TEMAS DE FÍSICA Y QUÍMICA

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Oposiciones Secundaria – Física y Química
Temario Específico – Tema 39
TEMAS DE FÍSICA Y QUÍMICA
(Oposiciones de Enseñanza Secundaria)
------------------------------------------------------------------------------TEMA 39
SISTEMA SOLAR. FENÓMENOS DE ASTRONOMÍA DE POSICIÓN. OBSERVACIÓN Y MEDIDA EN ASTROFÍSICA. EVOLUCIÓN ESTELAR. ESTRUCTURA Y COMPOSICIÓN DEL UNIVERSO.
Esquema
1. Introducción a la Astronomía.
1.1. Introducción histórica.
2. El Sistema Solar.
2.1. Estructura del Sistema Solar.
2.2. Movimiento de los planetas.
2.3. El Sol.
2.4. Los planetas interiores.
2.5. El sistema Tierra-Luna.
2.6. Marte y Júpiter
2.7. Los planetas exteriores.
2.8. Cometas.
3. Astronomía de posición.
3.1. Movimientos de la Tierra.
3.2. La esfera celeste.
3.3. Movimiento del Sol.
3.4. La Eclíptica.
3.5. Medida del tiempo: día, semana, mes, año.
3.6. Coordenadas astronómicas.
3.7. Las constelaciones.
4. Observación y medida en Astrofísica.
4.1. Observación en la antigüedad.
4.2. Observación óptica instrumental.
4.3. Cartografía fotográfica.
4.4. Observación en radiofrecuencia.
4.5. Observación supraatmosférica.
4.6. El telescopio espacial.
4.7. Observación en infrarrojo.
5. Origen, evolución y estructura del Universo.
5.1. El origen del Universo.
5.2. Evolución del Universo primitivo.
5.3. Evolución estelar.
5.4. Supernovas y Estrellas de neutrones.
5.5. Evolución planetaria.
5.6. Estructura del Universo.
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TEMA 39
SISTEMA SOLAR. FENÓMENOS DE ASTRONOMÍA DE POSICIÓN. OBSERVACIÓN Y MEDIDA EN ASTROFÍSICA. EVOLUCIÓN ESTELAR. ESTRUCTURA Y COMPOSICIÓN DEL UNIVERSO.
1. INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
La Astronomía estudia los astros que existen en el firmamento, sus movimientos y
sus posiciones, tanto pretéritas, como actuales y futuras, las leyes que rigen sus movimientos y sus causas, su naturaleza y composición, tanto física como química, su origen
y su evolución así como las posibilidades del hombre de interaccionar con ellos.
Para el desarrollo de estos estudios, la Astronomía se apoya en la Matemática así
como en la Física y la Química, ya que el avance de estas ciencias básicas condiciona de
manera especial el avance en el conocimiento del Cosmos, especialmente en las últimas
décadas. Recíprocamente estas ciencias han recurrido a la Astronomía para verificar la
exactitud de sus modelos, como podemos citar la teoría de la relatividad, que incluida en
el ámbito de la Física, recurre a fenómenos astronómicos para su comprobación.
La Astronomía presenta una metodología de estudio diferente de las ciencias básicas como la Física, la Química, la Biología. Éstas, como ciencias experimentales que
son, siguen un itinerario basado en la observación, experimentación, construcción de
modelo y comprobación. En Astronomía obviamente esto es imposible, pues no puede
tener lugar la fase de experimentación. Por tanto el último recurso de que dispone el
astrónomo para desarrollar su ciencia es la observación. Todo el Universo es el laboratorio del astrónomo y los experimentos son los propios fenómenos cósmicos que acontecen sin solución de continuidad y sin posible repetición. Clasificaremos a la Astronomía como una Cie ncia Observacional, separada de las ciencias experimentales.
Las Astronomía puede dividirse en varias ramas de investigación y estudio que
podemos clasificar en:
- Astronomía de posición, llamada Astrometría, estudia las posiciones de los astros y
sus movimientos, tanto los reales como los aparentes motivados por los movimientos de la Tierra que tomaremos como centro de observación.
- Mecánica Celeste, estudia las leyes por las que se rigen los movimientos de los planetas y las estrellas para comprender sus causas que los provocan y determinar sus
posiciones pasadas o futuras.
- Astrofísica, estudia las propiedades físicas de los astros, para elaborar modelos físicos de su comportamiento. Destacan entre sus técnicas, la Fotometría, que estudia la
luz emitida por los astros, la Espectroscopía, que estudia la distribución espectral de
la luz emitida por los astros, la Radioastronomía, que estudia las emisiones de ondas
de los astros, fuera del espectro visible.
- Cosmología y cosmogonía, estudia la primera de ellas la forma y estructura del Universo, su evolución pasada y futura, etc. y la segunda estudia su origen.
- Astronáutica, estudia mediante el envío de sondas espaciales y satélites especiales,
las características y propiedades del universo cercano y las posibilidades de viajes al
espacio exterior.
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1.1. Introducción histórica.
La Astronomía nació en los albores de la civilización y es tan antigua como la racionalidad del hombre. Todas las culturas han alcanzado notables progresos en el conocimiento astronómico, generalmente obligadas por otras necesidades del desarrollo humano como la orientación para la navegación, el establecimiento de las estaciones, la
elaboración del calendario, actividades agrícolas, etc.
Tanto en Egipto como en Babilonia, la Astronomía alcanzó un importante desarrollo, con objetivos principalmente calendáricos, agrícolas y de predicción (Astrología). Un hito importante del calendario egipcio era el orto helíaco de la estrella Sirio, el
cual se produce cuando la estrella sale sobre el horizonte al mismo tiempo que el Sol,
que coincidía con la crecida del Nilo y la inundación de las tierras colindantes, base de
la economía del pueblo egipcio.
En Grecia aparecen las primeras teorías sobre el origen y el funcionamiento del
Universo. Thales de Mileto considera el firmamento como una bóveda de agua y la Tierra, lenticular, flotando en ella. Anaximandro, habla de una Tierra cilíndrica. Filolao de
Tarento, formuló la idea de una Tierra esférica, idea rápidamente aceptada pues explicaba la gradual desaparición de los barcos por el horizonte y la formación de los eclipses. Platón elabora una primera teoría geocéntrica que fue completada por Aristóteles
que dividió el Cosmos en dos partes: mundo sublunar (mundo terrestre, con cambios y
movimientos) y el mundo supralunar (armonía perfecta, estático o con movimiento perfecto). En el modelo de Aristóteles cada planeta está engarzado en una esfera transparente con centro en la Tierra y girando alrededor de ella. La esfera más exterior sería la
esfera celeste donde estarían situadas las estrellas fijas. Este modelo necesitaba 55 esferas para explicar el movimiento del cosmos, es decir, los siete planetas (Sol, Luna, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno) y las estrellas.
Otros astrónomos griegos desarrollaron el modelo geocéntrico, como Aristarco de
Samos, que intentó medir la distancia Tierra-Sol, dedujo que el Sol era mucho más
grande que la Tierra y la Luna y propuso un modelo heliocéntrico del Universo, que no
fue aceptado. Erastótenes, midió el tamaño de la Tierra. Hiparco de Nicea que descubrió
la precesión de los equinoccios y la duración precisa del año.
Claudio Ptolomeo (siglo II) modificó y mejoró el modelo geocéntrico vigente, heredado de Platón y Aristóteles, involucrando un mayor número de círculos y esferas
celestes y otros elementos geométricos, como epiciclos, deferentes, ecuantes, etc. Este
modelo ptolemaico perduró hasta final de la edad media, en que apareció el modelo
copernicano.
En la Edad Media, el mayor desarrollo de la Astronomía fue debido a los árabes,
cuyo interés por esta ciencia derivaba del mandato coránico de orar en la salida y puesta
del sol y con sus alturas y en dirección a la Meca, lo que obligaba a un desarrollo en las
observaciones astronómicas. La contribución árabe más importante a la cultura occidental fue una extensa colección de observaciones muy precisas y el haber conservado y
transmitido las grandes obras de la astronomía griega.
Nicolás Copérnico (siglo XV) concibe un modelo heliocéntrico del Universo, con
el Sol en el centro y las planetas y estrellas girando alrededor de él y solo la Luna giran-
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do alrededor de la Tierra. No fue aceptado inmediatamente, pero las observaciones de
Tycho Brahe y las leyes de Johanes Kepler, confirmaron el modelo de Copérnico. Galileo construye un telescopio y con él observa manchas en el Sol, cráteres, montañas y
valles en la Luna, cuatro satélites en Júpiter y muchas estrellas nuevas de las llamadas
fijas. Galileo proclama y defiende la teoría heliocéntrica lo que le valió un proceso con
la Inquisición.
A partir del modelo heliocéntrico de Copérnico, el desarrollo de la Astronomía fue
lento al principio por la renuencia a su aceptación, y posteriormente muy rápido, al ser
aceptado el modelo y por el considerable avance en las técnicas de observación. Tras
Copérnico y Galileo, Isaac Newton establece la Ley de la Gravitación Universal. Edmund Halley descubre el cometa que lleva su nombre, hace un estudio de estos astros y
descubre el movimiento propio de las estrellas. Willian Herschell aborda el estudio de la
distribución de las estrellas y descubre el planeta Urano.
A lo largo del siglo XIX se perfeccionaron los métodos de observación lo que
permitió múltiples descubrimientos. Se midieron distancias a algunas estrellas por el
método de paralaje. Se descubrió la zona de asteroides entre Marte y Júpiter. Se descubrió Neptuno por las irregularidades observadas en la órbita de Urano.
Con la construcción del telescopio de Monte Wilson en 1917, se descubrió que
muchas de las nebulosas observadas hasta entonces eran conjuntos de estrellas agrupadas en galaxias exteriores a nuestra galaxia de la Vía Láctea. Edwin Hubble observó que
las galaxias se alejan unas de otras, lo que lleva a la hipótesis de que el Universo se encuentra en fase de expansión. Retrocediendo en el tiempo llegaríamos a un punto en el
cual el Universo se crea a partir una gran explosión o Big-Bang, que hace que el espacio, el tiempo y la materia se expansione. Que siga expansionándose eternamente (universo abierto) o que esta expansión se detenga alguna vez y comience una compresión
hasta el colapso (universo cerrado), son hipótesis sobre el futuro del universo que actualmente se discuten a la luz de los nuevos descubrimientos astronómicos.
2. EL SISTEMA SOLAR
2.1. Estructura del Sistema Solar.
El Sistema Solar es nuestro universo más inmediato. Está formado por el Sol, como estrella central y nueve planetas, Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón, girando a su alrededor. Estos planetas cuentan con decenas de satélites girando alrededor de ellos. También alrededor del Sol gira un número
indeterminado de cometas, cinturones de asteroides, así como grandes cantidades de
meteoroides, partículas, polvo y gas interplanetario.
El descubrimiento de los planetas principales del sistema solar se pierde en los
comienzos de la historia ya que aparecen en las teorías de la estructura del Universo en
la mayoría de las civilizaciones, desde Platón hasta Copérnico. Son desde el planeta
Mercurio hasta Saturno. El planeta Urano fue descubierto por Herschell como un pequeño disco entre puntos estelares que se desplazaba sobre el fondo de estrellas.
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En 1778, se publicó la Ley de Bode-Titius, ley empírica que da una representación
bastante buena de las distancias de los diferentes planetas al Sol y que utilizando como
unidad de distancia la Unidad Astronómica, viene dada por la ecuación:
d = 0'4 + 0'3 × 2 n
siendo
n=−∞ para Mercurio, n=0 para Venus
n=1 para la Tierra
n=2 para Marte
n=3 ???
n=4 para Júpiter
n=5 para Saturno
n=6 para Urano
El hueco que aparece para n=3 no se supo interpretar. Los valores para n=7 y n=8
que corresponderían a Neptuno y Plutón difieren considerablemente de los valores observados. En 1801, el astrónomo siciliano Piazzi, intentando comprobar la ley de BodeTitius, descubría un pequeño planeta o asteroide al que llamó Ceres entre Marte y Júpiter. Después se descubrieron muchos más hasta llegar a los miles que componen el cinturón de asteroides, actua lmente conocido.
En 1846 se descubrió Neptuno como consecuencia de los cálculos teóricos realizados por Le Verrier basados en las anomalías observadas en la órbita de Urano. Dichas
anomalías se supusieron debidas a la atracción gravitatoria de un planeta desconocido
situado más allá de Urano. La búsqueda de dicho planeta supuesto, dio como resultado
el descubrimiento de Neptuno.
El planeta Plutón, fue descubierto en 1930 por Tombaugh y su búsqueda se inició
también para poder explicar las perturbaciones orbitales de Neptuno. Actualmente se
buscan planetas transplutonianos.
2.2. El movimiento de los planetas.
Las trayectorias de los planetas en sus movimientos alrededor del Sol fue uno de
los problemas más difíciles de la astronomía, resuelto por Johannes Kepler en sus tres
famosas leyes. Las conclusiones de Kepler son producto de minuciosas observaciones
cálculos realizados por Tycho Brahe (su maestro) y él sobre el planeta Marte. Las leyes
de Kepler son:
1ª Ley. Los planetas se mueven describiendo órbitas elípticas en uno de cuyos focos está el Sol.
2ª Ley. Las áreas barridas por los radios-vectores, trazados desde el Sol al planeta,
en tiempos iguales son iguales, (velocidad areolar constante).
3ª Ley. El cuadrado del período T de revolución de un planeta es proporcional al
cubo del semieje mayor de su órbita:
T 2 = k .d 3
Las conclusiones inmediatas que se extraen de estas leyes son:
-
Un planeta se mueve más rápidamente en su órbita cuando está más cerca del Sol
que cuando esta mas lejos.
