Cosmología y Astronomía

INDICE
Astronomía
Telescopios y radiotelescopios
Astronomía moderna
Universo
Big Bang
Gravitación
Ley de la Gravitación Universal
Leyes de Kepler
Galaxia
Vía Láctea
Sistema Solar
Estrella
Sol
Solsticios
Equinoccios
Luna
Agujero Negro
Constelación
Constelación Austral
Constelación Boreal
Constelación Zodiacal
Nebulosa
Planeta
Mercurio
1
Venus
Tierra
Marte
Júpiter
Saturno
Urano
Neptuno
Plutón
Pléyades
Quásar
Quark
Púlsares y estrellas de nuetrones
Bibliografía
ACTIVIDADES
Astronomía
Ciencia que tiene por objeto el estudio del universo, de los cuerpos que lo constituyen, de las posiciones
relativas que éstos ocupan, de las leyes que gobiernan sus movimientos y de la evolución que experimentan a
lo largo del tiempo. Esta disciplina comprende tres ramas principales: la astronomía de posición y la mecánica
celeste, que se encargan de determinar las coordenadas de los astros y estudian la magnitud de su variación
natural; la astrofísica, en sus aspectos aplicado y teórico, que estudia las leyes físicas que rigen su
comportamiento, y la cosmología, que estudia las leyes generales de la estructura, el origen y la evolución del
universo como un todo.
El universo es el conjunto de todas las cosas que existen (la Tierra, el sol, las estrellas, los planetas y todos los
astros) ordenados y sometidos a las leyes de la naturaleza.
Las teorías cosmológicas más antiguas que datan del 4000 a. C., dicen que la Tierra era el centro del Universo
y que todos los demás cuerpos celestes giraban alrededor de ella (Sistema Geocéntrico).
El concepto de que la Tierra era el centro del Universo permaneció inamovible hasta 1543, cuando el
astrónomo Nicolás Copérnico propuso un sistema en el que los planetas giraban en órbitas circulares
alrededor del Sol, el cual estaba situado en el centro del Universo (Sistema Heliocéntrico).
Con el perfeccionamiento de los instrumentos de investigación, y el descubrimiento de nuevas Leyes de la
Física, las teorías cosmológicas fueron evolucionando hasta la del Universo en Expansión, formado por
galaxias, nebulosas, cúmulos estelares, estrellas, planetas, etc.
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Orígenes:
Considerada la ciencia más antigua, la astronomía ha favorecido el desarrollo de otras muchas disciplinas,
tales como la matemática, la física, la geografía, etc. Las culturas antiguas (babilónica, china, egipcia, griega,
india, maya, etc.) poseían conocimientos astronómicos rudimentarios, limitados a la observación a simple
vista, aplicados con fines prácticos o mítico−religiosos. Las teorías astronómicas de la Antigüedad estuvieron
dominadas por la autoridad de Aristóteles (s. IV a.J.C.) y la creencia en la inmovilidad de la Tierra. Los
trabajos de observación más importantes de esta época se deben al astrónomo griego Hiparco (fines del s. II
a.J.C.) cuya obra ha llegado hasta nuestros días, en su versión árabe o «Almagesto» (s. IX), gracias a Tolomeo
(fines del s. II d.J.C.). La observación a simple vista completada con el empleo de instrumentos rudimentarios
(astrolabios, ballestillas, etc.) permitió establecer la esfericidad de la Tierra, relacionar los movimientos de la
Luna con las mareas, confeccionar los primeros catálogos de estrellas y determinar la paralaje a ciertos
cuerpos. Con posterioridad, los trabajos de astrónomos como Nicolás Copérnico, Tycho Brahe y Johannes
Kepler permitieron el establecimiento de las bases científicas de esta disciplina, es decir, de la teoría
heliocéntrica, la confección de tablas astronómicas y catálogos muy extensos, el establecimiento de los
primeros observatorios astronómicos permanentes y la formulación de las leyes del movimiento de los
planetas (leyes de Kepler).
El modelo aristarco propuso un modelo alternativo , en el que el Sol era el Centro del Universo; la Tierra era
relegada a un papel secundario, al orbitar entorno al primero.
Este modelo es el que aceptamos hoy en día. Tres son las razones que podemos señalar:
• Si la Tierra girase entorno al Sol, los objetos situados sobre su superficie deberían desplazarse.
• Si la tierra girase entorno al Sol, las estrellas deberían variar sus posiciones sobre la bóveda celeste, al
cambiar la posición que ocupa la Tierra en su orbita.
• En el modelo Pitagórico la Tierra es el objeto más importante del Universo.
La dos primeras razones pueden comprobarse con los instrumentos adecuados. Sin embargo, en la época de
Aristarco no podían medirse desplazamientos tan pequeños, por lo que este no contó con pruebas
experimentales que apoyasen su modelo. El modelo geocéntrico se siguió aceptando porque situaba al ser
humano en una posición de privilegio: el centro del Universo.
EXPLICACIONES CIENTÍFICAS Y RELIGIOSAS DEL ORIGEN DEL UNIVERSO
EXPLICACIONES CIENTIFICAS
EXPLICACIONES RELIGIOSAS
Las explicaciones científicas se basan en el desarrollo Lo que proclaman las explicaciones religiosas tienen
del método científico y se caracterizan por ser:
como características comunes el ser:
• Inciertas: las hipótesis científicas deben ser
confirmadas por la experimentación.
• Provisorias: van cambiando con el tiempo.
• Relativas: son válidas para los que sostienen
esa hipótesis.
• Dogmáticas: lo que proclaman no se puede
negar ni discutir.
• Permanentes: no varían con el tiempo.
• Absolutas: son aceptadas incondicional−
mente por los creyentes, por su fe.
Telescopios y radiotelescopios
La astronomía experimentó una verdadera revolución entre los ss. XVI y XVII gracias a los trabajos de
Galileo Galilei y la aplicación, por primera vez, del anteojo a la observación de los cuerpos celestes. El
posterior desarrollo de estos instrumentos ópticos y de otros instrumentos astronómicos permitió el
descubrimiento de los planetas lejanos y de una gran variedad de cuerpos no visibles a simple vista
(asteroides, galaxias, cúmulos, etc.), así como una notable expansión de los límites del universo observable.
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En cuanto a sus aspectos teóricos, la principal contribución se debió a la formulación de la ley de la
gravitación universal por I. Newton, origen de la llamada mecánica celeste. Esta teoría gravitatoria permitió
explicar el origen de las mareas y calcular con precisión las trayectorias de la Luna, los planetas y los
cometas. A este respecto destaca la predicción, hecha por E. Halley con 75 años de antelación, del regreso del
cometa que ahora lleva su nombre, cuya confirmación en 1759 supuso la consagración definitiva de la ley
formulada por I. Newton y de los métodos de la mecánica celeste. Esta disciplina, que alcanzó un alto grado
de perfeccionamiento entre los ss. XVII y XIX, quedó definitivamente asentada tras la localización del planeta
Neptuno (1846) en la posición predicha por los cálculos.
Astronomía moderna
La introducción de las técnicas fotográficas a partir del s. XIX y el desarrollo, a partir de la II Guerra Mundial,
de los detectores de ondas radio (radiotelescopio) impulsó el desarrollo de la principal rama de la astronomía,
la astrofísica, y facilitó el estudio de la composición, estructura y evolución de los cuerpos celestes. En época
reciente, los avances de la astronáutica han permitido situar instrumentos de observación fuera de la atmósfera
terrestre y superar de este modo las limitaciones que ésta impone al paso de las radiaciones correspondientes a
ciertas bandas del espectro electromagnético (rayos gamma, rayos X, etc.), lo que ha traído consigo el
florecimiento de la llamada astronomía de altas energías. Entre los intrumentos capaces de captar ciertos
rangos de la radiación electromagnética, situados a bordo de satélites astronómicos, destaca el telescopio
espacial Hubble.
La evolución actual de la astronomía está caracterizada por la extensión del campo de exploración más allá de
las bandas de frecuencias visibles y del radio del espectro electromagnético, por el desarrollo de nuevos
telescopios terrestres equipados con ópticas múltiples y variables, y de nuevos ingenios espaciales destinados
a la observación desde fuera de la atmósfera terrestre y a la exploración de los cuerpos que forman el sistema
solar.
Universo
Conjunto de todo lo existente. Tanto la estructura a gran escala del universo como las cuestiones relativas a su
origen, evolución y posible futuro son estudiadas por la cosmología. En la actualidad, dicha disciplina está
estrechamente relacionada con la física nuclear de los constituyentes fundamentales de la materia y también
con la teoría de la gravitación generalmente aceptada, la relatividad general, que a nivel cosmológico juega un
papel de gran importancia. El universo contiene galaxias, cúmulos de galaxias y estructuras de mayor tamaño,
llamadas supercúmulos, amén de materia intergaláctica. Si se supone que se cumple el llamado principio
cosmológico, es decir, si se acepta que el universo presenta el mismo aspecto a gran escala en todas las
direcciones (isotropía) y que ofrece la misma imagen independientemente del lugar en que se observe
(homogeneidad), es posible formular las ecuaciones cosmológicas correspondientes a su evolución. Sin
embargo, de las ecuaciones de la relatividad e imponiendo las restricciones mencionadas se obtiene, para la
evolución del universo, una serie de modelos (cerrados y abiertos) que dependen de parámetros tales como la
masa en él contenida, dato difícil de obtener dado que se considera que aproximadamente el 90% es
inobservable (masa oscura). Esto hace que no sea posible, en la actualidad, optar por uno de ellos. No
obstante, un hecho que sí queda bien establecido es el de un universo en expansión, lo que se ve confirmado
por las observaciones. En cuanto al origen, la hipótesis aceptada generalmente hoy en día es la de la explosión
inicial o big bang. De acuerdo con ella, el universo se originó a partir de unas condiciones de densidad
infinita, temperatura altísima y curvatura del espacio−tiempo infinita, a partir de las cuales fue solucionando
hasta alcanzar el estado que presenta en la actualidad. Dicha teoría estima la edad del universo en unos 15.000
millones de años, supone que la expansión fue en principio suave y ordenada, y que pasó por un período de
expansión exponencial (fase inflacionaria). Por otro lado, las fluctuaciones de la densidad (inicialmente
pequeñas) dieron lugar a regiones (de densidad mayor) en las que el menor ritmo de expansión permitió la
aparición de las estrellas, galaxias, etc., o sea, de los constituyentes del universo visible.
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Big bang
Nombre que recibe el instante inicial de la gran explosión (en inglés, big bang) que dio origen a la expansión
del universo, según la teoría cosmológica que goza en la actualidad de mayor aceptación y es conocida como
modelo estándar. La teoría del big bang predice un universo con una edad finita, comprendida entre 10.000 y
20.000 millones de años. En las últimas décadas, los esfuerzos y medios empleados en tratar de precisar esa
edad han sido muy importantes, influyendo notablemente en el desarrollo de la cosmología moderna. Además,
conociendo el parámetro que determina la edad del universo es posible establecer asimismo la distancia a la
que se encuentran las galaxias remotas. Éste es el objetivo principal de los estudios en el campo de la
cosmología y a él está dedicado uno de los proyectos más ambiciosos de la observación astronómica del siglo,
que tiene como centro la puesta en órbita del telescopio espacial «Hubble», cuyas observaciones han de
ayudar a determinar las escalas de distancias en el universo.
Dado que las galaxias se alejan mutuamente con el paso del tiempo, al invertir el proceso se recupera la
imagen de un universo donde éstas estaban más juntas, hasta llegar a un punto en que toda la materia se
encuentra concentrada en un mismo lugar, punto correspondiente al origen de universo. El desarrollo de la
teoría del big bang se inició en la década de los años treinta del siglo XX, principalmente gracias a los trabajos
de Georges Henri Lemaître, completados en la década de los años cuarenta por los de George Gamow y su
equipo.
Gravitación
La gravitación es la fuerza de atracción mutua que experimentan los cuerpos por el hecho de tener una masa
determinada. La existencia de dicha fuerza fue establecida por el matemático y físico inglés Isaac Newton en
el s. XVII, quien, además, desarrolló para su formulación el llamado cálculo de fluxiones (lo que en la
actualidad se conoce como cálculo integral).
Ley de la gravitación universal
La ley formulada por Newton y que recibe el nombre de ley de la gravitación universal, afirma que la fuerza
de atracción que experimentan dos cuerpos dotados de masa es directamente proporcional al producto de sus
masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa (ley de la inversa del cuadrado
de la distancia). La ley incluye una constante de proporcionalidad (G) que recibe el nombre de constante de la
gravitación universal y cuyo valor, determinado mediante experimentos muy precisos, es de 6,670.10−11
Nm²/kg².
Para determinar la intensidad del campo gravitatorio asociado a un cuerpo con un radio y una masa
determinados, se establece la aceleración con la que cae un cuerpo de prueba (de radio y masa unidad) en el
seno de dicho campo. Mediante la aplicación de la segunda ley de Newton tomando los valores de la fuerza de
la gravedad y una masa conocida, se puede obtener la aceleración de la gravedad. Dicha aceleración tiene
valores diferentes dependiendo del cuerpo sobre el que se mida; así, para la Tierra se considera un valor de 9,8
m/s² (que equivalen a 9,8 N/kg), mientras que el valor que se obtiene para la superficie de la Luna es de tan
sólo 1,6 m/s², es decir, unas seis veces menor que el correspondiente a nuestro planeta, y en uno de los
planetas gigantes del sistema solar, Júpiter, este valor sería de unos 24,9 m/s².
En un sistema aislado formado por dos cuerpos, uno de los cuales gira alrededor del otro, teniendo el primero
una masa mucho menor que el segundo y describiendo una órbita estable y circular en torno al cuerpo que
ocupa el centro, la fuerza centrífuga tiene un valor igual al de la centrípeta debido a la existencia de la
gravitación universal. A partir de consideraciones como ésta es posible deducir una de las leyes de Kepler (la
tercera), que relaciona el radio de la órbita que describe un cuerpo alrededor de otro central, con el tiempo que
tarda en barrer el área que dicha órbita encierra, y que afirma que el tiempo es proporcional a 3/2 del radio.
Este resultado es de aplicación universal y se cumple asimismo para las órbitas elípticas, de las cuales la
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órbita circular es un caso particular en el que los semiejes mayor y menor son iguales.
Leyes de Kepler
Tres leyes acerca de los movimientos de los planetas formuladas por el astrónomo alemán Johannes Kepler a
principios del siglo XVII.
Kepler basó sus leyes en los datos planetarios reunidos por el astrónomo danés Tycho Brahe, de quien fue
ayudante. Las propuestas rompieron con una vieja creencia de siglos de que los planetas se movían en órbitas
circulares. Ésta era una característica del sistema de Tolomeo, desarrollado por el astrónomo de Alejandría
Tolomeo en el siglo II d.C., y del sistema de Copérnico, propuesto por el astrónomo polaco Nicolás
Copérnico, en el siglo XVI. De acuerdo con la primera ley de Kepler los planetas giran alrededor del Sol en
órbitas elípticas en las que el Sol ocupa uno de los focos de la elipse. La segunda ley formula que las áreas
barridas por el radio vector que une el centro del planeta con el centro del Sol son iguales en lapsos iguales;
como consecuencia, cuanto más cerca está el planeta del Sol con más rapidez se mueve. La tercera ley
establece que la relación de la distancia media, d, de un planeta al Sol, elevada al cubo, dividida por el
cuadrado de su periodo orbital, t, es una constante, es decir, d3/t2 es igual para todos los planetas.
Estas leyes desempeñaron un papel importante en el trabajo del astrónomo, matemático y físico inglés del
siglo XVII Isaac Newton, y son fundamentales para comprender las trayectorias orbitales de la Luna y de los
satélites artificiales.
Elipse (base de la teoría)
En geometría, una de las cónicas. Es una curva cerrada, formada por un plano que corta a todos y cada uno de
los elementos de un cono circular. Una circunferencia, formada cuando el plano es perpendicular al eje del
cono, es un caso particular de elipse.
Una elipse se puede también definir como el lugar geométrico de todos los puntos P, para los que la suma de
sus distancias d1 y d2 a dos puntos fijos es constante. Los dos puntos fijos que definen la elipse se conocen
como focos y aparecen como F y F' en la figura 1. Esta propiedad de la elipse se puede utilizar para dibujarla.
Si se colocan dos alfileres en la superficie del dibujo en la posición de los dos focos, y se ata un hilo a ambos,
la punta que mantenga al hilo tenso dibuja la elipse al moverla.
La elipse es simétrica con respecto a su eje mayor, la línea recta que pasa por los dos focos y que corta a
la curva en los extremos. La elipse es también simétrica con respecto al eje menor, la recta
perpendicular al eje mayor que equidista de los focos. En la circunferencia, los dos focos son un mismo
punto, y los ejes mayor y menor son iguales.
La excentricidad de una elipse, esto es, la relación entre la distancia focal la distancia entre los focos y la
longitud del eje mayor, es siempre menor que 1. La excentricidad de la circunferencia es 0.
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La elipse es una de las curvas más importantes de la física. En astronomía, las órbitas de la Tierra y de los
otros planetas alrededor del Sol son elípticas. Se utiliza bastante en ingeniería, como en el arco de ciertos
puentes y en el diseño de engranajes para determinadas máquinas, como las perforadoras.
Galaxia
Conjunto de estrellas y de materia interestelar, ligadas por interacciones gravitatorias, que presenta las mismas
características que la Galaxia (Vía Láctea) a la que pertenece nuestro sistema solar. Las galaxias pueden
constar sólo de dos miembros (galaxia doble), aislados o enlazados por un puente de materia gaseosa, o bien
constituir inmensas concentraciones de centenares y hasta millares de estrellas (cúmulos y supercúmulos).
