jueves, 2 de diciembre de 2010
Las estrellas
Estrella
En un sentido general, puede afirmarse que una estrella es todo cuerpo celeste que brilla con luz propia. Ahora bien, de un modo más técnico y preciso, podría decirse que se trata de un cúmulo de materia en estado de plasma en un continuo proceso de colapso, en la que interactúan diversas fuerzas que equilibran dicho proceso en un estado hidrostático. El tiempo que tarde en colapsar dicho cúmulo, depende del tiempo en el que las diversas fuerzas dejen de equilibrar la hidrostásis que da forma a la estrella.
Generalidades
La energía que disipan en el espacio estas acumulaciones de gas, son en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar; y nos permiten observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los casos, titilantes.
Debido a la gran distancia que suelen recorrer las radiaciones estelares, estas llegan débiles a nuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las distorsiones ópticas producidas por la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre (seeing). El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente.
Descripción
Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08[1] y 120-200[2] masas solares (Msol). Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington. Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diezmilésima a tres millones de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación:
donde L es la luminosidad, σ la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva.
Ciclo de vida
Mientras las interacciones se producen en el núcleo, sostienen la hidrostásis del cuerpo y este mantiene su apariencia iridiscente predicho por Niels Bohr en la teoría de las órbitas cuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusión de materia) se dilatan en el tiempo, las partes más externas del objeto comienzan a fusionar sus átomos. Esta parte más externa, por no estar restringida al mismo nivel que el núcleo, produce un aumento del diámetro. Llegados a cierta distancia, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento del diámetro. Estas interacciones producen índices de iridiscencia mucho menores, por lo que la apariencia suele ser rojiza. En esta fase, el objeto entra en la fase de colapso, por lo que la fuerza de la gravedad (la otra parte en interacción) y las interacciones de fusión en las capas más externas del objeto, producen una constante variación del diámetro, en las que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias en un momento en el que las capas más externas no tienen ya elementos que fusionar.
Se puede decir que dicho proceso de colapso finaliza en el momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de la masa total de la estrella, la fusión de material entrará en su proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el Principio de exclusión de Pauli, produciéndose una supernova.
Formación y evolución de las estrellas
Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar) y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico (véase Escalas de tiempo estelar).
Muchas estrellas, el Sol entre ellas, tienen aproximadamente simetría esférica por tener velocidades de rotación bajas. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidad y su radio ecuatorial es significativamente mayor que su radio polar. Una velocidad de rotación alta también genera diferencias de temperatura superficial entre el ecuador y los polos. Como ejemplo, la velocidad de rotación en el ecuador de Vega es de 275 km/s, lo que hace que los polos estén a una temperatura de 10 150 K y el ecuador a una temperatura de 7 900 K.[3]
La mayoría de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja. En el Sistema Solar unos 1020 gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Sin embargo, en las últimas fases de sus vidas, las estrellas pierden masa de forma mucho más intensa y pueden acabar con una masa final muy inferior a la original. Para las estrellas más masivas este efecto es importante desde el principio. Así, una estrella con 120 masas solares iniciales y metalicidad igual a la del Sol acabará expulsando en forma de viento estelar más del 90% de su masa para acabar su vida con menos de 10 masas solares.[4] Finalmente, al morir la estrella se produce en la mayoría de los casos una nebulosa planetaria, una supernova o una hipernova por la cual se expulsa aún más materia al espacio interestelar. La materia expulsada incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas, aumentando así la metalicidad del Universo.
