTULO 1: Sistema Solar y otros sistemas planetarios.......................................................10 1.1 HISTORIA DE LA CONCEPCIÓN DEL SISTEMA SOLAR..................................................10 1.2 FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR.................................................................................12 1.3 MOVIMIENTO DE LOS OBJETOS DEL SISTEMA SOLAR.................................................12 1.4 CARACTERÍSTICAS DE LOS OBJETOS DEL SISTEMA SOLAR......................................13

1.4.1 SOL..............................................................................................................................15 1.4.2 MERCURIO..................................................................................................................16 1.4.3 VENUS.........................................................................................................................16 1.4.4 TIERRA........................................................................................................................17 1.4.5 MARTE.........................................................................................................................21 1.4.6 CINTURÓN DE ASTEROIDES.....................................................................................22 1.4.7 JÚPITER......................................................................................................................22 1.4.8 SATURNO....................................................................................................................23 1.4.9 URANO........................................................................................................................23 1.4.10 NEPTUNO..................................................................................................................24 1.4.11 OBJETOS TRANSNEPTUNIANOS (CINTURÓN DE KUIPER Y NUBE DE OORT). .24 1.4.12 PLANETAS ENANOS.................................................................................................25

1.5 COMPARACIÓN DE DISTANCIAS Y TAMAÑOS................................................................26 1.6 OTROS SISTEMAS PLANETARIOS...................................................................................27

1.6.1 DETECCIÓN:...............................................................................................................27 1.6.2 DESCUBRIMIENTOS...................................................................................................29 1.6.3 ZONA DE HABITABILIDAD..........................................................................................30 1.6.4 EXTRAÑOS MUNDOS.................................................................................................31

1.7 ALBEDO: ¿espejito o carbón?.............................................................................................33 CAPÍTULO 2: Estrellas................................................................................................................35

2.1 UNA ESTRELLA VIVA: LA FUSIÓN NUCLEAR..................................................................35 2.2 DIAGRAMA HERTZPRUNG-RUSSEL.................................................................................36 2.3 CARACTERÍSTICAS DE LAS ESTRELLAS EN LAS DIFERENTES CLASIFICACIONES. .37

2.3.1 POR COLOR ...............................................................................................................37 2.3.2 POR TEMPERATURA (ESPECTRAL).........................................................................38 2.3.3 POR LUMINOSIDAD....................................................................................................38

2.4 NACIMIENTO, VIDA Y MUERTE DE LAS ESTRELLAS......................................................42 2.4.1 EVOLUCIÓN................................................................................................................43 2.4.2 EL FINAL DEL SOL......................................................................................................46

2.5 ¿CÓMO SE ESTUDIA LA EVOLUCIÓN DE OBJETOS ASTRONÓMICOS?......................48 CAPÍTULO 3: Galaxias.................................................................................................................50

3.1 HISTORIA DE LA CONCEPCIÓN DE LAS GALAXIAS.......................................................50 3.2 CLASIFICACIÓN DE LAS GALAXIAS.................................................................................51

3.2.1 POR MORFOLOGÍA....................................................................................................51 3.2.2 POR DINÁMICA...........................................................................................................52

3.3 GRUPOS Y CÚMULOS DE GALAXIAS...............................................................................54 3.4 MEDICIÓN DE DISTANCIAS A LOS OBJETOS ASTRONÓMICOS...................................55

3.4.1 RADAR.........................................................................................................................56 3.4.2 PARALAJE...................................................................................................................56

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3.4.3 MÓDULO DE DISTANCIA – FAROLAS ESTÁNDARES..............................................58 3.4.4 PARALAJE ESPECTROSCÓPICA..............................................................................59 3.4.5 AJUSTE DE LA SECUENCIA PRINCIPAL...................................................................60 3.4.6 CEFEIDAS...................................................................................................................61 3.4.7 RELACIÓN TULLY-FISHER y FABER-JACKSON.......................................................62 3.4.8 SUPERNOVAS............................................................................................................62 3.4.9 LEY DE HUBBLE.........................................................................................................63

CAPÍTULO 4: Cosmología...........................................................................................................65 4.1 ORIGEN DEL UNIVERSO...................................................................................................65 4.2 PRINCIPIO COSMOLÓGICO: El Universo, ¿es igual en todas partes?..............................66 4.3 FORMACIÓN DE ESTRUCTURAS Y COMPOSICIÓN DEL UNIVERSO:...........................67

CAPÍTULO 5: Mirando al cielo.....................................................................................................70 5.1 MOVIMIENTO APARENTE DEL CIELO..............................................................................70

5.1.1 BUSCANDO EL POLO SUR CELESTE.......................................................................72 5.2 RECONOCIMIENTO DEL CIELO .......................................................................................75

5.2.1 CONTANDO ESTRELLAS...........................................................................................75 5.2.2 CONSTELACIONES....................................................................................................79 5.2.3 DISTANCIAS Y TAMAÑOS EN EL CIELO...................................................................80 5.2.4 NO TODO LO QUE BRILLA ES ESTRELLA................................................................82 5.2.5 DE METEORITOS Y OTRAS YERBAS........................................................................85

5.3 RECOMENDACIONES PARA LA OBSERVACIÓN DEL CIELO.........................................88 5.3.1 OBSERVACIÓN A SIMPLE VISTA..............................................................................88 5.3.2 OBSERVACIÓN CON BINOCULARES........................................................................90 5.3.3 OBSERVACIÓN CON TELESCOPIOS (con aportes de la Lic. Mónica Taormina).......91

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INTRODUCCIÓN

“ Podemos perdonar fácilmente a un niño que le tiene miedo a la oscuridad; la verdadera tragedia de la vida es

cuando un adulto le tiene miedo a la luz” Platón (427 a.C. – 347 a.C.)

En este apunte detallaremos las características físicas de distintos objetos que pueblan el Universo, y haremos un recorrido por las distintas escalas de tamaños y distancias. También compartiremos algunos consejos para la observación del cielo. Mucho de lo que está recopilado en estos textos fue publicado originalmente en la página de Facebook del Observatorio Astronómico de Córdoba (http://bit.ly/ObservatorioCBA) entre los años 2011 y 2013, algunos de los temas están basados en preguntas que recibíamos de nuestros lectores. Otros temas pueden consultarlos en los videos explicativos que compartimos en www.youtube.com/user/arielz77

0.1 LA LUZ

Antes de empezar nuestro viaje por el Universo, es necesario hacer un breve repaso sobre el principal objeto de estudio de la Astronomía: la luz.