Solamente poseen un nombre específico las galaxias que destacan a simple vista en el cielo nocturno. En
general, se las designa por el número de orden que tienen en los catálogos «Messier» (M), «Dreyer» o el
«New General Catalogue» (NGC)).
Todas las galaxias existentes en el universo pueden agruparse en unos pocos tipos principales:
galaxias elípticas (E) Se se caracterizan por tener forma de elipsoide de revolución, cuyo aplanamiento
permite dividirlas en ocho grandes grupos, desde E0 (esféricas) hasta E7 (las de forma elíptica más
pronunciada). En ellas, la concentración de estrellas disminuye del núcleo, muy pequeño y brillante, hacia los
bordes.
galaxias espirales o espirales normales (S) Son aquellas que presentan unos brazos que emergen
tangencialmente del núcleo en dos puntos diametralmente opuestos. Dotadas de un movimiento de rotación,
entre ellas se distinguen tres grupos (Sa, Sb, Sc), según la abertura de sus brazos y la importancia de la
condensación central. Incluyen el grupo de las espirales barradas (SB), divididas a su vez en tres grupos (SBa,
SBb y SBc), según el desarrollo de la barra, y cada uno de ellos en dos subgrupos, según que los brazos salgan
en ángulo recto de los extremos de la barra SBa o tangencialmente del núcleo SBa.
Galaxias irregulares (Ir) Comprende aquellas galaxias cuyo aspecto no presenta una simetría ni una estructura
bien definidas. Se clasifican en dos grandes grupos: las irregularidades de tipo I o magallánico (Ir I) y las
irregulares de tipo II (Ir II). Las primeras son muy ricas en materia interestelar y en estrellas jóvenes. Las del
segundo grupo son galaxias aplanadas con zonas de absorción distribuidas irregularmente, que a veces tienen
forma de filamentos muy extensos. Son poco comunes y difíciles de resolver en estrellas individuales.
Galaxias lenticulares o lenticulares normales (SO) Las galaxias lenticulares constituyen un grupo de transición
entre las galaxias elípticas y las espirales, y se dividen en tres subgrupos: SO1, SO2 y SO3. Poseen un disco,
una condensación central muy importante y una envoltura extensa. Incluyen las lenticulares barradas (SBO),
que comprenden tres grupos: en el primero (SBO−1), la barra es ancha y difusa; en el segundo (BO−2) es más
luminosa en las extremidades que en el centro; y en el tercero (SBO−3) es ya muy brillante y bien definida. El
estudio de las galaxias constituye en la actualidad uno de los principales objetos de la astronomía. La distancia
a que se hallan puede determinarse mediante diversas técnicas, como por ejemplo estudiando el ritmo con que
varía la luz emitida por ciertas estrellas variables características (cefeidas). El alejamiento (recesión) de las
galaxias constituye una prueba fundamental de la expansión del universo, base de la teoría del big bang.
Markarian, galaxias de Nombre que designa las galaxias activas (intensa emisión ultravioleta) que forman
pares y tienen probablemente un origen común, por lo que son interesantes para el estudio general de la
evolución y formación de las galaxias.
Seyfert, galaxias de Grupo de galaxias caracterizadas por presentar un núcleo muy brillante, luminosidad
variable, una emisión de rayos infrarrojos muy intensa y un espectro de rayas muy netas y amplias. Su nombre
se debe al astrofísico Carl K. Seyfert (1911−1960), quien las estudió por primera vez.
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Vía láctea
Banda luminosa, formada por múltiples estrellas, nubes de polvo y gas de nuestra galaxia, vista desde la
posición que ocupa la Tierra en el sistema solar. Rodea la esfera celeste siguiendo aproximadamente un
círculo máximo. La Vía Láctea es una galaxia de tipo espiral, de la que forma parte nuestro propio sistema
solar.
Su forma es discoidal, con unos 120.000 años luz de diámetro y unos 7.000 de espesor. La región central está
ocupada por una zona ovalada de unos 12.000 años luz de radio (bulbo), cuyo centro constituye el núcleo de
la galaxia, de unos 800 años luz, caracterizado por una gran actividad. Dicho núcleo, que se encuentra en el
centro de una región situada en la constelación de Sagitario, contiene unos 10.000 millones de estrellas,
alejadas entre sí por distancias del orden de una semana luz, lo que hace que interchoquen con frecuencia.
Esta región, que no se ha podido explorar hasta épocas recientes, se conoce ya relativamente bien salvo una
pequeña zona central, cuyo radio no excede la distancia que separa el Sol de Saturno. En el centro del núcleo
existe una fuente de ondas de radiofrecuencia (Sagitario A), muy luminosa y de estructura muy complicada.
Las zonas situadas por encima y por debajo del disco galáctico están también ocupadas pr múltiples estrellas,
si bien su número es inferior y decrece a medida que aumenta la distancia respecto del centro galáctico. Estas
estrellas forman una región aproximadamente esférica conocida con el nombre de halo. La Vía Láctea
contiene unos 100.000 millones de estrellas, entre las cuales destaca el Sol, situado en las proximidades del
plano central y que dista del centro de la galaxia una distancia equivalente a 2/7 del diámetro. Esta posición
relativa respecto del plano galáctico justifica el hecho de que al observar el cielo en la dirección de éste se
aprecie una gran aglomeración de estrellas, conocida popularmente con el nombre de Vía Láctea o Camino de
Santiago. Por los mismos motivos, al observar zonas situadas en dirección perpendicular al plano galáctico el
número de estrellas es notablemente menor.
Sistema solar
Agrupación formada por una estrella (el Sol) y los planetas y demás cuerpos que orbitan a su alrededor. El
sistema solar, con un radio de unas 100.000 ua, está formado por un cuerpo central (el Sol, que supone un
99,85% de la masa total) y diversos cuerpos que giran a su alrededor (los planetas y sus satélites, los
asteroides, los cometas, los meteoritos, la materia interplanetaria, etc.). La materia que forma el sistema, que
se puede considerar reunida casi en su totalidad en una región de unas 50 ua de radio, se presenta en tres
formas fundamentales: la rocosa (constituida básicamente por silicio, magnesio y hierro), la gaseosa (formada
por hidrógeno y gases nobles que apenas se condensan) y la de los hielos (compuesta por agua, metano y
amoníaco). El sistema solar posee diversas propiedades, tales como sus órbitas (casi circulares y todas muy
próximas al plano de simetría del sistema), el movimiento directo de los planetas (es decir, en sentido
contrario a las agujas del reloj), la rotación directa de los planetas alrededor de su eje de giro y la reducción de
las densidades planetarias desde el centro del sistema hacia sus confines. Las técnicas de simulación mediante
ordenador, utilizadas en la actualidad para el estudio de los fenómenos de formación y evolución de los
cuerpos celestes, han permitido establecer una teoría relativa al origen del propio sistema solar, de los planetas
que lo forman y de los satélites que orbitan a su alrededor. En cierta medida, esta teoría confirma la hipótesis
nebular formulada por I. Kant, según la cual el sistema solar se habría formado gracias a un proceso de
contracción de una nebulosa primitiva en rotación, probablemente gracias a la onda de choque de una
supernova que habría explotado en sus proximidades (enriqueciendo además dicha nube con elementos
pesados). La simulación permite justificar la formación, en ciertas circunstancias, de una zona de
condensación central (que habría dado lugar al Sol) y de un disco restante cuya posterior fragmentación sería
responsable de la formación de los planetas. Los granos de materia formados habrían seguido un proceso de
aglomeración (teoría de los planetesimales), hasta dar lugar a los cuerpos que conocemos en la actualidad. La
condensación se inició por los fragmentos rocosos y continuó por los hielos. Este proceso dio lugar también a
la formación de las atmósferas primitivas. La gran actividad del Sol en formación hizo que las atmósferas
iniciales fueran arrasadas y dejasen a los planetas desprotegidos y sometidos a un intenso bombardeo
cometario. Los planetas interiores regeneraron sus atmósferas (salvo Mercurio, que carece de ella) mediante
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los procesos volcánicos que tuvieron lugar durante la contracción que se produjo en su enfriamiento. Por el
contrario, los exteriores, apenas afectados por la actividad solar, retuvieron la atmósfera inicial; por su parte,
Plutón y los satélites perdieron el hidrógeno y el helio por estar sometidos a una menor atracción gravitatoria,
debido a su pequeño tamaño.
Estrella
Las estrellas son cuerpos gasesosos cuya existencia se debe al equilibrio entre la presión de radiación y las
fuerzas gravitatorias. Para que se inicien las reacciones de fusión en el interior de una estrella, su masa debe
ser superior a 0,05 veces la masa del Sol. Por encima de una masa 50 veces la masa solar, las estrellas pierden
gran cantidad de materia ya que la presión de radiación supera a la atracción gravitatoria. Muchas estrellas
forman parte de cúmulos estelares, y aproximadamente la mitad de las visibles pertenecen a sistemas binarios
o múltiples. Las estrellas se clasifican, en función de su espectro, de acuerdo con los llamados tipos
espectrales. La relación entre la luminosidad absoluta y el tipo espectral se representa gráficamente mediante
el llamado diagrama HR o diagrama Hertzsprung−Russell. La masa inicial de una estrella determina su
evolución posterior y su final. Así, si la masa se encuentra entre 0,1 y 1,4 masas solares, la estrella se
convierte en enana blanca; si la masa es superior, la estrella pasa por el estadio de supernova y acaba como
púlsar o, si el residuo es mucho mayor, como agujero negro. La clasificación de las estrellas se realiza
atendiendo a diversos parámetros, ya sea de su constitución como de su posición en el cielo. Entre la infinitud
de estrellas visibles destacan:
Alcor Estrella poco brillante perteneciente a la Osa Mayor, que forma, junto con Mizar, un sistema doble
visible a simple vista.
Aldebarán Estrella a de la constelación de Tauro que, con una magnitud aparente de 1,1, es una de las más
brillantes del cielo. También conocida como ojo o corazón del Toro, se encuentra a 53 años luz de la Tierra y
tiene una luminosidad 90 veces superior a la del Sol.
Algol Estrella b de la constelación de Perseo. Con un período de rotación de 69 horas, es un sistema doble que
ofrece aspecto de variable, pero en realidad es una binaria eclipsante, es decir, sus variaciones periódicas de
luminosidad se deben a la interposición mutua de sus componentes.
Arturo Estrella a de Boyero, situada en la prolongación de la cola de la Osa Mayor. De tipo espectral K0 y
magnitud visual 0,2, tiene un diámetro 22 veces superior al del Sol.
Betelgeuse Estrella a de la constelación de Orión, la más brillante y roja, cuya magnitud oscila entre 0,2 y 0,9.
Se trata de una variable semirregular, con un período de 2,07 días.
Cabra Estrella más brillante de la constelación del Cochero, del tipo espectral G, y la cuarta del cielo por su
luminosidad aparente de 0,2.
Cabrillas Estrellas visibles del grupo de las Pléyades.
Canícula Estrella más brillante del Can Mayor, llamada Sirio en la actualidad.
Capella o Capela Estrella principal (a Aurigae) de la constelación del Cochero, de magnitud 1.
Cástor Estrella a de la constelación de Géminis. Es una estrella doble, con un período de 350 años, y sus
componentes tienen magnitudes de 2 y 2,9, respectivamente.
Deneb Estrella a de la constelación del Cisne. Es una supergigante, de magnitud 1,3, situada a 1.000 a.l. de la
Tierra.
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Denébola Segunda estrella más importante (b) de la constelación de Leo, de magnitud 2.
Espiga Estrella principal (sistema doble con un período de 4 días) de la constelación de Virgo. Situada a unos
160 a.l. de la Tierra, presenta una magnitud de 1,21 y pertenece al tipo espectral B2.
Estrella Polar Estrella situada a menos de 1° del polo celeste boreal y que constituye una referencia útil para
localizar la dirección del norte. En la actualidad es una estrella de magnitud 2 situada en la constelación de la
Osa Menor (alpha Ursa Minoris). Sin embargo, a causa de la precesión, hacia el año 13.000 esta posición
estará ocupada por la estrella Vega.
Fomalhaut Estrella principal de la constelación del Pez Austral. Situada a 23 a.l., tiene una magnitud de 1,3 y
pertenece a la clase espectral A3. Es visible desde el hemisferio norte en otoño.
Markab Estrella a de la constelación de Perseo, perteneciente al tipo espectral A y cuya magnitud tiene un
valor de 2,6.
Menkar Estrella &aplha. de la constelación de la Ballena, que tiene una magnitud 2 y forma una figura
triangular con Aldebarán y Rigel.
Mira Ceti Estrella de tipo espectral M, perteneciente a la constelación de la Ballena. Constituye el prototipo de
las estrellas variables de largo período, con amplitudes y períodos irregulares.
Mirach o Mirak Estrella de tipo espectral M y de magnitud 2,4, perteneciente a la constelación de Andrómeda.
Mirfak Estrella a de la constelación de Perseo. Pertenece a la clase espectral F y tiene una magnitud de 1,9.
Mizar Estrella (doble) zeta de la Osa Mayor, que junto con Alcor forma una pareja visible a simple vista.
Pertenece al tipo espectral A y tiene una magnitud de 2,4. Está formada por dos componentes desiguales con
una separación de 14,5°.
Perla Estrella a de la constelación de la Corona Boreal, situada a 72 años luz de la Tierra. Posee una
compañera que gira a su alrededor con un período de 17,4 días.
Pollux o Pólux Estrella perteneciente a la constelación de Géminis, situada a 35 años luz, con una magnitud de
1,2 y una luminosidad unas 34 veces mayor que la del Sol.
Proción Estrella a de la constelación del Can Menor, situada a 11 años luz de la Tierra y perteneciente al tipo
espectral F. Con una magnitud de 0,5, presenta un movimiento propio notable (1,25" por año) y forma un
sistema binario con una compañera de magnitud 13,5.
Régulo Estrella a de la constelación de Leo, situada a 67 años luz de la Tierra. Tiene una magnitud de 1,3 y
pertenece al tipo espectral B.
Rigel Estrella b de la constelación de Orión, situada a 540 años luz de la Tierra. Tiene una magnitud de 0,34 y
pertenece al tipo espectral B.
RR Lira Estrella variable, prototipo de la clase de estrellas cefeidas pulsantes.
Rukbah Estrella de magnitud 2,8 perteneciente a la constelación de Casiopea.
Scheat Estrella b de la constelación de Pegaso, de magnitud 2,6 y perteneciente al tipo espectral M.
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Schédir, Shédar o Shédir Estrella a de la constelación de Casiopea. Es una variable perteneciente al tipo
espectral K, cuya magnitud oscila entre 2,1 y 2,6.
Sirio Estrella a (Sirio A) del Can Mayor, la más brillante del cielo (magnitud 1,58). Pertenece al tipo espectral
A y forma un sistema doble con otra estrella enana blanca (Sirio B), de período 50 años.
Sirrah Estrella a de la constelación de Andrómeda, de magnitud 2,2 y perteneciente al tipo espectral A.
Tolimán Estrella a de la constelación de Centauro. Se trata de un sistema doble, en que una de las
componentes es muy semejante al Sol.
Trapecio Estrella (q) múltiple de la constelación de Orión, cuyas cuatro componentes principales tienen
magnitudes 6, 7, 7 y 7,5, inmersa en la Gran Nebulosa de Orión (M 42).
Vega Estrella a de la constelación de la Lira, la más brillante del cielo boreal. Situada a 26 años luz de la
Tierra, pertenece al tipo espectral A y tiene una magnitud de 0,14. Fue estrella polar hace 14.000 años y lo
será nuevamente dentro de 12.000.
Sol
El Sol es la estrella más cercana a la Tierra, situada a una distancia media de 149,6 millones de km y
perteneciente al tipo espectral G2. Tiene un diámetro de 1,4 millones de km y una masa 332.270 veces
superior a la terrestre. Está formado esencialmente por hidrógeno (70 %) y helio (30 %) y presenta una
densidad media de 1,4 g/cm3. En el núcleo central del Sol, donde se concentra el 60 % de su masa, se alcanza
una temperatura de unos 15 millones de grados, suficiente como para que se verifiquen las reacciones
termonucleares que generan la gran cantidad de energía que el astro emite constantemente.
La energía generada se irradia hasta una distancia de 100.000 km de la superficie solar y llega hasta la
fotosfera, que se encuentra a una temperatura de unos 6.000°. Dicha región está caracterizada por su aspecto
moteado (granulación) y por la presencia de las manchas solares (con un período de 11 años), que permiten
determinar el período de rotación del astro. Por encima de la fotosfera se encuentra la cromosfera, zona en la
que la densidad decrece mientras que la temperatura alcanza los 50.000°. Por último está la corona solar, que
se extiende por el medio interplanetario hasta diluirse progresivamente formando el viento solar, que
determina los límites del sistema que rodea al Sol.
SOLSTICIOS:
Punto en que el Sol está quieto; término aplicado al movimiento aparente del Sol en la época en la que cambia
la dirección de su movimiento aparente en declinación. Cuanto este cambio se efectúa de norte a sur, en el
hemisferio norte es solsticio de verano y solsticio de invierno en el hemisferio sur. Cuando el cambio es de sur
a norte, es solsticio de verano en el hemisferio sur y solsticio de invierno en el norte.
El solsticio de verano (21 de junio) y el solsticio de invierno (22 de diciembre) en el hemisferio norte y a la
inversa en el hemisferio sur, son los dos puntos de la órbita aparente del Sol en los cuales éste alcanza la
máxima distancia angular norte y sur con respecto al ecuador celeste. Estos dos momentos marcan el
comienzo de la primavera y del invierno, respectivamente. El fenómeno está causado por la inclinación del eje
terrestre con respecto al plano de la órbita o eclíptica.