Los planetas más próximos al Sol se mueven en sus órbitas con mayor velocidad
angular que los planetas más alejados y por consiguiente el periodo de rotación es
mucho mayor en los lejanos que en los cercanos.
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Explica claramente el movimiento
retrógrado de los planetas cuando se
observan desde la Tierra. Basta una
observación detenida de la fig.1 para
comprender el fenómeno. El movimiento aparentemente errante de estos astros fue por lo que se le llamaron planetas (errante en griego).
Los satélites que giran alrededor de
los planetas, describen también elipses en
FIG. 1
uno de cuyos focos se encuentra el planeta respectivo y a ellos son aplicables también las leyes de Kepler. Las excentricidades
(achatamientos) de las órbitas de planetas y satélites, son muy variables. Así por ejemplo, la órbita de Venus es prácticamente circular mientras que la de Plutón es manifiestamente elíptica.
Las máximas excentricidades orbitales se presentan en los cometas, que, además
de órbitas fuertemente elípticas pueden presentarse con órbitas abiertas parabólicas e
hiperbólicas.
Las leyes de Kepler resuelven el aspecto geométrico de las trayectorias planetarias
pero no resuelven el aspecto dinámico. Isaac Newton al emitir la ley de gravitación universal establece la causa por la que los planetas giran alrededor del Sol. Dicha causa es
la fuerza gravitatoria que mantiene ligados los planetas al Sol y que actuando como
fuerza centrípeta obliga a los planetas a describir órbitas curvas. La fuerza gravitatoria
es inherente a la masa y proporcional a ella, es una fuerza de atracción y se desconoce
su fundamento.
2.3. El Sol.
La primera característica del Sol es su enorme masa, tan grande que todos los planetas juntos sólo representan el 1'3% de la masa solar. Se encuentra a una distancia tan
grande de la Tierra que la luz tarda 8m 19s en llegar a nosotros. El Sol posee un movimiento de rotación alrededor de su propio eje que tiene un período de unos 25 días y 5
horas, período fácilmente determinable mediante el estudio de la evolución de las ma nchas solares que aparecen en la superficie.
El Sol está constituido por 75% de hidrógeno y 23% de helio y porcentajes mínimos de otros elementos del sistema periódico. La fuente de energía del Sol procede de
los procesos de fusión termonuclear entre los núcleos de hidrógeno para dar núcleos de
helio, proceso en el cual se produce una pérdida de masa que se transforma en energía
según la ecuación de Einstein E=mc2 . La cantidad total de energía que produce e irradia
el Sol es de 3'8.1023 Kw, lo que supone que cada segundo que transcurre, 580.000 millones de Kg de hidrógeno se transforman en helio.
De las características observables del Sol destacamos, las Manchas solares, la
Protuberancias solares, y las Fulguraciones solares.
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Manchas Solares. Observadas por los chinos, Galileo las consideró como fenómenos de la superficie solar. Son en realidad, zonas de la superficie solar (fotosfera)
más frías (5000 K) que las zonas calientes a su alrededor (5785 K) y están rodeadas de
un reborde o playa de la mancha que es más caliente que la mancha aunque más fría que
la fotosfera.
La observación prolongada de las manchas pone de manifiesto que se producen
cambios en la forma, número y extensión de las manchas debido a las transformaciones
reales de las mismas y proximidad al borde solar por efecto de perspectiva visual pero
también se observan desplazamientos más rápidos en las manchas próximas al ecuador
solar que en las manchas situadas a mayores latitudes, lo que indica que el Sol presenta
una rotación diferencial.
Las manchas solares son fenómenos causados por los campos magnéticos del Sol
que impide que la materia caliente situada bajo la fotosfera, acceda a ella, originándose
regiones locales más frías.
Protuberancias Solares. Fenómeno observable en el Sol con instrumentos especiales y también causado por sus campos magnéticos, las protuberancias solares tienen
el aspecto general de enormes surtidores de materia que se proyectan muy por encima
de la cromosfera solar, hasta alcanzar en algunos casos hasta un millón de kilómetros.
Los eclipses totales de Sol son excelentes momentos para observar las protuberancias
solares así como la envoltura solar llamada corona cuyo espesor es del orden de 10 Km.
Fulguraciones Solares. Son unas protuberancias especiales causadas, por la brusca liberación de energía magnética, que se desencadena en determinadas áreas de la
cromosfera, no necesariamente asociadas a las manchas solares y cuya duración media
viene a ser de unos 20 minutos. Durante dichas tormentas magnéticas, numerosas partículas atómicas cargadas, son lanzadas desde el Sol al espacio. Esta gigantesca emisión
de partículas, constituye el viento solar, que recorre todo el sistema solar, y al alcanzar
la Tierra, producen perturbaciones en las transmisiones de radio y auroras polares.
Según los modelos estudiados por la Astronomía, el Sol presenta una estructura en
capas que permite explicar cumplidamente la mayoría de los fenómenos observados en
él. Según este modelo de capas, el Sol está formado de las siguientes partes:
1. Núcleo: región central donde se producen las reacciones de fusión termonuclear del hidrógeno en helio, estimándose
una temperatura de unos 15.106 K.
2. Zona radiativa: donde se produce el
transporte de la energía por radiación.
3. Zona convectiva: donde se transporta la energía por fenómenos de convección térmica.
4. Fotosfera: es una capa delgada, (400
FIG. 2
km) observada al mirar el Sol con el telescopio, Su temperatura es de 5785 K y en ella se producen las fáculas (regiones brillantes) y las manchas (regiones oscuras).
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5. Cromosfera: capa (unos 8000 Km) cuya densidad disminuye al alejarse del núcleo, mientras que su temperatura aumenta notablemente. La Cromosfera puede observarse mediante los espectroheliógrafos y ocasionalmente durante los eclipses totales de Sol.
6. Corona Solar: capa de composición y morfología variable, observable durante
los eclipses totales de Sol, donde la temperatura existente es 2 millones de K.
El Sol terminan en la Corona, pero es preciso mencionar el Viento Solar, que consiste en un gigantesco flujo de partículas elementales cargadas (1010 partículas/s.cm2 )
emitidas por el Sol a gran velocidad durante las fulguraciones solares, y que se extiende
hasta los confines del Sistema Solar. Este viento solar representa una pérdida de materia
solar equivalente a 2.000.000 de toneladas/s.
2.4. Los Planetas interiores.
Mercurio y Venus son los planetas situados entre el Sol y la Tierra. El primero
aparece cerca del Sol 2h 15m antes de su salida y tras la puesta, hecho que produce gran
dificultad para la observación telescópica, pues la luz solar lo dificulta fuertemente. El
segundo se observa durante un mayor tiempo (unas 4 horas) antes del orto y después del
ocaso solar. Ambos planetas presentas fases como la luna, es decir, la superficie iluminada observable desde la Tierra es variable según el punto de la órbita en que se encuentren.
Mercurio. Es el primer planeta, el más próximo al Sol. Su observación por telescopio indujo a creer que tenía atmósfera y que sus movimientos de rotación y traslación
tenían el mismo período (siempre presentaría la misma cara al Sol), pero las últimas
investigaciones han demostrado que no tiene atmósfera y que su período de rotación es
2/3 de su período de traslación alrededor del Sol.
Las investigaciones sobre este planeta se han realizado por radioexploración y por
naves espaciales (Mariner 10). La primera consiste en enviar impulsos de radar al planeta donde son reflejados y devueltos a la Tierra. Las variaciones de frecuencia por
efecto Doppler debido al acercamiento o alejamiento de la superficie del planeta nos
indica el sentido de su rotación y permite medir su período. Las fotografías del Mariner
10 se obtuvieron con una resolución de 250 m.
De estas investigaciones, se deduce que Mercurio es un planeta desolado con temperaturas de 700 K en el ecuador a mediodía y a 100 K a medianoche. No posee atmósfera. Su superficie es semejante a la de la luna, con cráteres numerosos debidos a impactos de meteoritos y vulcanismo. Posee un importante campo magnético debido, quizás, a un núcleo central de hierro, lo que se confirma por su elevada densidad.
Venus. Planeta llamado "lucero del alba" por la elevada magnitud de su brillo. Posee una densa atmósfera que impide distinguir detalles de su superficie, incluso con los
más potentes telescopios. En la actualidad, el planeta es investigado por radioexploración con radar, tanto desde Tierra como desde naves no tripuladas en órbita alrededor
del planeta, lo que ha permitido conocer que la rotación dura 243 días terrestres, superior por tanto al periodo de traslación alrededor del Sol.
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Su superficie posee una orografía accidentada semejante a la de la Tierra, sin
grandes accidentes. Posee numerosos cráteres de impactos meteoríticos y estructuras
que parecen ser conos volcánicos con diámetros de hasta 80 km. La temperatura superficial alcanza 475 K, debida a la poderosa atmósfera que actúa capturando la energía
radiante del Sol y que está compuesta por 96% de CO2 , 3'5% de N2 y porcentajes menores de H2 O, SO2 , O2 y gases nobles. La atmósfera está estratificada y sus nubes, compuestas de H2 SO4 , forman una envoltura continua, a 45-60 Km de altura. Por encima
existen vientos a más de 300 Km/hora.
Las sondas Venus 9 y 10, transmitieron imágenes desde la superficie de Venus,
durante unos minutos, demostrando que es un mundo inhóspito y desolador. En masa y
densidad es semejante a la Tierra, aunque posee un campo magnético mucho más débil
que el terrestre.
2.5. El sistema Tierra-Luna.
El planeta Tierra está compuesto por una corteza superficial de 35 Km de espesor
medio, bajo la cual se extiende el manto hasta unos 2900 Km y debajo existe el núcleo
de naturaleza metálica (Fe-Ni). Le rodea una atmósfera de N2 , O2 , CO2 y otros gases,
estratificada en varias capas denominadas: Troposfera, Estratosfera, Ionosfera y Exosfera. Dicha atmósfera actúa de filtro selectivo que permite el paso de determinadas frecuencias luminosas, que hacen de la superficie un medio idóneo para la vida que conocemos, sin embargo resulta opaca a las emisiones infrarrojas, ultravioletas y de radiación X y γ que proceden del cosmos, por lo que las observaciones en estas gamas de
frecuencias deben hacerse desde fuera de la atmósfera.
La Tierra posee un fuerte campo magnético cuyos polos no coinciden con los polos geográficos y además varía su posición con el tiempo. Las líneas de fuerza del campo magnético forman una cubierta alrededor del planeta llamada magnetosfera que sirve
de escudo a la acción del viento solar. Este viento
solar está constituido por partículas atómicas cargadas procedentes del Sol y que barren todo el Sistema
Solar. Al llegar a la Tierra, son capturadas por las
líneas del campo magnético, obligadas a describir
trayectorias helicoidales y canalizadas a través de
estas líneas (que actúan como unos gigantescos embudos) hacia los polos magnéticos de la Tierra, donFIG. 3
de se producen auroras polares en su choque con las
moléculas atmosféricas. El fenómeno ocurre en amplias zonas que rodean parcialmente
a la Tierra y que adoptan forma de toroide. Los llamados cinturones de radiación o de
Van-Allen.
La Tierra es el único planeta de los conocidos que tiene vida, consecuencia de que
reúne ciertas condiciones singulares que resumimos en:
- Fuente de energía. El Sol, que permite una temperatura media de 22°C, hace posible la existencia de agua líquida y así mantener activos los materiales constituyentes
de la vida.
- Radiación solar de variada frecuencia. con intensidad adecuada para la activación de los procesos vitales. Las radiaciones perjudiciales son filtradas por la atmósfera.
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- Atmósfera que desempeña múltiples funciones, depósito de oxígeno, filtro de radiación, distribuidor de energía térmica y humedad, etc. La masa del planeta es decisiva
para la retención de una atmósfera, los planetas pequeños no pueden retener la atmósfera por su baja gravedad y su alta temperatura.
- Abundancia de agua y elementos biogénicos, como Carbono, Hidrógeno, Oxígeno, Nitrógeno, Fósforo, Azufre y otros.
La Luna, satélite de la Tierra. La Luna es el único satélite del planeta Tierra y tiene una masa considerablemente grande con relación a él, como expresa la relación:
Masa ⋅ Luna
1
=
Masa ⋅ Tierra 81'3
que es la segunda más grande entre las relaciones de Masa Satélite/Masa Planeta que se
presentan en el Sistema Solar, tras la del sistema Caronte/Plutón.
La Luna gira alrededor de la Tierra según
una elipse muy poco excéntrica e inclinada unos
5°9' respecto de la eclíptica. La intersección de
ambos planos determina una recta que corta en
dos puntos a la órbita lunar, fig.4, denominados
nodo ascendente y nodo descendente. La línea
que une ambos nodos se llama línea de nodos y
tiene un movimiento de rotación retrógrado con
un período de 18'6 años, dato fundamental para
determinar las fechas de los eclipses.
FIG.4
El período de traslación de la Luna alrededor de la Tierra o mes lunar, referido al
tiempo solar medio, puede considerarse de diferentes maneras:
- Mes sidéreo. Tiempo transcurrido entre dos
pasos consecutivos de la Luna por el círculo horario
de una estrella. Su duración es de 27d7h 43m11'6s. Tiene poca importancia astronómica.
- Mes sinódico. Tiempo transcurrido entre dos
fases lunares iguales. Su duración es 29d12h 44m2'9s, y
se denomina lunación.