Toda la información que tenemos del Universo la recibimos en forma de luz (radiación electromagnética). La luz viaja a velocidad finita: ~300.000 km/s. Esto no es una hipótesis, no es una teoría, no es una ley. Es un hecho. Y es un hecho que no es muy difícil de comprobar. En la Tierra las distancias son demasiado pequeñas para darnos cuenta que la luz no se transporta de manera instantánea, pero por ejemplo nuestra vecina más cercana, la Luna, ya nos sirve de laboratorio para hacer experimentos: la Luna se encuentra a unos 384.000km de la tierra, es decir que con el instrumental necesario (un láser potente y una antena receptora) podríamos determinar cuánto tiempo le lleva a la luz viajar desde la Tierra, rebotar en los espejos que dejaron los astronautas en la Luna, y regresar hasta nuestro receptor. Bueno, ese viaje de ida y vuelta le toma a la luz unos 2 segundos y medio, es decir, no es instantáneo. La utilización de distintos métodos de procesamiento de esa luz es la que nos permite acceder a las diferentes características de cada objeto, ya sea a través del análisis de imágenes, espectros (descomposición en colores), magnitudes (brillos), etc. La velocidad con que se desplaza la luz se ha medido con una precisión inimaginable. Galileo (1638) empezó desarrollando algunos métodos, luego Fizeau (1849) y Michelson (1926) lo perfeccionaron. A través del uso de instrumental de alta precisión como relojes de cesio y lásers, se pudo determinar que la velocidad de la luz en el vacío es de 299.792,458 km/s con un error de 0,001 km/s.

Ahora, el hecho de que la luz viaja a una velocidad finita tiene como consecuencia una de las cosas más interesantes que tiene la Astronomía: hace que siempre estemos "desactualizados" sin importar cuánto nos esforcemos por estar al día, es decir, cada vez que miramos al cielo estamos viendo el pasado. Así, la aparentemente simple pregunta: ¿qué está sucediendo en el Sol en este momento? no puede ser respondida por un observador en la Tierra, ya que a la luz le toma 8 minutos recorrer los 150 millones de kilómetros que separan al Sol de la Tierra. Para galaxias distantes, los tiempos de viaje de la luz son mucho mayores. Y a medida que observamos objetos más y más lejanos, esa “desactualización” es más y más evidente. Veamos un par de ejemplos más:

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(1) supongamos que la estrella Betelgeuse de la constelación de Orión explota como supernova hoy, ahora mismo. Dadas la distancia a la estrella y la velocidad con la que viaja esa información (luz), en la Tierra no nos enteraríamos hasta dentro de ~642 años. O, dicho de otra manera, si Betelgeuse hubiera explotado hace ~642 años, recién esta noche veríamos una espectacular explosión en el cielo. (2) la luz que vemos ahora de nuestra galaxia espiral vecina Andrómeda, salió de esa galaxia hace 2.500.000 años, es decir, la vemos cómo era hace 2 millones y medio de años atrás! Si nos sirve de consuelo, si un astrónomo nos estuviera observando desde Andrómeda también nos vería desactualizados, vería la Tierra cómo era hace esa misma cantidad de años. Como dijo Albert Einstein: "El pasado, presente y futuro son sólo ilusiones, aunque sean persistentes".

El tiempo en el pasado en el cuál la luz que recibimos ahora de un objeto distante fue emitida se llama tiempo "look-back". Cuando en astronomía se discuten eventos que suceden en objetos distantes, se sabe que el evento ocurrió hace mucho debido al tiempo de viaje de la luz. Ya que en astronomía sólo podemos estudiar imágenes de los objetos (no podemos viajar hasta ellos para tocarlos o ponerles un termómetro!!!) el estudio del universo es similar a encontrar un conjunto de fotos de un niño en una "cápsula del tiempo" de hace 300 años. Podemos ver cómo el niño fue desarrollándose hace 300 años atrás, aunque él no continúe con vida hoy. Otra analogía que sirve para comprender mejor la forma en la que se trabaja en astronomía, es la comparación de observar el cielo con tener un pariente en un lugar alejado, supongamos en China. Supongamos que nuestro pariente tiene un hijo, y nos manda esa información por correo. Pero el cartero decide venir a pie (bueno, sí, tiene que ser buen nadador también). Entonces, a los 10 años nos llega la carta de nuestro pariente que acaba de tener un hijo e inclusive nos manda una bonita foto de un bebé. Nosotros podremos conocer ese bebé cómo era hace 10 años, pero no sabemos cómo luce ahora mismo! Lo mismo sucede con la información que nos llega de todos los objetos del universo. ¿Viene con un cartero chino? No, viaja a una velocidad que, a pesar de ser lo que se mueve más rápido en el universo, no es suficiente para que la información se traslade de forma instantánea.

Bueno, resumiendo, cada vez que se habla de objetos astronómicos se toma por sentado que estamos viéndolos cómo eran en el momento en el que la luz empezó su viaje hacia nosotros, es decir que los estamos viendo cómo eran en el pasado. No se trata de qué tan grande sea nuestro telescopio, ni de qué tan avanzada sea nuestra tecnología, ni en qué lugar del Universo nos encontramos. Se trata de la velocidad con que la luz recorre una determinada distancia y llega hasta nuestro detector (ya sea un ojo, unos binoculares o el telescopio más grande del mundo!)

La luz, o radiación electromagnética, contiene toda la información que obtenemos de los objetos. Estudiando la descomposición de la luz en “colores” o longitudes de onda, podemos conocer la composición química de los objetos o la distancia a la que estos se encuentran, entre otras cosas. Esa descomposición de la luz es lo que se conoce como el espectro electromagnético. El espectro se puede dividir en regiones: rayos gamma, rayos X, ultravioleta, visible, infrarrojo, microondas y radio. Todos los objetos que emiten luz, lo hacen en todo el rango de longitudes de onda del espectro electromagnético, algunos más intensamente en alguna región particular del espectro. Por ejemplo, la emisión de luz del Sol es más intensa en la región que denominamos “visible”, que es la que nuestro ojo es capaz de detectar, pero también emite rayos X, rayos ultravioletas y luz infrarroja. El rango en el que la emisión de un objeto es más intensa está relacionado con la temperatura del objeto emisor. En la siguiente imagen se esquematiza el espectro de luz , la longitud de onda, la frecuencia y la temperatura característica de cada longitud de onda:

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En Astronomía se estudia la luz recibida en todo el espectro electromagnético. Se desarrollan detectores especiales para cada rango de longitudes de onda, así se cuenta con telescopios sensibles a la radiación en ondas de Radio, en infrarrojo, en visible, en rayos X, etc. Algunas de las longitudes de onda que componen la luz son absorbidas por nuestra atmósfera, por lo que muchas veces se colocan telescopios fuera de la atmósfera para poder recibir esa porción de información. En la siguiente imagen se muestran algunos de los observatorios más conocidos mundialmente que trabajan en diferentes rangos del espectro electromagnético, ya sea desde la tierra o desde afuera de la atmósfera.

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Fuente Wikipedia - http://commons.wikimedia.org/wiki/File:EM_Spectrum_Properties_es.svg

0.2 LAS IMÁGENES ASTRONÓMICAS

La observación de objetos astronómicos en distintas longitudes de onda brinda información de las componentes y temperaturas de dichos objetos. A menudo vemos imágenes a todo color de los objetos astronómicos, los colores vibrantes de las imágenes de nebulosas y galaxias son ampliamente admirados, pero, si existieran viajeros espaciales que pudieran pasar por estos objetos: ¿qué verían? o ¿ cómo se hacen las imágenes de objetos del espacio?

Los telescopios pueden captar la radiación de energía del espectro electromagnético que es invisible para el ojo humano. Los detectores electrónicos, similares a los encontrados en nuestras cámaras digitales, crean imágenes en blanco y negro que luego son transmitidas a las computadoras para su procesamiento.