EQUINOCCIO:
Épocas en la que la duración del día es igual a la de la noche. En dichas épocas del año el sol se encuentra en
los puntos en los que el plano ecuatorial celeste corta al de la elíptica.
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Luna
Es el satélite natural de la Tierra. Tiene un diámetro de unos 3.480 km (aproximadamente una cuarta parte del
de la Tierra). La masa de la Tierra es 81 veces mayor que la de la Luna. La densidad media de la Luna es de
sólo las tres quintas partes de la densidad de la Tierra, y la gravedad en la superficie lunar es un sexto de la de
la Tierra.
La Luna orbita a la Tierra a una distancia media de 384.403 km y a una velocidad media de 3.700 km/h.
Completa su vuelta alrededor de la Tierra en una órbita elíptica en 27 días, 7 horas, 43 minutos y 11,5
segundos con respecto a las estrellas. Para cambiar de una fase a otra similar, o mes lunar, la Luna
Necesita 29 días, 12 horas, 44 minutos y 2,8 segundos. La edad de la luna es igual al de todos los astros tiene
4.600 millones de años. La distancia de la Tierra hasta la Luna varía: la mínima es 356.399 km. La media es
384.403 km y la máxima es 406.699 km.
Supernova
Nombre que reciben las estrellas variables de masa muy elevada que al alcanzar una estadio avanzado de su
evolución explotan, aumentando su luminosidad de manera brusca, entre 10.000 millones a un billón de veces,
la cual disminuye posteriormente de forma más o menos rápida. Recibe este mismo nombre el fenómeno
experimentado por dichas estrellas.
Entre las supernovas se distinguen dos tipos principales. Las de tipo I son las que corresponden a la explosión
de una enana blanca que forma parte de un sistema binario y que incrementa su masa con la de su compañera
hasta alcanzar el límite de Chandrasekhar. Por su parte, las de tipo II están asociadas generalmente a las fases
finales de la vida de las estrellas supermasivas. Se caracterizan porque la desintegración de su núcleo de hierro
provoca la ruptura del equilibrio que garantiza su estabilidad y la consiguiente explosión, con la proyección al
espacio de sus regiones externas.
Agujero negro
La existencia de los agujeros negros, cuerpos supermasivos para los cuales la velocidad de escape es infinita,
no está plenamente demostrada. Se cree que se trata de astros que se originan debido a la contracción
gravitatoria de una masa 2,5 veces superior a la masa solar y con una densidad del orden de 107 g/cm³. A
causa de la enorme intensidad del campo gravitatorio creado, la velocidad de escape desde su superficie es
indefinida, y ni tan siquiera la luz (que alcanza la máxima velocidad posible en el universo, 300.000 km/s)
puede salir al exterior; debido a ello, es invisible para cualquier observador exterior, y de ahí su nombre. La
aparición de un agujero negro representa el último estadio de la evolución de una estrella cuya masa original
fuese superior a 1,4 masas solares y que hubiese pasado por las fases de supernova y de estrella de neutrones
de gran masa.
Para intentar descubrir la presencia de cuerpos de este tipo se estudian las potentes fuentes de rayos X del
universo y los movimientos extraños de cuerpos que forman sistemas dobles con agujeros negros. De este
estudio puede inferirse la presencia de un cuerpo denso e invisible a partir del movimiento que describe su
compañero, visible y menos denso, en torno del centro de masas del sistema. Experimentalmente se
comprueba, además, que cuando se lleva a cabo la determinación de la masa total de un cúmulo de galaxias,
gracias a la medición de la radiación procedente de él, el valor total obtenido es inferior al que se deduce
cuando se estudia el movimiento del cúmulo, lo que permite concluir que una gran parte de su masa es
invisible y, por lo tanto, puede estar constituido por agujeros negros.
Constelación
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Nombre que reciben los campos perfectamente delimitados del espacio, ocupados por grupos de estrellas, que
permiten la rápida localización de objetos particulares del firmamento.
Se distinguen tres constelaciones: la austral, que pertenece al cielo del hemisferio sur, la boreal, que pertenece
al cielo del hemisferio norte, y la zodiacal, situada en la banda del cielo correspondiente al zodíaco.
La agrupación de las estrellas que forman una constelación no es debida a que estén físicamente relacionadas
ni a que se encuentren a la misma distancia de la Tierra, sino al efecto de proyección sobre la bóveda celeste
de sus posiciones. En la actualidad se aceptan 88 constelaciones, de las cuales 12 pertenecen al zodíaco. Las
estrellas más brillantes de cada constelación se designan mediante una letra griega (a, ß, etc.), una latina o un
número antepuestos a su nombre latino. Algunas de las constelaciones son muy extensas (Osa Mayor,
Centauro), mientras que otras son extremadamente pequeñas (Flecha).
CONSTELACIONES AUSTRALES
Las pertenecientes al cielo del hemisferio sur.
Altar (ASTR.) En latín, Ara. Constelación austral de pequeño tamaño y cercana a la cola del Escorpión,
formada por unas 30 estrellas débiles visibles a simple vista; la más luminosa, Ara, tiene una magnitud de 2,8.
Ave del Paraíso (ASTR.) En latín, Apus. Constelación austras, formada por muy pocas estrellas visibles a
simple vista.
Brújula (ASTR.) En latín, Pyxis. Constelación austral, formada por 65 estrellas, introducida en el s. XVIII por
La Caille para cubrir los huecos existentes entre las grandes constelaciones vecinas.
Buril (ASTR.) En latín, Caelum. Constelación austral, una de las de menor extensión del cielo, formada por
una decena de estrellas observables a simple vista.
Camaleón (ASTR.) En latín, Chamaeleon. Constelación austral, situada entre el polo Sur y la constelación del
Barco. De pequeño tamaño, cuenta con unas 40 estrellas visibles a simple vista.
Can Mayor (ASTR.) En latín, Canis Maior. Constelación austral, formada por 80 estrellas visibles a simple
vista y situada en el borde de la Vía Láctea. Entre sus cuerpos más destacados están la estrella Sirio y el
cúmulo M41.
Centauro (ASTR.) En latín, Centaurus. Constelación austral, una de las más extensas del cielo, situada entre el
polo y el ecuador. Está formada por unas 150 estrellas visibles a simple vista, entre las que destacan Rigi
(magnitud 0,1), Agena (magnitud 0,9) y Proxima (la más cercana a la Tierra, a pesar de encontrarse a 4,3 a.l.).
Compás (ASTR.) En latín, Circinus. Constelación austral situada entre Ave del Paraíso, Centauro, Lobo y
Escuadra. Está formada por 34 estrellas, la más brillante de las cuales es Circini (magnitud aparente 3,41).
Copa (ASTR.) Cráter (ASTR.) En latín, Crater. Pequeña constelación del hemisferio austral, formada por
estrellas poco brillantes.
Corona Austral (ASTR.) En latín, Corona Australis. Constelación austral de poca importancia formada por 49
estrellas.
Cruz del Sur (ASTR.) En latín, Crux. Constelación austral compuesta por 54 estrellas, cuatro de las cuales
forman una cruz bordeada por una nube de materia oscura conocida como «saco de carbón». Contiene
también el cúmulo del Joyero.
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Cuervo (ASTR.) En latín, Corvus. Constelación austral formada por 53 estrellas, de las cuales las más
importantes son Alchibá, Glenah y Algorab.
Dorada (ASTR.) Pez Dorado (ASTR.) En latín, Dorado. Constelación austral, situada cerca del pez Volador y
la Hydra Austral, formada por 43 estrellas. Contiene la Gran Nube de Magallanes.
Erídano (ASTR.) En latín, Eridanus. Constelación austral muy alargada en la que destacan su principio
(Cursa, próxima a Rigel) y su final (Achernar). Contiene la galaxia espiral NGC 1300.
Escorpión (ASTR.) En latín, Scorpius. Constelación austral formada por 185 estrellas, la principal de las
cuales es Antares.
Escuadra (ASTR.) Regla (ASTR.) En latín, Norma. Constelación austral formada por 64 estrellas.
Escultor (ASTR.) Taller de Escultor (ASTR.) En latín, Sculptor. Constelación austral formada por 131
estrellas.
Fénix (ASTR.) En latín, Phoenix. Constelación austral, próxima al polo Sur galáctico, situada al sur de la
Grulla. Está formada por 106 estrellas, la más brillante de las cuales es de magnitud 2,44.
Grulla (ASTR.) En latín, Grus. Constelación del hemisferio austral, que se halla situada al S de las de Acuario
y Capricornio, formada por 106 estrellas cuyo brillo no supera la magnitud 2.
Hidra Hembra (ASTR.) En latín, Hydra. Constelación austral formada por 393 estrellas (la más extensa del
cielo), la principal de las cuales tiene una magnitud de 2,2 (Alfard).
Hidra Macho (ASTR.) En latín, Hydrus. Constelación austral, cercana al polo, formada por 64 estrellas cuyo
brillo no supera la magnitud 2,9.
Horno (ASTR.) En latín, Fornax. Constelación austral, situada junto a la de la Ballena, formada por 110
estrellas cuyo brillo no supera la magnitud 3.
Indio (ASTR.) En latín, Indus. Constelación austral, formada por 84 estrellas que no destacan por su brillo.
Liebre (ASTR.) En latín, Lepus. Constelación austral, situada debajo de la constelación de Orión, formada por
103 estrellas cuya magnitud no supera el valor 2,7. Contiene el cúmulo globular M79.
Máquina Neumática (ASTR.) En latín, Antlia. Constelación austral, situada entre las que forman el Navío de
Argos, formada por 85 estrellas que no destacan por su brillo.
Mesa (ASTR.) En latín, Mensa. Constelación austral, situada cerca del polo y formada por 44 estrellas cuyo
brillo no supera la magnitud 4,5. Contiene, en su límite con la constelación de la Dorada, la Gran Nube de
Magallanes.
Microscopio (ASTR.) En latín, Microscopium. Constelación austral, situada al S de la de Capricornio,
formada por 69 estrellas poco luminosas.
Mosca (ASTR.) En latín, Musca. Constelación austral, situada entre el Camaleón y la Cruz, formada por 75
estrellas cuyo brillo no supera la magnitud 4.
Octante (ASTR.) En latín, Octans. Constelación austral, situada junto al Pavo Real y al Indio, formada por 88
estrellas. Alberga el polo Sur celeste.
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Ofiuco (ASTR.) Serpentario (ASTR.) En latín, Ophiuchus. Constelación austral, cercana al ecuador celeste y
situada entre Hércules, Sagitario y Escorpión, formada por 209 estrellas. Contiene los cúmulos estelares M9,
M10, M12 y M14 y la nebulosa planetaria NGC 6572.
Paloma (ASTR.) En latín, Columba. Constelación austral, situada en las proximidades del Can Mayor,
formada por 112 estrellas cuyo brillo no supera la magnitud 2,8.
Pavo Real (ASTR.) En latín, Pavo. Constelación austral, situada en las proximidades del polo Sur celeste,
formada por 129 estrellas de las cuales la más brillante es de magnitud 2,12.
Pez Austral (ASTR.) En latín, Piscis Austrinus. Constelación austral, situada debajo de Acuario, formada por
75 estrellas, entre las cuales destaca Fomalhaut.
Pez Volador (ASTR.) En latín, Volans. Constelación austral, próxima al polo Sur, formada por 46 estrellas
cuya magnitud no supera el valor 4.
Pintor (ASTR.) En latín, Pictor. Constelación austral formada por 67 estrellas, de las cuales sólo 30 son
visibles a simple vista.
Popa (ASTR.) En latín, Puppis. Constelación austral, una de las integrantes de la antigua constelación del
Navío Argos, formada por 313 estrellas. Está cruzada por la Vía Láctea.
Quilla (ASTR.) Carena (ASTR.) En latín, Carina. Constelación austral, una de las integrantes de la antigua
constelación del Navío Argos, formada por 268 estrellas entre las que destaca Canope.
Reloj (ASTR.) En latín, Horologium. Constelación austral, situada entre las de Erídano y el Retículo, formada
por 68 estrellas poco brillantes que no superan la magnitud 5.
Retículo (ASTR.) En latín, Reticulum. Constelación austral, una de las más pequeñas del cielo, formada por
34 estrellas poco brillantes.
Sextante (ASTR.) En latín, Sextans. Constelación ecuatorial, del cielo austral, situada debajo de la de Leo y
formada por 75 estrellas cuyas magnitudes no superan el valor 4,5.
Telescopio (ASTR.) En latín, Telescopium. Constelación austral, formada por 87 estrellas débiles cuyo brillo
no alcanza la magnitud 4.
Triángulo Austral (ASTR.) En latín, Triangulum Austral. Constelación austral, situada cerca del polo Sur
celeste, formada por 46 estrellas, tres de las cuales (las más brillantes) forman un triángulo.
Tucán (ASTR.) En latín, Tucana. Constelación austral, próxima al polo Sur celeste, formada por 81 estrellas
cuya magnitud no supera el valor 2,9. Contiene la Pequeña Nube de Magallanes.
Unicornio (ASTR.) En latín, Monoceros. Constelación austral, situada entre los Canes Mayor y Menor, la
Hidra y Orión, formada por 165 estrellas poco brillantes.
Vela (ASTR.) Velas (ASTR.) En latín, Vela. Constelación austral, una de las tres que componen la antigua
constelación del Navío Argos, formada por 248 estrellas de las cuales sólo 110 son visibles a simple vista.
CONSTELACIONES BOREALES
Las constelaciones boreales son las que corresponden al cielo del hemisferio norte. Son las siguientes:
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Águila (ASTR.) En latín, Aquila. Constelación boreal, formada por unas 70 estrellas visibles a simple vista,
situada al O de Pegaso y al S de Cisne. Su única estrella de primera magnitud es Altair (a Aquilae), que con
Deneb (a Cygni) y Vega (a Lyrae) forma un triángulo perfectamente visible, conocido como Triángulo del
Verano.
Andrómeda (ASTR.) En latín, Andromeda. Constelación boreal situada al S de Casiopea. De su centenar de
estrellas visibles a simple vista destacan Sirrah, Mirach y Almach, que en la antigüedad se consideraban la
cabeza, la cintura y el pie del personaje mitológico. Contiene la galaxia de Andrómeda, perteneciente al
llamado Grupo Local, situada a 2,2 millones de a.l. de la Tierra. Es una galaxia espiral con dos brazos, un
radio de unos 200.000 a.l. y una masa equivalente a 300.000 soles. Su período de rotación sobre sí misma es
de 200 millones de años.
Ballena (ASTR.) En latín, Cetus. Constelación en su mayor parte austral, situada al S de Aries y Piscis. Es la
segunda más grande y está formada por 321 estrellas, la más brillante de las cuales es Deneb Kaitos (de
magnitud 2,24). Contiene también la variable Mira.
Boyero (ASTR.) En latín, Bootes. Constelación boreal situada en la prolongación de la cola de la Osa Mayor.
Entre sus 90 estrellas observables a simple vista destaca Arturo.
Caballo Menor (ASTR.) En latín, Equuleus. Constelación boreal de pequeño tamaño, que cuenta únicamente
con 10 estrellas visibles a simple vista. Está situada a occidente de Pegaso.
Cabellera de Berenice (ASTR.) En latín, Coma Berenice. Constelación boreal situada entre el Boyero y el
León. Formada por unas 50 estrellas apreciables a simple vista, cuenta también con las nebulosas M64 y M68
y con el cúmulo M53.
Can Menor (ASTR.) En latín, Canis Minor. Constelación boreal, formada por 20 estrellas visibles a simple
vista y situada en el borde de la Vía Láctea. Su estrella principal (de primera magnitud) es Proción.
Casiopea (ASTR.) En latín, Cassiopeia. Constelación boreal, cercana al polo Norte del cielo y por la cual pasa
la Vía Láctea. Formada por 90 objetos visibles a simple vista, contiene el cúmulo M103 y la estrella variable
Shédir.
Cefeo (ASTR.) En latín, Cepheus. Constelación boreal formada por 60 estrellas visibles a simple vista, la más
brillante de las cuales es Alderamín (magnitud 2,6). Situada entre las constelaciones de Casiopea, Cisne y
Dragón, está atravesada por la Vía Láctea. Constituye el ejemplo para la definición de las estrellas cefeidas.
Cisne (ASTR.) En latín, Cignus. Constelación boreal, situada en plena Vía Láctea, cuya estrella principal es
Deneb (en árabe, «cola») y que contiene también la doble aparente Albireo («pico de ave»).
Cochero (ASTR.) En latín, Auriga. Constelación boreal que contiene tres cúmulos abiertos (M36, M37 y
M38), situados a distancias de unos 4.100 a 4.700 a.l., y la estrella Capella (alfa de la constelación).
Corona Boreal (ASTR.) En latín, Corona Borealis. Constelación boreal formada por 31 estrellas, la principal
de las cuales es la doble Gema (La Perla), situada a 72 a.l. de la Tierra y con una compañera que describe una
órbita alrededor de ella cada 17,4 días.
Delfín (ASTR.) En latín, Delphinus. Pequeña constelación boreal formada por 31 estrellas, entre las que
destaca la doble g Delphini.
Dragón (ASTR.) En latín, Draco. Constelación boreal, situada entre la Osa Menor, la Osa Mayor, el Cisne y la
Lira, formada por 220 estrellas. Su estrella a era la estrella Polar en el 2700 a.J.C.
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Escudo de Sobieski (ASTR.) En latín, Scutum Sobiescianum. Constelación boreal formada por 33 estrellas.
Flecha (ASTR.) En latín, Sagitta. Constelación boreal, situada entre el Cisne y el Águila, formada por 18
estrellas, todas ellas de magnitud no superior a 4. También recibe el nombre de Saeta.