La Luna gira alrededor de su eje, efectuando un
FIG. 5
giro en un período de un mes sidéreo, por lo cual, la
Luna presenta siempre la misma cara a la Tierra, pero
gracias al fenómeno de las libraciones, se puede observar hasta un 59% de la superficie
lunar. Existen dos tipos de libraciones:
-Libración en longitud. Siendo el movimiento de traslación no uniforme, pues es
más rápido en el perigeo y más lento en el apogeo, el desfase con el movimiento uniforme de rotación, hace que la luna se "ladee" en sentido oeste y esté mostrando algo de
su cara oculta.
-Libración en latitud. Se debe a la inclinación de la órbita lunar sobre el plano de
la eclíptica.
La Luna presenta a la Tierra una iluminación progresiva y periódica que llamamos
Fases y depende de las posiciones relativas del Sol, la Luna y la Tierra. El origen de la
lunación, o mes sinódico, se sitúa en la llamada Luna Nueva o Novilunio que tiene lugar
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cuando nuestro satélite se coloca entre el Sol y la Tierra y la cara que nos mira está oscura. Edad =0. Se llama Edad de la Luna para un instante dado de la lunación al tiempo transcurrido entre el novilunio y dicho instante. A medida que transcurre el tiempo,
el disco lunar comienza a mostrarse iluminado. Para la edad de 7d 9h 11m0'72s el Sol, la
Tierra y la Luna forman un triángulo rectángulo y aparece iluminado la mitad del disco
lunar, cuarto creciente. La siguiente fase es la de Luna llena o Plenilunio, que tiene
lugar a la edad de 14d18h 22ml'45s, y la Tierra está entre el Sol y la Luna. La siguiente
fase es cuarto menguante y finalmente se vuelve a Luna Nueva o Novilunio completando el mes sinódico.
En las fases de Luna Nueva y Luna Llena, si la órbita lunar no estuviera inclinada
respecto de la eclíptica, se producirían eclipses. La inclinación de la órbita hace que los
eclipses sólo se produzcan en los nodos o puntos donde la órbita lunar corta a la eclíptica. Pueden producirse eclipse de Sol (la Luna se sitúa entre el Sol y la Tierra y produce
sombra sobre ella) y eclipse de Luna (la Tierra se sitúa entre el Sol y la Luna y produce
sobra sobre ella, a veces ocultándola totalmente).
La superficie de la Luna, estudiada desde Galileo mediante telescopios cada vez
más potentes y recientemente por las naves tripuladas de la serie Apolo, está compuesta
de Mares y Tierras. Los mares son grandes zonas llanas poco accidentadas, cuyo aspecto era, para los antiguos, de mares semejantes a los de Tierra. No existe agua. Son
grandes llanuras formadas al rellenarse por grandes masas de lava, cráteres de impacto
existentes anteriormente.
Las tierras son zonas con grandes accidentes morfológicos, entre los que destacamos: a) Circos o cráteres lunares que son accidentes circulares de hasta varios cientos de
kilómetros de diámetro y elevadas paredes. Presentan prolongaciones o rayos que se
extienden desde sus bordes hasta distancias muy grandes. b) Montañas y cordilleras
longitudinales de hasta 1000 Km de largas con alturas que alcanzan hasta 6500 m. c)
Otros accidentes como valles, fallas y grietas.
La erosión no existe por la falta de atmósfera. La mínima erosión se produce por
el bombardeo meteórico, la radiación cósmica y las variaciones de temperatura. La temperatura lunar fluctúa entre +118°C y −153°C.
Sobre el origen de la Luna, existen varias teorías. Una de ellas postula que la Luna
se originó al ser arrancada de la Tierra por un cataclismo, pero tiene poca aceptación.
Otra afirma que la Luna se formó con el conjunto del Sistema Solar, aunque lejos de la
Tierra siendo capturada por el campo gravitatorio de la Tierra. Y otra establece que la
Luna se formó al mismo tiempo que la Tierra en una región del espacio próximo a ella.
2.6. Marte y Júpiter
Marte. Planeta de color rojizo conocido desde antiguo en todas las civilizaciones,
su observación telescópica evidencia zonas claras y oscuras, dos casquetes polares con
grandes variaciones estacionales y nubes de polvo. En la actualidad, las investigaciones
sobre Marte han experimentado un avance espectacular debido al envío de naves no
tripuladas americanas (Mariner) y soviéticas (Marte). Un importante logro se consiguió,
en 1976 con las naves Viking 1 y 2 que se posaron sobre la superficie del planeta y
transmitieron mucha información. Más recientemente, en Julio de 1997, la sonda ameri-
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cana Pathfinder se posó en un aterrizaje accidentado sobre la superficie de Marte y descargó un minivehículo todoterreno llamado Sojourner cargado de instrumentos de medida y fotografía, analizó el terreno y envió valiosa información a la Tierra.
Marte presenta dos hemisferios diferenciados. El sur, con morfología tortuosa de
cráteres, escarpaduras y depresiones acanaladas, se cree que es la más antigua. El hemisferio norte, con llanuras originadas por corrientes de lava y depósitos de polvo, tiene
morfología más moderna. Se han detectado numerosos volcanes (uno de ellos de 24 Km
de alto). Su historia geológica indica que debió pasar por una etapa en la que el agua era
abundante, por los numerosos valles de formas similares a los valles fluviales terrestres
(el Valle Marineris, es un cañón de 5000 km de largo, 6 km de profundo y anchuras de
hasta 200 km). Actualmente el agua de Marte está concentrada en sus casquetes polares,
en forma congelada.
La atmósfera marciana es muy tenue. La presión en superficie se estima entre 2 y
10 milibares (≈ centésima parte de la presión atmosférica terrestre). Está compuesta por
un 95% de CO2 , 3% de N2 , 1'5% de Ar y trazas de O2 , H2 O, Kr y Xe. Presenta una tonalidad anaranjado-rojiza debido a la existencia de polvo en suspensión hasta los 40 Km
de altura. La temperatura al mediodía en el ecuador alcanza hasta 18°C y durante la noche a -90 C, a nivel de superficie, sin embargo a 1’5 m de la superficie (altura de un
hombre bajo), las temperaturas oscilan de –9ºC del día a –80ºC por la noche.
Marte posee dos satélites, Fobos y Deimos, descubiertos en 1877. Por los vehículos Mariner y Viking sabemos que tienen forma irregular como elipsoides de tres ejes,
con superficies machacadas por numerosos impactos que han dejado cráteres y grandes
heridas en la superficie. Fobos tiene un período orbital superior al período de rotación
de Marte (un observador marciano lo vería salir por el oeste y ponerse por el este) y
además se acerca paulatinamente a Marte con el cual se estrellará dentro de unos 100
millones de años.
Júpiter. Es el mayor planeta del Sistema Solar. Visto desde la Tierra presenta estructura de bandas claras y oscuras alternativas, que no constituyen zonas fijas, sino que
frecuentemente sufren cambios de tamaño y posición, fusionándose unas con otras,
formándose y deshaciéndose. Un rasgo llamativo de la superficie del planeta es la llamada mancha roja, una formación muy estable de forma oval de 40.000 km de longitud
por 13.000 km de anchura.
Dos fenómenos llaman la atención sobre Júpiter, la rotación diferencial y el
achatamiento. Respecto de la primera se ha observado que la zona ecuatorial gira en
9h 50m30s mientras que latitudes más altas lo hacen en 9h 55m40s. El achatamiento del
planeta es considerable pues el radio ecuatorial es 6'5% mayor que el radio polar, lo que
se debe a su elevada velocidad de rotación, a su baja densidad ya su estructura interna.
Las investigaciones sobre Júpiter se han visto impulsadas por las sondas espaciales Pioner 10 y 11 y Voyager 1 y 2.
El planeta tiene una potente atmósfera, cuya parte externa es lo que observamos
desde Tierra. Está compuesta de H2 , He, NH3 , CH4 , H2 O, PH3 y también trazas de CO,
CNH, C2 H6 , C2 H4 . La atmósfera realiza poderosos fenómenos circulatorios con vientos
de 150 m/seg.
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La mancha roja y otras estructuras parecidas no han recibido explicación satisfactoria. Los modelos que las presentan como torbellinos semejantes a las borrascas
terrestres, no parecen consistentes. La mancha roja deriva lentamente hacia el oeste rodeada por vientos de elevada velocidad.
Las medidas de temperatura en la atmósfera muestran valores que oscilan entre
110°K (-163°C) en la parte externa y 360°K en las capas profundas. El resto del planeta
puede tener una estructura, que del exterior al interior, sigue el siguiente modelo:
- Capa externa, de H2 y He en estado líquido molecular.
- Capa intermedia, con presión de 3000000 Atm y temperaturas de 30000°K formada por H y He. El H en estas condiciones se comportaría como metal líquido.
- Núcleo de roca y Hielo, formaría el 4% de la masa total.
Júpiter radia al exterior más energía de la que recibe del Sol. Parte de ella es de
origen térmico, es decir, se está enfriando y emite calor. Además, el planeta emite ene rgía originada por fenómenos eléctricos de su atmósfera, que se localizan en la mancha
roja y regiones similares y por último, la radiación originada en los cinturones magnéticos demuestran la existencia de un potente campo magnético.
Se le conocen 16 satélites a Júpiter. Los cuatro galileanos, descubiertos por Galileo, son Io, Europa, Ganímedes y Calisto. Destacamos el satélite Io, con volcanes activos que lanzan chorros de SO2 líquido y azufre a alturas de 270 km, cráteres de origen
volcánico y ríos de lava. Este vulcanismo se debe al calor generado por las mareas deformantes inducidas por la masa del cercano planeta Júpiter. Los demás satélites del
gigantesco planeta son: Amalthea, Tebe, Adrastea, Metis, Lisitea, Leda, Himalia, Elara,
Carme, Ananque, Sinope y Pasifae. Además de los satélites, el planeta posee un sistema
de anillos formado por partículas de menos de 1 cm.
2.7. Los planetas exteriores.
Saturno. Su observación desde Tierra presenta una estructura con bandas alternativamente claras y oscuras que constituyen la atmósfera del planeta. Su achatamiento es
el mayor que presentan los planetas del sistema solar ya que el radio ecuatorial es 9'6%
mayor que el radio polar. Su densidad es 0'69 g/cm3 lo que lo convierte en el menos
denso de todos los planetas. Saturno flotaría en un mar de agua.
Presenta también rotación diferencial. El ecuador gira con un periodo de 10h 14m
mientras que a 40° de latitud el período es 10h 41m. El planeta presenta un claro sistema
de anillos ya observado por Huygens en 1655, situados en el plano ecuatorial y debido a
la inclinación de dicho plano sobre la órbita de Saturno, los anillos pueden observarse
desde Tierra en diferentes posiciones. Los anillos están formados por partículas de diámetros entre 1 µm y 10 m y el grosor del disco es, como máximo, de 1 km.
La atmósfera de Saturno es similar a la de Júpiter. La temperatura en las capas
exteriores es de 85°K aumentando a medida que se profundiza en ella. La dinámica de
la atmósfera es similar a la de Júpiter y los modelos estudiados en Júpiter se han aplicado a Saturno. También emite más energía que la que recibe del Sol y sin embargo el
enfriamiento no basta para explicar esta irradiación, por lo que se han propuesto modelos en los que los movimientos del helio líquido de una capa a otra generaría el calor
adicional irradiado.
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Saturno posee 23 satélites, si bien 5 de ellos están pendientes de confirmación.
Los principales son Titán, único que posee atmósfera, Encelado, muy brillante, y los
demás, de cerca de lejos del planeta son: Febe, Japeto, Hiperión, Rea, Helena, Dione,
Calipso, Telesto, Tetis, Mimas, Jano, Epimeteo, Pandora, Prometeo, Atlas y Pan.
Urano. Este planeta, descubierto en 1781, dista de la Tierra en su mayor aproximación, unos 2500 millones de kilómetros, es decir, en el límite de la visión humana.
Posee una singularidad notable: su plano ecuatorial está inclinado 98° con respecto a su
plano orbital por lo que presenta al Sol, alternativamente, sus polos a lo largo de su órbita. Su temperatura se estima en unos –210ºC.
Se le supone una estructura de dentro a fuera, formada por: un núcleo rocoso, una
capa media de hielo, una capa externa de H2 molecular líquido y una atmósfera con CH4
y posiblemente de NH3 . En el exterior del planeta le rodean: una capa de anillos, descubierta recientemente y una colección de 15 satélites descubiertos casi todos por las sondas espaciales, que son Cordelia, Ofelia, Blanca, Cresida, Desdémona, Julieta, Porcia,
Rosalinda, Belinda, Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania y Oberón.
Neptuno. Descubierto en 1846, tras intensa búsqueda, basándose su posible existencia en las perturbaciones que producía sobre la órbita de Urano. Su máxima aproximación a Tierra es de 4309 millones de kilómetros. Su estructura y composición deben
ser similares a las del planeta Urano, incluidos los anillos. Desde 1979 a 1999 es el planeta más exterior del Sistema Solar, pues Plutón se encuentra más cerca del Sol, ya que
las órbitas de ambos se solapan y se sobrepasan.
Neptuno posee dos satélites: Tritón y Nereida. El primero es una de los mayores
satélites del Sistema Solar, con 4000 km de diámetro y tiene rotación retrógrada. Nereida es pequeño y muy excéntrico.
Plutón. Descubierto en 1930 como consecuencia de las perturbaciones de la órbita
de Neptuno. Tiene un diámetro de unos 4000 km y una órbita muy excéntrica, de forma
que en su perihelio está más cerca del Sol que Neptuno. Existe una atmósfera plutoniana
con presencia de CH4 . En 1978 se le descubrió un satélite, de 2000 Km de diámetro y se
le llamó Caronte.