Debido a que los detectores sólo miden la intensidad de la radiación, las imágenes aparecen en escala de grises. Sin embargo, cada píxel se compone de un determinado tono de gris que contiene alguna información de color basado en la longitud de onda (“color”) recogida por el telescopio. Las imágenes finales se componen de dos o más capas de estas exposiciones en escala de grises. Los colores que hacen que las imágenes espaciales sean tan agradables a la vista se agregan generalmente como una herramienta para que los científicos estudien un proceso físico.

Los filtros se aplican a las imágenes con el fin de aislar las energías específicas de la radiación y bloquear a otras. Cuando se aplica un conjunto de filtros rojo-verde-azul (RGB), y las imágenes subsiguientes se colocan en capas una sobre la otra en orden cromático, se imitan los receptores RGB de nuestros ojos, y se generan imágenes de "color natural". Por lo tanto, sólo las imágenes de color natural se acercan a lo que los hipotéticos exploradores del espacio serían testigos mientras viajan al pasado por el espacio. La siguiente es una imagen en color natural:

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Galaxia Activa Centaurus A - Créditos: E.J. Schreier(AUI) et al.,Hubble,NASA; Inset: NOAO

Un color representativo se utiliza para aproximar la apariencia de un objeto en longitudes de onda que no podemos ver, como infrarrojos o ultravioletas. A las longitudes de onda que no podemos ver se les asignan colores del espectro de luz visible, lo que nos permite teatralizar lo que podría verse si nuestros ojos fueran capaces de percibir otras longitudes de onda.

Imágenes en colores mejorados, o “colores falsos” no siguen el orden cromático y se crean por diversas razones, tales como el estudio de detalles estructurales finos que se perderían en el espectro de luz visible, o simplemente por razones estéticas. Las imágenes compuestas se crean cuando dos o más longitudes de onda se combinan.

La colección de imágenes que se muestra en esta fotografía representan diferentes exposiciones de NGC 1512, una galaxia ubicada a unos 30 millones de años luz de distancia de la Tierra en la constelación Horologium. Mediante la asignación de color azul al espectro ultravioleta, verde para el espectro de luz visible, y rojo para los infrarrojos, los científicos fueron capaces de generar la imagen compuesta del centro con el fin de estudiar los cúmulos de estrellas cerca del núcleo de la galaxia. Las 7 imágenes circundantes abarcan la amplia gama de longitudes de onda que el telescopio espacial Hubble es capaz de capturar.

Al procesar estas imágenes, los científicos tienen cuidado de no crear detalles que no estaban presentes en los datos originales. Es necesario que el orden cromático sea cuidadosa y metódicamente aplicado a las exposiciones a fin de garantizar su valor en la investigación, de lo contrario los matices de color pueden producir una variedad de resultados. Siempre que ciertos

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Galaxia NGC 1512 - Crédito: NASA, ESA, y D. Maoz (Universidad de Tel-Aviv y Universidad de Columbia)

principios científicos sean respetados, los grupos que procesan estas imágenes tienen cierta cantidad de libertad estética. La manipulación y tratamiento de imágenes se rigen por una gran cantidad de parámetros, lo que significa que el resultado final es en gran parte un producto de la ciencia pura con un toque de gusto personal.

Referencias: http://www.spacetelescope.org/projects/fits_liberator/improc/ http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2001/16/image/m/ http://observatorio.info/2010/11/centro-de-centaurus-a/ http://www.espacioprofundo.com.ar/verarticulo/Nuevas_imagenes_de_la_galaxia_del_Sombrero.ht ml Actividades: Construcción de espectroscopios: http://sac.csic.es/unawe/Actividades/ESPECTROS%20EN %20TODAS%20PARTES%20REVISADO.pdf

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CAPÍTULO 1 : Sistema Solar y otros sistemas planetarios

“Por lo tanto, es innecesario investigar qué es lo que hay más allá del espacio celestial, vacío o tiempo. Porque

hay un único espacio general, una única vasta inmensidad que podríamos llamar vacío; en ella existen innumerables

orbes como ésta en la que vivimos y crecemos. A este espacio lo declaramos como infinito, ya que

ni la razón, la conveniencia, la posibilidad, el sentido de percepción o la naturaleza le pueden asignar un límite.

En él, existen un número infinito de mundos del mismo tipo que el nuestro” Giordano Bruno (1548 – 1600)

1.1 HISTORIA DE LA CONCEPCIÓN DEL SISTEMA SOLAR

A lo largo de la historia de toda la humanidad han habido diferentes puntos de vista con respecto a la forma, conformación, comportamiento y movimiento de la Tierra, hasta llegar al punto en el que vivimos hoy en día. Actualmente hay una serie de teorías que han sido comprobadas científicamente y por lo tanto fueron aceptadas por los científicos de todo el mundo. Pero para llegar hasta este punto, tuvo que pasar mucho tiempo, durante el cual coexistieron varias teorías diferentes, unas más aceptadas que otras. A continuación se mencionan algunos de los aportes más sobresalientes realizados a la Astronomía en este campo.

Tales de Mileto – Siglo VII a.C. Concibió la redondez de la Tierra. Teorizó que la Tierra era una esfera cubierta por una superficie redonda que giraba alrededor de ésta (así explicaba la noche) y que tenía algunos agujeros por los cuales se observaba, aún en la oscuridad nocturna, un poco de la luz exterior a la tierra, a la que él llamo "fuego eterno"

Discípulos de Pitágoras – Siglo V a.C. Sostuvieron que el planeta era esférico y que se movía en el espacio.

Platón – 427 a.C. al 347 a.C. Dedujo que la Tierra era redonda basándose en la sombra de ésta sobre la Luna durante un eclipse Lunar. Concibió a la Tierra inmóvil y como centro del Universo.

Aristóteles – 384 a.C. al 322 a.C. Sostenía que la Tierra estaba inmóvil y era el centro del Universo

Aristarco de Samos – 310 a.C. al 230 a.C. Sostenía que la Tierra giraba, que se movía y no era el centro del Universo, proponiendo así el primer modelo heliocéntrico. Determinó la distancia Tierra-Luna y la distancia Tierra-Sol.

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Claudio Ptolomeo – (100 – 140) Escribe el tratado astronómico “Almagesto” en el que se formula matemáticamente la teoría geocéntrica (la Tierra como centro del Universo) basada en observaciones

Nicolás Copérnico – (1477 – 1543) Postula la teoría heliocéntrica (el Sol como centro del Universo, con los planetas girando en círculos)

Giordano Bruno – (1548 – 1600) Postula una teoría en la que el Sol era simplemente una estrella más, y donde todas las estrellas eran soles, cada uno con sus propios planetas. Bruno veía a los sistemas de estrella/planetas como las unidades fundamentales del universo (no llegó al concepto de galaxia) separadas por vastas regiones llenas de éter. Bruno fue quemado vivo en el año 1600 por “hereje”.

Tycho Brahe – (1546-1601) Es el último observador “a la antigua”, realiza innumerables observaciones de los astros de manera sistemática. Postula una teoría intermedia entre la de Ptolomeo y la de Copérnico.