Hércules (ASTR.) En latín, Hercules. Constelación boreal, situada entre la Lira y la Corona, formada por 227
estrellas (una de las más extensas del cielo) cuyo brillo no supera la magnitud 2. Contiene el cúmulo M13 y la
estrella HZ, una variable eclipsante. Alberga asimismo Hércules X1, una de las fuentes más intensas de rayos
X del cielo.
Jirafa (ASTR.) En latín, Camelopardalis. Constelación boreal, situada entre el Cochero y la Osa Menor,
formada por 138 estrellas poco brillantes cuya magnitud no supera el valor 4,2, de las cuales sólo 50 son
visibles a simple vista.
Lagarto (ASTR.) En latín Lacerta. Constelación boreal, situada entre las del Cisne y Andrómeda, formada por
48 estrellas cuyo brillo no supera la magnitud 4.
Lebreles (ASTR.) Perros de Caza (ASTR.) En latín, Canes Venatici. Constelación boreal, situada entre el
Boyero y la Osa Mayor, formada por 88 estrellas cuyo brillo no supera la magnitud 3. Contiene el cúmulo
globular M3, la galaxia M51 y una gigante roja Superba.
León Menor (ASTR.) En latín, Leo Minor. Constelación boreal, situada al sur de la Osa Mayor, formada por
40 estrellas muy poco brillantes.
Lince (ASTR.) En latín, Lynx. Constelación boreal formada por 87 estrellas débiles, cuyo brillo no supera la
magnitud 4.
Lira (ASTR.) En latín, Lyra. Constelación boreal, poco extensa, formada por 69 estrellas. Contiene las
estrellas Vega y o Lyrae, prototipo de la clase de las estrellas variables. Su estrella Lyrae es un ejemplo de
estrella doble (sistema cuádruple), mientras que RR Lyrae es una cefeida empleada como patrón de
determinación de distancias estelares. Contiene la nebulosa planetaria M57.
Orión (ASTR.) En latín, Orion. Constelación ecuatorial, situada entre la de Tauro y las de los Canes Mayor y
Menor, formada por 186 estrellas entre las cuales destacan Belatrix, Betelguese y Rigel. Tres de las estrellas
de la constelación están alineadas formando el cinturón de Orión (las Tres Marías o los Tres Reyes). Otras
tres, menos brillantes y dispuestas verticalmente debajo del cinturón, forman la llamada espada de Orión.
Contiene la Nebulosa de Orión (M42), la Cabeza de Caballo (NGC 2024) y el radiante de las Oriónidas.
Osa Mayor (ASTR.) En latín, Ursa Maior. Constelación boreal, situada en la región del polo Norte celeste,
formada por 227 estrellas. Contiene, además de la galaxia M81 y la nebulosa planetaria de Hibu (M97), siete
estrellas principales de las cuales la más importante es Mizar.
Osa Menor (ASTR.) En latín, Ursa Minor. Constelación boreal, situada en el polo Norte celeste, formada por
54 estrellas, entre las que destaca la estrella Polar.
Pegaso (ASTR.) En latín, Pegasus. Constelación boreal, de gran extensión, formada por 178 estrellas.
Contiene numerosas galaxias y el cúmulo M15.
Perseo (ASTR.) En latín, Perseus. Constelación boreal, próxima a la de Andrómeda y cruzada por la Vía
Láctea, formada por 136 estrellas entre las que destacan Algol y Mirfak. Contiene el cúmulo globular M 34.
Raposa (ASTR.) Zorra (ASTR.) En latín, Vulpecula. Constelación boreal, situada entre las de Cisne, Águila y
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Delfín, formada por 62 estrellas de las que sólo 45 son visibles a simple vista.
Serpiente (ASTR.) En latín, Serpens. Constelación ecuatorial del cielo boreal, separada en dos partes (cabeza
y cola) por el Ofiuco y formada por 123 estrellas entre las que destaca Unuk (magnitud 2,75).
Triángulo (ASTR.) En latín, Triangulum. Constelación boreal, situada entre las de Aries y Andrómeda,
formada por 30 estrellas. Contiene la galaxia espiral M33 (o NGC 598), situada a 2.000.000 a.l. de la Tierra.
CONSTELACIONES ZODIACALES
Las constelaciones zodiacales son aquellas que están situadas en la banda del cielo correspondiente al zodíaco.
Son:
Acuario (ASTR.) En latín, Aquarius. Constelación zodiacal que carece de estrellas luminosas, las tres
primeras de las cuales son de tercera magnitud. Cerca de su estrella &tau. está la radiante del enjambre de las
Acuáridas.
Aries o Carnero (ASTR.) En latín, Aries. Constelación zodiacal, situada al S de las constelaciones de
Andrómeda y el Triángulo. Está constituida por unas 50 estrellas visibles a simple vista, la más brillante de las
cuales es Hamal, de magnitud 2,2.
Cáncer (ASTR.) Cangrejo (ASTR.) En latín, Cancer. Constelación zodiacal del hemisferio boreal formada por
60 estrellas visibles a simple vista. Contiene el cúmulo M44 y una estrella múltiple (triple), la zeta de la
constelación.
Capricornio (ASTR.) En latín, Capricornius. Constelación zodiacal del hemisferio austral situada entre
Acuario y Sagitario. Formada por unas 50 estrellas visibles a simple vista, contiene el cúmulo M30 y varias
estrellas múltiples.
Géminis (ASTR.) Gemelos (ASTR.) En latín, Gemini. Constelación zodiacal del hemisferio boreal formada
por 106 estrellas, entre las que destacan Cástor (a) y Pólux (b). Contiene el cúmulo abierto M 35 y la nebulosa
NGC 2392, y alberga el radiante del enjambre de las Gemínidas. Su estrella U (U Geminorum) es el prototipo
de las variables eruptivas.
Leo (ASTR.) León (ASTR.) En latín, Leo. Constelación zodiacal del cielo boreal, situada entre Cáncer y
Virgo, formada por 161 estrellas, entre las que destacan Régulo y Denébola.
Libra (ASTR.) Balanza (ASTR.) En latín, Libra. Constelación zodiacal del cielo austral, situada entre las de
Escorpio y Virgo, formada por 122 estrellas, de las cuales las más brillantes no superan la magnitud 2,9.
Piscis (ASTR.) Peces (ASTR.) En latín, Pisces. Constelación zodiacal, del cielo boreal, formada por 128
estrellas. Situada en su mayor parte al N del ecuador celeste, sus estrellas son de poco brillo y no superan la
magnitud 4.
Sagitario (ASTR.) En latín, Sagittarius. Constelación zodiacal, situada entre las de Capricornio y Escorpión,
formada por 298 estrellas. Contiene las nebulosas M8, M17 y M20, los cúmulos globulares M22 y M55 y los
cúmulos abiertos M23, M24 y M25.
Tauro (ASTR.) En latín, Taurus. Constelación zodiacal, del cielo boreal, situada entre las de Aries y Géminis
y formada por 188 estrellas, entre las que destaca Aldebarán. Contiene la Nebulosa del Cangrejo, las Híades y
las Pléyades. La estrella T de Tauro es un ejemplo típico de variable eruptiva.
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Virgo (ASTR.) Virgen (ASTR.) En latín, Virgo. Constelación zodiacal, del cielo austral, formada por 271
estrellas (la segunda más extensa). Contiene la estrella Espiga y la llamada masa de Virgo, que constituye el
centro del Grupo Local.
Nebulosa
Acumulación de gas y polvo interestelares. Las nebulosas oscuras pequeñas, de formas redondas y localizadas
en los brazos de la Vía Láctea, ricos en estrellas jóvenes, se conocen con el nombre de glóbulos (que se
consideran como estados primarios de la formación de las estrellas o protoestrellas). El ejemplo más conocido
de nebulosa planetaria es la llamada Nebulosa del Cangrejo, para la cual se ha podido calcular la fecha en que
se produjo la explosión de supernova que la originó, a partir de la medición de la velocidad de expansión de
sus componentes respecto de los restos de la estrella. La identificación errónea entre galaxias y nebulosas se
debe al insuficiente poder de resolución que tuvieron los telescopios durante largo tiempo, lo que no permitía
diferenciarlas con claridad. De aspecto muy variado, con frecuencia las nebulosas evocan formas conocidas
que les dan nombre (Nebulosa de América del Norte, Nebulosa de la Cabeza de Caballo, etc.). A pesar de ser
muy numerosas y poder ser estudiadas por millares con la ayuda de telescopios potentes, presentan grandes
dificultades de observación porque carecen de luz propia y la materia de que están constituidas es
extremadamente difusa. Los gases que las forman (sobre todo hidrógeno y helio) presentan concentraciones
que van desde 1 hasta 1 millón de átomos por centímetro cúbico, mientras que el polvo que contienen
(elementos pesados y moléculas complejas) presenta densidades aún más bajas. A pesar de ello, estas
concentraciones de materia interestelar poseen una cantidad suficiente de átomos luminiscentes y de granos de
polvo capaces de reflejar la luz como para poder ser fotografiadas (empleando emulsiones muy sensibles y
con tiempos de exposición muy prolongados). La dinámica de estas masas de materia está gobernada por la
atracción gravitatoria, de suerte que se produce una atracción hacia el centro que, cuando alcanza una
concentración suficiente, crea las condiciones adecuadas para la formación de una estrella (aislada o rodeada
por un sistema planetario). Los diversos tipos de nebulosas representan los diferentes estadios que permiten al
universo reutilizar la materia que se ha dispersado con anterioridad, durante los fenómenos violentos que
tienen lugar en él.
Cabeza de Caballo, nebulosa de la Nebulosa de la constelación de Orión, cuyo nombre se debe a su forma.
Cangrejo, nebulosa del Pequeña nebulosa planetaria de la constelación de Tauro, que constituye el resto de la
explosión de una supernova que tuvo lugar en 1054. Es el objeto M1 del catálogo Messier y fue también la
primera radiofuente descubierta.
Planeta
Cuerpo celeste que carece de luz propia y describe una órbita, generalmente elíptica y de poca excentricidad,
alrededor del Sol u otra estrella cualquiera. El brillo de los planetas se debe al hecho de que reflejan la luz que
llega hasta ellos desde estrellas alrededor de las cuales gravitan. Los nueve cuerpos principales del sistema
solar (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón) giran en torno al Sol
acompañados de una gran cantidad de asteroides, situados en su mayoría entre las órbitas de los planetas
Marte y Júpiter (cinturón de asteroides). Las leyes que rigen este movimiento planetario fueron formuladas
por J. Kepler (s. XVII), quien utilizó los extensos datos recopilados por su maestro T. Brahe. Desde el punto
de vista de sus propiedades físicas, los planetas pueden dividirse en dos grandes grupos: el de los que ocupan
posiciones más cercanas al Sol o planetas telúricos (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) y el de aquellos que
están más alejados del Sol o planetas gigantes (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno). Los primeros, que tienen
dimensiones relativamente pequeñas y densidad elevada, han evolucionado mucho desde su formación.
Perdieron su atmósfera original, motivo por el cual su atmósfera actual es de carácter secundario y está
formada a partir de los gases emitidos durante el enfriamiento de su superficie y la propia evolución química
del planeta. Por su parte, los planetas gigantes tienen un volumen y una masa mucho mayores que los cuerpos
del primer grupo. Presentan una densidad relativamente baja, debido a su composición (sobre todo hidrógeno
19
y helio), semejante a la que se supone tenía la nebulosa original que permitió su formación. Por su parte,
Plutón, el más lejano, tiene unas dimensiones semejantes a las de un planeta telúrico y una densidad parecida
a la de los planetas gigantes. En los últimos años, si bien no se ha logrado una evidencia incontrovertible
acerca de la presencia de otros sistemas planetarios diferentes del sistema solar, se han redoblado los
esfuerzos por demostrar su existencia.
Entre los diversos criterios de clasificación de los planetas destacan el basado en la posición de su órbita,
respecto de la de la Tierra, y en su semejanza con otros cuerpos notables del sistema solar. Según el primer
criterio se clasifican en exteriores o superiores (aquellos cuya órbita está más allá de la de la Tierra), e
inferiores o interiores (aquellos cuya órbita es interior a la de la Tierra). De acuerdo con el segundo criterio se
dividen en jovianos, los semejantes a Júpiter (como Saturno, Urano y Neptuno), caracterizados por tener una
densidad inferior a la de la Tierra y una atmósfera muy densa, y terrestres, los parecidos a la Tierra (como
Mercurio, Venus y Marte) y caracterizados por ser un cuerpo rocoso que presenta todavía señales evidentes de
la erosión de su superficie debida al vulcanismo y al bombardeo meteórico.
Mercurio
Planeta del sistema solar más próximo al Sol (0,31 y 0,47 u.a.), alrededor del cual describe cada 88 días una
órbita cuyo plano forma un ángulo de 7° con el de la eclíptica. Tiene un diámetro ecuatorial de 4.880 km, una
masa 0,055 veces la de la Tierra y una densidad de 5,43 g/cm³. Gira con un período de 59 días alrededor de su
eje de rotación, que forma un ángulo de aproximadamente 28° con el plano de la órbita. Su atmósfera es poco
densa y la temperatura, en su superficie, oscila entre 330 °C (diurna) y −170 °C (nocturna). Es un planeta que
carece de satélites. Su estructura presenta un núcleo de metal ferroso que alcanza un tamaño de 1.800 km de
radio y que supone el 80% de la totalidad de la masa del planeta. Dicho núcleo está cubierto por un manto
rocoso de 600 km de espesor, que sirve de base a la corteza. Mercurio está rodeado por un campo magnético
(con una intensidad que apenas supera en un 1% la del campo terrestre), cuya orientación coincide con la del
eje de rotación planetario. La superficie del planeta se distingue por los acantilados, cordilleras, numerosos
cráteres, montañas, valles y grandes cuencas (por ejemplo, Caloris, de 1.300 km de diámetro). Sin embargo, la
superficie es extremadamente inhóspita debido al alto grado de rarefacción de su tenue atmósfera, a la gran
proximidad al Sol y a la inexistencia de estaciones (aunque presente cambios cíclicos ocasionados por la gran
excentricidad de su órbita). Una de las características de Mercurio son los llamados tránsitos (pasos del
planeta por delante del disco solar, visto desde la Tierra). La periodicidad de este fenómeno es de 3, 7, 10 o 13
años, y cada 46 se repite en idénticas condiciones. El próximo tránsito se producirá en 1999.
Venus
Segundo planeta del sistema solar, situado entre Mercurio y la Tierra, distante 0,72 u.a. del Sol, alrededor del
cual describe cada 224,7 días una órbita. Sus diámetros ecuatorial y polar miden unos 12.100 km, por lo que
apenas presenta achatamiento. Tiene una masa total equivalente a 0,81 masas terrestres (es decir, el valor de la
gravedad en él es de un 88% de la terrestre) y una densidad de 5,2 g/cm³. Su estructura interna es semejante a
la de la Tierra y su atmósfera, muy densa, está constituida por un 98% de dióxido de carbono, un 1−3% de
nitrógeno y trazas de gases nobles. La observación directa de sus accidentes es imposible, debido a que las
espesas capas de nubes impiden apreciar su superficie. Por tratarse de un planeta interior, presenta fases igual
que la Luna o Mercurio. La superficie de Venus fue fotografiada por primera vez por las sondas soviéticas
«Venera», y cartografiada (1978) por las estadounidenses «Pioneer−Venus» I y II. La serie de imágenes
obtenidas por la sonda «Magallanes» (que ha completado la cartografía del planeta iniciada en agosto de
1990) ha permitido descubrir que Venus posee una superficie cuya edad se puede estimar entre los 100 y los
1.000 millones de años. Esto indica que los procesos de erosión superficial son relativamente recientes, si se
comparan con la edad del propio planeta (unos 4.500 millones de años). También ha permitido detectar en la
superficie la existencia de cadenas de montañas, calderas volcánicas, grandes corrientes de lava y múltiples
fallas. El hecho de que un número significativo de cráteres de impacto aparezcan rellenos de lava hace pensar
a los especialistas que la corteza del planeta es muy delgada. Además, las dimensiones de dichos cráteres son
20
siempre superiores a los 6 km de diámetro, ya que la alta densidad de la atmósfera planetaria hace imposible
que cuerpos inferiores la atraviesen y lleguen a hacer impacto sobre su superficie. Aunque se han observado
también accidentes del terreno muy semejantes a los creados por los ríos en la Tierra, el hecho de que la
temperatura que reina en la superficie venusina sea de aproximadamente 450 °C hace imposible que el agua
sea la responsable de su formación, por lo que su aparición se atribuye a la acción de la erosión de lava muy
fluida o de una mezcla de gas y polvo.
Tierra
Tercer planeta desde el Sol y quinto en cuanto a tamaño de los nueve planetas principales. La distancia media
de la Tierra al Sol es de 149.503.000 km. Es el único planeta conocido que tiene vida, aunque algunos de los
otros planetas tienen atmósferas y contienen agua.
La Tierra no es una esfera perfecta, sino que tiene forma de pera. Cálculos basados en las perturbaciones de
las órbitas de los satélites artificiales revelan que la Tierra es una esfera imperfecta porque el ecuador se
engrosa 21 km; el polo norte está dilatado 10 m y el polo sur está hundido unos 31 metros.