2.8. Cometas.
La palabra "cometa", del griego cabellera, hace referencia a la morfología de estos astros. Fueron considerados fenómenos atmosféricos hasta que Tycho Brahe midió
la distancia de un cometa y concluyó que estaba más alejado que la Luna, luego no eran
fenómenos atmosféricos. Los cometas pueden describir órbitas elípticas, hiperbólicas y
parabólicas. Los cometas de órbitas elípticas tiene carácter periódico, están atrapados
por la gravedad del Sol (energía total negativa) que ocupa un foco de la elipse.
Como los cometas poseen masas muy pequeñas (10-6 de la masa lunar) sus influencias gravitatorias sobre los planetas son mínimas, sin embargo las influencias gravitatorias de los planetas sobre los cometas son muy importantes, produciéndose cambios en el período orbital de los cometas, capturas y rupturas por los planetas. Los cometas de órbitas hiperbólicas o parabólicas (energía total positiva o cero) no son perió-
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dicos, puesto que estas curvas son abiertas. Aparecen una sola vez, surgiendo de las
profundidades del espacio exterior, se acercan al Sol y se alejan desapareciendo para
siempre.
Para que un cometa sea visible debe acercarse al Sol que le produce unas transformaciones
con lo que queda configurado como se indica en la
fig.6:
-1. Núcleo.
-2. Coma o cabellera.
-3. Cola o colas.
La estructura se explica por el modelo de la
bola de nieve sucia y supone que el núcleo es una
bola de hielo con partículas de polvo de 1 a 100
Km de diámetro. La radiación solar evapora parte
del material helado liberando partículas de polvo
formando una nube de gas y polvo que envuelve
al núcleo; es la coma o cabellera, cuyo diámetro
FIG. 6
puede alcanzar 100.000 km. La coma resulta visible porque el polvo refleja la luz solar y las moléculas se disocian y se vuelven fluorescentes.
Las colas del cometa, desplegadas en dirección opuesta al Sol, pueden ser colas de
polvo y colas iónicas. Las primeras formadas por partículas de polvo arrancadas de la
coma, por la presión de la radiación, están curvadas. Las segundas son rectas y están
formadas por iones producidos por la radiación solar que ioniza las moléculas de la coma y luego los campos magnéticos del viento solar arrastran lejos de la coma, formando
la cola iónica.
El cometa más conocido es el cometa Halley cuya última visita tuvo lugar en
1985-86, tiene un períodos de 76 años y en su anterior aparición en 1910, que fue espectacular, la Tierra llegó a estar dentro de la órbita cometaria.
3. ASTRONOMÍA DE POSICIÓN
La Astrometría estudia los movimientos de los astros y sus posiciones. En ella
distinguimos la astronomía esférica que estudia las posiciones de los astros considerando sus proyecciones sobre una esfera de radio indeterminado y determinándolas con
adecuados sistemas de coordenadas y la mecánica celeste que se ocupa de los movimientos de los planetas alrededor del Sol y los movimientos de las estrellas.
La Astronomía de posición, rama importante de la Astrometría, trata de determinar las coordenadas de las estrellas basándose en observaciones a partir de coordenadas
de estrellas ya conocidas y calculadas. Su importancia se pone de manifiesto, en la resolución de los problemas de la navegación terrestre (marítima o aérea) basada en la
posición de las estrellas y la navegación interplanetaria así como en las medidas del
tiempos para el establecimiento correcto del calendario.
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3.1. Movimientos de la Tierra.
Al principio de los tiempos la Tierra se consideró inmóvil en el espacio ocupando
el centro del Universo, pero la Tierra no se encuentra inmóvil, sino que está sujeta a una
larga serie de movimientos (más de diez, de los que sólo estudiaremos cuatro).
Cada 23 horas 56 minutos, da una vuelta completa alrededor de su eje polar en dirección Oeste-Este (antihorario) dando la impresión de que el cielo gira alrededor de
nuestro planeta. Este movimiento, llamado rotación, da lugar a la sucesión de días y
noches y se demuestra claramente mediante el péndulo de Foucault que al ser invariable
el plano de oscilación, la rotación de dicho plano se debe a la rotación de la Tierra.
Mediante el movimiento de traslación nuestro planeta se mueve alrededor del Sol
impulsado por la gravitación y en un tiempo de 365'25 días describe una trayectoria
elíptica de 930 millones de kilómetros de longitud a una distancia media de 150 millones de kilómetros. Su velocidad lineal es muy elevada, del orden de 106000 Km/hora.
La excentricidad de la órbita elíptica hace variar la distancia Tierra-Sol en el transcurso
del año. Así, a primeros de Enero alcanza su máxima proximidad y pasa por su perihelio
y a primeros de Julio llega a su máxima lejanía y pasa por el afelio.
- Perihelio: 145.700.000 km
- Afelio:
151.800.000 km
Rotación y Traslación serían los únicos movimientos si la Tierra fuera una esfera perfecta, pero al
ser un elipsoide irregular aplastado por los polos, la
atracción gravitatoria conjunta del Sol y de la Luna
sobre el ensanchamiento ecuatorial provocan una especie de lentísimo balanceo en nuestro planeta en su
traslación alrededor del Sol que se llama precesión y
que se efectúa sentido inverso al de rotación. Por este
movimiento, el eje polar de la Tierra describe un cono
de 47° de abertura con vértice en el centro del planeta.
Este movimiento es idéntico al balanceo de la peonza
cuando gira en posición inclinada.
FIG. 7
Por el movimiento de precesión, la posición del polo celeste (intersección del eje
polar terrestre con la esfera celeste) cambia a través de los siglos. Así, la estrella polar
no es siempre la misma estrella. Actualmente es una estrella de la Osa Menor y tras
25.765 años volverá a ser la misma después de recorrer el polo celeste un amplísimo
círculo.
Superpuesta a la precesión se produce la nutación pequeño movimiento de vaivén
del eje de la Tierra debido a que la influencia de la Luna no siempre posee la misma
intensidad, puesto que unas veces se halla sobre el plano de la órbita terrestre y otras por
debajo y, por tanto no ejerce siempre atracción sobre la zona ecuatorial de la Tierra en
la misma dirección en que la ejerce el Sol. El movimiento del eje terrestre no es perfectamente cónico sino levemente ondulado y se repite cada 18'6 años. Este movimiento,
aunque muy débil e imperceptible, puede ser detectado en los observatorios astronómicos ya que afecta a las posiciones de las estrellas.
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3.2. La esfera celeste.
Se llama esfera celeste a una esfera imaginaria de radio arbitrario, concéntrica con
la Tierra y en la que se consideran proyectadas todas las estrellas y demás astros del
firmamento. Así podemos situar con precisión los astros en el cielo, independientemente
de sus distancias a la Tierra, utilizando un determinado sistema de referencia, aunque
hay que definir una serie de parámetros (puntos, ejes y planos), a partir de los movimientos que observamos y que son consecuencia de los movimientos de la Tierra.
FIG. 8
Prolongando la dirección del eje polar terrestre, obtenemos el llamado Eje del
Mundo, porque alrededor de él parece girar toda la esfera. Los puntos de intersección
del eje del mundo con la esfera celeste constituyen los polos celestes. De éstos, el que se
ve desde el hemisferio norte es el Polo Boreal, Artico o Norte, que coincide prácticamente con la Estrella Polar y el que se ve desde el hemisferio sur, se llama Polo Austral,
Antártico o Sur, punto en el cual no existe ninguna estrella brillante a destacar.
El plano perpendicular al eje terrestre, por el centro del planeta, forma el ecuador
terrestre y su intersección con la esfera celeste forma el Ecuador celeste. Los planos
paralelos al ecuador determinan sobre la esfera celeste unos círculos menores llamados
Paralelos celestes o Círculos diurnos. De los paralelos que describen las estrellas a lo
largo del día, unos cortan el horizonte del lugar de observación, de modo que las vemos
salir y luego ocultarse. Otros paralelos están enteramente sobre el horizonte y las estrellas que describen estos paralelos no salen ni se ponen, están siempre sobre el horizonte
y se llaman estrellas circumpolares. Una de ellas es la estrella Polar, y describe un círculo tan pequeño que parece inmóvil.
El punto que está en la perpendicular del observador se denomina Cenit. El punto
opuesto, situado bajo los pies del observador, se denomina Nadir. El círculo máximo
perpendicular a la vertical del lugar se le llama Horizonte del lugar. Dicho horizonte
divide a la esfera celeste en dos hemisferios: el hemisferio superior o visible y el inferior o invisible.
Todo plano que pasa por del eje del mundo determina sobre la esfera celeste unos
círculos máximos llamados Meridianos Celestes. Cuando dicho meridiano pasa por el
cenit y los polos se llama Meridiano local o Meridiano del lugar. Se llama Meridiana a
la recta que resulta de la intersección del plano meridiano del lugar con el plano horizonte. Esta meridiana corta a la esfera celeste en dos puntos diametralmente opuestos y
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el más próximo al polo boreal se llama Norte o Septentrión (designado por N) mientras
que el opuesto se llama Sur o Mediodía (designado por S). La recta perpendicular a la
meridiana determina en la esfera celeste los puntos cardinales Este u Oriente (designado
por E) y Oeste u Occidente (designado por W). El meridiano que pasa por el cenit y por
los puntos este y oeste recibe el nombre de Primer vertical.
A los círculos menores de la esfera celeste paralelos al horizonte se les llama Almucantarates. Finalmente llamamos Orto de un astro a su salida sobre el horizonte y
Ocaso a su puesta. El paso de un astro por el meridiano del lugar se llama Culminación.
Se denomina Orto helíaco al orto de un astro que se produce al mismo tiempo que el
orto del Sol.
Empleando como sistema de referencia el llamado sistema topocéntrico, en el cual
se considera a un observador ocupando el centro del universo, se comprueba que las
estrellas y los demás astros giran a nuestro alrededor. Se ven moverse de Este a Oeste
dando la sensación de que la bóveda celeste está girando alrededor de la Tierra. Si nos
fijamos en el lugar que ocupa en el cielo una estrella o una constelación a una hora determinada, al día siguiente a la misma hora, parece estar en el mismo sitio, pero realmente cada día adelanta casi 4 minutos, lo que equivale a un arco de 1°. Cada 15 días
adelanta 1 hora (arco de 15º) y a los 6 meses, la encontramos en posición opuesta. Igual
ocurrirá con las restantes constelaciones. Tomando como punto fijo de orientación, la
estrella Polar, se reconoce que todo el movimiento estelar se realiza con respecto a este
punto, en un sentido antihorario, que a efectos astronómicos se llama sentido directo.
La observación del movimiento estelar permite establecer las siguientes reglas:
a) El movimiento diurno es circular.
b) Es uniforme, o sea en tiempos iguales recorre arcos iguales.
c) Es paralelo, los círculos que describes las estrellas son paralelos.
d) Es isócrono, las estrellas emplean el mismo tiempo en realizar una vuelta.
e) Es invariable, no varían las posiciones relativas entre ellas.
f) Es retrógrado, giran en sentido antihorario.
3.3. Movimiento del Sol.
La duración del día y la noche es diferente a lo largo del año, desde el 22 de diciembre, que es el día más corto (el de menos horas desde el orto al ocaso del Sol) hasta
el 22 de junio, que es el día más largo (el de más horas desde el orto al ocaso del Sol) la
duración del día varía progresivamente. Estas dos fechas se denominan solsticios de
invierno y de verano, respectivamente porque en ellas parece que el Sol finaliza su carrera para reanudarla en sentido contrario. Otras dos fechas intermedias, el 21 de marzo
y el 23 de septiembre en las cuales, el día y la noche duran el mismo número de horas,
se denominan equinoccios de primavera y otoño, respectivamente.
Estos hechos se deben a que el Sol, participa también en el aparente movimiento
diurno y si bien las estrellas conservan sensiblemente las mismas posiciones en la esfera
celeste, la posición del Sol cambia constantemente por tener además un movimiento
propio, como lo demuestran los siguientes hechos:
a) Los puntos del horizonte por donde sale y se pone el Sol, varían constantemente. El 21 de marzo (equinoccio de primavera), el Sol sale por el Este y se pone por
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el Oeste. En los días siguientes, estos puntos de orto y ocaso van desplazándose hacia el
Norte, hasta el 21 de Junio (solsticio de verano) que alcanza su posición extrema. En los
siguientes días estos puntos se aproximan al Este
y Oeste, cuyas posiciones vuelven a ocupar el 23
de septiembre (equinoccio de otoño). Luego se
acercan hacia el Sur hasta el 22 de diciembre
(solsticio de invierno) del cual se alejan después
hacia los puntos Este y Oeste, completando el
año.
b) La altura del Sol sobre el horizonte del
lugar va creciendo desde principio de invierno
hasta final de primavera (inicio del verano) y decrece luego desde principio de verano hasta final
de otoño (inicio de invierno). El recorrido diurno
del Sol el 22 de diciembre pasa por un paralelo de
latitud Sur 23°27' llamado Trópico de CapricorFIG. 9
nio. En los equinoccios el Sol pasa por el ecuador
celeste y el 22 de junio pasa por otro círculo paralelo de latitud Norte 23°27'llamado
Trópico de Cáncer.
En un punto de la Tierra a 66°33' (o sea 90º−23°27') de latitud, se pone el Sol durante las 24 horas del día en que se produce el solsticio de verano. Este punto determina
el Círculo Polar Artico y en tal fecha el Sol a medianoche pasa rozando el horizonte
pero vuelve a remontarse sin ocultación. En esta zona, el día o verano polar dura seis
meses y la noche o invierno polar dura otros 6 meses. El Sol no desaparece, en el primer
caso y no aparece en el segundo. Fenómenos iguales, pero en fechas inversas, ocurren
en el Polo Sur, dentro del Círculo Polar Antártico.
b) Paso del Sol a través de distintas constelaciones. Si el Sol y las estrellas fueran visibles
simultáneamente, sería fácil comprobar el movimiento del Sol en la esfera ce leste, pero a falta de
ello, puede verificarse el fenómeno observando el
aspecto del cielo en diversas épocas del año y en
momentos en que el Sol ocupa una determinada
posición respecto al horizonte. Se aprecia así que
el Sol atraviesa a lo largo del año, zonas con distintos grupos de estrellas o constelaciones.
