Colegio: Sagrados Corazones Providencia Fecha de entrega: 12/ 11/02 Asignatura: Física

Colegio: Sagrados Corazones Providencia
Fecha de entrega: 12/ 11/02
Asignatura: Física
SISTEMA
SOLAR
INTRODUCCIÓN
El sistema al que pertenecemos esta formado por el Sol, nueve planetas y sus satélites, asteroides, cometas y
meteoroides, y polvo y gas interplanetario. Las dimensiones de este sistema se especifican en términos de
distancia media de la Tierra al Sol, denominada unidad astronómica (UA). Una UA corresponde a 150
millones de kilómetros. El planeta más distante conocido es Plutón, su órbita está a 39,44 UA del Sol. La
frontera entre el Sistema Solar y el espacio interestelar llamada heliopausa se supone que se encuentra a 100
UA. Los cometas, sin embargo, son los más lejanos del Sol; sus órbitas son muy excéntricas, extendiéndose
hasta 50.000 UA o más. El Sistema Solar es el único sistema planetario existente conocido, aunque en 1980 se
encontraron algunas estrellas relativamente cercanas rodeadas por un envoltorio de material orbitante de un
tamaño indeterminado. Muchos astrónomos creen probable la existencia de numerosos sistemas planetarios de
algún tipo en el Universo.
Este trabajo comprende de variada información acerca de nuestro sistema solar, sus planetas, sus satélites y
los efectos que estos tienen sobre la Tierra entre otros. Así, responderemos preguntas simples que cualquiera
se pregunta, cosas como ¿Qué sucedería si la Tierra saliera de su órbita? O ¿que es un eclipse? Y también
podremos saber acerca de las variadas teorías sobre el sistema solar que hubieron en la historia de la
humanidad.
Esperamos ser de gran ayuda en el momento de responder (y de cómo lo hacemos) todas estas preguntas entre
otras, es por eso que intentamos una optima calidad de trabajo que incluirá completas explicaciones sobre los
misterios del sistema solar, e imágenes que ilustran las maravillas de este sistema donde nuestro hogar parece
ser el único habitado. Para lograr esto hemos seguido una pauta expuesta en el índice.
TEORÍAS SOBRE EL ORIGEN
A pesar de sus diferencias, los miembros del Sistema Solar forman probablemente una familia común; parece
ser que se originaron al mismo tiempo.
Entre los primeros intentos de explicar el origen de este sistema está la hipótesis nebular del filósofo alemán
Immanuel Kant y del astrónomo y matemático francés Pierre Simon de Laplace. De acuerdo con dicha teoría
una nube de gas se fragmentó en anillos que se condensaron formando los planetas. Las dudas sobre la
estabilidad de dichos anillos han llevado a algunos científicos a considerar algunas hipótesis de catástrofes
como la de un encuentro violento entre el Sol y otra estrella. Estos encuentros son muy raros, y los gases
calientes, desorganizados por las mareas se dispersarían en lugar de condensarse para formar los planetas.
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Las teorías actuales conectan la formación del Sistema Solar con la formación del Sol, ocurrida hace 4.700
millones de años. La fragmentación y el colapso gravitacional de una nube interestelar de gas y polvo,
provocada quizá por las explosiones de una supernova cercana, puede haber conducido a la formación de una
nebulosa solar primordial. El Sol se habría formado entonces en la región central, más densa. La temperatura
es tan alta cerca del Sol que incluso los silicatos, relativamente densos, tienen dificultad para formarse allí.
Este fenómeno puede explicar la presencia cercana al Sol de un planeta como Mercurio, que tiene una
envoltura de silicatos pequeña y un núcleo de hierro denso mayor de lo usual. (Es más fácil para el polvo y
vapor de hierro aglutinarse cerca de la región central de una nebulosa solar que para los silicatos más ligeros.)
A grandes distancias del centro de la nebulosa solar, los gases se condensan en sólidos como los que se
encuentran hoy en la parte externa de Júpiter. La evidencia de una posible explosión de supernova de
formación previa aparece en forma de trazas de isótopos anómalos en las pequeñas inclusiones de algunos
meteoritos. Esta asociación de la formación de planetas con la formación de estrellas sugiere que miles de
millones de otras estrellas de nuestra galaxia también pueden tener planetas. La abundancia de estrellas
múltiples y binarias, así como de grandes sistemas de satélites alrededor de Júpiter y Saturno, atestiguan la
tendencia de la nubes de gas a desintegrarse fragmentándose en sistemas de cuerpos múltiples.