Movimiento
Al igual que todo el Sistema Solar, la Tierra se mueve por el espacio a razón de unos 20,1 km/s o 72,360 km/h
hacia la constelación de Hércules. Sin embargo, la galaxia Vía Láctea como un todo, se mueve hacia la
constelación Leo a unos 600 km/s. La Tierra y su satélite, la Luna, también giran juntas en una órbita elíptica
alrededor del Sol. La excentricidad de la órbita es pequeña, tanto que la órbita es prácticamente un círculo. La
circunferencia aproximada de la órbita de la Tierra es de 938.900.000 km y nuestro planeta viaja a lo largo de
ella a una velocidad de unos 106.000 km/h. La Tierra gira sobre su eje una vez cada 23 horas, 56 minutos y
4,1 segundos. Por lo tanto, un punto del ecuador gira a razón de un poco más de 1.600 km/h y un punto de la
Tierra a 45° de altitud N, gira a unos 1.073 km/h.
Además de estos movimientos primarios, hay otros componentes en el movimiento total de la Tierra como la
precesión de los equinoccios (véase Eclíptica) y la nutación (una variación periódica en la inclinación del eje
de la Tierra provocada por la atracción gravitacional del Sol y de la Luna).
Composición
Se puede considerar que la Tierra se divide en cinco partes: la primera, la atmósfera, es gaseosa; la segunda, la
hidrosfera, es líquida; la tercera, cuarta y quinta, la litosfera, el manto y el núcleo son sólidas. La atmósfera es
la cubierta gaseosa que rodea el cuerpo sólido del planeta. Aunque tiene un grosor de más de 1.100 km,
aproximadamente la mitad de su masa se concentra en los 5,6 km más bajos. La litosfera, compuesta sobre
todo por la fría, rígida y rocosa corteza terrestre, se extiende a profundidades de 100 km. La hidrosfera es la
capa de agua que, en forma de océanos, cubre el 70,8% de la superficie de la Tierra. El manto y el núcleo son
el pesado interior de la Tierra y constituyen la mayor parte de su masa.
La hidrosfera se compone principalmente de océanos, pero en sentido estricto comprende todas las superficies
acuáticas del mundo, como mares interiores, lagos, ríos y aguas subterráneas. La profundidad media de los
océanos es de 3.794 m, más de cinco veces la altura media de los continentes. La masa de los océanos es de
1.350.000.000.000.000.000 (1,35 × 1018) toneladas, o el 1/4.400 de la masa total de la Tierra.
Las rocas de la litosfera tienen una densidad media de 2,7 veces la del agua y se componen casi por completo
de 11 elementos, que juntos forman el 99,5% de su masa. El más abundante es el oxígeno (46,60% del total),
seguido por el silicio (27,72%), aluminio (8,13%), hierro (5,0%), calcio (3,63%), sodio (2,83%), potasio
(2,59%), magnesio (2,09%) y titanio, hidrógeno y fósforo (totalizando menos del 1%). Además, aparecen
otros 11 elementos en cantidades del 0,1 al 0,02%. Estos elementos, por orden de abundancia, son: carbón,
21
manganeso, azufre, bario, cloro, cromo, flúor, circonio, níquel, estroncio y vanadio. Los elementos están
presentes en la litosfera casi por completo en forma de compuestos más que en su estado libre.
La litosfera comprende dos capas (la corteza y el manto superior) que se dividen en unas doce placas
tectónicas rígidas (véase Tectónica de placas). La corteza misma se divide en dos partes. La corteza siálica o
superior, de la que forman parte los continentes, está constituida por rocas cuya composición química media
es similar a la del granito y cuya densidad relativa es de 2,7. La corteza simática o inferior, que forma la base
de las cuencas oceánicas, está compuesta por rocas ígneas más oscuras y más pesadas como el gabro y el
basalto, con una densidad relativa media aproximada de 3.
La litosfera también incluye el manto superior. Las rocas a estas profundidades tienen una densidad de 3,3. El
manto superior está separado de la corteza por una discontinuidad sísmica, la discontinuidad de Mohorovicic,
y del manto inferior por una zona débil conocida como astenosfera. Las rocas plásticas y parcialmente
fundidas de la astenosfera, de 100 km de grosor, permiten a los continentes trasladarse por la superficie
terrestre y a los océanos abrirse y cerrarse.
El denso y pesado interior de la Tierra se divide en una capa gruesa, el manto, que rodea un núcleo esférico
más profundo. El manto se extiende desde la base de la corteza hasta una profundidad de unos 2.900 km.
Excepto en la zona conocida como astenosfera, es sólido y su densidad, que aumenta con la profundidad,
oscila de 3,3 a 6. El manto superior se compone de hierro y silicatos de magnesio como el olivino y la parte
inferior de una mezcla de óxidos de magnesio, hierro y silicio.
La investigación sismológica ha demostrado que el núcleo tiene una capa exterior de unos 2.225 km de grosor
con una densidad relativa media de 10. Esta capa es probablemente rígida y los estudios demuestran que su
superficie exterior tiene depresiones y picos, y estos últimos se forman donde surge la materia caliente. Por el
contrario, el núcleo interior, cuyo radio es de unos 1.275 km, es sólido. Se cree que ambas capas del núcleo se
componen en gran parte de hierro con un pequeño porcentaje de níquel y de otros elementos. Las temperaturas
del núcleo interior pueden llegar a los 6.650 °C y se considera que su densidad media es de 13.
Fluido térmico interno
El núcleo interno irradia continuamente un calor intenso hacia afuera, a través de las diversas capas
concéntricas que forman la porción sólida del planeta. Se cree que la fuente de este calor es la energía liberada
por la desintegración del uranio y otros elementos radiactivos. Las corrientes de convección dentro del manto
trasladan la mayor parte de su energía térmica desde la profundidad de la Tierra a la superficie y son la fuerza
conductora de la deriva de los continentes. El flujo de convección proporciona las rocas calientes y fundidas al
sistema mundial de cadenas montañosas oceánicas (véase Océanos y oceanografía) y suministra la lava que
sale de los volcanes.
Edad y origen de la Tierra
La datación radiométrica ha permitido a los científicos calcular la edad de la Tierra en 4.650 millones de años.
Aunque las piedras más antiguas de la Tierra datadas de esta forma, no tienen más de 4.000 millones de años,
los meteoritos, que se corresponden geológicamente con el núcleo de la Tierra, dan fechas de unos 4.500
millones de años, y la cristalización del núcleo y de los cuerpos precursores de los meteoritos, se cree que ha
ocurrido al mismo tiempo, unos 150 millones de años después de formarse la Tierra y el Sistema Solar (véase
Sistema Solar: Teorías sobre el origen).
Después de condensarse a partir del polvo cósmico y del gas mediante la atracción gravitacional, la Tierra
habría sido casi homogénea y relativamente fría. Pero la continuada contracción de estos materiales hizo que
se calentara, calentamiento al que contribuyó la radiactividad de algunos de los elementos más pesados. En la
etapa siguiente de su formación, cuando la Tierra se hizo más caliente, comenzó a fundirse bajo la influencia
22
de la gravedad. Esto produjo la diferenciación entre la corteza, el manto y el núcleo, con los silicatos más
ligeros moviéndose hacia arriba para formar la corteza y el manto y los elementos más pesados, sobre todo el
hierro y el níquel, sumergiéndose hacia el centro de la Tierra para formar el núcleo. Al mismo tiempo, la
erupción volcánica, provocó la salida de vapores y gases volátiles y ligeros de manto y corteza. Algunos eran
atrapados por la gravedad de la Tierra y formaron la atmósfera primitiva, mientras que el vapor de agua
condensado formó los primeros océanos del mundo.
Magnetismo terrestre
El fenómeno del magnetismo terrestre es el resultado del hecho de que toda la Tierra se comporta como un
enorme imán. El físico y filósofo natural inglés William Gilbert fue el primero que señaló esta similitud en
1600, aunque los efectos del magnetismo terrestre se habían utilizado mucho antes en las brújulas primitivas.
Polos magnéticos
Los polos magnéticos de la Tierra no coinciden con los polos geográficos de su eje. El polo norte magnético
se sitúa hoy cerca de la costa oeste de la isla Bathurst en los Territorios del Noroeste en Canadá, casi a
1.290 km al noroeste de la bahía de Hudson. El polo sur magnético se sitúa hoy en el extremo del continente
antártico en Tierra Adelia, a unos 1.930 km al noreste de Little America (Pequeña América).
Las posiciones de los polos magnéticos no son constantes y muestran notables cambios de año en año. Las
variaciones en el campo magnético de la Tierra incluyen una variación secular, el cambio en la dirección del
campo provocado por el desplazamiento de los polos. Esta es una variación periódica que se repite después de
960 años. También existe una variación anual más pequeña, al igual que se da una variación diurna, o diaria,
que sólo es detectable con instrumentos especiales.
Teoría de la dinamo
Las mediciones de la variación muestran que todo el campo magnético tiene tendencia a trasladarse hacia el
Oeste a razón de 19 a 24 km por año. El magnetismo de la Tierra es el resultado de una dinámica más que una
condición pasiva, que sería el caso si el núcleo de hierro de la Tierra estuviera compuesto por materia sólida
magnetizada. El hierro no retiene un magnetismo permanente a temperaturas por encima de los 540 °C, y la
temperatura en el centro de la Tierra puede ascender a los 6.650 °C. La teoría de la dinamo sugiere que el
núcleo de hierro es líquido (excepto en el mismo centro de la Tierra, donde la presión solidifica el núcleo), y
que las corrientes de convección dentro del núcleo líquido se comportan como las láminas individuales en una
dinamo, creando de este modo un gigantesco campo magnético. El núcleo sólido interno gira más despacio
que el núcleo exterior, explicándose así el traslado secular hacia el Oeste. La superficie irregular del núcleo
exterior puede ayudar a explicar algunos de los cambios más irregulares en el campo.
Intensidad del campo
El estudio de la intensidad del campo magnético de la Tierra es valioso desde el punto de vista de la ciencia
pura y de la ingeniería y también para la prospección geológica de minerales y de fuentes de energía. Las
mediciones de intensidad se hacen con instrumentos llamados magnetómetros, que determinan la intensidad
total del campo y las intensidades en dirección horizontal y vertical. La intensidad del campo magnético de la
Tierra varía en diferentes puntos de su superficie. En las zonas templadas asciende a unos 48 amperios/metro,
de los cuales un tercio se da en dirección horizontal.
Paleomagnetismo
Estudios de antiguas rocas volcánicas muestran que al enfriarse se `congelaban' con sus minerales orientados
en el campo magnético existente en aquel tiempo. Mediciones mundiales de estos depósitos minerales
23
muestran que a través del tiempo geológico la orientación del campo magnético se ha desplazado con respecto
a los continentes, aunque se cree que el eje sobre el que gira la Tierra ha sido siempre el mismo. Por ejemplo,
el polo norte magnético hace 500 millones de años estaba al sur de Hawai y durante los siguientes 300
millones de años el ecuador magnético atravesaba los Estados Unidos. Para explicar esto, los geólogos creen
que diferentes partes de la corteza exterior de la Tierra se han desplazado poco a poco en distintas direcciones.
Si esto fuera así, los cinturones climáticos habrían seguido siendo los mismos, pero los continentes se habrían
desplazado lentamente por diferentes `paleolatitudes'.
Modificaciones magnéticas
Recientes estudios de magnetismo remanente (residual) en rocas y de las anomalías magnéticas de la cuenca
de los océanos han demostrado que el campo magnético de la Tierra ha invertido su polaridad por lo menos
170 veces en los pasados 100 millones de años. El conocimiento de estas modificaciones, datables a partir de
los isótopos radiactivos de las rocas, ha tenido gran influencia en las teorías de la deriva continental y la
extensión de las cuencas oceánicas.
Electricidad terrestre
Se conocen tres sistemas eléctricos generados en la Tierra y en la atmósfera por procesos geofísicos naturales.
Uno de ellos está en la atmósfera y otro está dentro de la Tierra, fluyendo paralelo a la superficie. El tercero,
que traslada carga eléctrica entre la atmósfera y la Tierra, fluye en vertical. Véase Electricidad.
La electricidad atmosférica, excepto aquella que se asocia con cargas dentro de una nube y ocasiona el
relámpago, es el resultado de la ionización de la atmósfera por la radiación solar y a partir del movimiento de
nubes de iones conducidas por mareas atmosféricas. Las mareas atmosféricas se producen por la atracción
gravitacional del Sol y la Luna sobre la atmósfera de la Tierra (véase Gravitación) y, al igual que las mareas
oceánicas, suben y bajan a diario. La ionización y, por consiguiente, la conductividad eléctrica de la atmósfera
cercana a la superficie de la Tierra es baja, pero crece con rapidez al aumentar la altura. Entre los 40 y los
400 km por encima de la Tierra, la ionosfera constituye una capa esférica casi perfectamente conductora. La
capa refleja las señales de radio de ciertas longitudes de onda, ya se originen en la Tierra o lleguen a la Tierra
desde el espacio. La ionización de la atmósfera varía mucho, no sólo con la altura sino también con la hora del
día y la latitud.
Corrientes de la Tierra
Las corrientes de la Tierra constituyen un sistema mundial de ocho circuitos cerrados de corriente eléctrica
distribuidos de una forma bastante uniforme a ambos lados del ecuador, además de una serie de circuitos más
pequeños cerca de los polos. Aunque se ha argumentado que este sistema está ocasionado por los cambios
diarios en la electricidad atmosférica (y esto puede ser cierto para variaciones de periodo corto), es probable
que los orígenes del sistema sean más complejos. El núcleo de la Tierra, que está compuesto por hierro
fundido y níquel, puede conducir electricidad y es comparable con el armazón de un generador eléctrico
gigantesco. Se considera que las corrientes de convección mueven el metal fundido en circuitos relacionados
con el campo magnético de la Tierra y se ven reflejados en el sistema de las corrientes de la Tierra que
producen.
La carga de la superficie de la Tierra
La superficie de la Tierra tiene carga eléctrica negativa. Aunque la conductividad del aire cerca de la Tierra es
pequeña, el aire no es un aislante perfecto y la carga negativa se consumiría con rapidez si no se repusiera de
alguna forma.
Cuando se han realizado mediciones con buen tiempo, se ha observado que un flujo de electricidad positiva se
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mueve hacia abajo desde la atmósfera hacia la Tierra. La causa es la carga negativa de la Tierra, que atrae
iones positivos de la atmósfera. Aunque se ha sugerido que este flujo descendente puede ser contrarrestado
por flujos positivos ascendentes en las regiones polares, la hipótesis preferida hoy es que la carga negativa se
traslada a la Tierra durante las tormentas y que el flujo descendente de corriente positiva durante el buen
tiempo se contrarresta con un flujo de regreso de la corriente positiva desde zonas de la Tierra que
experimentan tiempo tormentoso. Se ha comprobado que la carga negativa se traslada a la Tierra desde nubes
de tormenta y la relación en la que las tormentas desarrollan energía eléctrica es suficiente para reponer la
carga de la superficie. Además, la frecuencia de tormentas parece ser mayor durante el día, cuando la carga
negativa aumenta con mayor rapidez.
Marte
El más exterior de los planetas terrestres del sistema solar, distante 1,52 u.a. del Sol, alrededor del cual
describe cada 687 días (año marciano) una órbita elíptica a lo largo de un plano que forma 1,7° con la
eclíptica. Su diámetro es de 6.789 km y presenta un achatamiento muy pequeño. La masa de Marte es 0,107
veces la de la Tierra y el valor de la gravedad en su superficie es 0,377 veces el terrestre. La inclinación de
1,85° de su plano orbital, respecto al de la eclíptica, y la de su eje de rotación hacen que el planeta presente
fenómenos de estacionalidad (fusión de los hielos de los casquetes polares). La atmósfera del planeta está
compuesta fundamentalmente por CO&.Sub2., siendo la temperatura diurna de unos 25 °C y la nocturna de
hasta −65 °C. La presencia de pequeños canales tributarios indica la existencia de agua en épocas remotas.
Marte posee dos satélites (Fobos y Deimos), irregulares y de pequeñas dimensiones, y ha sido explorado por
las sondas «Mariner» y «Viking». Por su parte, las sondas «Fobos» I y II (7 y 12 de julio de 1988) permitieron
determinar el campo magnético del planeta, recoger datos acerca de su atmósfera y de minerales que
contienen agua cristalizada, y obtener el primer mapa térmico de la superficie marciana.
Deimos Satélite de Marte, situado a una distancia del centro del planeta de 20.000 km. Tiene un diámetro del
orden de 10 km y una magnitud visual máxima de 12. Su período de revolución es de 1 día, 6 horas, 17
minutos y 55 segundos.
Fobos (ASTR.) Satélite de Marte, situado a una distancia media del centro del planeta de 9.370 km. Tiene un
diámetro medio de aproximadamente 15 km y una magnitud visual máxima de 11,5. Su período de revolución
es de 7 horas y 39 minutos.
Júpiter
El mayor de los planetas del sistema solar, con una masa 318 veces la masa terrestre y un diámetro ecuatorial
11 veces mayor, situado a 5,2 u.a. del Sol, alrededor del cual describe cada 11,9 años una órbita en un plano
que forma 1,3° con la eclíptica. El semieje mayor de su órbita mide 5.203 u.a. y su excentricidad es de 0,048.
Debido al corto período de rotación alrededor de su eje (9 h 50 min), presenta un fuerte achatamiento por los
polos. La gravedad en Júpiter es 2,5 veces más intensa que en la Tierra, y su campo magnético cinco veces
más intenso que el terrestre. La estructura del planeta presenta un núcleo rocoso, cubierto a partir de los
25.000 km por hidrógeno metálico y sobre el que descansa una capa de 1.000 km de espesor de hidrógeno
líquido. El planeta está rodeado (hasta una altitud de 1.000 km) por una atmósfera de hidrógeno y helio,
caracterizada por la presencia de manchas irregulares (entre ellas, la Gran Mancha Roja). Las zonas claras de
la atmósfera son áreas de nubes altas, sustentadas por la convección de gases calientes. Por su parte, los
cinturones oscuros corresponden a corrientes descendentes de gas y nubes más bajas. Alrededor de Júpiter
orbitan 16 satélites y un anillo, situado a 1.450.000 km del centro del astro. Ha sido explorado y fotografiado
desde 278.000 y 650.000 km de distancia, al paso de las sondas espaciales «Voyager» 1 y 2 por su sistema en
el año 1979, lo que permitió descubrir que la Gran Mancha Roja corresponde a una zona de altas presiones.