FIG. 10
3.4. La Eclíptica.
La trayectoria que sigue el Sol en el cielo en su movimiento aparente alrededor de
la Tierra recibe el nombre de Eclíptica. Esta trayectoria, en la esfera celeste, es un círculo máximo que forma con el ecuador celeste un ángulo de 23°27' que se llama inclinación del Sol u oblicuidad de la eclíptica. La denominación de eclíptica proviene del
hecho de que los eclipses no son posibles más que cuando la Luna se encuentra sobre
dicho círculo o muy próximo a él.
En la eclíptica destacan cuatro puntos ya mencionados, que son:
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1º. El punto donde el Sol alcanza su máxima altura sobre el ecuador en el hemisferio Norte. Esto ocurre el 21 de junio y señala el comienzo del verano en el hemisferio
Norte y el comienzo del invierno en el hemisferio Sur. Es el Trópico de Cáncer.
2º. El 22 de septiembre, el Sol corta al ecuador celeste en el llamado punto Libra.
Corresponde a la entrada del otoño en el hemisferio Norte.
3º. El 21 de diciembre llega al Trópico de Capricornio, punto más bajo del Sol,
visto desde el hemisferio Norte. Indica el comienzo del invierno.
4º. El 21 de Marzo, cruza nuevamente el ecuador, y el Sol se encuentra en el
punto Aries. Indica el comienzo de la primavera.
Estos cuatro puntos marcan el inicio de una diferencia de radiación solar que se da
a lo largo del año y que condicionan las estaciones.
La intersección de la eclíptica con el ecuador celeste en el equinoccio de primavera (equinoccio vernal), el 21 de marzo, se llama punto Aries o punto Vernal. Esta denominación se debe a que cuando la astronomía helénica determinó las reglas del movimiento aparente celeste, ese punto se encontraba en la constelación de Aries. El punto
Aries de aquella época se ha desplazado más de 30º y ahora se encuentra en la constelación de Piscis, o sea ha retrogradado una constelación entera, debido a la precesión de
los equinoccios y está próximo a entrar en Acuario.
3.5. Medida del tiempo: día, semana, mes, año.
El tiempo puede definirse como aquella variable que expresa la sucesión de un fenómeno y su duración. Ello implica un concepto de movimiento, ya que si todos los
astros se encontraran inmóviles en el Universo careceríamos de referencia para percibir
la existencia de un tiempo astronómico. La Astronomía de posición proporciona un
método de precisión para la medida del tiempo y se basa en considerar el movimiento
continuo de un sistema físico que tenga lugar a velocidad constante (rotación de la Tierra, traslación del Sol, traslación de la Luna, etc.).
La primera unidad de medida del tiempo fue el día, considerado como un ciclo
completo de luz y oscuridad. Más tarde se introdujo el año, referido al Sol y el mes referido a la Luna.
En términos generales, el Día es el tiempo que necesita la Tierra para dar una vuelta alrededor de su propio eje.
Para su determinación se necesita una referencia. Se presentan tres puntos de referencia diferentes: el Sol, una estrella lejana y el punto Aries. Sin embargo, estos tres puntos dan tres duraciones distintas para el día.
El día sideral es el intervalo de tiempo transcurrido
entre dos pasos consecutivos de una estrella determinada
por el meridiano del lugar. Tiene una duración de 23h , 56m
y 4'091s y coincide con el período de rotación de la Tierra.
El día sidéreo es el intervalo de tiempo transcurrido
entre dos pasos consecutivos del punto Aries por el meridiano del lugar. Como dicho punto Aries retrograda 50 seg
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de arco al año, resulta que el día sideral es 50/365=0'14 s/día mayor que el día sidéreo.
El día solar verdadero es el intervalo de tiempo transcurrido entre dos pasos consecutivos del Sol por el meridiano del lugar. Los días solares así definidos, no son todos
iguales a lo largo del año debido al carácter elíptico de la órbita de la Tierra. En la vida
civil, utilizamos el día solar medio, que representa la media aritmética de todos los días
solares verdaderos.
El intervalo de tiempo entre el día solar verdadero y el día solar medio es lo que se
llama Ecuación del tiempo y su valor se puede visualizar comparando la hora del reloj
con la hora marcada por el reloj de sol. En dicha ecuación del tiempo, los valores obtenidos unas veces son positivos y otras negativos. Dichos valores están tabulados en las
efemérides astronómicas.
Todos los lugares de igual longitud geográfica tienen su propio tiempo local. Si
nos regimos por el Sol verdadero, hablaremos de tiempo local verdadero, que es el que
marca un reloj de Sol; y si nos regimos por el Sol medio, obtendremos el tiempo local
medio. Con el fin de no tener que atrasar o adelantar relojes, se han introducidos los
husos horarios, resultantes de dividir la Tierra en 24 zonas de 15° que van del polo
Norte al polo Sur y dentro de cada huso rige la misma hora, aunque las líneas divisorias
de los husos no son meridianos exactamente, sino que se adaptan a las fronteras de los
países. Al caminar hacia el Este la hora se va adelantando y el viajero tendría que adelantar continuamente su reloj y al término de su viaje alrededor del mundo se encontraría con un día de ventaja respecto de la localidad de partida.
La Semana de siete días está relacionada con las fases de la Luna. Su origen es judío y corresponde a los días de la creación según el Génesis. Su empleo en Occidente
fue posterior al siglo III d.C. Los nombres de los cinco primeros días, corresponden a
los astros Luna, Marte, Mercurio, Júpiter y Venus. El Sábado es el día hebreo de igual
nombre y el Domingo (dies dominica) es el día del Señor, si bien esto sucede en los
países latinos pues en los anglosajones es el día del Sol (Sunday).
El Mes nace de los calendarios lunares. Las fases de la Luna dieron lugar a una de
las primeras formas de cómputo del tiempo mediante los calendarios lunares. Todos los
calendarios de la antigüedad, salvo el egipcio, se elaboraron con base al calendario lunar: el mesopotámico (12 meses de 29 días), el judío (que incluía periódicamente un
mes suplementario), el griego (12 meses de 30 días), el musulmán, empleado todavía en
muchos países árabes (12 meses de 29 y 30 días alternativamente) se inicia en la Héjira
o día de la huida de Mahoma de Medina a la Meca, el 15 de Julio de 622.
El Año es el tiempo que transcurre durante una revolución completa de la Tierra
en su órbita alrededor del Sol. Debido a que para medir una revolución completa hay
que fijar una referencia, la astronomía conoce otros tipos de años, definidos de forma
diferente y con duración diferente.
Se llama año sidéreo al tiempo que transcurre entre dos pasos sucesivos del Sol
por una misma posición entre las estrellas. Su duración es de 365'25636 días solares
medios, o sea, 365 días, 6 horas, 9 minutos y 9'55 segundos.
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Se llama año trópico al tiempo transcurrido entre dos pasos sucesivos del Sol por
el punto de Aries. Corresponde a nuestro año solar y su duración es de 365'24220 días,
o sea, 365 días, 5 horas, 48 minutos y 45'57 segundos.
Se llama año anomalístico al tiempo que transcurre entre dos pasos sucesivos de
la Tierra por el Perihelio. Su duración es de 365'25954 días solares, o sea, 365 días, 6
horas, 13 minutos y 53'21 segundos.
Se llama año civil al año de uso, que por razones prácticas debe comprender un
número entero de días. Tiene una duración de 365 ó 366 días.
Calendario. Es la distribución del tiempo en períodos adecuados a las necesidades
civiles y religiosas de las sociedades. Dichos períodos son el año, los meses, las semanas y los días. Los egipcios fueron los primeros en establecer un calendario solar y
constaba de 12 meses de 30 días cada uno y 5 días suplementarios llamados días inciertos. El inicio del año era el día en que la estrella Sirio se hacía visible por encima
del horizonte, pues esa fecha coincidía con la crecida del Nilo.
En la época de los romanos, Julio César estableció el llamado calendario juliano,
en el que el año quedó dividido en 12 meses de 30 ó 31 días, excepto febrero, que tenía
28 días, con un total de 365 días a los que se añadía un día más cada 4 años. Ello daba
lugar a 3 años normales y 1 anormal llamado bisiesto. Este año bisiesto tenía 366 días y
el día extra se añadía al final del año, pues los romanos empezaban el año en Marzo.
Este año juliano resultó ser unos 11 minutos más largo que el año trópico, lo que supone
unas 18 horas de más por siglo, diferencia que acumulada siglo a siglo dio lugar a una
diferencia apreciable en el siglo XVI, en que se hizo una reforma.
La reforma del calendario, realizada en 1582 por el papa Gregorio XIII, tuvo por
objeto conseguir la concordancia entre el año juliano y el año trópico puesto que el primero excedía al segundo en 3 días cada 400 años. En esta época el adelanto del calendario juliano era de unos 10 días con respecto al año trópico. Así, la reforma consistió en
suprimir 10 días, de forma que el día siguiente al 4 de octubre de 1582 fue el 15 de octubre de 1582, estableciéndose además que los años seculares (últimos de cada siglo)
sólo fuesen bisiestos si los dos primeros números son múltiplos de 4, como 1600, 2000,
2400... (1700, 1800 y 1900 no han sido por tanto bisiestos). De esta manera, la duración
del año gregoriano quedó fijada en 365'2425 días, o sea, 365 días, 5 horas 49 minutos y
12 segundos, es decir, con un error respecto al año trópico de un día cada 3323 años.
3.6. Coordenadas astronómicas.
El problema que trata de resolver la Astronomía de posición es determinar la posición de los astros en el firmamento, independientemente de la enorme distancia a la que
se encuentran.
La Tierra puede considerarse como un punto en el espacio, centro de la esfera celeste, sobre cuya superficie se sitúan las posiciones aparentes de los astros. De este modo puede calcularse la distancia angular entre dos astros que es el arco de círculo máximo comprendido entre ellos. Para ello necesitamos un sistema determinado de coordenadas esféricas, formado por:
a) Un eje llamado eje fundamental o de referencia.
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b) Un círculo máximo en plano perpendicular al eje, llamado circulo fundamental.
c) Dos coordenadas, una sobre el círculo fundamental y la otra sobre los semicírculos máximos que pasan por los polos celestes.
d) Un sentido de medición de los arcos, que es directo si se efectúa en sentido antihorario y retrógrado en sentido horario.
Coordenadas altacimutales y horizontales. Están referidas al horizonte del observador. El origen del sistema de coordenadas es un punto de la superficie terrestre y el
eje fundamental es la vertical del lugar (dirección de la plomada). Su intersección con la
esfera celeste se llama cenit y el opuesto nadir. El círculo fundamental es el horizonte del lugar y los círculos
menores paralelos al mismo se llaman almucantarates.
Los círculos máximos que pasan por el cenit, el astro y
el nadir se llama círculo vertical o vertical del astro.
Las coordenadas horizontales son la altura o altitud y el acimut. La primera es la distancia angular
entre el horizonte y el astro y se mide de 0° a 90° a
partir del horizonte, tiene signo positivo/negativo para
FIG. 12
astros por encima/debajo de éste. Esta representado por
h (fig.12). A veces se emplea la distancia cenital Z, distancia angular entre el astro y el
cenit: Z=90°-h. El acimut es el arco de horizonte en sentido retrógrado desde el punto
Sur hasta la vertical del astro. Su valor va de 0° a 360° y está representado por a.
Los instrumentos utilizados para determinar las coordenadas horizontales son el
teodolito, que permite determinar las dos coordenadas simultáneamente, y el sextante.
Coordenadas horarias o ecuatoriales locales.- Con origen en el centro de la Tierra, el eje fundamental es el eje del mundo que corta a la esfera celeste en los polos celestes. El plano fundamental es el ecuador celeste y los círculos menores paralelos al
mismo son los paralelos celestes o círculos diurnos de declinación.
Las coordenadas horarias son: el ángulo horario y
la declinación. El primero es el arco de ecuador celeste,
medido en sentido retrógrado, desde la intersección del
meridiano del lugar y el ecuador hasta el círculo horario
del astro. Se mide en Horas, Minutos y Segundos desde
0 a 24 horas y se representa por H (fig.13).
La declinación es el arco de circulo horario entre
el ecuador celeste y el astro, medido entre 0º y 90° a
partir del ecuador. Su valor es positivo/negativo para un
astro situado en el hemisferio Boreal/Austral. Se representa por D.
FIG. 13
Con frecuencia se mide la distancia polar, en lugar de la declinación, que es el arco de círculo horario desde el polo celeste hasta el astro y está relacionada con la declinación por p+D=90°. Por ser uniforme el movimiento diurno, el tiempo puede ser medido en unidades angulares. Así, como 360° corresponde a 24 horas, 1 hora=15°.
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Para determinar las coordenadas horarias se utiliza el anteojo meridiano que permite determinar directamente la declinación. El ángulo horario se calcula a partir de la
hora de paso del astro por la vertical del lugar.
Coordenadas ecuatoriales absolutas. Están referidas al ecuador celeste y se llaman también coordenadas celestes o uranográficas. Surgieron por la necesidad de obtener unas coordenadas que sean constantes y no dependan del tiempo.
El eje fundamental es el mismo que el del sistema
de coordenadas horarias, así como los demás elementos. Las coordenadas ecuatoriales absolutas son: la declinación y la ascensión recta. La declinación ya fue
definida en el sistema de coordenadas horarias. La ascensión recta es el arco de ecuador celeste en sentido
directo a partir del punto Aries hasta el meridiano del
astro. Varía de 0 a 24 horas y se representa por a
(fig.14).