Agrupaciones y distribución estelar
Estrellas ligadas
Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas estelares binarios, ternarios o agrupaciones aún mayores. Una fracción alta de las estrellas del disco de la Vía Láctea pertenecen a sistemas binarios; el porcentaje es cercano al 90% para estrellas masivas[5] y desciende hasta el 50% para estrellas de masa baja.[6] Otras veces, las estrellas se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos pueden deberse a variaciones en el campo gravitacional galáctico o bien pueden ser fruto de brotes de formación estelar (se sabe que la mayoría de las estrellas se forman en grupos). Tradicionalmente, en la Vía Láctea se distinguían dos tipos: (1) los cúmulos globulares, que son viejos, se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles a millones de estrellas y (2) los cúmulos abiertos, que son de formación reciente, se encuentran en el disco y contienen un número menor de estrellas. Desde finales del siglo XX esa clasificación se ha cuestionado al descubrirse en el disco de la Vía Láctea cúmulos estelares jóvenes como Westerlund 1 o NGC 3603 con un número de estrellas similar al de un cúmulo globular. Esos cúmulos masivos y jóvenes se encuentran también en otras galaxias; algunos ejemplos son 30 Doradus en la Gran Nube de Magallanes y NGC 4214-I-A en NGC 4214.
Estrellas aisladas
No todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios estables; la mayoría, lo mismo que el Sol, viajan solitarias, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.
Distribución estelar
Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo, a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema Solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelación de Sagitario.
A pesar de las enormes distancias que separan las estrellas, desde la perspectiva terrestre sus posiciones relativas parecen fijas en el firmamento. Gracias a la precisión de sus posiciones, "son de gran utilidad para la navegación, para la orientación de los astronautas en las naves espaciales y para identificar otros astros” (The American Encyclopedia).
Estructura estelar
Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromósfera, fotósfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.
A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otras al revés, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo, el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.
La edad de la mayoría de las estrellas oscila entre 1000 y 10 000 millones de años; aunque algunas estrellas pueden ser incluso más viejas. La estrella observada más antigua, HE 1523-0901, tiene una edad estimada de 13 200 millones de años, muy cercana a la edad estimada para el Universo, de unos 13 700 millones de años.
Composición
La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio.
En la Vía Láctea las estrellas se clasifican según su riqueza en metales en dos grandes grupos. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más joven es la estrella.
La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales.
Planeta: caracteristicas
"Planeta" era una palabra griega, que en español quiere decir "errante", en la que la historia y la cultura jugaban un papel tan importante como la geología y la astrofísica. El diccionario de la RAE, por ejemplo, define planeta así:
Sin embargo, desde hace tiempo esta definición es inadecuada para mucha gente. Los ocho planetas más grandes son reconocidos como tales, pero había controversia sobre Plutón y otros objetos más pequeños. También merece la pena recordar que, antes de la invención del telescopio, los "planetas" clásicos eran siete: desde Mercurio a Saturno, excluyendo a la Tierra, e incluyendo al Sol y la Luna.
El problema de una definición correcta llegó a un punto crítico en 2005 con el descubrimiento del objeto transneptuniano Eris, un cuerpo más grande que el más pequeño de los planetas aceptados entonces, Plutón.
Para ayudar a clarificar la nomenclatura de los cuerpos celestes Gibor Basri, profesor de Astronomía de la Universidad de Berkeley (California), propuso a la Unión Astronómica Internacional el término planemo. Bajo la definición de Basri, un planemo sería "un objeto redondeado por su propia gravedad y cuyo núcleo no llega a sufrir la fusión nuclear durante su vida, independientemente de su órbita". De esa manera un planemo se define por sus características físicas sin límites arbitrarios. La definición de planeta sería la de un planemo que orbita un fusor. Sin embargo, esta propuesta no salió adelante.
El 3 de agosto de 2006 Ray Jayawardhana, de la Universidad de Toronto, y Valentin D. Ivanov, del European Southern Observatory, anunciaron el descubrimiento del sistema Oph 1622, dos objetos planetarios extrasolares muy jóvenes (de unos pocos millones de años) en órbita uno alrededor del otro. Situados en una región de formación de estrellas en la constelación de Ofiuco, los dos objetos tienen aproximadamente 7 y 14 masas jovianas respectivamente. Se trata de un sistema sin estrella y, por tanto, no se trata de planetas sino de un objeto de masa planetaria (planemo según la propuesta de Basri).
Sin embargo, ésta no es la primera vez que se identifica un sistema de este tipo. En el 2004, Gael Chauvin descubrió un objeto de unas 5 veces la masa de Júpiter orbitando alrededor de la enana marrón 2M1207. La distancia proyectada es de unas 55 unidades astronómicas.