La sonda «Galileo», lanzada en 1989, va ahora camino de Júpiter, si bien siguiendo una trayectoria indirecta
(pasando por las proximidades de Venus y dos veces por las proximidades de la Tierra, a 300 km de altitud),
para entrar en órbita alrededor del planeta. Poco antes de llegar a Júpiter se lanzará una sonda que se adentrará
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en la atmósfera planetaria, desde donde enviará datos previamente a su destrucción.
Adrastea (ASTR.) Satélite de Júpiter, con unas dimensiones de 24 x 20 x 16 km, situado a una distancia media
del centro del planeta de 128.980 km. Con una magnitud de 18,9, su órbita no presenta ni excentricidad ni
inclinación. Su período de revolución es de 0,297 días.
Amaltea (ASTR.) Satélite de Júpiter, con unas dimensiones de 270 x 166 x 150 km, situado a una distancia
media del centro del planeta de 181.300 km. Con una magnitud de 14,1, su órbita tiene una excentricidad de
0,003 y una inclinación de 0,5° Su período de revolución es de 0,489 días.
Ananke (ASTR.) Satélite de Júpiter, con un diámetro de 30 km, situado a una distancia media del centro del
planeta de 20.700.000 km. Con una magnitud de 18,9, su órbita tiene una excentricidad de 0,169 y una
inclinación de 147°. Su período de revolución es de 617 días.
Calixto (ASTR.) Satélite de Júpiter, con una magnitud visual de 6,3 y un diámetro de 5.180 km, que se
encuentra situado a 1.884.000 km del planeta, a cuyo alrededor orbita con un período de 16 días, 16 horas, 32
minutos y 11 segundos.
Carmé (ASTR.) Undécimo satélite de Júpiter que, con un diámetro de 20 km, orbita a una distancia de
20.818.000 km del planeta con un período de revolución de 600 días. Tiene una magnitud de 19.
Europa (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de 671.400 km. Tiene
un diámetro de unos 3.100 km y una magnitud visual máxima de 5,7. Su período de revolución es de 3 días,
13 horas, 13 minutos y 42 segundos.
Ganimedes (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de 1.071.000 km.
Tiene un diámetro de unos 5.600 km y una magnitud visual máxima de 5,0. Su período de revolución es de 7
días, 3 horas, 42 minutos y 33 segundos.
Himalia (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de 11.470.000 km.
Tiene un diámetro de unos 186 km y una magnitud visual máxima de 14,8. Su período de revolución es de
250 días, 14 horas, 52 minutos y 48 segundos.
Ío (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de 422.000 km. Tiene un
diámetro de unos 3.730 km y una magnitud visual máxima de 5,5. Su período de revolución es de 1 día, 18
horas, 27 minutos y 35 segundos.
Metis (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de 128.200 km. Tiene
un diámetro de unos 40 km y una magnitud visual máxima de 17,5. Su período de revolución es de 17 horas,
38 minutos y 24 segundos.
Pasiphae (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de 23.300.000 km.
Tiene un diámetro de unos 50 km y una magnitud visual máxima de 17,0. Su período de revolución es de 735
días.
Sinope (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de 23.700.000 km.
Tiene un diámetro de unos 36 km y una magnitud visual máxima de 18,3. Su período de revolución es de 758
días.
Tebe (ASTR.) o Thebe (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de
223.000 km. Tiene un diámetro de unos 110 km y una magnitud visual máxima de 15,6. Su período de
revolución es de 40 horas y 30 minutos.
26
Saturno
Sexto de los planetas que rodean al Sol, segundo del Sistema Solar en masa y volumen. Su nombre es el del
dios romano hijo de Júpiter cuyo reinado se considera como el tiempo de la abundancia, de la justicia y de la
libertad.
Era el planeta más distante conocido hasta finales del siglo XVII,ya que a pesar de su gran distancia de la
Tierra, su gran tamaño y brillo amarillento permitían apreciarlo a simple vista. Con una magnitud visual de
0,75 Saturno es más brillante que Mercurio y que todas las estrellas del firmamento excepción hecha de Sirio.
Saturno es sin duda el objeto más fascinante de nuestro Sistema Solar; el planeta está rodeado por un amplio y
vistoso anillo, que se revela compuesto por múltiples anillos concéntricos y por un cortejo de satélites visibles
con un pequeño telescopio de algunos centímetros de diámetro.
Los anillos de Saturno fueron observados por primera vez por Galileo Galilei en 1610, con su telescopio
recién construido. La poca precisión del instrumento, a la vez que la visión de un efecto desconocido hicieron
que Galileo no llegase a concebir los anillos en su real configuración y que estos estuviesen separados del
cuerpo del planeta, por lo que Galileo los describió, como asas (ansae) u orejas.
Sin embargo, fue mérito del astrónomo holandés Christian Huygens, en 1655, establecer la estructura real del
anillo de Saturno. Saturno, a causa de sus anillos, fue considerado como un caso excepcional del sistema Solar
hasta 1977, en que se descubrieron los de Urano, y dos años más tarde, cuando el Voyager 1 fotografió los
finos anillos de Júpiter.
El aspecto de los anillos cambia de perspectiva según las posiciones relativas de la Saturno con respecto al
Sol, debido a que el plano de los anillos está inclinado con respecto al plano orbital del planeta, por lo que su
visión cambia de septentrional a meridional, con un periodo de 7,5 años aproximadamente, y así en 1980 los
anillos eran visibles en corte; de 1985 a 1990 se vio la parte sur con diversas inclinaciones hasta 1995 que
paso de nuevo a verse en corte y así periódicamente.
Sucesivas observaciones de Saturno descubrieron que el anillo no era único, sino que en realidad eran
múltiples anillos concéntricos separados por zonas de aparente vacío, que se fueron nombrando con una letra
conforme se fueron descubriendo. Los anillos A y B se ven fácilmente mientras que los D y E requieren el
empleo de grandes telescopios y buenas condiciones meteorológicas.
Hoy se sabe que en realidad hay más de 100.000 anillos y 18 satélites alrededor de Saturno.
Órbita.
Período Sideral 365.25 d 29.36 (a)
Distancia media al Sol (UA) 1 9.539
Distancia media al Sol (km) 1.427.000.000
Velocidad orbital(Km/s) 30 10
Período de rotación 23h56' 10h14'
Período orbital (días) 365 10.759,22
Excentricidad orbital 0,055
27
Inclinación orbital (grados) 2,48
Radio ecuatorial (km) 6.378 60.268
Radio polar (km) 6.356 54.364
Masa (Tierra = 1) 1 95,2
Masa kg 5,97 x 1024 5,68 x 1027
Densidad (kg/m3) 5.520 687
Gravedad (Tierra = 1) 1 0,91
Gravedad m s−1 9,8 8,96
Velocidad de escape eq. kms−1 35.5 11,19
Temperatura media (°C) 15 −180
Albedo 0.39 0,75
Magnitud visual 0,67
Composición atmosférica N2, O2, CO2 H2, He, CH4,NH3
Satélites 1 18 + anillos
Saturno gira alrededor del Sol a una distancia media de 1.427 millones de kilómetros en una órbita poco
excéntrica (0,055), con un perihelio 1.347 x 106 km y un afelio de 1.506 x 106 km, inclinada 2,48 grados con
respecto al plano de la Tierra (eclíptica). Tarda 10.759, 22 días en completar una órbita, 39,36 años
aproximadamente.
Gira sobre si mismo completando una revolución cada 10,14 horas, menos de la mitad de lo que tarda la
Tierra y un 8 % más que Júpiter. Su eje de rotación está inclinado sobre su eje 25,33 grados, valor bastante
próximo al de la inclinación del eje de la Tierra.
Saturno es un planeta gaseoso, por lo que no tiene una superficie definida sobre la cual determinar el radio. En
estos planetas se acostumbra tomar como referencia el radio al que la presión alcanza el mismo valor que en la
superficie terrestre, o sea, 1 Bar. En el caso de Saturno el radio ecuatorial es de 60,268 km, mientras que el
polar es de 54,364, una diferencia de 6.000 kilómetros, poco menos que el radio de la Tierra. Saturno es, por
lo tanto, un planeta mucho más achatado que la Tierra, en parte por su naturaleza fluida y también por la alta
velocidad de rotación cuya fuerza centrífuga empuja la materia a las zonas ecuatoriales. Su volumen es de 827
x 10 12 km3, 763 veces mayor que la Tierra, y tiene una masa 95 veces mayor, 568 x 1024 kg es, en
consecuencia, el segundo planeta más grande después de Júpiter, pero también el planeta con menor valor de
densidad, porque tiene una densidad baja, 0,687, ocho veces inferior a la terrestre. La gravedad en las
posiciones de un bar de presión es 8,96 ms−2, del mismo orden que la terrestre que es 9,8.
Tabla comparativa entre Saturno y la Tierra.
Parámetro Tierra Saturno
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Período Sideral 365.25 d 29.36 (a)
Distancia media al Sol (UA) 1 9.539
Distancia media al Sol (km) 1.427.000.000
Velocidad orbital(Km/s) 30 10
Período de rotación 23h56' 10h14'
Período orbital (días) 365 10.759,22
Excentricidad orbital 0,055
Inclinación orbital (grados) 2,48
Radio ecuatorial (km) 6.378 60.268
Radio polar (km) 6.356 54.364
Masa (Tierra = 1) 1 95,2
Masa kg. 5,97 x 1024 5,68 x 1027
Densidad (kg/m3) 5.520 687
Gravedad (Tierra = 1) 1 0,91
Gravedad m s−1 9,8 8,96
Velocidad de escape eq. kms−1 35.5 11,19
Temperatura media (°C) 15 −180
Albedo 0.39 0,75
Magnitud visual 0,67
Composición atmosférica N2, O2, CO2 H2, He, CH4,NH3
Satélites 1 18 + anillos
Atmósfera
Al igual que Júpiter, Saturno no posee una superficie sólida y está rodeado por una densa atmósfera, cuyos
componentes principales son el hidrógeno (88% en masa) y el helio (11%), además de trazas de metano,
amoníaco, cristales de amoníaco, etano, acetileno, fosfamina, e hidrosulfuro amónico (SHNH4). Se trata de
una composición del tipo estelar, completamente similar a la de Júpiter aunque con diferente proporción de
helio, ya que Saturno tiene un 11 % frente al 18% de Júpiter. Esta composición confirma que este planeta
gigante y lejano se formó a partir de los elementos más livianos contenidos en la nebulosa solar primordial.
La atmósfera se extiende hasta alturas superiores a los 200 km de altura considerando como punto cero la
29
presión de 1 bar.
Al igual que Júpiter, el disco de Saturno presenta bandas obscuras, líneas y zonas claras de color, pero en este
caso con mucho menos contraste, por lo que ha sido necesario procesar digitalmente las imágenes para
apreciarlas con claridad. La falta de colorido se atribuye a que las temperaturas son demasiado bajas para que
se produzcan los compuestos químicos que producen tiñen las nubes con en el caso de Júpiter. Saturno
también presenta una distribución alternante de vientos horizontales del Este y del Oeste en sentido contrario,
aunque no se encuentran tantas macroestructuras ovaladas, solo diez han sido observadas desde la Tierra.
Estas corrientes debido a la menor temperatura de Saturno son más anchas y se producen a mucha mayor
profundidad, en una niebla mucho más densa que la de Júpiter que difumina los detalles.
El origen de los momentos convectivos que mantienen en permanente circulación los gases que integran el
planeta se ha atribuido a la energía procedente del Sol, y más aún a la propia energía interna que genera el
interior de Saturno, que al igual que Júpiter emite más energía de la que recibe del Sol.
Siguiendo la evolución de las manchas de Saturno l se observa un periodo de rotación de 10 horas y 11
minutos, mientras que las ondas de radio procedentes del interior del planeta indican que el núcleo de Saturno
y su magnetosfera tienen un periodo de rotación de 10 horas, 39 minutos y 25 segundos. De la diferencia entre
estas dos rotaciones (aproximadamente 28 minutos) se concluye que en Saturno se producen vientos
ecuatoriales con velocidades que alcanzan los 1.700 km por hora.
En 1988, se descubrió a partir del análisis de las fotografías enviadas por el Voyager, una enorme formación
hexagonal permanente rodeando el polo norte del planeta, que a cierta distancia se asemeja a una banda de
nubes. Los científicos han interpretado esta estructura como una configuración de ondas estacionarias en
múltiplo de seis que se produce en la atmósfera del planeta.
Datos de la atmósfera de Saturno.
Temperatura media a presión de 100 bars 97 K
A 1 bar de presión.
Temperatura media 134 K
Densidad media 0.19 kg/m3
Velocidad del viento
más de 400 m/s en latitudes menores a 30 )
más de 150 m/s en latitudes mayores a 30 )
Composición atmosférica
hidrógeno molecular(H2) 89%
Helio (He) 11%
Metano(CH4) ~3000 ppm
Amoniaco (NH3) ~200 ppm
30
Etano (C2H6) ~2 ppm
Cristales en suspensión de amoniaco, agua helada e hidrosulfuro amónico.
Interior.
La densidad de Saturno es de 0,68 g/cm, la octava parte que la Tierra, debido a que está compuesto en su
mayor parte por hidrógeno y helio.
Análogamente a Júpiter, Saturno cuenta también con una fuente interna de energía porque su radiación
infrarroja es superior en 2 a 3 veces a la radiación solar que absorbe. Se atribuye a esta fuente de calor el
origen de la permanente circulación atmosférica. Sin embargo, Saturno, al igual que Júpiter, no tiene
suficiente masa para generar energía termonuclear, es decir, no es una estrella.
El origen de esta energía interior se ha buscado en el hecho de que en el interior de Saturno las condiciones de
presión y bajas temperaturas estén por debajo del punto de condensación del helio, siendo probable que pueda
estar licuándose y cayendo hacia el núcleo. Una lluvia gravitacional de helio hacia el núcleo que va liberando
energía a medida que sus gotas rozan con el hidrógeno líquido.
Los científicos, consideran basándose en modelos teóricos que el interior de Saturno, al igual que el de
Júpiter, estaría formado por materiales rocosos y densos ( posiblemente con abundancia de hierro) que habrían
sido la semilla original a cuyo alrededor se habrían agregado los materiales de la nebulosa originaria del
Sistema Solar. En el caso de Saturno este núcleo seria de dimensiones mayores que el de su hermano mayor
aproximadamente el 25% de la masa del planeta. Cabría la posibilidad de que este núcleo no fuese la semilla
inicial de formación, sino que se hubiese formado posteriormente por decantación gravitatoria de materiales
más densos.
Rodeando a esta capa, Saturno estaría formado por una capa de hidrógeno metálico líquido, el 45% y el 50 %
de la zona entre el centro y la superficie del planeta. El hidrógeno de esta capa estaría sometido a temperaturas
y presiones superiores a los 20.000 ºK y 3.000.000 de atmósferas, por lo que tendría el comportamiento de un
metal, recorrido por corrientes eléctricas que dan lugar al campo magnético del planeta. En el caso de Júpiter
el hidrógeno metálico llena el 80% del interior del planeta.
A presiones inferiores a los tres millones de atmósferas, tal como predicen los modelos teóricos, el hidrógeno
existiría en forma de líquido molecular, o sea en forma de H2. Al ascender a la superficie, la temperatura y la
presión irían descendiendo paulatinamente hasta pasar a hidrógeno gaseoso molecular que formaría la
atmósfera.
Magnetosfera.
El interior de Saturno está formado por un núcleo de hidrógeno metálico mucho más pequeño que Júpiter,
razón por la cual constituye su menor campo magnetizo, aproximadamente veinte veces inferior al de Júpiter
(0,5 Oe); del mismo modo, su magnetosfera es tres veces menor.
La magnetosfera está formada por un conjunto de cinturones de radiación toroidales, que se extienden hasta
más de 2 millones de kilómetros del centro del planeta, en los que se encuentran atrapados iones atómicos y
electrones, procedentes del viento solar y materiales de los anillos del planeta. Las mediciones realizadas por
la sonda Voyager 1 revelan que la magnetosfera es mucho más uniforme que la de Júpiter y que se encuentra
inclinada 0,7 grados con respecto al eje de rotación, y que gira sincrónicamente con el interior de Saturno con
un periodo de 10 horas 39 minutos y 25 segundos.
Los cinturones de radiación de la magnetosfera interactúan con la capa superior de la atmósfera de Saturno
31
(ionosfera), produciendo auroras de radiación ultravioleta.
Además de los cinturones de radiación, cabe mencionar dos especiales cinturones de materia. El primero se
encuentra entre las órbitas de Titán y Rea a una distancia aproximada de un millón de kilómetros del centro,
en forma de una enorme nube toroidal de átomos de hidrógeno gaseoso. El segundo es un disco de plasma,
que gira en sincronía casi perfecta con el campo magnético de Saturno, compuesto de hidrógeno y de iones de
oxígeno, que se extiende desde el exterior de la órbita de Tetis hasta casi la de Titán.
Anillos.