Johannes Kepler – (1571-1630) Era discípulo de Tycho. Luego de la muerte de éste tiene acceso a todos los datos recopilados por Tycho, con los que, en 1609, logra determinar que los planetas giran alrededor del sol en órbitas elípticas. Es considerado el 1er astrónomo de la historia ya que postula resultados basados en la observación, que inclusive van en contra de sus creencias/intuiciones.

Galileo Galilei – (1564-1642) En 1609 construye el 1er telescopio con fines astronómicos. Observa 4 Lunas de Júpiter y las fases de Venus, con lo que corrobora la teoría heliocéntrica.

William Herschel - (1738-1822) Observa otras galaxias, a las que denomina “Universos-Islas”. En 1790, postula que el Sol es el centro de nuestra galaxia, pero no el centro del Universo.

Harlow Shapley – (1885-1972) A través del estudio del movimiento de estrellas de nuestra galaxia, en 1920 determina que el Sol no es el centro de la galaxia.

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1.2 FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR

El sistema solar se formó hace aproximadamente 4,600 millones de años. Como todas las estrellas, el sol nace a partir de una nube de gas y polvo que empieza a colapsar. En el caso particular del Sol, esta nube de gas y polvo antes fue perturbada por la explosión de una supernova cercana que además de contribuir a la inestabilidad gravitatoria de las partículas de la nube, también aporta elementos más pesados que finalmente formarán parte del sistema solar.

Cuando comienza el colapso gravitatorio de la nube, se forma un disco y en el centro empieza a nacer una estrella. El 99% del material original va a formar la estrella central. Los planetas se forman con el remanente que reposa sobre el disco. Los planetas cercanos al Sol retienen un núcleo sólido formado por elementos que tienen alto punto de fusión (como silicio y otros metales), mientras que los otros elementos más livianos son evaporados debido a las altas temperaturas. Los planetas gigantes, Júpiter y Saturno, ubicados lo suficientemente lejos de la estrella central, logran mantener los elementos en estado gaseoso, mientras que Urano y Neptuno contienen núcleos de Hidrógeno en forma de hielo además de grandes cantidades de otros gases. Luego de la formación de los planetas, se formaron los satélites de estos. Los satélites más cercanos a los planetas gaseosos gigantes se formaron de la misma nube inicial de gas y polvo, mientras que los más alejados son capturados por efecto de la gravedad del mismo planeta. Los satélites de los planetas de menor tamaño son formados por colisiones (como el caso de la Luna) o por captura de cuerpos menores (como el caso de los satélites de Marte).

Para calcular la edad del sistema solar se utiliza la técnica llamada “fechado radiométrico”. Esta técnica estima la edad en base al decaimiento radiactivo de ciertos elementos químicos – por ejemplo la técnica conocida como “carbono 14” sólo es útil para edades menores que 60 mil años, mientras que para datar objetos de edades del orden de miles de millones de años, el elemento químico más utilizado es el uranio. La edad del sistema solar se determina a partir del análisis de meteoritos encontrados en la superficie de la Tierra. Los meteoritos más antiguos se tienen que haber formado durante la condensación temprana de la nebulosa solar. Los meteoritos más viejos encontrados en la Tierra tienen una edad de 4,600 millones de años.

1.3 MOVIMIENTO DE LOS OBJETOS DEL SISTEMA SOLAR

Johannes Kepler, trabajando con datos cuidadosamente recogidos por Tycho Brahe sin la ayuda de un telescopio, desarrolló -entre los años 1609 y 1619- tres leyes que describen el movimiento de los planetas en el cielo:

1era ley:Los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas, estando el Sol situado en uno de los focos

Como consecuencia de la 1era ley de Kepler, hay un momento en el que el planeta se encuentra más próximo al Sol y otro en el que está más alejado. El punto de máxima aproximación al Sol se denomina Perihelio, y el punto de máximo alejamiento se denomina Afelio. En particular, la Tierra pasa por el Perihelio alrededor del 4 de Enero, y pasa por el Afelio alrededor del 4 de Julio.

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2da ley: el radio vector que une un planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales

De esta manera se indica que la velocidad del planeta en su órbita no es constante y cuando está en el afelio su recorrido es más lento que cuando está en el perihelio.

3ra ley:para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital es directamente proporcional al cubo de la longitud del semieje mayor de su órbita elíptica P2/ a3=constante

Esta ley implica que el tiempo que un planeta demora en orbitar al Sol incrementa con el radio de su órbita (entre más cercano esté el planeta al Sol, gira más rápido y viceversa).

1.4 CARACTERÍSTICAS DE LOS OBJETOS DEL SISTEMA SOLAR

El sistema solar está formado por una estrella, 8 planetas, 5 planetas enanos, asteroides, cometas y rocas remanentes de la nube donde se formó el sistema solar.

A continuación se encuentran algunas definiciones útiles que se utilizarán más adelante: Año: tiempo que le lleva a un objeto completar una órbita alrededor del Sol (traslación). Día: tiempo que le lleva a un objeto completar una vuelta sobre su propio eje (rotación). Velocidad de la luz: Si bien en las escalas humanas pareciera que la luz se traslada de forma instantánea, o dicho de otra manera, que la velocidad de la luz es infinita, esto no es así: la luz recorre 300 mil kilómetros en un segundo, es decir, la velocidad de la luz es de 300,000 km/seg. Año luz: distancia recorrida por la luz durante un año (de manera similar se define minuto luz, segundo luz, etc). Un año luz equivale a 9.460.800.000.000 kilómetros. Unidad Astronómica (UA): distancia entre la Tierra y el Sol, equivale a 150 millones de kilómetros = 8 minutos luz Estaciones: períodos en los cuales los rayos solares inciden con un ángulo distinto sobre la superficie del planeta debido a la inclinación del eje de rotación del planeta respecto de su plano de traslación (órbita). En la siguiente imagen se muestra el ángulo de inclinación del eje de rotación de cada planeta respecto de su órbita:

Mercurio, Venus y Júpiter tienen una inclinación muy pequeña, es por esto que no existen estaciones en esos planetas. En la Tierra, Marte, Saturno y Neptuno el eje está inclinado lo suficiente como para dar lugar a las cuatro estaciones que conocemos. Urano tiene el eje de rotación casi horizontal, por lo que en los polos se experimentan cambios radicales en las estaciones: son 42 años de invierno (y de noche) y 42 años de verano (y de día). Cuando los

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rayos solares inciden de manera perpendicular al eje de rotación se denomina equinoccio (inicio de primavera y otoño), cuando los rayos solares inciden con la máxima oblicuidad (inclinación) respecto del eje de rotación se denominan solsticios (inicio de verano e invierno).

En la siguiente imagen se muestra la posición de la Tierra en 4 momentos distintos sobre su órbita. En los solsticios (izquierda y derecha) los rayos solares inciden de manera más directa sobre uno u otro hemisferio, mientras que en los equinoccios (arriba y abajo), los rayos solares inciden de igual manera en ambos hemisferios.