La Unión Astronómica Internacional, organismo responsable de resolver los asuntos de la nomenclatura astronómica, se reunió en agosto de 2006 dentro de su XXVI Asamblea General en Praga. Aquí, tras largas discusiones y varias propuestas, se adoptó finalmente que un planeta es:
Además, propone el término planeta enano para los cuerpos que cumplan las condiciones (a) y (b), pero no (c) y no sean satélites. Éste es el caso de Plutón, Ceres y Eris (conocido antes como 2003 UB313). Con posterioridad también se han añadido a la lista de planetas enanos Makemake y Haumea. Por último, el resto de los objetos del Sistema Solar, excepto los satélites, pueden considerarse cuerpos menores del Sistema Solar.
Clasificación general de los planetas del Sistema Solar
Los planetas del Sistema Solar se clasifican conforme a dos criterios: su estructura y su movimiento aparente.
Según su estructura
- Planetas terrestres o telúricos: pequeños, de superficie rocosa y sólida, densidad alta. Son Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. También son llamados planetas interiores.
- Planetas jovianos (similares a Júpiter): grandes diámetros, esencialmente gaseosos (hidrógeno y helio), densidad baja. Son Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, los planetas gigantes del Sistema Solar. También son llamados planetas exteriores.
Respecto a Plutón, según el acuerdo tomado el día 24 de agosto de 2006 por la Unión Astronómica Internacional sobre una nueva definición de planeta, se le considera dentro de la categoría de planeta enano. Los primeros asteroides descubiertos fueron también denominados temporalmente como planetas, como Ceres, que al igual que otros asteroides llegaron incluso a tener su símbolo planetario, hasta que fue evidente que formaban parte de toda una familia de objetos: el cinturón de asteroides.
Según sus movimientos en el cielo
La teoría geocéntrica clasificaba a los planetas según su elongación:
- Los planetas inferiores eran aquellos que no se alejaban mucho del Sol (ángulo de elongación limitado por un valor máximo) y que, por tanto, no podían estar en oposición, como Mercurio y Venus.
- Los planetas superiores eran aquellos cuya elongación no está limitada y pueden, por tanto, estar en oposición.
Aunque coincida con lo que se llama planetas interiores y exteriores en la Teoría heliocéntrica, no deben confundirse ambos conceptos. El comportamiento observado por la teoría geocéntrica, y que daba lugar a la clasificación de los planetas en inferiores y superiores, se explica por el hecho de ser interiores o exteriores a la órbita de la Tierra.
Descubrimiento de los planetas exteriores
El año 1781 Herschel descubrió Urano, y en 1846 Johann Gottfried Galle y Urbain Le Verrier descubrieron Neptuno basándose en las perturbaciones gravitacionales ejercidas sobre Urano. Finalmente, en el año 1930 Clyde Tombaugh descubrió Plutón, clasificado a partir de agosto de 2006 como planeta enano. En los años 1970 se pudo descubrir un satélite orbitando Plutón, de nombre Caronte.
Anteriormente se consideraba planeta cualquier cuerpo que tuviera una masa entre 13 masas de Júpiter y la masa de Plutón, aunque esta definición era muy vaga. Con el descubrimiento de cuerpos cada vez mayores en el cinturón de Kuiper se puso en entredicho la catalogación de Plutón como planeta. Habiéndose descubierto varios candidatos a planeta más allá de la órbita de Neptuno, la Unión Astronómica Internacional tuvo que decidir si los incluía en el listado oficial de planetas. Puesto que se estima que aún faltan cientos de objetos nuevos por descubrir, y la UAI no deseaba que el listado se hiciera inacabable, se tomó la decisión de incluirlos en una categoría nueva, la de planeta enano. La UAI además tomó una postura oficial respecto a la definición de planeta, que ha de permitir la correcta clasificación de futuros descubrimientos.