Los anillos de Saturno fueron observados por primera vez por Galileo Galilei en 1610, con su telescopio
recién construido. La poca precisión del instrumento, a la vez que la visión de un efecto desconocido hicieron
que Galileo no llegase a concebir los anillos en su real configuración, y que éstos estuviesen separados del
cuerpo del planeta, por lo que Galileo los describió como asas (ansae) u orejas. Galileo pensó que Saturno
estaba formado por tres conglomerados de estrellas dispuestos en línea recta, con la parte central más ancha
que las de los extremos. Galileo describió el acontecimiento en latín siguiendo la costumbre de los hombres
cultos de la época: altissimum planetam tergeminum observavi ('he visto al planeta más alejado compuesto de
tres cuerpos'). Galileo continuó observando Saturno, pero los dos cuerpos que flanqueaban los lados se
hicieron cada vez más estrechos hasta que a finales de 1612 ambos desaparecieron de su vista. Galileo se
enfadó por ello y nunca más observó a Saturno.
Sin embargo fue mérito del astrónomo holandés Christian Huygens, en 1655, establecer la estructura real del
anillo de Saturno. En una especie de jeroglífico en latín describía prematuramente una frase cuya traducción
dice así: "Está circundado por un delgado anillo achatado, inclinado hacia la eclíptica sin tocar en ningún
punto al planeta".
Una vez que se aclaró la verdadera forma de los anillos fue posible justificar porque los anillos de Júpiter cada
14 años desaparecen, para poco a poco tener una visibilidad máxima. El eje de rotación de Júpiter, al igual que
el de la Tierra, está inclinado con respecto al plano de la eclíptica 26,75 grados. Los anillos de Saturno se
encuentran en su plano ecuatorial, por lo que se encuentran inclinados respecto al plano en que se halla la
Tierra. Cuando Júpiter se encuentra en su posición más alejada, se ven los anillos por encima del lado más
cercano, mientras permanece oculto el lado más alejado. Cuando se encuentra en el otro extremo, se ven los
anillos por debajo, mientras el lado más alejado permanece oculto; pero hay una posición, que acontece dos
veces por órbita, en que los anillos se ven de perfil, aunque, al ser éstos tan finos es casi imposible apreciarlos.
Después de Huygens, Cassini en 1675, observó con detenimiento a Saturno y se percató de que no era una
curva continua de luz, sino que había una zona de vacío aparente en el interior del anillo, que fue llamado
precisamente división de Cassini, y que determinó la subdivisión del propio anillo en dos partes, definidas,
por convención, anillo A (el exterior con respecto al planeta y más estrecho) y anillo B, (el interior y
brillante). Pero la aportación más importante de Cassini, en 1715, fue la hipótesis,confirmada por el
astrónomo y matemático francés Laplace un siglo más tarde, de que el anillo no estaba constituido por un
disco sólido, sino por un conjunto de partículas separadas que giran alrededor de Saturno en órbitas diferentes,
a velocidades diferentes, más lentas las partículas externas y más veloces las interiores.
En 1857, el físico inglés James Clark Maxwell demostró matemáticamente que cada anillo estaba compuesto
de miríadas de partículas de tamaño variable desde un peñasco a un fragmento de arena. Todo fue
experimentalmente confirmado algunos años más tarde por las primeras observaciones espectroscópicas,
realizadas por el astrónomo americano James Keeler en 1895, que demostraron que existe una velocidad
diferencial entre las diversas partículas que componen el anillo.
Por vía teórica pero diferente el astrónomo francés Eduard Roche demostró que alrededor de un cuerpo celeste
existe una zona, llamada límite de Roche, dentro de la cual no puede encontrarse ningún otro cuerpo sin ser
32
disgregado por las potentes fuerzas de marea, debidas al efecto gravitacional del cuerpo principal. Si la
densidad del cuerpo principal y del secundario son aproximadamente iguales, el límite de Roche es de
alrededor de 2,44 radios del cuerpo principal. Esto quiere decir que si el cuerpo secundario se acerca al
interior de este límite, es destruido. El que los anillos de Saturno se hallen en el interior de este límite, ofrece
una explicación del hecho que los materiales con los cuales están constituidos no han podido reunirse para
formar un satélite.
Mientras tanto, observaciones más precisas habían llevado al descubrimiento de nuevas divisiones. Encke, en
1837, localizó un delgado vacío en el interior del anillo A. Que se denomino división de Encke o, debido a su
extrema finura, también es denominada trazo de lápiz. En el siglo XX fue descubierto un tenue anillo, aún
más interno que el B, bautizado como anillo C o anillo velo. Y en 1969 fue localizado el anillo D.
Las recientes observaciones de Saturno efectuadas por las dos sondas americanas Voyager, han demostrado
que las divisiones de Encke, como también la de Cassini, están caracterizadas por una relativa ausencia de
partículas con respecto a otras regiones de los anillos, pero no por un vacío absoluto de materia como parecían
indicar las primeras observaciones desde la Tierra.
Las imágenes tomadas por los Voyager, han mostrado que los anillos se dividen en millares de sub−anillos.
Algunos tienen un aspecto bastante uniforme, como el anillo A que está compuesto por partículas con
dimensiones medias de unos 10 cm; otros presentan una estructura más compleja, como por ejemplo el anillo
B, que parece formado por una cantidad de sub−anillos que se entrecruzan entre sí de manera un tanto
desordenada. Las imágenes también muestran estrías en forma de radios de bicicleta que no pueden explicarse
sólo con el efecto de las fuerzas gravitacionales.
Los Voyager también han descubierto una serie de anillos externos al A y que han sido llamados E, F y G. En
la determinación de la estructura de los anillos tienen un papel, muy importante los pequeños satélites
bautizados satélites guardianes, porque con su efecto mantienen confinadas a las partículas dentro de espacios
determinados.
Los Voyager han mostrado también que las partículas de los anillos están formados por fragmentos de
diferentes dimensiones de naturaleza silícea recubiertos por una capa de hielo, sobre la cual se encuentra
depositada una capa de polvo más oscura que afecta notablemente su reflectancia y que determina en parte el
mayor o menor brillo del anillo.
El origen de los anillos de Saturno es muy controvertido. Inicialmente se propuso que procedían de uno o
varios satélites, que fueron desintegrados en polvo al sobrepasar el límite de Roche, pero hoy está más
aceptada la hipótesis de que los anillos se han formado junto con el planeta y que son los restos de la primitiva
nebulosa solar.
El sistema de anillos.
Los anillos de Saturno están compuestos por numerosas partículas cuyos diámetros varían entre 10 cm hasta
los 10 m, existiendo variaciones regionales en la distribución de tamaños dentro de los anillos. Este sistema de
anillos tiene siete porciones principales. Cada porción o sección lleva asignada una letra mayúscula que indica
el orden en que se descubrieron o se postularon las secciones.
El cuerpo principal de anillos (A, B y C) mide unos 275.000 km de diámetro, lo que representa las tres cuartas
partes de la distancia que separa a la Tierra de la Luna. Esta gran anchura contrasta con su grosor, de sólo
unos pocos cientos de metros y que en algunos puntos alcanza sólo 5 metros.
Las secciones A y B son brillantes y de escasa opacidad; entre ambas se sitúa una importante franja de 5.000
km conocida como la división de Cassini, que es una región relativamente transparente, aunque no vacía. La
33
sección C es más débil y menos opaca, dentro de la cual se sitúa otra aún más débil, la sección D. Por Último,
existen otras tres secciones, E, F y G, que quedan fuera del cuerpo principal, al igual que nuevas separaciones
denominadas de Keeler y de Maxwell en honor a sus aportaciones en el conocimiento del planeta.
Fotografías de alta resolución tomadas por las sondas Voyager revelaron que cada porción principal está en
realidad compuesta por numerosas bandas y anillos delgados, por lo cual el número total de anillos debería
cifrarse en decenas de miles.
Anillos de Saturno.
Nombre Distancia Ancho Espesor Masa (kg.) Albedo
D 67,000 km 7,500 km ? ? ?
C 74,500 km 17,500 km ? 1.1x1018 0.25
Maxwell sep. 87,500 km 270 km
B 92,000 km 25,500 km 0.1−1 km 2.8x1019 0.65
Cassini Div. 117,500 km 4,700 km ? 5.7x1017 0.30
A 122,200 km 14,600 km 0.1−1 km 6.2x1018 0.60
Encke sep. 133,570 km 325 km
Keeler sep. 136,530 km 35 km
F 140,210 km 30−500 km ? ? ?
G 165,800 km 8,000 km 100−1000 km 6.2x106 ?
E 180,000 km 300,000 km 1,000 km ? ?
La distancia esta expresada desde el centro del planeta.
Satélites de Saturno.
Mientras se contó exclusivamente con las observaciones desde la Tierra, se sabía de diez satélites de Saturno
cuyo conocimiento era bastante impreciso. En la actualidad gracias a las observaciones con sondas espaciales
se acepta que hay dieciocho satélites orbitando a Saturno aunque últimamente se han propuesto dos más, con
lo que el total seria de veinte.
Entre sus satélites, Saturno cuenta prácticamente con toda la variedad imaginable de mundos, algunos son
rocosos y otros están formados por masas de hielo, algunos son el resultado de capturas gravitacionales
mientras que otros se formaron al mismo tiempo que el planeta; entre ellos se encuentra Titán, el mayor del
sistema Solar. Todos los satélites excepto Febe, tienen el periodo de rotación sincrónico con el de revolución
alrededor del planeta. Sus diámetros van desde los 9 km de Pan hasta los 5.150 km de Titán.
Resumen de datos de los satélites de Saturno
Satélite Nº Radio (km) Masa Distancia Descubridor Fecha
34
Pan XVIII 9.6 ? 137,583 M. Showalter 1990
Atlas XV 20x15 ? 137,640 R. Terrile 1980
Prometeo XVI 72x42x32 2,7x1017 139,350 S. Collins 1980
Pandora XVII 57x42x31 2,2x1017 141,700 S. Collins 1980
Epimeteo XI 72x54x49 5,6x1017 151,422 R. Walker 1966
Jano X 98x96x75 2,0x1018 151,472 A. Dollfus 1966
Mimas I 196 3,8x1019 185,520 W. Herschel 1789
Encélado II 250 8,4x1019 238,020 W. Herschel 1789
Tetis III 530 7,5x1020 294,660 G. Cassini 1684
Telesto XIII 17x14x13 ? 294,660 B. Smith 1980
Calipso XIV 17x11x11 ? 294,660 B. Smith 1980
Dione IV 560 1,0x1021 377,400 G. Cassini 1684
Helena XII 18x16x15 ? 377,400 Laques−Leca. 1980
Rea V 765 2,4x1021 527,040 G. Cassini 1672
Titán VI 2,575 1,3x1023 1,221,850 C. Huygens 1655
Hiperión VII 205x130x110 1,7x1019 1,481,000 W. Bond 1848
Japeto VIII 730 1,8x1021 3,561,300 G. Cassini 1671
Febe IX 110 4,0x1018 12,952,000 W. Pickering 1898
El primer satélite de Saturno en ser descubierto fue Titán, en 1656, el mismo año que Huygens describió su
anillo. En el momento de su descubrimiento se conocían además la Luna y los cuatro satélites galileanos de
Júpiter, cinco en total. Poco más tarde, entre 1671 y 1684, Cassini descubrió otros cuatro satélites de Saturno,
Japeto (Iapetus), Rea (Rhea), Dione y Tetis (Tethys) y al terminar el siglo XIX ya se conocían nueve.
Los cinco mayores satélites interiores, Mimas, Encélado, Tetis, Dione y Rea, tienen una densidad de alrededor
de 1,3 g/cm3, son de forma esférica y están compuestos en su mayor parte de hielo de agua, con un núcleo
rocoso que puede alcanzar el 40% en el caso de Dione. Sus superficies presentan numerosos cráteres de
impacto; de los cinco, Encélado es el que tiene una superficie más lisa.
Mimas.
Mimas es el primer satélite de Saturno en orden de distancia desde el planeta, y el más pequeño de los
esféricos. Tiene un diámetro de 392 km y una densidad un poco superior a la del agua (1,17 gr./cm3) y un
albedo del 60%, por lo tanto su composición predominante es hielo con algunos materiales rocosos.
35
Encélado.
Encelado (Enceladus) es el tercer satélite de Saturno en orden de distancia desde el planeta y sexto en orden
de tamaño. Tiene un período de 32 horas y 53 minutos y un diámetro de 500 km, está trabado
gravitacionalmente con Saturno, por lo tanto su periodo de rotación coincide con el de orbitación. Está en
órbita alrededor de Saturno a una distancia media de 238.000 km, muy próxima al extremo del anillo E, por lo
que los astrónomos suponen que materiales resultado de su actividad geológica se suministran como aporte de
partículas al anillo E.
Tetis
Tetis (Tethys) fue descubierto por Cassini en 1684. Tiene un diámetro de 1.060 km, una densidad de 1,21
g/cm3, y un albedo de 0,9. Es uno de los más brillantes. Gira alrededor de Saturno a una distancia de 294.000
km, sincrónicamente ( esta trabado gravitatoriamente) con un periodo de 1,88 días. Su composición es
básicamente hielo con pequeños aportes de materiales rocosos. En su superficie destaca un gran cráter,
Odisseus, con más de 450 km de diámetro y un valle, Ithaca Chasma de 100 km de ancho que se extiende más
de 2.000 km a lo largo de su superficie.
Dione
El sexto en orden de distancia desde el planeta, fue descubierto por el astrónomo Cassini en el año 1684.
Tiene una superficie de aspecto lunar, pero con un albedo mucho más elevado (30%−50%). Su diámetro es de
1.120 km. Se encuentra en órbita a una distancia aproximadamente de 377.000 km del planeta, y realiza una
vuelta cada 2,7 días.
Rea
Rea (Rhea) es el segundo satélite de Saturno en orden de tamaño, después de Titán, y el quinto en orden de
distancia desde el planeta. Fue descubierto por el astrónomo Cassini en 1672. Tiene un diámetro de 1.530 km
y una densidad algo superior a la del agua: 1,3 g/cm3. Su distancia media desde Saturno es de 527.000 km y
su periodo de revolución de 4,5 días.
Titán.
Fue el primer satélite de Saturno en ser descubierto por Huygens en 1655. Tiene una magnitud visual de 8,4,
por lo que puede fácilmente verse desde la Tierra con un telescopio de aficionado. Se encuentra entre los
satélites interiores y exteriores a una distancia de 1,221,850 km. Con 5.150 km de diámetro, mayor que el
planeta Mercurio, es la luna mayor de Saturno y compite con Ganimedes y Tritón por ser la mayor del
Sistema Solar. Sin embargo, el diámetro de Titán no se ha medido con precisión porque una densa niebla
anaranjada oculta su superficie.
Es el único satélite del sistema solar con una atmósfera densa, de más de trescientos kilómetros de espesor, y
una superficie recubierta parcialmente por compuestos en estado líquido. En su composición se encuentra,
nitrógeno, metano, etano, acetileno, etileno, cianuro de hidrógeno, monóxido y dióxido de carbono.
Hiperión.
Hiperión (Hyperion) es el séptimo en orden de distancia desde el planeta. Está en órbita a una distancia media
de 1.481.000 km, realizando una vuelta en poco más de veintiún días y seis horas. De forma relativamente
irregular, tiene un diámetro de alrededor de 300 km, una masa mil veces inferior a la de nuestra Luna.
Hiperión fue descubierto en 1848 por el astrónomo William C. Bond (1789−1859).
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Japeto.
Japeto (Iapetus) es el octavo satélite de Saturno en orden de distancia desde el planeta de los anillos. Realiza
una vuelta completa alrededor de Saturno en setenta y nueve días y ocho horas, a una distancia media de
3.560.000 km. Tiene un diámetro de alrededor de 1.500 km. Fue descubierto en 1671 por el astrónomo francés
Cassini.
Febe.
Febe (Phoebe) es el satélite más lejano de Saturno. Se encuentra a una distancia media del planeta de
12.930.000 km, y realiza una vuelta alrededor del planeta en 550 días, desplazándose en sentido retrógrado (es
decir, horario). Descubierto en 1898 por el astrónomo americano William H. Pickering, Febe tiene un
diámetro de aproximadamente de 140 km. Probablemente sea un cometa capturado por la atracción
gravitatoria de Saturno.
Exploración de Saturno.
La singularidad de Saturno con su atractivo anillo, atrajeron la atención de numerosos astrónomos desde
Galileo hasta bien entrado el siglo XX. En la década 1960−1970, las observaciones realizadas mediante
técnicas ópticas, de radio y térmicas efectuadas proporcionaron bastantes datos sobre la naturaleza del planeta,
aunque limitadas por la lejanía del mismo.
El envío de sondas automáticas supusieron un verdadero salto en los conocimientos de todos los planetas del
sistema solar y también de Saturno. La primera contribución fue proporcionada por el Pioneer 11 que, después
de haberse encontrado con Júpiter, pasó junto a Saturno en septiembre de 1979, seguidas por el Voyager 1 en
noviembre de 1980 y el Voyager 2 en agosto de 198, las naves llevaban a bordo, cámaras de vídeo e
instrumentos para analizar las intensidades de la radiación en las regiones visibles, ultravioleta, infrarroja y
del espectro electromagnético, correspondiente a las ondas de radio, instrumentos detectores de partículas y
radiación atómica, además de para el estudio del polvo interplanetario.