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Fuente Wikipedia

1.4.1 SOL Es la estrella más cercana a la Tierra, tiene ~4,600 millones de años, y se estima que está en la mitad de su vida. El tamaño y la masa de esta estrella está dentro de lo que se considera una estrella normal (no es ni la más grande, ni la más chica; no es ni la más luminosa ni la menos luminosa). De acuerdo con la masa de una estrella se sabe cómo será su muerte. El Sol verá el fin de su vida convirtiéndose en una gigante roja, que finalmente libera su materia al medio interestelar como nebulosa planetaria y luego su núcleo se convierte en enana blanca (VER CAPÍTULO 2 - EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS Y EL FINAL DEL SOL).

1. El Sol contiene aproximadamente el 99% de toda la masa del Sistema Solar. 2. Como todas las estrellas, el Sol está formado principalmente por Hidrógeno y Helio. 3. La temperatura en la superficie del Sol es de ~5,600º C. 4. El Radio del Sol es de 700 mil kilómetros, eso es 110 veces el Radio de la Tierra 5. Se encuentra a 150 millones de km de la Tierra (1 Unidad Astronómica=1UA), es decir que

a la luz le toma 8 minutos llegar hasta nosotros. 6. El ciclo de actividad solar tiene un período de ~11 años, en el que se suceden máximos y

mínimos de actividad y se invierte la polaridad del campo magnético solar. En la superficie del Sol pueden verse las llamadas “Manchas Solares” que son zonas más frías desde donde el Sol eyecta partículas cargadas electromagnéticamente, que vuelven a caer hacia el Sol siguiendo las líneas del campo magnético. La frecuencia de manchas solares es mayor a medida que el ciclo solar se aproxima a un máximo. También durante los máximos las manchas se distribuyen más próximas al ecuador solar. La observación de las manchas solares sirve además para estudiar la rotación del Sol.

7. Durante la actividad en la superficie del sol se producen llamaradas y eyecciones de masa coronal, en las que algunas de esas partículas cargadas electromagnéticamente son “sopladas” por los vientos solares y llegan hasta la Tierra atraídas por los polos magnéticos (Norte y Sur). La interacción de esas partículas con nuestra atmósfera produce el efecto conocido como auroras polares (boreales y australes). En general, la gente piensa que estas auroras son más comunes en el hemisferio Norte que en el Sur. Esta percepción sólo se debe a que la zona del hemisferio Norte donde son comúnmente visibles las auroras se encuentra mucho más poblada que la misma región del hemisferio Sur, pero la realidad es que las auroras son tan frecuentes en el Norte como en el Sur. En el año 1859 se pudieron observar auroras hasta en lugares como Madrid, Roma, La Habana y Hawaii.

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1.4.2 MERCURIO 1. Distancia al Sol: 0.4 UA =57 millones de km = 3

minutos luz 1. No tiene satélites 2. Atmósfera muy tenue (helio, hidrógeno, oxígeno y

sodio), por lo que su superficie tiene muchos cráteres debido al impacto de objetos.

3. La falta de atmósfera hace que las temperaturas en el día y la noche sean muy diferentes: durante el día (cara que le da el sol) alcanzan los 430ºC, mientras que a la

noche (cara opuesta al sol) la temperatura es de -185ºC (185 ºC bajo cero!!!) 4. El día en Mercurio tiene una duración de 59 días terrestres (tiempo que le toma realizar

una rotación sobre su propio eje) 5. El año en Mercurio tiene una duración de 88 días terrestres (tiempo que le toma realizar

una traslación alrededor del Sol) – es decir que Mercurio realiza 3 giros sobre su eje cada 2 vueltas alrededor del Sol – en 2 años tiene 3 días!!!

6. El radio de Mercurio es un tercio del radio de la Tierra (ver foto de comparación) 7. La gravedad en la superficie de mercurio es 0,38 veces la de la Tierra. 8. Exploración Espacial: Mariner 10 (1975) y Messenger ( 2008 hasta la actualidad).

1.4.3 VENUS 1. Conocido como ‘lucero del alba’ y

‘lucero vespertino’, es el objeto más brillante del cielo después de la Luna

2. Distancia al Sol: 0.7 UA=100 millones de km = 5,5 minutos luz

3. No tiene satélites 4. Tiene una atmósfera muy densa, la

presión atmosférica (peso de la atmósfera) es 90 veces más grande que en la Tierra, razón por la cual las naves que se asentaron sobre la superficie de Venus duraron apenas unos minutos antes de ser aplastadas por el peso de la atmósfera.

5. La presencia de grandes cantidades de dióxido de Carbono en la atmósfera hace que se produzca un fuerte efecto invernadero, por lo que el Sol no alcanza la superficie, y las temperaturas en la superficie de Venus son de 460ºC

6. Tiene nubes de azufre y de ácido sulfúrico (lluve ácido sulfúrico!!!) 7. La rotación de Venus es retrógrada, por lo que el Sol sale por el Oeste y se pone por el

Este 8. El día de Venus tiene una duración de 243 días terrestres 9. El año de Venus tiene una duración de 224 días terrestres 10. El radio de Venus es similar al radio de la Tierra (0.95 veces el radio de la tierra, ver foto

de comparación) 11. La gravedad en la superficie de Venus es de 0,9 veces la de la Tierra. 12. Exploración Espacial: Venera 1 (1961), Mariner 2 (1962), Venera 3 (1966), Venera 4 al 8

(1967 – 1972), Venera 9 (1978), Pioneer-Venus (1978 a 1992), Magallanes (1990). En la actualidad: Venus-Express.

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1.4.4 TIERRA 1. Distancia al Sol: 150 millones de km = 1 UA = 8 minutos luz 2. Tiene un satélite: Luna 3. Radio = 6,400 km 4. El 70% de su superficie es agua. El agua de la Tierra provino principalmente del choque de

asteroides llamados “condritas carbonáceas”, que provienen de la región a partir de la cual el agua está congelada, es decir, a partir del cinturón de asteroides (no confudir con cometas).

5. Temperatura media=17ºC 6. La Atmósfera tiene 78% de Nitrógeno, 21% de Oxígeno, y 1% de otros gases 7. La inclinación de su eje de rotación respecto del plano sobre el que se traslada hace que

los rayos solares incidan sobre la superficie terrestre con distinto ángulo en distintas épocas dando lugar a las 4 estaciones: primavera-verano-otoño-invierno (Ver figura en página 14)

LUNA 1. Distancia a la Tierra: 385 mil km = 1,3 segundos

luz 2. Realiza una órbita alrededor de la Tierra en 28

días 3. Realiza una rotación sobre su propio eje en 28

días 4. Siempre muestra la misma cara hacia la Tierra

(debido a la rotación síncrona) 5. Posee una atmósfera muy tenue, por lo cual la

superficie de la Luna ha sufrido numerosos impactos de objetos que dejaron cráteres en ella. La cara oculta es la que más cráteres presenta

6. Radio de la Luna: 1,740 km = ¼ del radio de la Tierra (se pueden comparar las dimensiones como una pelota de básquet para la Tierra y una pelota de tenis para la Luna, en esa escala estarían separadas por ~10 metros)

7. La gravedad sobre la superficie de la Luna es de 0.17 veces la de la Tierra. 8. La Luna Se formó como resultado de una colisión de un objeto del tamaño de Marte con la