Planetas externos al Sistema Solar
Planetas extrasolares
Desde 1988 el descubrimiento de Gamma Cephei Ab, confirmó una serie de descubrimientos que se han hecho de planetas en órbita alrededor de estrellas distintas del Sol. De los 267 planetas extrasolares descubiertos a fecha de noviembre de 2007, la mayoría de ellos tienen masas que son comparables o mayores que Júpiter. Entre las excepciones se incluyen una serie de planetas descubiertos en órbita alrededor de los restos quemados de estrellas llamados púlsares, como PSR B1257 +12, los planetas en órbita alrededor de las estrellas: Mu Arae, 55 Cancri y GJ 436, que son aproximadamente del tamaño de Neptuno, y un sistema planetario que contiene al menos dos planetas en órbita alrededor de Gliese 876.
No está nada claro si los grandes planetas recién descubiertos se parecen a los gigantes gaseosos en el Sistema Solar o si son de un tipo de gas distinto aún no confirmado, como el amoníaco o el carbono. En particular, algunos de los planetas recién descubiertos, conocidos como Jupiters calientes, orbitan muy cerca de sus estrellas padre, en órbitas casi circulares, por lo que reciben mucho más la radiación estelar que los gigantes de gas en el Sistema Solar, lo que hace preguntarse si son absolutamente el mismo tipo de planeta. También existe una clase de Jupiters calientes que orbitan tan cerca de su estrella que sus atmósferas son lentamente arrancadas: los planetas Chthonianos.
Para una observación más detallada de planetas extrasolares será requerida una nueva generación de instrumentos, incluidos los telescopios espaciales. En la actualidad, la nave espacial CoRoT está a la búsqueda de variaciones de luminosidad estelar debido al tránsito de planetas. Varios proyectos han propuesto también la creación de un conjunto de telescopios espaciales para la búsqueda de planetas extrasolares con masas comparables a la de la Tierra. Estos incluyen el proyecto de la NASA Kepler Mission, Terrestrial Planet Finder, y programas de la Misión Espacial de Interferometría, el Darwin de la ESA, el CNES y la PEGASE. The New Worlds Misión es un dispositivo oculto que puede trabajar en conjunto con el telescopio espacial James Webb. Sin embargo, la financiación de algunos de estos proyectos sigue siendo incierto. La frecuencia de ocurrencia de tales planetas terrestres es una de las variables en la ecuación de Drake, que estima el número de planetas con seres inteligentes, con civilizaciones con las que comunicarnos nuestra galaxia. [41]
Planetas interestelares
Varias simulaciones por ordenador de evolución estelar y formación de los sistemas planetarios han sugerido que algunos objetos de masa planetaria habría sido expulsados al espacio interestelar. Algunos científicos han argumentado que esos objetos encontrados vagando en el espacio deben ser clasificados como "planetas". Sin embargo, otros han sugerido que podrían ser estrellas de baja masa. La definición de la UAI sobre planetas extrasolares no toma posición sobre la cuestión.
En 2005, los astrónomos anunciaron el descubrimiento de Cha 110913-773444, la enana marrón más pequeña encontrada hasta la fecha, con sólo siete veces la masa de Júpiter. Ya que no se encuentran en órbita alrededor de una estrella de detonación, es una sub-enana marrón, de acuerdo con la definición de la UAI. Sin embargo, algunos astrónomos creen que debería ser denominada como planeta. Durante un breve tiempo en 2006, los astrónomos creían que habían encontrado un sistema binario de los objetos, Oph 162225-240515, que los descubridores describen como "planemos", u "objetos de masa planetaria". Sin embargo, los últimos análisis de los objetos ha determinado que sus masas son mayores que 13 masas de Júpiter; que es el tope de masa que debe tener un planeta para que en su núcleo no se produzcan combustiones termonucleares, es decir, para que no sea una estrella.
Origen del nombre de los planetas
El nombre en castellano de los planetas del Sistema Solar, con excepción de la Tierra, corresponde al nombre de algunas divinidades de las mitologías romana o griega:
- Mercurio es el dios romano del comercio;
- Venus es la diosa romana del amor y de la belleza;
- Marte es el dios de la guerra;
- Júpiter es el dios supremo del panteón romano;
- Saturno es el dios romano de la agricultura;
- Urano es el dios griego del cielo;
- Neptuno es el dios romano de los mares.