Urano
Planeta exterior del sistema solar, situado más allá de la órbita de Saturno, que dista 19 u.a. del Sol, alrededor
del cual describe cada 84,01 años (año uraniano) una órbita elíptica. Su diámetro ecuatorial es de 51.200 km
mientras que el diámetro polar mide 49.200 km, por lo que su radio medio vale 25.600 km. Tiene una masa
igual a 14,5 masas terrestres y una densidad media de 1,24. Gira con un período de 17,24 horas alrededor de
su eje de rotación, situado casi exactamente en el plano de su órbita antihoraria alrededor del Sol, formando
un ángulo de 98° respecto de la vertical al plano de ésta. Los datos relativos a su tamaño y densidad media
sugieren que su interior está constituido básicamente por un núcleo formado por rocas y elementos pesados,
rodeado a su vez por una densa atmósfera cuyas capas superficiales constan de una mezcla de hidrógeno y
helio. La presencia de otras sustancias da lugar a la formación de nubes de cristales de hielo. Por su parte, las
responsables de la tonalidad azul verdosa son las nubes de metano que contiene su envoltura gaseosa. En
zonas más próximas al planeta, se encuentran capas formadas por sustancias con un punto de congelación más
elevado, tales como agua, amoníaco e hidrosulfuro de amonio. Las nubes de metano, que se estructuran
formando una serie de bandas apenas perceptibles, son arrastradas por vientos, similares a los terrestres, que
circulan de E a O. La temperatura, en los polos y en el ecuador del planeta, es de −232 °C y desciende hasta
uno o dos grados en latitudes medias. La sonda «Voyager II» confirmó la existencia de hasta 9 anillos y
descubrió la presencia de más de un centenar de bandas que desde la Tierra resultan casi transparentes e
invisibles. Los anillos, estrechos y muy oscuros, no son circulares y algunos se encuentran fuera del plano del
ecuador. Con anchuras que oscilan entre 1 y 100 km, están constituidos por partículas de dimensiones
comprendidas entre los pocos centímetros y varios metros, mientras que por su parte el polvo que forma las
bandas apenas supera las dos centésimas de milímetro. En el interior de la zona de anillos se descubrieron 10
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nuevos satélites, que constituyen probablemente la fuente de las partículas que los forman.
Ariel Satélite de Urano, con un diámetro de 1.330 km, situado a una distancia media del centro del planeta de
191.020 km. Con una magnitud de 14,4, su órbita tiene una inclinación de 0,003 y una excentricidad de 0,3°.
Su período de revolución es de 2.520 días.
Miranda Satélite de Urano, situado a una distancia media del centro del planeta de 129.900 km. Tiene un
diámetro de aproximadamente 500 km y una magnitud visual máxima de 16,5. Su período de revolución es de
1 día, 24 horas, 46 minutos y 48 segundos.
Oberón Satélite de Urano, situado a una distancia media del centro del planeta de 586.200 km. Tiene un
diámetro de aproximadamente 1.600 km y una magnitud visual máxima de 14,2. Su período de revolución es
de 13 días, 11 horas y 24 minutos.
Titania Satélite de Urano, situado a una distancia media del centro del planeta de 438.700 km. Tiene un
diámetro de aproximadamente 1.700 km y una magnitud visual máxima de 14,0. Su período de revolución es
de 8 días, 16 horas y 56 minutos.
Umbriel Satélite de Urano, situado a una distancia media del centro del planeta de 267.200 km. Tiene un
diámetro de aproximadamente 700 km y una magnitud visual máxima de 15,8. Su período de revolución es de
4 días, 3 horas y 37 minutos.
Neptuno
Octavo planeta del sistema solar, distante 30.142 u.a. del Sol, alrededor del cual describe cada 164,8 años una
órbita elíptica a lo largo de un plano que forma 1,8° con el de la eclíptica. Su diámetro ecuatorial es de 49.500
km y presenta un achatamiento muy pequeño. Tiene una masa 17,2 veces la de la Tierra y una densidad de
1,71 g/cm³. La atmósfera del planeta está compuesta fundamentalmente por hidrógeno, helio y metano y
presenta una temperatura de −217 °C. Neptuno emite señales radioeléctricas, que han permitido determinar su
período de rotación (16 h 3 min) con toda exactitud. Fue explorado por la sonda interplanetaria «Voyager II»
(agosto de 1989), lo que permitió captar imágenes del planeta y de sus dos satélites (Nereida y Tritón). Es de
color azul grisáceo y presenta una mancha azul de grandes dimensiones situada en el ecuador planetario, de
características semejantes a la Gran Mancha Roja de Júpiter. Asimismo, en su atmósfera se han registrado
vientos con velocidades de hasta 1.120 km/h y se han descubierto varios anillos y seis nuevos satélites
naturales (con diámetros comprendidos entre 50 y 200 km). También ha sido posible observar la evolución de
formaciones de nubes en la ionosfera planetaria.
Nereida (ASTR.) Satélite de Neptuno, situado a una distancia media del centro del planeta de 5.560.000 km.
Tiene un diámetro de aproximadamente 300 km y una magnitud visual máxima de 19,5. Su período de
revolución es de 359 días y 14 horas.
Tritón (ASTR.) Satélite de Neptuno, situado a una distancia media del centro del planeta de 354.000 km.
Tiene un diámetro de aproximadamente 5.000 km y una magnitud visual máxima de 13,6. Su período de
revolución es de 5 días, 21 horas, 2 minutos y 40 segundos.
Plutón
Noveno planeta del sistema solar, el más alejado de su centro, descubierto en 1930 por el astrónomo
estadounidense C. W. Tombaugh. Dista 29,58 y 49,30 u.a. del Sol, alrededor del cual describe cada 247,7
años una órbita elíptica a lo largo de un plano que forma 17,2° con el de la eclíptica. Su diámetro ecuatorial es
de 2.300 km y presenta un achatamiento muy pequeño. Tiene una masa 0,003 veces la de la Tierra y una
densidad de 2 g/cm³, lo que hace suponer que posee un núcleo rocoso rodeado por un manto líquido. Gira con
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un período de 6 días y 9 horas alrededor de su eje de rotación. Su atmósfera está compuesta
fundamentalmente por argón, metano, nitrógeno, oxígeno, monóxido de carbono y trazas de otros gases,
siendo la temperatura de unos −230 °C. Posee un satélite, Caronte (descubierto por Christy en 1978), cuyo
radio mide unos 593 km y que describe una órbita a unos 20.000 km de distancia del centro del planeta.
Plutón se diferencia mucho del resto de los planetas del sistema solar, debido a que su órbita es más excéntrica
y está más inclinada con respecto de la eclíptica que la de cualquiera de los demás planetas. Las observaciones
astronómicas realizadas durante los últimos años, si bien han confirmado algunas de sus características físicas
principales, no han permitido obtener un conocimiento exhaustivo del planeta, por lo que se desconocen por
ahora algunos datos acerca de su atmósfera, magnetosfera, etc. Debido al hecho de que su estructura aparece
muy semejante a la de Tritón (el gran satélite de Neptuno), algunos especialistas sospechan que la formación
de ambos astros se produjo en regiones más remotas del sistema solar y que, mientras que el primero fue
capturado por Neptuno, el segundo llegó a ocupar una órbita estable del sistema. En cuanto al tipo de sistema
formado por Plutón y Caronte, dado que este último gira sincrónicamente con el planeta y tiene un diámetro
que es la mitad del radio del primero, en la actualidad se acepta que los dos cuerpos constituyen una especie
de planeta doble.
Caronte (ASTR.) Satélite de Plutón, de 2.000 km de diámetro, que orbita a una distancia de 19.000 km del
planeta. Descubierto en 1978, tiene un período de 6,386 días y describe una órbita con una inclinación de 65°
respecto de la del planeta. Con una magnitud de 16,9, su albedo es de 0,2 y su densidad vale 0,5.
Pléyades
Cúmulo disperso de unas 400 o 500 estrellas, a unos 415 años luz del Sistema Solar en dirección a la
constelación Tauro. Las estrellas están separadas unas de otras por una distancia media de un año luz, y las
fotografías muestran que están rodeadas de una nebulosidad que brilla por la luz que refleja de estas estrellas.
Los griegos clásicos le pusieron este nombre por las 'Siete Hermanas' de la mitología. Hay observadores que
mantienen que a simple vista se pueden ver 12 estrellas del cúmulo.
Quásar
Este radiomapa en color falso de un quásar fue realizado por el VLA, un radiotelescopio con una enorme
multiantena en Nuevo México (EEUU). El núcleo extremadamente brillante del quásar (mancha roja de
arriba) emite un chorro concentrado de materia de gran potencia (línea de manchas rojas). Se cree que los
quásares son los núcleos de alta energía de galaxias jóvenes muy lejanas y que sus extraordinarias cantidades
de energía pueden provenir de grandes agujeros negros en sus núcleos. Como la luz de un quásar tarda miles
de millones de años en llegar a la Tierra, los astrónomos pueden estudiarlos para aprender sobre las etapas
más primitivas de la historia del Universo.
Quark
Una de las seis partículas que, según se cree, son los constituyentes básicos de las partículas elementales
llamadas hadrones, como el protón, el neutrón o el pión. El concepto de quark fue propuesto
independientemente en 1963 por los físicos estadounidenses Murray Gell−Mann y George Zweig (el término
quark se tomó de la obra Finnegans Wake del escritor irlandés James Joyce).
Al principio se pensó que existían tres tipos de quark: up, down y strange. Se cree, por ejemplo, que el protón
está formado por dos quarks up y dos quarks down. Más tarde, los teóricos postularon la existencia de un
cuarto quark; en 1974 se confirmó experimentalmente la existencia de este quark, denominado charm.
Posteriormente se planteó la hipótesis de un quinto y sexto quark denominados respectivamente bottom y top
por razones teóricas de simetría. En 1977 se obtuvieron pruebas experimentales de la existencia del quark
bottom, pero el quark top no fue hallado por los investigadores hasta abril de 1994, cuando los físicos del
Fermi National Accelerator Laboratory (Fermilab),en Estados Unidos, anunciaron que habían encontrado
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pruebas experimentales de su existencia.
Cada tipo de quark tiene su antipartícula correspondiente, y hay tres clases o colores diferentes dentro de cada
quark o antiquark. Los quarks pueden ser rojos, azules o verdes, mientras que los antiquarks pueden ser
antirrojos, antiazules o antiverdes. Los colores de los quarks y antiquarks no tienen nada que ver con los
colores que distingue el ojo humano, sino que representan una propiedad cuántica. Cuando se combinan para
formar hadrones, los quarks y antiquarks sólo pueden existir en determinadas agrupaciones de colores. El
portador hipotético de la fuerza entre quarks se denomina gluón.
Púlsares y estrellas de neutrones
Con los radiotelescopios se han descubierto numerosas fuentes distintas de radiopulsos, calificadas como
púlsares. Los periodos de vibración oscilan entre varios segundos y una minúscula fracción de segundo, como
confirman observaciones ópticas y de rayos X. Los periodos de vibración son tan constantes que sólo los
relojes más precisos pueden detectar un leve aumento en el intervalo del pulso medio y sólo en unos pocos
púlsares.
Este aumento indica que tardaría un millón de años en duplicar su periodo característico.
Los indicios sugieren que los púlsares son estrellas de neutrones que giran con diámetros de sólo unos 16 km.
Es probable que giren una vez por periodo de vibración. Su densidad es tan enorme que si la carga de una
pluma estuviera hecha de un material semejante tendría una masa de más de 91.000 toneladas.
Bibliografía.
• Enciclopedia Microsoft Encarta 99.
• R. Balmaceda, M.J. Echeverría y S.M. Capuz, −Naturaleza sociedades y espacios geográficos, A−Z editora,
1996.
• Clarín digital. (Publicado en Internet)
• Centro Espacial (Página de Internet).
• ASIMOV, El Universo, Ed. Alianza
• REGO Y FARAONA, Astrofísica, Ed. Eudema
• UNSOLD, The new Cosmos, Springer−Verlag
• www.rincondelvago.com
• www.educaweb.com
• www.flightspace.nasa.org
ACTIVIDADES
1.− ¿Ha existido siempre el Universo? ¿Cuál ha sido su origen? ¿Qué tamaño tiene?
2.− ¿Por qué decimos que el Universo está en permanente evolución?
3.−¿Qué es una galaxia? ¿Qué es una nebulosa?
4.− ¿Qué son las estrellas? ¿Cuál es la estrella más próxima a la Tierra?
5.− ¿Qué es el Sistema Solar?
6.− ¿Cuántos planetas conoces? ¿Dónde están situados?
7.− ¿Qué son los anillos de Saturno?
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8.− ¿Cuál gira alrededor de cual: La Tierra entorno al Sol o el Sol entorno a la Tierra? ¿cómo lo sabemos?
9.− Los astronautas, cuando orbitan la Tierra, no pesan. Sin embargo, su masa no varía. ¿Puedes explicar ese
fenómeno?
1.− ¿Ha existido siempre el Universo? ¿Cuál ha sido su origen? ¿Qué tamaño tiene?
Según las teorías que hemos estudiado el Universo estaba comprimido en un pequeño espacio, de tal forma
que hace quince mil millones de años, el Universo como hoy es conocido no existía.
Su origen según la teoría del Big Bang fue la explosión de toda la materia comprimida, de tal forma que se
expandió durante esos miles de millones de años, para formar el Universo que hoy conocemos.
Año Luz: En cuanto a su tamaño conocido hoy en día se habla de quince mil millones de años luz. , es la
distancia que recorre la luz en un año, siendo la velocidad de ésta, en el vacío, de 299.792.458
km/seg.Equivale a 63.240 UA
2.− ¿Por qué decimos que el Universo está en permanente evolución?
Por que ningún científico ha podido demostrar hasta hoy en día que la evolución del Universo haya acabado.
3.−¿Qué es una galaxia? ¿Qué es una nebulosa?
Galaxia: Conjunto de estrellas y de materia interestelar, ligadas por interacciones gravitatorias.
Nebulosa: Acumulación de gas y polvo interestelares. Las nebulosas oscuras pequeñas, de formas redondas y
localizadas en los brazos de la Vía Láctea, ricos en estrellas jóvenes, se conocen con el nombre de glóbulos
(que se consideran como estados primarios de la formación de las estrellas o protoestrellas).
4.− ¿Qué son las estrellas? ¿Cuál es la estrella más próxima a la Tierra?
Estrellas: Las estrellas son cuerpos gasesosos cuya existencia se debe al equilibrio entre la presión de
radiación y las fuerzas gravitatorias.
Estrella más próxima a la Tierra: El Sol es la estrella más cercana a la Tierra, situada a una distancia media
de 149,6 millones de km y perteneciente al tipo espectral G2. Tiene un diámetro de 1,4 millones de km y una
masa 332.270 veces superior a la terrestre.
5.− ¿Qué es el Sistema Solar?
Sistema Solar: Agrupación formada por una estrella (el Sol) y los planetas y demás cuerpos que orbitan a su
alrededor. El sistema solar, con un radio de unas 100.000 ua, está formado por un cuerpo central (el Sol, que
supone un 99,85% de la masa total) y diversos cuerpos que giran a su alrededor (los planetas y sus satélites,
los asteroides, los cometas, los meteoritos, la materia interplanetaria, etc.).
6.− ¿Cuántos planetas conoces? ¿Dónde están situados?
Cuerpo celeste que carece de luz propia y describe una órbita, generalmente elíptica y de poca excentricidad,
alrededor del Sol u otra estrella cualquiera. El brillo de los planetas se debe al hecho de que reflejan la luz que
llega hasta ellos desde estrellas alrededor de las cuales gravitan. Los nueve cuerpos principales del sistema
solar (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón) giran en torno al Sol
acompañados de una gran cantidad de asteroides, situados en su mayoría entre las órbitas de los planetas
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Marte y Júpiter (cinturón de asteroides).
La disposición de los planetas, de menor distancia a mayor distancia al Sol es la siguiente: Mercurio, Venus,
Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón.
7.− ¿Qué son los anillos de Saturno?
Los anillos de Saturno están compuestos por numerosas partículas cuyos diámetros varían entre 10 cm hasta
los 10 m, existiendo variaciones regionales en la distribución de tamaños dentro de los anillos. Este sistema de
anillos tiene siete porciones principales. Cada porción o sección lleva asignada una letra mayúscula que indica
el orden en que se descubrieron o se postularon las secciones.
El cuerpo principal de anillos (A, B y C) mide unos 275.000 km de diámetro, lo que representa las tres cuartas
partes de la distancia que separa a la Tierra de la Luna. Esta gran anchura contrasta con su grosor, de sólo
unos pocos cientos de metros y que en algunos puntos alcanza sólo 5 metros.
Las secciones A y B son brillantes y de escasa opacidad; entre ambas se sitúa una importante franja de 5.000
km conocida como la división de Cassini, que es una región relativamente transparente, aunque no vacía. La
sección C es más débil y menos opaca, dentro de la cual se sitúa otra aún más débil, la sección D. Por Último,
existen otras tres secciones, E, F y G, que quedan fuera del cuerpo principal, al igual que nuevas separaciones
denominadas de Keeler y de Maxwell en honor a sus aportaciones en el conocimiento del planeta.
8.− ¿Cuál gira alrededor de cual: La Tierra entorno al Sol o el Sol entorno a la Tierra? ¿cómo lo sabemos?
La Tierra gira entorno al Sol, tres son las razones que podemos señalar:
• Si la Tierra girase entorno al Sol, los objetos situados sobre su superficie deberían desplazarse.
• Si la tierra girase entorno al Sol, las estrellas deberían variar sus posiciones sobre la bóveda celeste, al
cambiar la posición que ocupa la Tierra en su orbita.
En el modelo Pitagórico la Tierra es el objeto más importante del Universo.
9.− Los astronautas, cuando orbitan la Tierra, no pesan. Sin embargo, su masa no varía. ¿Puedes explicar ese
fenómeno?
En la Tierra, el peso de una persona es igual a su masa por la gravedad terrestre, cuando un astronauta sale de
la atracción de la Tierra, dicha gravedad pasa de 9,81 m/s2 a anularse, por lo que siendo el valor que
queramos la masa, al multiplicarla por cero tendremos un peso de astronauta igual a cero.
(Segunda ley de Newton: F = m · a )
COSMOLOGÍA
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Foto de una galaxia espiral cuya forma es semejante a la de la Vía Láctea.
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