Tierra, en la época de formación del sistema solar. Esa colisión, además de dar lugar a la formación de la Luna, produjo la inclinación del eje terrestre (estaciones), y puede haber modificado la atmósfera primitiva de la Tierra. Una vez consolidado el sistema Tierra-Luna, la rotación terrestre disminuyó, pasando de 4 hs hasta las actuales 24hs

9. Sin Luna no existirían las estaciones en la Tierra, y el día sería extremadamente corto (por ejemplo, de existir las plantas no tendrían tiempo de hacer fotosíntesis), y probablemente tampoco existiría vida en la Tierra ya que no se hubiera producido el cambio en la atmósfera terrestre

10. Cada año la Luna se aleja 4cm de la Tierra, lo cual contribuye a frenar la rotación terrestre en milésimas de segundos por día (se alargan los días)

11. Exploración Espacial: Se enviaron 97 misiones a la Luna (no todas exitosas). Entre las más famosas, fueron 24 misiones Lunik (URSS) y 17 misiones Apolo (USA). Sólo 12 hombres caminaron sobre la superficie lunar. 300kg de rocas de la Luna fueron traídas a la Tierra por las misiones tripuladas. En la actualidad hay varios orbitadores dedicados al estudio de la luna (ejemplo: Lunar Reconnaissance Orbiter – LRO) y un robot explorador chino (Chang'e 3 – Yutu)

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12. Presenta cuatro fases que se producen de acuerdo con la configuración del sistema Sol- Luna-Tierra, por lo que veremos iluminadas diferentes porciones de la Luna. Cada día la luna se desplaza sobre su órbita alrededor de la Tierra, por lo que cada día es diferente el porcentaje de su superficie que vemos iluminado, y la hora en la que la vemos en el cielo. En las siguientes imágenes se muestran esquemas de la configuración Sol-Tierra-Luna para entender las fases de la luna y los horarios en la que podemos verla en el cielo:

En este esquema representamos una rotación de la tierra sobre su propio eje, es decir: un día en la Tierra. Vamos a mirar el movimiento de la tierra desde el polo Sur, por lo que la rotación terrestre es en sentido horario. En 24 horas completará una vuelta sobre su eje. Hemos ubicado a un observador sobre la superficie en el ecuador terrestre, y marcamos con una línea su horizonte, con los puntos cardinales Este (E) y Oeste (O). Para

observadores en otras latitudes (como nosotros) los horarios variarán un poco, pero no nos molesta utilizar estas horas como una primera aproximación para entender la relación entre las fases de la luna y las horas de observación. Para el observador del gráfico, los números en el círculo representan su reloj (un reloj de 24 horas), y la cabeza del observador funciona como la aguja del reloj que nos apunta hacia la hora del día. En el primer reloj el Sol está justo sobre la cabeza del observador y son las 12hs, hora en la que el sol marca el mediodía solar. En el siguiente reloj, la tierra ha girado ¼ sobre su eje, y para el observador son las 18hs. Fíjense que a esa hora el observador ve al sol hacia el Oeste (la puesta del sol). 6 horas más tarde, ya que la tierra siguió girando, el observador está justo del lado opuesto a donde se encuentra el Sol, y está del lado completamente oscuro de la tierra: es la medianoche (00hs). El último reloj nos muestra la posición del observador 6hs más tarde: las 6 de la mañana. A esa hora, ya puede ver al Sol apareciendo sobre el Este. Un cuarto de vuelta más y regresará a la posición del primer reloj. En la siguiente imagen, agregamos la Luna en su órbita a lo largo de un día terrestre.

Aquí mostramos el mismo esquema que en la imagen anterior: un día desde la Tierra. Pero además hemos incluido a la Luna en su órbita en un día del mes que llamaremos día 1. El observador desde la Tierra sólo puede ver la porción iluminada de luna que esté apuntando hacia él, es decir lo que está de la línea magenta hacia adentro de la órbita lunar.

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En este día, la Luna y el Sol están sobre la cabeza del observador a las 12 del mediodía. La parte iluminada de la Luna es justamente la porción que no es visible para el observador, por lo que desde la Tierra no podremos ver a la Luna en el cielo: es la fase que llamamos NUEVA. Siguiendo la rotación terrestre, esta luna se oculta en el oeste a las 18hs, y aparece por el Este a las 6 de la mañana. Es decir, durante todo el día acompaña al Sol en el cielo. Aclaración: esto no es un eclipse. En este esquema hemos proyectado la órbita de la luna en el plano de la imagen, pero la órbita lunar tiene una inclinación respecto de nuestra pantalla, por lo que no se atraviesa en la línea de la visual hacia el sol.

La luna cada día que pasa se irá moviendo sobre su órbita. Avanza casi 1 hora de nuestro reloj por día (50 minutos). Al cabo de 7 días ocupará la posición de la imagen siguiente, y por supuesto, el porcentaje que vemos iluminado irá cambiando cada día.

Aproximadamente 7 días después de la imagen anterior la Luna se encontrará en la posición que marcamos en esta imagen. La fracción de Luna que podemos ver es la parte iluminada que está hacia adentro de la línea magenta, es decir que este día veremos un cuarto de la Luna. Está en la fase que llamamos CUARTO CRECIENTE (vemos una C en el cielo). A las 12 del mediodía (el primer reloj) el observador verá que la Luna está apareciendo sobre su horizonte Este, a las 18hs la verá sobre su cabeza (segundo reloj) y a las 00hs la verá esconderse por el Oeste (tercer reloj). A las 6 de la mañana, ni rastros de esta luna en el cielo.

Dejemos avanzar a la luna sobre su órbita otros siete días antes de pasar a la siguiente imagen (no, no!!! hagamos de cuenta que ya pasaron los 7 días y vamos a la otra imagen ahora).

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Cuando la luna está en esta posición respecto del Sol, la fracción que vemos iluminada de ella es toda la cara que da hacia la Tierra, vemos completa una mitad de Luna, es lo que llamamos LUNA LLENA.

El Observador al mediodía no verá para nada a esta luna y tendrá que esperar a que la tierra siga girando para recién a las 18hs verla aparecer por su horizonte Este. A la medianoche tendrá a la Luna Llena sobre su cabeza, y se esconderá por el Oeste cuando sean las 6 de la mañana.

Si dibujamos la posición de la luna al día siguiente, tendrá que haber avanzando casi 1 hora de nuestro reloj sobre su órbita ¿a qué hora

saldrá, culminará y se pondrá esa luna? ¿Cómo varía el porcentaje iluminado?

En esta posición, 7 días después de la imagen anterior, nuevamente desde la Tierra sólo vemos la cuarta parte de la Luna iluminada: es el CUARTO MENGUANTE (vemos una D en el cielo). El observador al mediodía ve que esta luna se está escondiendo en el horizonte Oeste. A la medianoche la verá apareciendo por el Este y la verá sobre su cabeza a las 6 de la mañana, para esconderse a las 12 del mediodía. Esta es la fase en la que normalmente nos sorprendemos de encontrarnos con la Luna en el cielo por ejemplo a las 10 de la mañana.

Una semana más tarde, la luna volverá a ocupar la posición sobre su órbita como en la primera imagen del ciclo que compartimos, y el ciclo lunar vuelve a comenzar.