En diferentes culturas los días de la semana provienen de los nombres de los dioses asociados con cada uno de estos astros. Lunes por la Luna, Martes por Marte, Miércoles por Mercurio, Jueves por Júpiter, Viernes por Venus, excepto Sábado por el Sabbath y Domingo por la resurrección de Jesucristo: die domini (día del Señor en latín). En inglés aún se conserva la denominación Saturday (día de Saturno) para el Sábado, y Sunday (día del Sol) para el domingo. Los satélites mayores de los diferentes planetas reciben su nombre de personajes mitológicos, excepto los satélites de Urano, cuyos nombres conmemoran personajes de obras clásicas de teatro. Otros cuerpos menores del Sistema Solar reciben su nombre de diversas fuentes: mitológicas (Plutón, Sedna, Eris, Varuna o Ceres), de sus descubridores (cometas como el Halley) o de códigos alfanuméricos relacionados con su descubrimiento.
jueves, 25 de noviembre de 2010
Nuestro planeta: La tierra
A veces se la conoce genéricamente por la especie humana como el Mundo o el Planeta Azul.
Las propiedades físicas de la Tierra, combinadas con su órbita e historia geológica, son las que han permitido que perdure la vida hasta nuestros días. Es el único planeta del universo en el que hasta ahora el ser humano conoce la existencia de vida; millones de especies moran en él. La Tierra se formó al mismo tiempo que el Sol y el resto del Sistema Solar, hace 4.567 millones de años,2 y la vida hizo su aparición en su superficie luego de unos 1.000 millones de años. Desde entonces, la vida ha alterado de manera significativa al planeta.3
Sobre la corteza terrestre existen diversos paisajes naturales y artificiales donde podemos encontrar montañas, valles, ríos, ciudades, etc. Aquí habita diversidad de organismos como son los árboles, el ser humano y muchos otros animales. Una considerable parte de la corteza está compuesta de restos de organismos oceánicos primitivos que constituyen la roca caliza. La temperatura media de la superficie terrestre es de unos 15 °C, aunque ésta -entre otras circunstancias- son distintas en diferentes partes del planeta; pueden cambiar.
La tierra posee grandes océanos que ocupan mucha más superficie que la tierra superficial. En estos inmensos cuerpos de agua habitan considerable cantidad de organismos y es en donde se originó toda la vida; parte de la cual migró a la tierra firme posteriormente. En los océanos se formó parte de la tierra firme y submarina.
La parte menos densa que compone la Tierra es su atmósfera, la cual está compuesta por una solución de gases llamada aire. Hasta cierta altura, es lo suficientemente densa como para permitir que algunos animales vuelen en ella. Esta atmósfera es rica en oxígeno, gracias en gran parte a la vida. La atmósfera, junto al campo magnético, es capaz de resguardar la diversidad de vida superficial de amenazas naturales extra-terrestres, como por ejemplo, de rayos ultravioletas, rayos cósmicos, meteoritos o viento solar.
Posee un único satélite natural llamado Luna, en relación con su planeta, el más grande del sistema solar. Es mucho menos denso que la Tierra, aunque provino de ella a causa de un impacto de asteroide que expulsó al espacio el material liviano que formaría la luna, mientras que el material más denso regresó a la tierra.
Se especula que la Tierra podrá seguir alojando vida durante otros 1.500 millones de años, ya que se prevé que la luminosidad creciente del Sol causará la extinción de la biósfera para esa época.4
viernes, 19 de noviembre de 2010
Sistema solar: El sol
Definición y Generalidades: El Sol, es la estrella que, por el efecto gravitacional de su masa, domina el sistema planetario que incluye a la Tierra. Mediante la radiación de su energía electromagnética, aporta directa o indirectamente toda la energía que mantiene la vida en la Tierra, porque todo elalimento y el combustible procede en última instancia de las plantas que utilizan la energía de la luz del Sol.