FIG. 14
Como el punto Aries es común para todos los observadores, las coordenadas ecuatoriales son universales y permanecen constantes en el
tiempo. Para su determinación se emplea, el anteojo meridiano.
Coordenadas eclípticas. Están referidas a la eclíptica y son las más útiles para el
estudio de los planetas ya que éstos se mueven dentro de dicha franja.
El eje fundamental es el eje de la eclíptica que corta
a la esfera celeste en dos puntos llamados polos de la
eclíptica. El círculo fundamental es la eclíptica y los círculos máximos que pasan por los polos se denominan máximos de longitud y de ellos, aquel que pasa por el punto
Aries recibe el nombre de primer máximo de lo ngitud.
Las coordenadas eclípticas son: la longitud celeste y
la latitud celeste. La primera es el arco de eclíptica mediFIG. 15
do en sentido directo desde el punto Aries (γ) hasta el máximo de longitud de un astro; se mide en grados desde 0º a 360º y se representa por λ.
La latitud celeste es la longitud del arco máximo que pasa por el astro, desde el propio
astro a la eclíptica. Su valor oscila entre 0° y 90º y se representa por β.
Estas coordenadas también son universales pues no dependen del lugar, ni del
instante en que se efectúa la observación. Sus valores se calculan a partir de las coordenadas ecuatoriales utilizando determinadas relaciones entre triángulos esféricos trazados
sobre la bóveda celeste.
3.7. Constelaciones.
Los antiguos vieron en las inmutables posiciones de las estrellas, representaciones
de animales, dioses y cosas, simbolizadas en el cielo, que servían para poderse orientar.
Estas agrupaciones estelares se llaman constelaciones. Todo el cielo está dividido en
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áreas con límites precisos y cada área contiene una de las antiguas constelaciones que le
da el nombre a dicha zona.
La constelación no tiene ningún significado físico objetivo, es solamente una región del cielo con estrellas enmarcadas en unos límites que siguen siempre meridianos y
paralelos celestes. Por comodidad, esta subdivisión del cielo ha perdurado hasta hoy
permitiendo una ventajosa localización y nomenclatura de las estrellas luminosas. Las
constelaciones son en total 88; de éstas 48 han llegado hasta nosotros desde la antigüedad y 40 han sido introducidas en época moderna (casi todas las nuevas constelaciones
se encuentran en el hemisferio austral que era desconocido para las antiguas civilizaciones mediterráneas).
El Zodíaco es el nombre dado a una franja extensa de la esfera celeste limitada por
dos planos paralelos a la eclíptica situados a una distancia angular de ±8'5º y que los
antiguos griegos nombraron así como zona o casa de animales, porque casi todas las
constelaciones de ella recuerdan la figura de un animal. Dentro de esta franja se mueven
aparentemente el Sol, la Luna y los planetas a excepción del Plutón. Esta zona se dividió en 12 sectores de 30° cada uno que se distinguían por el nombre de la constelación
respectiva y se denominaron signos del zodíaco.
4. OBSERVACIÓN Y MEDIDA EN ASTROFÍSICA
4.1. Observación en la antigüedad.
Desde el comienzo de la historia y en todas las civilizaciones, el hombre ha mirado al cielo y ha observado y tratado de medir las posiciones de los astros, en un intento
de medir el tiempo, establecer el curso de las estaciones, que servirá de guía a la agricultura, determinar posiciones fijas en el firmamento que le sirviera de orientación en
viajes y expediciones. Ya los egipcios construyeron relojes de sol y de agua, realizaban
observaciones celestes desde las terrazas de los templos recurriendo a métodos geométricos y utilizando obeliscos y pirámides. Los babilonios poseían puestos fijos de observación con sencillos instrumentos como la esfera armilar y otros instrumentos rud imentarios para situar estrellas. Los griegos construyeron cuadrantes y esferas armilares,
para enfocar estrellas y así prepararon sus catálogos de estrellas.
El último gran observatorio sin telescopios ópticos fue el del astrónomo alemán
Tycho-Brahe, en la isla Hveen, Alemania, construido en 1576 y disponía de puestos de
observación a las cuatro direcciones celestes.
4.2. Observación óptica instrumental.
El primer instrumento de observación astronómica fue el anteojo astronómico,
que data de 1608, y fue empleado por Galileo que descubrió en 1610, cuatro satélites de
Júpiter, y fue un memorable acontecimiento en la historia de la Astronomía. En adelante
no se interrumpió la cadena de descubrimientos con el anteojo astronómico y los instrumentos derivados de él, más desarrollados.
Los anteojos astronómicos o telescopios utilizados en la observación de la luz visible, se dividen en dos tipos:
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1. Telescopios refractores, construidos con lentes ópticas o sistemas de le ntes.
2. Telescopios reflectores, construidos mediante espejos cóncavos.
Al grupo de los primeros pertenece, el anteojo de Kepler, formado esencialmente
por dos lentes, el objetivo y el ocular. El objetivo, que está del lado del objeto a observar, hace converger a un punto, llamado foco, la imagen de un objeto alejado, y dicha
imagen próxima es enfocada por el ojo a través de una lente o lupa, el ocular, que produce una imagen invertida del objeto. Para la eficacia de un telescopio astronómico no
es decisiva la ampliación, sino el diámetro y abertura del objetivo ya que decide cuánta
luz procedente de un astro quizás muy lejano, puede impresionar la placa fotográfica o
la retina del ojo. Cuanto mayor sea el objetivo tantas más estrellas de luminosidad escasa
podremos observar. Sin embargo las mayores ampliaciones se consiguen con objetivos
FIG. 16
de largas distancias focales.
Los telescopios de la época pionera tenían largas distancias focales pero escaso
diámetro en el objetivo. Johann Hevel construyó en Danzig un telescopio de 45 metros
de largo, que se movía mediante un mástil y un aparejo. Estos aparatos carecían de tubo
y se les llamaron anteojos aéreos. No pudieron eliminar la anomalía de color o sea la
aberración cromática, hasta la época de Joseph Fraunhofer.
Al grupo de los segundos, telescopios reflectores, pertenece el telescopio construido por Newton en 1671. Está formado por un tubo que dispone de un espejo cóncavo
en su fondo, y a la distancia focal del espejo en el eje del tubo, dispone de un espejo
captor de tal manera que los rayos procedentes del espejo cóncavo, antes de su unión en
el punto focal, son reflejados a un lado en ángulo recto (fig.17). El ocular se disponía
lateralmente.
FIG. 17
FIG. 18
De los habituales sistemas de construcción empleados hoy, citaremos el telescopio
de Cassegrain, (fig.18), donde el espejo captor enfoca los rayos hacia una perforación en
el centro del espejo principal, donde se sitúa el ocular.
La ventaja del telescopio de reflexión sobre el telescopio de refracción o lenticular
es que no presenta dispersión de colores o aberración cromática. Los telescopios giga ntescos son, en general, reflectores, debido a que resulta muy difícil construir lentes de
más de un metro de diámetro. Destacaremos que el mayor telescopio reflector construido está situado en el observatorio del Monte Palomar, en California, a 1700 m de altura,
que posee una cúpula de 41 m de alta, que encierra el telescopio reflector con un espejo
de 5 metros de diámetro. Todo el instrumento pesa 500 Tm, nada en una capa de aceite
muy fina y un diminuto motor sincrónico de sólo 60 watios basta para hacer seguir al
telescopio el curso de las estrellas.
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4.3. Cartografía fotográfica.
El gran avance de la Astronomía en las últimas décadas se debió a la utilización
de la técnica fotográfica. Las ventajas de la exploración fotográfica tienen dos causas: a)
La exposición fotográfica prolongada en el cielo logra captar estrellas, que por lejanas
no serían perceptibles por el ojo a través del telescopio, pues el ojo percibe imágenes
instantáneas. b) La fotografía permite hacer numerosas tomas en una sola noche, de
cielo despejado, que luego durante el día y en noches de mal tiempo, podrán analizarse
y estudiarse detenidamente.
Para fotografiar el cielo no se emplean los mismos instrumentos que para la observación directa visual. La mayor sensibilidad del ojo corresponde a una zona de color
algo distinta de la zona de color más activa para la placa fotográfica normal, por lo que
hay que modificar ligeramente los objetivos fotográficos.
Mediante la técnica fotográfica se ha logrado confeccionar catálogos y atlas celestes, de los que destacamos el catálogo Sky Survey que confeccionó el Observatorio
de Monte Palomar y que contiene más de 500 millones de estrellas fotografiadas con el
potente telescopio de 126 cm de apertura fotográfica y que posteriormente fue ampliado
con otras fotografías obtenidas por telescopios instalados en Australia y los Andes chilenos, que ha ampliado el archivo de estrellas en más de 3.000 millones.
4.4. Observación en radiofrecuencia.
En 1931, K.Jansky descubrió que el centro de la vía Láctea (hacia la constelación
de Sagitario) era una fuente emisora de radiaciones de onda corta y en 1942, técnicos
ingleses identificaron al Sol como emisor de ondas hertzianas.
La atmósfera de la Tierra absorbe gran parte de las radiaciones que proceden del
universo. Hasta entonces solo se podía mirar a través de la pequeña “ventana” de la luz
(0'4 a 0'8 µm de longitud de onda λ). La radiación ultravioleta es absorbida por la ozonosfera, los rayos X, son absorbidos en la Ionosfera y la radiación infrarroja es consid erablemente absorbida por el vapor del agua y el dióxido de carbono. Sólo para las ondas
mas largas se hace transparente la atmósfera terrestre. Una nueva “ventana” para el estudio del Universo queda abierta incluso para cualquier estado del tiempo y a cualquier
hora, y es la zona de longitudes de onda comprendida entre 1 cm y 15 metros correspondiente a las ondas hertzianas.
Los aparatos captores de estas emisiones de ondas cortas, llamados radiotelescopios, tendrán una sensibilidad que dependerá del tamaño de sus antenas. Deben construirse gigantescos instrumentos de esta clase para poder descubrir la situación de una
fuente cósmica de radioondas y para poder separar perceptiblemente dos fuentes estrechamente próximas. Las radiaciones cósmicas pueden ser oídas como crujidos en un
altavoz, o registradas según su potencia en una banda registradora. Las antenas de los
radiotelescopios son parabólicas construidas de metal y su poder de resolución es proporcional al diámetro de los mismos.
Los objetos más potentes del universo son las radiogalaxias y los quasars que se
están observando ahora con el mayor detalle mediante redes de radiotelescopios que se
extienden a través de los continentes e incluso a través de los océanos. La técnica que
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posibilita estas observaciones de gran resolución es la interferometría. Se han obtenido
imágenes de algunos de los objetos del universo más alejados, con resoluciones que se
acercan a 0'0001 segundos de arco (aproximadamente un palmo en la superficie de la
Luna).
4.5. Observación supraatmosférica.
Desde 1962 se vienen realizando observaciones con detectores de rayos X transportados por encima de la atmósfera mediante cohetes, ya que la absorción que la atmósfera presenta a la radiación de frecuencia superior al visible impide “ver” el Unive rso en estas gamas de frecuencias. En 1978 se lanzó y se puso en órbitas el observatorio
de rayos X llamado observatorio Einstein. Constituye para los astrónomos un telescopio
cuya sensibilidad a los rayos X iguala a la de los instrumentos ópticos y a los radiotelescopios.
El observatorio Einstein ha logrado registrar, en la banda de rayos X, todas las
clases importantes de objetos astronómicos cuyas emisiones ópticas y de radio han podido ser detectadas con los mayores telescopios de tierra. Cada día, desde una órbita de
500 Km sobre la superficie, el observatorio Einstein registra las emisiones en rayos X
de 10 a 12 regiones del cielo seleccionadas previamente y transmite las observaciones a
varios grandes radiotelescopios del mundo. El telescopio se puede apuntar con la precisión de 1 minuto de arco y proporciona una resolución en rayos X de 4" de arco.
Este observatorio ha examinado más de 3000 campos celestes registrando numerosas nuevas fuentes intensas de rayos X. El volumen de nueva información es tan
grande que los astrónomos tardarán años en analizarla. Consecuencia de estas investigaciones puede decirse que las estrellas normales emiten más radiación X de lo que se
había previsto. Ha aumentado el número de sistemas binarios conocidos en los que se
traspasa masa de una estrella grande a una pequeña compañera ultradensa (estrella de
neutrones o agujero negro). Se han descubierto emisiones de rayos X procedentes de los
más distantes quasars conocidos, que son objetos parecidos a estrellas cuyos enormes
corrimientos hacia el rojo indican que se están alejando a velocidades de hasta el 90%
de la velocidad de la luz.
Los procesos físicos que sufren los astros les hacen emitir también radiación electromagnética en bandas muy estrechas a energías superiores incluso a las de los rayos
X, en la zona de los rayos γ. Las líneas espectrales resultantes pueden detectarse con
instrumentos montados en globos o satélites y están comenzando a proporcionar información sobre procesos de alta energía y objetos que llaman la atención de los astrofísicos, tales como las supernovas, las estrellas de neutrones y fenómenos en el centro de
las galaxias. Las líneas del espectro de rayos γ se producen por las transiciones entre los
niveles de energía de los núcleos atómicos. El rayo γ es testimonio de una transición
nuclear específica.
Aunque este campo de investigación en rayos γ está aún en su infancia, las perspectivas son prometedoras y se podrán hacer observaciones en relación con la síntesis
cósmica de elementos químicos pesados, investigar la naturaleza y la masa de las estrellas de neutrones y sus fuertes campos magnéticos, estudiar los modelos de quasars, etc.