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1.4.5 MARTE 1. Distancia al Sol: 1,5 UA = 12,4 minutos luz 2. Posee 2 satélites: Fobos (~20km de diámetro) y

Deimos(~15km de diámetro). Estos satélites fueron asteroides que fueron capturados por Marte. Ambos se trasladan alrededor de Marte en sentido retrógrado (horario, al contrario de lo que pasa con la mayoría de los objetos en el sistema solar)

3. La atmósfera de Marte es tenue, por lo que la presión atmosférica es una centésima parte de la de la Tierra. Tiene 95% de Dióxido de Carbono, y posee mil veces menos Ozono que la de la Tierra, por lo que casi toda la radiación UV del Sol alcanza la superficie

4. Marte es mucho menos denso que la Tierra, eso hace que la fuerza de gravedad en Marte sea menor que en la Tierra, la gravedad en la superficie de Marte es 0,38 veces la de la Tierra, por lo que el peso de una persona en Marte sería 1/3 del peso que tiene en la Tierra

5. La temperatura media en la superficie de Marte es de -55ºC (20ºC de día, -80ºC de noche) 6. El día en Marte tiene una duración de 24hs 40m 7. El año en Marte tiene una duración de 687 días 8. El Radio de Marte es la mitad del radio de la Tierra (ver foto de comparación) 9. Exploración Espacial: 12 misiones se enviaron a Marte desde 1964 hasta 2013, sumando

un total de 48 lanzamientos por parte de E.E.U.U, Rusia, China, Japón, Unión Europea e India (Marsnik, Mariner, Viking, Pathfinder, Odissey, Mars Reconnaissance, Spirit, Opportunity, Phoenix, Curiosity, Maven, entre otras)

10. Entre los descubrimientos más relevantes que hizo el explorador Curiosity durante el año 2013 se pueden mencionar: *Un lugar adecuado para albergar vida: El Marte primitivo puede haber tenido la química adecuada para soportar microbios. El Curiosity encontró Carbono, Hidrógeno, Oxígeno, Fósforo y Azufre - ingredientes claves necesarios para la vida – al estudiar muchas rocas formadas en agua. La primera muestra tomada del interior de una roca también reveló minerales de arcilla y no demasiada sal, lo que sugiere que agua fresca, posiblemente bebible, alguna vez estuvo presente allí. * Evidencia de un antiguo cauce de agua: Rocas redondeadas y suaves encontradas por el Curiosity probablemente rodaron aguas abajo por al menos unos cuantos kilómetros. Ellas parecen una vereda rota, pero son en realidad capas de roca expuesta hechas de fragmentos más pequeños pegados. Ellas cuentan una historia de un flujo constante de agua de profundidad de hasta las rodillas. * La radiación podría suponer un riesgo para la salud humana: Durante su viaje a Marte, el Curiosity experimentó niveles de radiación que exceden los límites aceptables por la NASA para los astronautas. La NASA utilizará los datos del Curiosity para diseñar misiones que sean seguras para los exploradores humanos. *Ausencia de Metano (hasta ahora): El Curiosity olfateó el aire marciano y no encontró presencia de metano. Dado que los organismos vivos producen metano, los científicos estaban ansiosos por ver si podían encontrarlo en Marte, aunque la búsqueda continúa. *Gran diversidad de entornos cerca de la zona de descenso: Los científicos no esperaban la riqueza y diversidad de suelo y tipos de rocas en el cráter Gale. El Curiosity ha encontrado gravas, depósitos, un tipo inusual de una posible roca volcánica, dunas de arena movidas por agua, lutitas y grietas llenas de venas minerales. Todos estos son indicios de un pasado acuoso en Marte.

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1.4.6 CINTURÓN DE ASTEROIDES

1. Son rocas que orbitan alrededor del Sol 2. Distancia al Sol: desde 2 UA hasta 4 UA = desde 16,6 a 33 minutos luz 3. Existen trillones de asteroides catalogados. Más de 150 millones de ellos tienen diámetros

mayores que 100 mts. Más de 2 millones tienen diámetros mayores que 1km 4. Contrariamente a lo que podría pensarse, el cinturón de asteroides está en su mayor parte

vacío. Los asteroides están diseminados en un volumen tan grande que sería muy difícil atravesar el cinturón y encontrarse con uno de ellos sin pretenderlo.

5. El cinturón de asteroides se formó en la nebulosa protosolar junto con el resto del Sistema Solar. Los fragmentos de material contenidos en la región del cinturón hubieran formado un planeta, pero las perturbaciones gravitacionales de Júpiter, el planeta más masivo, produjeron que estos fragmentos colisionaran entre sí a grandes velocidades y no pudieran agruparse, resultando en el residuo rocoso que se observa en la actualidad

1.4.7 JÚPITER

1. Es el planeta más grande del Sistema Solar 2. Es un planeta gaseoso (no tiene una superficie

sólida como los planetas anteriores) 3. Distancia al Sol: 5 UA= 41,5 minutos luz 4. Tiene 67 satélites. 4 de ellos fueron descubiertos

por Galileo, por lo que son llamados satélites Galileanos: Ío, Europa, Calisto y Ganímedes. Ío es un mundo volcánico; Europa es un mundo congelado; Ganímedes es el satélite más grande

del Sistema Solar (tamaño parecido a la Tierra), tiene un núcleo de hierro y campos magnéticos; y Calisto es el objeto con más cráteres en el Sistema Solar

5. Júpiter está formado principalmente por Hidrógeno y Helio 6. Presenta anillos, que fueron observados por primera vez en 1979 por la sonda Voyager 7. Presenta una tormenta meteorológica que está permanentemente en la misma zona (la

gran mancha roja), cuyo diámetro es 3 veces el diámetro de la Tierra 8. El día en Júpiter tiene una duración media de 9hs, aunque los distintos gases tienen

rotaciones diferenciadas, por lo que algunas franjas rotan más rápido que otras 9. El año de Júpiter es de 12 años terrestres 10. El radio de Júpiter es 11 veces el radio de la Tierra (ver foto de comparación) 11. La gravedad en Júpiter es de 2,4 veces la de la Tierra. 12. Exploración Espacial: Pioneer 10 y 11 en 1973; Voyager 1 y 2 en 1979; Galileo en 1995;

Cassini-Huygens en 2000 y New Horizons en 2007.