A causa de su proximidad a la Tierra y como es una estrella típica, el Sol es un recurso extraordinario para el estudio de los fenómenos estelares. No se ha estudiado ninguna otra estrella con tanto detalle. La estrella más cercana al Sol está a 4,3 años luz (4 × 1013 km); para observar los rasgos de su superficie comparables a los que se pueden ver de forma habitual en el Sol, se necesitaría un telescopio de casi 30 km de diámetro. Además, un telescopio así tendría que ser colocado en el espacio para evitar distorsiones causadas por la atmósfera de la Tierra.
El Sol gira una vez cada 27 días cerca del ecuador, pero una vez cada 31 días más cerca de los polos.
El pasado y el futuro del Sol se han deducido de los modelos teóricos de estructura estelar. Durante sus primeros 50 millones de años, el Sol se contrajo hasta llegar a su tamaño actual. La energía liberada por el gas calentaba el interior y, cuando el centro estuvo suficientemente caliente, la contracción cesó y la combustión nuclear del hidrógeno en helio comenzó en el centro. El Sol ha estado en esta etapa de su vida durante unos 4.500 millones de años.
En el núcleo del Sol hay hidrógeno suficiente para durar otros 4.500 millones de años. Cuando se gaste este combustible, el Sol cambiará: según se vayan expandiendo las capas exteriores hasta el tamaño actual de la órbita de la Tierra, el Sol se convertirá en una gigante roja, algo más fría que hoy pero 10.000 veces más brillante a causa de su enorme tamaño. Sin embargo, la Tierra no se consumirá porque se moverá en espiral hacia afuera, como consecuencia de la pérdida de masa del Sol. El Sol seguirá siendo una gigante roja, con reacciones nucleares de combustión de helio en el centro, durante sólo 500 millones de años. No tiene suficiente masa para atravesar sucesivos ciclos de combustión nuclear o un cataclismo en forma de explosión, como les ocurre a algunas estrellas. Después de la etapa de gigante roja, se encogerá hasta ser una enana blanca, aproximadamente del tamaño de la Tierra, y se enfriará poco a poco durante varios millones de años.
Composición y Estructura: La cantidad total de energía emitida por el Sol en forma de radiación es bastante constante, y no varía más que unas pocas décimas de un 1% en varios días. Esta energía se genera en las profundidades del Sol. Al igual que la mayoría de las estrellas, el Sol se compone sobre todo de hidrógeno (71%); también contiene helio (27%) y otros elementos más pesados (2%). Cerca del centro del Sol, la temperatura es de casi 16.000.000 K y la densidad es 150 veces la del agua. Bajo estas condiciones, los núcleos de los átomos de hidrógeno individuales actúan entre sí, experimentando la fusión nuclear. El resultado neto de estos procesos es que cuatro núcleos de hidrógeno se combinan para formar un núcleo de helio, y la energía surge en forma de radiaciones gamma. Una enorme cantidad de núcleos reacciona cada segundo, generando una energía equivalente a la que se produciría por la explosión de 100.000 millones de bombas de hidrógeno de un megatón por segundo. La ‘combustión’ nuclear del hidrógeno en el centro del Sol se extiende a un 25% del radio solar.
El sol es una gran esfera de gases incandescentes, pero se cree que su porción central o núcleo, se encuentra en estado líquido. La superficie aparente del sol es denominada fotosfera (esfera de luz). Alrededor de la fotosfera se extiende una capa de vapores incandescentes, de colores vivos, por lo cual se llama cromosfera (espera del color). En torno a la fotosfera y a la cromosfera se encuentra la corona, que es un gigantesco halo de gases que envuelve al sol; la corona sólo es visible durante los eclipses. En la fotosfera se observan porciones más brillantes denominadas fáculas y otras oscuras, a las que se les da el nombre de manchas. En el sol se observan también enormes prominencias luminosas, formadas por gases de hidrógeno y helio, que parten de la fotosfera como enormes lenguas de fuego hasta alcanzar más allá de la cromosfera, como puede verse en la siguiente figura:
Influencia del sol sobre la tierra: La energía solar es la fuente de la luz y el calor; nuestros alimentos , habitaciones y vestidos nunca hubiesen existido sin los rayos del sol. La desaparición de la energía solar representaría el final de toda manifestación de vida sobre nuestro planeta.