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4.6. El Telescopio Espacial.
El más moderno de los instrumentos de observación y medida en astronomía es el
Telescopio Espacial, puesto en órbita por la NASA alrededor de la Tierra, que tras unos
comienzos con funcionamiento muy imperfecto debido a las deficiencias y averías detectadas ha sido recientemente sometido a una espectacular reparación en medio de espacio y ha quedado en perfectas condiciones de uso. Constituirá un observatorio astronómico de múltiple uso. Tiene espejos primarios de 2'4 metros de diámetro capaz de
concentrar radiación en toda la parte óptica de espectro y registrará imágenes astronómicas de resolución extremadamente alta, detectará objetos extremadamente débiles,
recogerá datos espectrográficos y hará medidas muy precisas de la posición de las
fuentes radiantes.
Está dotado de instrumentos adecuados que responderán a ondas electromagnéticas de longitudes de onda entre 115 nm en la región del ultravioleta lejano hasta 1 mm
en el infrarrojo lejano. Otros instrumentos son: cámara gran angular/planetaria, cámara
para objetos débiles, espectrógrafo de objetos débiles, espectrógrafo de alta resolución y
fotómetro de alta velocidad. El sistema de orientación le conferirá capacidad astrométrica. Se incorporarán en el futuro otros instrumentos entre ellos un detector de radiación
infrarroja.
4.7. Observación en el infrarrojo.
La región del infrarrojo constituye una fuente de información espectacular para el
astrofísico, pues muchos objetos (por ejemplo los de materia fría y sólida) radian casi
toda su energía en el infrarrojo. Otros sucesos, como nacimiento de estrellas y condensación de sistemas planetarios, se contemplan de manera óptima en el infrarrojo. El Satélite Astronómico Infrarrojo (IRAS) ha realizado exploraciones exhaustivas del cielo,
cubriendo un amplio dominio de frecuencias en el infrarrojo. Con los datos enviados por
el satélite se han compilado mapas de brillo del cielo en cuatro bandas de longitudes de
onda del infrarrojo y se han catalogado 250.000 fuentes discretas de emisión infrarroja.
Dentro del sistema solar, el satélite detectó nuevos cometas y dos tenues bandas
de polvo por encima y por debajo del cinturón de asteroides. Halló una extensa banda de
materia sólida alrededor de una estrella próxima, lo que puede interpretarse como un
estado primitivo de la formación de un sistema planetario. Se observaron estrellas recién
nacidas envueltas todavía en el velo de gas y polvo del que se habían condensado y proporcionó una visión clara y panorámica del núcleo de la Vía Láctea.
5. ORIGEN, EVOLUCION Y ESTRUCTURA DEL UNIVERSO
5.1. El origen del Universo.
La Cosmología, como ciencia que estudia el Universo como conjunto, no se desarrolló hasta que Einstein propuso en 1915, la Teoría de la Relatividad General, donde se
daba una nueva visión de la gravitación universal. Esta teoría conducía inevitablemente
a la idea de que el Universo no podía ser estático, idea tan absurda que el propio Einstein se negó a aceptar. Convencido de que el cosmos era inmóvil y eterno, introdujo en
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sus ecuaciones un término llamado constante cosmológica para construir un universo
estático, lo que calificó más tarde como el mayor error de su vida.
El ruso A.Friedmann en 1922, reexaminando las ecuaciones de relatividad, llegó a
la conclusión de que el Universo tenía que ser evolutivo, predicción confirmada por
Edwin Hubble en 1922, al descubrir la fuga de las galaxias o sea la expansión del Universo. El Universo evoluciona, luego tiene un futuro y también tiene un pasado.
A escala cósmica, las unidades fundamentales del Universo son las galaxias, concentraciones de millones de estrellas y gas interestelar con dimensiones de millones de
años-luz. Debido a la gravedad se han acumulado en archipiélagos más o menos grandes
llamados cúmulos de galaxias. Millones de galaxias están dispersas en el espacio observable y se alejan de nosotros como se demuestra por el fuerte corrimiento hacia el rojo
de la luz que nos llega. El Universo se expande.
Si invertimos el mecanismo de expansión y retrocedemos hacia atrás en el tiempo,
tendremos a las galaxias mucho más cerca unas de otras, tanto más, cuanto más atrás se
retroceda en el tiempo, hasta llegar teóricamente a un instante inicial, tiempo cero, en el
que el espacio y la materia no tendría dimensión alguna y la temperatura así como la
densidad del fluido cósmico, comprimido hasta el extremo, serían infinitas. Esta singularidad en el tiempo cero, donde todo el espacio y la materia ocuparía un punto de dimensión cero, fue predicha por la teoría de relatividad general e indujo a George Gamow a proponer la teoría de la Gran Explosión o Big Bang.
Según esta teoría, la materia del Universo se hallaría, en el tiempo cero, hace unos
15.000.000.000 años, en una forma infinitamente caliente y condensada, en condiciones
tan extremas, que la física actual es incapaz de describir. Esta singularidad inicial estalló en una gigantesca explosión dando origen a la expansión que hoy observamos. Durante todo el tiempo transcurrido, la expansión ha enfriado el Universo hasta el aspecto
actual. La física de partículas elementales ha logrado reconstruir la historia del Universo
desde la primera millonésima de segundo después del tiempo cero. Al remontarnos al
tiempo cero, el Universo se hace más simple y las cuatro fuerzas fundamentales estaban
unificadas verosímilmente en una única fuerza. Debido al enfriamiento, a las rupturas
espontáneas de simetría ya otras causas más complejas, estas fuerzas unificadas, se diferenciaron y en el instante 10-6 s (una millonésima del tiempo cero) ya estaban presentes
las cuatro fuerzas actuando selectivamente sobre las partículas y la temperatura era lo
suficientemente baja como para que fueran estables las asociaciones de quarks forma ndo los protones y neutrones.
5.2. Evolución del Universo primitivo.
El Universo estaba constituido, en este instante, por una mezcla muy caliente,
(temperatura de 1013 K) de protones, neutrones, electrones, neutrinos y sus antipartículas que se aniquilaban entre sí cada partícula con su antipartícula para dar pares de fotones de altísima energía y simultáneamente se creaba un número equivalente de pares de
partículas por materialización de los fotones. Existía un equilibrio entre la materia y la
radiación, ambas con igual temperatura, pero este equilibrio no podía durar ya que la
expansión continuaba y la temperatura disminuía. Pronto la energía de los fotones no
fue suficiente para su materialización en pares de partículas y roto el equilibrio, la aniquilación de las partículas continuaba al mismo ritmo. Resultó que la mayoría de las
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partículas y antipartículas desaparecieron, empezando por las más masivas, hacia los
10−4 s del tiempo cero, cuando la temperatura, 1012 K, ya no era suficiente para regenerarlas. Subsistió, no obstante, un pequeño residuo de partículas sin sus antipartículas
correspondientes, y este residuo constituiría el Universo actual. Esto se debe, según se
cree, a que la probabilidad de que permanezca una partícula es ligeramente más elevada
que la probabilidad de que permanezca su antipartícula. La diferencia de estas probabilidades es ínfima, pero en el instante 10-36s debería de ser más elevada y suficiente para
permitir este residuo de partículas, de donde se ha formado el Universo actual.
La expansión continuó, y a un segundo del tiempo cero, la temperatura era tan
baja, 3000 millones K, que se impedía la materialización de electrones y se aniquilaron
con sus antipartículas, los positrones a excepción de un pequeño residuo que subsistió
por las mismas razones de asimetría mencionadas. El residuo de electrones neutralizó al
residuo de protones y se entró en la era radiativa, dominada por la alta densidad de
energía fotónica. Esta etapa estuvo marcada por la nucleosíntesis primordial, entre los 3
y 30 minutos del tiempo cero, cuando la temperatura era la adecuada para que protones
y neutrones se uniesen para formar núcleos ligeros, como helio, litio, etc. Antes de este
período, la temperatura era muy alta y provocaba la disociación de los núcleos formados, pero después la temperatura era demasiado baja y las reacciones de fusión nuclear
no tendrían lugar, salvo más tarde en las estrellas en formación.
En este período de nucleosíntesis primordial, se sintetizaron la mayoría de los núcleos ligeros como el deuterio, helio 3, litio 7 y sobre todo el helio 4, el más abundante
en el Universo después del hidrógeno. Durante la era radiativa, que duró hasta 700.000
años del tiempo cero, la densidad y la temperatura eran demasiado elevadas para que
pudieran subsistir átomos neutros. Apenas un electrón se combinaba con un protón para
formar hidrógeno, era inmediatamente disociado por los fotones energéticos ambientales. Al final de la era radiativa, la temperatura, de unos 3000 K permitía la existencia
estable de átomos neutros. Los electrones se asociaban a los núcleos para formar principalmente hidrógeno y helio. Estos átomos neutros, dejaban filtrar más fácilmente la radiación que anteriormente, cuando estaban disociados, y el Universo se vuelve transparente y la luz puede propagarse libremente.
Esta radiación ya libre, conserva un espectro característico de radiación térmica a
3000 K y es hoy perceptible. Es como ver el resplandor de la gran explosión inicial. Fue
descubierta en 1965 por Penzias y Wilson como radiación emitida por lugares muy distantes, que nos está alcanzando ahora, y por la expansión del Universo se produciría un
fuerte desplazamiento por efecto Doppler hacia frecuencias mucho menores que la frecuencia en sus orígenes. Por ello nos llega hoy día como radiación de microondas. Es lo
que se llama el ruido de fondo de microondas. La existencia de esta radiación (resplandor del Big-Bang) la fuga de las galaxias y la elevada abundancia de Helio-4 son el fundamento observacional en el que se basa la teoría del Big-Bang.
Tras la era radiativa, la evolución ha sido lenta y dominada por la fuerza gravit acional, única fuerza atractiva que tiene alcance infinito y afecta a toda la materia. La
acción conjunta de la Gravitación y la expansión ha dividido la materia, inicialmente
homogénea, en estructuras heterogéneas como cúmulos, galaxias, estrellas, planetas,
etc. En el núcleo de las estrellas se forjan, por reacciones nucleares, núcleos cada vez
más másicos como O, N, C y Fe que constituyen lo esencial de los sistemas planetarios.
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5.3. Evolución estelar.
La evolución de las estrellas plantea problemas fundamentales para la Astrofísica
y la Cosmología. En los últimos años, nuevos radiotelescopios y telescopios de infrarrojos han sondeado los lugares de nacimiento de estrellas y las observaciones indican
que el nacimiento de estrellas viene desencadenado por ondas de choque que atraviesan
gigantescas nubes de polvo y gas interestelar. Estas nubes ocultan en parte, las fases del
nacimiento estelar, por lo que no pueden observarse directamente y ha de explicarse
mediante modelos teóricos.
En la formación de estrellas subyace un concepto físico simple: el de la inestabilidad gravitatoria. Imaginemos una nube de gas, uniforme y estática, en el espacio. Supongamos que el gas se perturba por algún procedimiento como la onda de choque de
una explosión lejana, de forma que una pequeña región de la nube se haga un poco más
densa que el gas que le rodea. Por esta razón, el campo gravitatorio de esa pequeña región densa se volverá un poco más intenso. Al atraer más materia hacia sí, su gravedad
seguirá aumentando, lo que provocará una más intensa contracción. Al contraerse la
materia, su densidad crecerá, lo que incrementará aún más su gravedad de modo que
capturará más materia de la de alrededor y se contraerá más. Es lo que se llama el colapso gravitatorio y el proceso continuará hasta que la pequeña región de gas inicial
forme un campo gravitatoriamente ligado.
Una nube que se contraiga bajo la acción de su propia gravedad se calentará debido a que la energía gravitatoria de la materia que cae, se transforma en calor y por ello
aumentará considerablemente la presión interna de la nube gaseosa y esta presión elevada tenderá a expulsar la materia hacia fuera. Para que la acción hacia dentro de la gravedad supere a la acción hacia fuera de la presión interna y el gas se configure como
objeto ligado, es decir, una estrella, la región perturbada deberá ser lo suficientemente
masiva para contraerse a pesar de la presión interna.
Describiremos la secuencia de acontecimientos en la formación de la estrella a
partir de una nube de gas. Las nubes moleculares originarias, constan de polvo y gases
con hidrógeno como componente principal. Una nube molecular típica puede tener un
diámetro de 200 o más años-luz, con masas de 100.000 veces la del Sol, densidades de
unas 1000 moléculas/cm3 y temperaturas de 15 a 20 K. Una porción de esta nube se
vuelve gravitatoriamente inestable y comienza el colapso gravitatorio. La parte inestable
se contrae y se hace más densa y caliente. El núcleo del fragmento aumenta su densidad
más rápidamente que sus capas exteriores y colapsa más deprisa que dichas capas, calentándose fuertemente. En 10.000 ó 100.000 años, la temperatura interna alcanza los 8
ó 10 millones de grados K, que es la temperatura a la que se inician las reacciones termonucleares de fusión o unión de dos átomos de hidrógeno para formar helio con un
enorme desprendimiento de energía. Se genera tanto calor que la presión interna en el
núcleo aumenta lo suficiente como para detener el colapso gravitatorio, estableciéndose
un perfecto equilibrio que durará mientras no se agote el combustible nuclear, es decir,
el hidrógeno. Ha nacido una estrella de gran masa. Al principio la temperatura de la
superficie de la estrella es baja, unos 4.000 K y a medida que evoluciona y el calor del
núcleo se propaga a la superficie, aumenta su temperatura a 32.000 K, con ello aumenta
la energía de la radiación que emite.