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1.4.8 SATURNO 1. Distancia al Sol: 9,5 UA = 1,31 horas luz 2. Tiene 62 satélites. Entre los más interesantes se

pueden nombrar dos de ellos: Titán, es el único satélite del sistema solar que posee una atmósfera densa compuesta en un 90% por Nitrógeno (similar a la Tierra) y es el segundo satélite más grande del Sistema Solar; y Encélado que posee atmósfera compuesta por metano, similar a la atmósfera primitiva de la Tierra, y presenta géiseres de agua

3. Posee anillos visibles desde la Tierra. La presencia de estos anillos tienen un origen similar al cinturón de asteroides: en la posición donde se encuentran los anillos debería haberse formado un satélite de Saturno, pero las fuerzas gravitatorias del planeta no dejaron que las partículas se agruparan y lo formaran, y quedaron restos de roca y hielo orbitando alrededor del planeta

4. Saturno es un planeta gaseoso que está formado principalmente por Hidrógeno y Helio 5. Ell día en Saturno tiene una duración de 10 horas 6. El año de Saturno tiene una duración de 29,5 años terrestres 7. El radio de Saturno es 9 veces el radio de la Tierra (ver foto de comparación) 8. La gravedad en Saturno es muy similar a la de la Tierra, 1,1 veces la gravedad de la

Tierra. Esto se debe a que Saturno tiene una densidad muy baja, menor que la del agua (si pudiéramos ponerlo en una piscina gigante llena de agua, Saturno flotaría)

9. Exploración Espacial: Pioneer 11 en 1979; Voyager 1 y 2 en 1980 y 1981; Cassini- Hyugens en 2004.

1.4.9 URANO 1. Es el primero de los planetas que no era

conocido en la antigüedad. Recién en 1781 se lo catalogó por primera vez, erróneamente como cometa

2. Distancia al Sol: 19 UA = 2,6 horas luz 3. Tiene 27 satélites. Tienen nombres de algunos

personajes de Shakespeare y de Alexandre Pope (por ej.: Ariel, Oberón, Umbriel, Titania y Miranda)

4. Presenta anillos formados principalmente por polvo, por lo que no son visibles en el rango

óptico. Estos anillos se encuentran con una rotación de 90º respecto del plano de desplazamiento (Ver foto). La explicación más aceptada de por qué el eje de rotación de este planeta está “caído” y la rotación es retrógrada, es que se debe a que sufrió un choque con algún objeto de gran tamaño

5. Es un planeta gaseoso. Este planeta es uno de los llamados “gigantes helados”, ya que presenta un núcleo congelado. Está formado principalmente por metano, a lo que debe su coloración azul (el mismo gas que tenemos en las cocinas de nuestros hogares!!!)

6. El día en Urano tiene una duración de -17 hs (retrógrada) 7. El año tiene una duración de 84 años terrestres 8. El Radio de Urano es 4 veces el radio de la Tierra (ver foto de comparación) 9. La gravedad en Urano es 0,9 veces la de la Tierra. 10. Exploración espacial: la única sonda que llegó a este planeta fue la Voyager 2, en 1985.

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1.4.10 NEPTUNO 1. Primer cuerpo predicho matemáticamente: mientras se

estudiaba el movimiento de Urano, se encontraban resultados inesperados, que sólo podían explicarse si existía otro cuerpo de tamaño similar que estuviera perturbando su órbita. Así, se predijo a qué distancia debía encontrarse el cuerpo perturbador, y se apuntaron los telescopios específicamente para encontrarlo. En 1846 se descubrió el 8vo planeta. (Galileo ya lo había observado y catalogado erróneamente como estrella)

2. Distancia al Sol: 30 UA = 4.15 horas luz 3. Neptuno tiene 13 satélites. Tritón y Nereida fueron descubiertos desde la Tierra, mientras

que la sonda Voyager 2 descubrió otros 6, y el telescopio espacial Hubble descubrió los restantes 5 satélites

4. Tiene anillos 5. Es otro de los planetas llamados Gigantes gaseoso helado. Está formado principalmente

por metano (azul) 6. Es el planeta con vientos más fuertes en todo el sistema solar, llegando a observarse

vientos de hasta 2 mil km/h 7. El día tiene una duración de 16 horas 8. El año de Neptuno dura 165 años terrestres 9. El radio de Neptuno es cuatro veces mayor que el radio de la Tierra (ver foto de

comparación) 10. La gravedad en Neptuno es 1,14 veces la de la Tierra. 11. Exploración espacial: Voyager 2 en 1989

1.4.11 OBJETOS TRANSNEPTUNIANOS (CINTURÓN DE KUIPER Y NUBE DE OORT)

Más allá de la órbita de Neptuno, se encuentran numerosas rocas de hielo y polvo que orbitan alrededor del Sol. Esas rocas están distribuidas principalmente en dos regiones: - El cinturón de Kuiper, ubicado a 50 UA del sol (= 7 horas luz). - La nube de Oort, que abarca desde las 2 mil a las 50 mil UA (~ 1 año luz desde el sol).

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Es desde estas zonas de donde salen los cometas que ingresan al sistema solar luego de haber sido perturbados. Los cometas que parten desde el cinturón de Kuiper son los que tienen período corto (cientos de años), como por ejemplo el cometa Halley (imagen izquierda), que tiene un período de 76 años (1986 – 2061); mientras que los cometas que se originaron en la nube de Oort presentan períodos largos (miles de años), como por ejemplo el cometa Hale Bopp (imagen derecha), que tiene un período de 2537 años (1997 – 4537).

Los cometas tienen 2 colas, una formada por gas y la otra formada por polvo. Estas colas siempre apuntan en dirección contraria al sol, ya que los vientos solares son los que provocan su aparición.

1.4.12 PLANETAS ENANOS

Esta definición fue formulada por la Unión Astronómica Internacional (IAU) en 2006, luego del descubrimiento en 2005 de un objeto (Eris) del tamaño de Plutón en la zona del cinturón de Kuiper, más allá de la órbita de Neptuno. ¿Era el décimo planeta? ¿o Plutón y Eris son sólo ejemplos de una clase distinta? En 2006, en la reunión anual de la IAU, se acordó que era necesaria una nueva definición que albergara a los cuerpos que son más desarrollados que los simples asteroides, pero diferentes de los planetas conocidos. Los planetas enanos son objetos que: (1) están en órbita alrededor del Sol, (2) tienen suficiente masa para que su propia gravedad haya superado la fuerza de cuerpo rígido, de manera que adquieran equilibrio hidrostático (es decir que tienen forma casi esférica), (3) no son satélite de un planeta u otro cuerpo no estelar, (4) no han limpiado la vecindad de su órbita.

El último punto de la definición de planeta enano es el que hace la diferencia: la fuerza de gravedad de un planeta atrae o expulsa cualquier cuerpo pequeño que de otra manera intersecaría su órbita; la fuerza gravitacional de los planetas enanos no es suficiente para conseguir hacerlo. Es por eso que ellos terminan orbitando al Sol en regiones donde habitan objetos similares, como en el cinturón de asteroides y el cinturón de Kuiper. Así, revisando los objetos del sistema solar, en 2006 se determinó que Plutón, que fue considerado un planeta durante 76 años, en realidad cae en la categoría de “Planeta enano”. Hubo otros objetos que se vieron beneficiados: Ceres, un objeto que habita el cinturón de asteroides ubicado entre las órbitas de Marte y Júpiter, que fue descubierto mucho antes que Plutón en 1801, fue “ascendido” a la categoría de planeta enano. Y otros 3 objetos del cinturón de Kupier también recibieron su medalla: Eris, Makemake y Haumea completan la lista actual de 5 planetas enanos confirmados.

Aún hay una lista de más de 40 objetos similares en la zona del cinturón asteroides y en el de Kuiper que esperan su confirmación como planetas enanos o simples asteroides. Se estima que sólo en el cinturón de Kuiper podría haber hasta 200 planetas enanos. Probablemente las sondas Dawn y New Horizons que explorarán el cinturón de asteroides y el cinturón de Kuiper, respectivamente, ayudarán a confirmar las características de esos objetos.

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Excelente documento, muy interesante información.
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