Si faltará la luz solar nuestro planeta sería un mundo triste y tenebroso. La sucesión de los días y las noches constituye un hábito tal, que no podemos imaginarnos vivir sin la luminosidad del sol. Las plantas necesitan la luz para producir sus alimentos. Nosotros la necesitamos para vivir saludables y trabajar. Aunque desde otras estrellas llega a la tierra alguna luz, tal luz no sería suficiente para sostener la vida.
El sol nos da calor además la luz. Si por alguna razón el sol dejara de brillar, todos los seres vivos – animales y vegetales – se congelarían. En pocotiempo todos los lagos, ríos y océanos quedarían cubiertos de hielo. Pocos días después toda el agua de los océanos formaría una masa helada. El airesque rodea la tierra se convertiría en líquido y cubriría la faz del planeta. Aun este aire líquido se congelaría y solidificaría. La temperatura de la tierra descendería a un nivel que apenas podemos imaginar.
Sistema Solar: Sistema formado por el Sol, nueve planetas y sus satélites , asteroides, cometas y meteoritos, y polvo y gas interplanetario. Las dimensiones de este sistema se especifican en términos de distancia media de la Tierra al Sol, denominada unidad astronómica (UA). Una UA corresponde a unos 150 millones de kilómetros. El planeta más distante conocido es Plutón; su órbita está a 39,44 UA del Sol. La frontera entre el Sistema Solar y el espacio interestelar —llamada heliopausa— se supone que se encuentra a 100 UA. Los cometas, sin embargo, son los más alejados del Sol; sus órbitas son muy excéntricas, extendiéndose hasta 50.000 UA o más.
Los planetas Aquí se presentan, en orden de distancia al Sol, los nueve planetas conocidos que giran en torno a él. Varían mucho en tamaño, masa, temperatura, velocidad de rotación y composición. Por ejemplo, Mercurio es pequeño, rocoso y cálido, porque se encuentra a una distancia media de 58 millones de km del Sol, mientras que el gélido Plutón está a 5.900 millones de km. Venus gira relativamente despacio y en sentido retrógrado (opuesto a su revolución alrededor del Sol), de modo que el periodo de luz diurna es de 58 días terrestres. Júpiter es el mayor planeta de este sistema, con un volumen de 1.400 veces el de la Tierra. Saturno tiene un amplio grupo de anillos y más de veinte satélites. Marte se caracteriza por su coloración anaranjada y sus capas de hielo polar, mientras que el metano de las atmósferas de Urano y Neptuno da a estos planetas un color azul verdoso brillante. Al ser el planeta más lejano al Sol, Plutón tiene el periodo de revolución más largo: 247,7 años.
Características generales de los planetas
| Planeta | Diámetro ecuatorial | Masa | Radio orbital (UA) | Periodo orbital (años) | Periodo de rotación (días) | Satélites naturales | Imagen |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Mercurio | 0,382 | 0,06 | 0,38 | 0,241 | 58,6 | 0 |  |
| Venus | 0,949 | 0,82 | 0,72 | 0,615 | 243 | 0 |  |
| Tierra* | 1,00 | 1,00 | 1,00 | 1,00 | 1,00 | 1 |  |
| Marte | 0,53 | 0,11 | 1,52 | 1,88 | 1,03 | 2 |  |
| Júpiter | 11,2 | 318 | 5,20 | 11,86 | 0,414 | 63 |  |
| Saturno | 9,41 | 95 | 9,55 | 29,46 | 0,426 | 61 | .jpg){kind=small} |
| Urano | 3,98 | 14,6 | 19,22 | 84,01 | 0,718 | 27 |  |
| Neptuno | 3,81 | 17,2 | 30,06 | 164,79 | 0,6745 | 13 |