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La estrella recién nacida no puede detectarse en el espectro visible pues está tapada por la nube de polvo y gas circundante. La radiación que emite la estrella afecta a
esta nube de polvo y gas que ioniza y calienta al hidrógeno y por ello se expande arrastrando al resto de la nube más fría y haciendo que ésta, tras unas decenas de miles de
años, desaparezca. La estrella queda así desnuda en el espacio y el proceso de su nacimiento se ha completado. El proceso total puede durar unos cuantos millones de años.
5.4. Supernovas y Estrellas de Neutrones.
La vida de una estrella es una lucha entre la gravedad, que tiende a comprimirla y
la presión de su núcleo, consecuencia del calor de las reacciones nucleares, que tiende a
explosionarla. La gravedad no se agota con el tiempo y siempre está presente, mientras
que el calor nuclear acabará cuando se agote el hidrógeno disponible.
Cuando el hidrógeno se agota, el núcleo disminuye su presión y temperatura, por
cesar las reacciones nucleares y colapsa nuevamente sobre sí misma por gravedad. A
partir de aquí, la evolución depende de su masa. Si la masa es inferior a 1'44 masas solares, la evolución ha terminado en la contracción y la estrella se enfría lentamente como
una enana blanca. Estas estrellas encierran casi tanta materia como el Sol pero en un
volumen un millón de veces menor, comparable al de la Tierra. La densidad es elevada
(106 -108 g/cm3 ) y los núcleos de los átomos aún conservan su identidad pero los electrones se encuentran en un estado llamado degenerado caracterizado por su total desorden desligados de los núcleos y es la presión de estos electrones la que mantiene la estrella e impide que se hunda bajo su propio peso.
Si la masa es superior a 1'44 masas solares, la temperatura en el núcleo será lo suficiente para que se inicien nuevas y más energéticas reacciones nucleares de fusión de
núcleos de helio para formar carbono, nitrógeno y oxígeno. Se sintetizan núcleos cada
vez más pesados hasta convertirse en hierro. En este punto se produce una crisis de
energía, ya que posteriores fusiones de hierro para formar otros núcleos más pesados,
son reacciones endotérmicas y por tanto absorben energía. Se detienen las fusiones nucleares. Se produce una caída brutal de la temperatura y de la presión interna y el núcleo
estelar se hunde bajo su propio peso, liberando una ingente cantidad de energía gravitatoria que impulsará a la envoltura de la estrella hacia el espacio, a velocidades increíbles
(≈5% de la velocidad de la luz) en una gigantesca explosión llamada supernova. Una
sola estrella en explosión puede fulgurar con más brillo que una galaxia entera compuesta de millones de estrellas. La explosión de supernova, como estadio final de la vida
de la estrella, produce temperaturas elevadas y se forman núcleos atómicos muy pesados, próximos al Uranio, por procesos de captura y desintegración de neutrones, a tasas
muy elevadas, siendo expulsados al espacio exterior. Una explosión semejante fue observada en 1054 por los chinos, su brillo declinó rápidamente en unos meses al conve rtirse en lo que ahora se conoce como la nebulosa del Cangrejo.
En el fenómeno Supernova se plantea una cuestión de interés. Si la estrella termina su vida en un colapso o implosión, ¿cómo puede expulsar la mayor parte de su masa
al exterior? En algún momento, el movimiento de caída de materia hacia el centro deberá detenerse e invertirse, es decir, la implosión convertirse en explosión. Según las observaciones y los modelos construidos, el suceso crucial en el punto de retorno, sería la
formación de una gigantesca onda de choque como consecuencia del colapso gravitato-
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rio casi instantáneo que se produciría con el núcleo central de la estrella y que se propagaría al exterior a velocidades increíbles, arrastrando todo a su paso.
Si la masa que resulta del colapso es inferior a 2 ó 3 masas solares, se comprime
gravitatoriamente hasta un estado de materia superdensa en la que los electrones y los
protones son empujados unos contra otros para formar neutrones. El astro se convierte
en Estrella de Neutrones. La densidad alcanza valores del orden de 1010 Tm/cm3 y sus
dimensiones se reducen a unas decenas de kilómetros (50 ó 60 Km) en comparación con
los 1.400.000 Km del Sol. La conversión de una estrella ordinaria en estrella de neutrones incrementa su velocidad de rotación conforme disminuye el diámetro, consecuencia
de la conservación del momento angular. Estas estrellas girarán a velocidades de 10 o
más vueltas por segundo generando ondas electromagnéticas en forma de pulsos intermitentes. La prueba observacional de la existencia de tales estrellas de neutrones está en
los Púlsares, descubiertos en 1967, por A.Hewish (Cambridge, Inglaterra). Estos púlsares emiten impulsos que barren el Universo como los destellos giratorios de un faro marítimo y se supone que están producidos por un campo magnético millones de veces más
intenso que cualquiera de los que podamos generar en la Tierra.
Si la masa del residuo del colapso es mayor todavía que en una estrella de neutrones, nada puede oponerse a la gravedad tan enorme que se produce y la materia se comprime a densidades aún mayores. El campo gravitatorio de un astro de esta naturaleza es
tan intenso que nada podría escapar a su acción, ni siquiera la propia luz, por lo que se
les llamó Agujeros Negros.
5.5. Evolución planetaria.
Los sistemas planetarios, como el Sistema Solar, se formaron más recientemente
que las estrellas, a partir de una nebulosa de polvo y gas, probablemente residuos de una
explosión de supernova. La teoría de Laplace consideraba al sistema solar formado a
partir de una esfera gaseosa cuyo radio se extendía hasta el último planeta. Esta masa se
encontraba en rotación lo que produjo achatamiento por los polos. La masa principal de
la esfera se contrajo por gravedad e inició la formación de una estrella. En la rotación
expulsó un anillo de gases alrededor del ecuador lo que originaría los planetas, y en un
proceso repetitivo se originaron satélites, anillos y otros objetos.
Otra teoría consideraba la condensación de los planetas a partir de un chorro de
gas caliente que habría brotado del Sol por causa del acercamiento de una estrella que
estuvo a punto de chocar con él. Pero estas hipótesis quedan invalidadas por la evidencia de los hechos reales observados, aunque surgieron hipótesis alternativas.
Se piensa que nuestro Sistema Solar emergió de una gigantesca supernova ancestral, con un gran disco en rotación de materia gaseosa muy difusa y caliente, que se extendía más allá de la órbita de Plutón. Los campos magnéticos dentro de estos gases en
movimiento habrían permitido que la materia se expandiese en espiral según sus propias
líneas de fuerza. La materia gaseosa caliente de la nebulosa solar en condensación fue
soplada desde el centro y parte de ella se perdió en el espacio interestelar. Los eleme ntos ligeros, H y He, se alejaron considerablemente y los más pesados permanecieron
próximos al Sol. De esta manera, los planetas exteriores (Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón) parecen estar formados principalmente por H y He mientras que los int e-
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riores (Mercurio, Venus, La Tierra y Marte) están formados por cantidades diversas de
materia pesada.
Desde hace 4500 millones de años, el Sol apenas ha cambiado sus propiedades, se
encuentra en fase de equilibrio entre atracción gravitatoria y presión interna y no cambiará su aspecto durante los próximos 5000 millones de años, transcurridos los cuales se
convertirá en una gigante roja, es decir, que su centro se contraerá de nuevo mientras
que su envoltura se dilatará hasta englobar los planetas próximos. La fase de gigante
roja coincide con la fusión del helio para formar carbono. Esta fase de gigante roja durará sólo unos centenares de miles de años, tras los que su envoltura será arrastrada por el
centro de la estrella. El Sol adquirirá el aspecto de una nebulosa planetaria antes de convertirse en una enana blanca.
5.6. Estructura del Universo.
La mayoría de las estrellas distinguibles por medios ópticos se encuentran concentradas en un cinturón nebuloso que constituye la vía Láctea. Esta concentración de
estrellas constituye una galaxia y en el caso de la nuestra, tiene forma de disco engrosado en su centro, de unos 100.000 años-luz de diámetro, 3.000 años-luz de grosor en la
periferia y 18.000 años-luz de grosor en el centro. Alrededor del disco y extendiéndose
hasta distancias tres veces superior a su radio existe un gran halo difuso de estrellas de
forma esférica que rodea todo el disco y que es parte integrante de la galaxia.
Las galaxias se encuentran inmersas en un substrato muy tenue de materia interestelar invisible, constituido por término medio por un 99% de Hidrógeno atómico y
1% de polvo. A pesar de su tenuidad, la masa total de materia interestelar invisible en la
galaxia constituye el 2% de la masa total, de donde se puede calcular una densidad de
alrededor de 1 átomo/cm3 .
Con sus estrellas, glóbulos estelares, nebulosas y nubes de gas y polvo, nuestra
galaxia no es todo cuanto podemos observar en el firmamento. En el cielo hay cientos
de miles de millones de objetos visibles por el telescopio, que también parecen nebulosas difusas, pero que se encuentran más allá de los límites de la vía Láctea. Se trata de
otras galaxias semejantes a la nuestra, las cuales muestran tendencia a producirse agrupadas en cúmulos, en contraposición con la imagen de galaxias aleatoriamente distribuidas. La Vía Láctea pertenece a un gran enjambre de galaxias conocido como Grupo
Local, que comprende actualmente unas 24 galaxias, entre las que hay gran diversidad
de tamaños, luminosidades, masas, etc. Así, la Vía Láctea, con su extensión de 100.000
años-luz de diámetro (sin contar el halo galáctico) es un gigante entre las galaxias, al
igual que la galaxia de Andrómeda, compañera en el grupo local. Hay sin embargo galaxias enanas con diámetros de 4.000 años-luz.
El Grupo Local como conjunto se extiende sobre 6'5 millones de años-luz y se ve
atraído a velocidad de 250 Km/s hacia el centro del Supercúmulo Local, conjunto de
unas 10.000 galaxias reunidas en 10 grupos o cúmulos ligados entre sí por la gravitación
y que se extiende en un espacio de 130 millones de años-luz.
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BIBLIOGRAFÍA RECOMENDADA
Observatorio Einstein de Rayos X. INVESTIGACIÓN Y CIENCIA. Abril-1980.
El firmamento en infrarrojo. INVESTIGACIÓN Y CIENCIA. Enero. 1985.
Radioastronomía por interferometría. INVESTIGAC.Y CIENCIA. Agosto. 1982.
Juan FABREGAT, Mariano GARCÍA y Rafael SENDRA. Curso de Astronomía
teórica y práctica. Editorial ECIR. 1986. VALENCIA.
Steven WEINBERG. Los tres primeros minutos del Universo. Alianza Universidad. Alianza Editorial. 1983. MADRID.
Jagjit STIGH. Teorías de la Cosmología Moderna. Alianza Universidad. Alianza
Editorial. 1982. MADRID.
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Tratamiento Didáctico
---------------------------------------------------------------------------------------------------------OBJETIVOS
Introducción al estudio de la Astronomía, en sus diferentes aspectos: el Sistema Solar, la Astronomía de posición, para situar los astros en el firmamento, los métodos de
investigación en Astronomía, y la Cosmogonía y Cosmología (origen y evolución del
Universo).
Dar una visión de la amplitud e inmensidad del Universo, objeto de estudio de la Física y la Química, en comparación con la pequeñez, la limitación y la insignificancia de
nuestro propio entorno privilegiado y adquirir una panorámica universal de la ciencia.
UBICACIÓN
Este tema no está ubicado en ningún programa de Física del Bachillerato. Es un tema
de Física aplicada y debe explicarse en el contexto de alguna aplicación complementaria
de la asignatura, como cursillo o actividad extraescolar o como tema transversal.
Aparece una débil e incipiente introducción al Universo en las Ciencias de la Naturaleza de 3º curso de E.S.O.
TEMPORALIZACION
La exposición del tema puede realizarse en 10 horas de clase incluidas las observaciones de campo.
METODOLOGIA
Explicación ordenada, mediante esquemas y dibujos, de las diferentes partes del tema, ayudándose con vídeos educativos de la serie televisiva de Cosmos y Astronomía.
Exposición de las teorías cosmológicas en boga, apoyada en los fundamentos y descubrimientos más recientes de la astrofísica.
Exponer bibliografía, de carácter general elemental y de carácter específico, donde el
alumno pueda ampliar sus conocimientos sobre Astronomía.
CONTENIDOS MINIMOS
El Sistema Solar. Componentes. Movimientos de los planetas.
El Sistema Tierra-Luna. Movimientos de la Tierra. Puntos principales.
Características de los planetas interiores y exteriores.
Movimiento del Sol. La eclíptica. Puntos principales.
El tiempo: día, semana, mes y año. El calendario Juliano y el Gregoriano.
Observación óptica en Astronomía. Observación en infrarrojo, rayos X y rayos γ.
La fotografía en Astronomía. Observatorios espaciales.
El origen del Universo. Teoría de la Gran Explosión.
Observaciones que la corroboran.
Evolución de las estrellas y del Sistema Solar.
Supernova. Estrella de neutrones.
MATERIALES Y RECURSOS DIDACTICOS
Apuntes de clase, que serán complementados con libros de consulta y revistas científicas con artículos sobre Astronomía y Astrofísica.
Transparencias para retroproyector sobre elementos gráficos del tema, dibujos sobre
Astronomía de posición, mapas estelares, constelaciones, estrellas y galaxias, etc.
Vídeos educativos de las series Cosmos y Astronomía.
Telescopio experimental para observación nocturna.
EVALUACIÓN
Ejercicio escrito sobre cuestiones teóricas relacionadas con el tema y ejercicios prácticos de astronomía de posición, manejo de coordenadas estelares, etc.
Prueba escrita de opción múltiple, con preguntas de varias respuestas.
Valoración de las observaciones realizadas con el telescopio.
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