APORTE DE LOS GRIEGOS
Aristarco de Samos (310−230 a.C.), astrónomo griego, el primero en afirmar que la Tierra gira alrededor del
Sol. Sólo tenemos constancia de su afirmación a través de los escritos de Arquímedes; ninguna de sus obras
sobre ese tema ha sobrevivido. También intentó describir un método de cálculo de las distancias relativas del
Sol y de la Luna desde la Tierra. Aunque su método era correcto, sus cálculos no lo fueron debido a la falta de
instrumentos precisos.
Erídano, constelación del hemisferio sur, descubierta por los antiguos griegos y catalogada en el siglo II d.C.
por el astrónomo griego Claudio Tolomeo. Toma su nombre del río de la mitología griega Erídano. Se
extiende desde cerca de Rigel, en el extremo de Orión, hasta casi el círculo polar antártico. Su estrella
principal, de primera magnitud, es Achernar. Una estrella de quinta magnitud, o2Eridani, fue reconocida
como un sistema triple, el primer sistema de este tipo que fue descubierto por el astrónomo británico William
Herschel en 1783.
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Esfera armilar, instrumento astronómico antiguo que muestra las divisiones principales de los cielos y el
movimiento de los cuerpos celestes. Está formada por anillos de cobre graduados que representan los círculos
celestes esenciales, tales como el meridiano celeste, el ecuador, la eclíptica, el horizonte, los trópicos y los
coluros (círculos que se cortan en los Polos formando ángulos rectos). Este instrumento fue inventado hacia el
255 a.C. por el astrónomo griego Eratóstenes. Las esferas armilares se utilizaron hasta el siglo XVII.
Astrolabio, instrumento utilizado para medir la posición de los cuerpos celestes. Consiste en un círculo, o
sección de un círculo, dividido en grados con un brazo móvil montado en el centro del círculo. Cuando el
punto cero del círculo se orienta con el horizonte, la altura o acimut de cualquier objeto celeste se puede medir
observando el brazo.
El primero que utilizó el astrolabio fue el astrónomo griego Hiparco de Nicea. En el siglo XVI, poco antes de
que se inventara el telescopio, el astrónomo danés Tycho Brahe, que con sus observaciones asombrosamente
precisas hizo posible la formulación de las teorías actuales sobre el Sistema Solar, construyó un astrolabio de
tres metros de radio. Hasta ser sustituidos por el sextante, en el siglo XVIII, los astrolabios fueron los
instrumentos fundamentales que utilizaron los navegantes.
Hiparco de Nicea (c. 190−120 a.C.), astrónomo griego, el más importante de su época. Hiparco nació en
Nicea, Bitinia (hoy ðznik, Turquía). Fue extremadamente preciso en sus investigaciones, de las que
conocemos parte por comentarse en el tratado científico Almagesto del astrónomo alejandrino Tolomeo, sobre
quien ejerció gran influencia. Comparando sus estudios sobre el cielo con los de los primeros astrónomos,
Hiparco descubrió la precesión de los equinoccios (véase Eclíptica). Sus cálculos del año tropical, duración
del año determinada por las estaciones, tenían un margen de error de 6,5 minutos con respecto a las
mediciones modernas. Hiparco inventó un método para localizar posiciones geográficas por medio de
latitudes y longitudes. Catalogó, hizo gráficos y calculó el brillo de unas mil estrellas. También recopiló una
tabla de cuerdas trigonométricas que fueron la base de la trigonometría moderna.
Tolomeo, Claudio (c. 100−c. 170), astrónomo y matemático cuyas teorías y explicaciones astronómicas
dominaron el pensamiento científico hasta el siglo XVI (véase Sistema de Tolomeo). También se reconocen
sus aportaciones en matemáticas, óptica y geografía. Posiblemente, Tolomeo nació en Grecia, pero su nombre
verdadero, Claudius Ptolemaeus, refleja todo lo que realmente se sabe de él: 'Ptolemaeus' indica que vivía en
Egipto y 'Claudius' significa que era ciudadano romano. De hecho, fuentes antiguas nos informan de que vivió
y trabajó en Alejandría, Egipto, durante la mayor parte de su vida.
EL RENACIMIENTO
La cosmología a principios del siglo XVI
La cosmología anterior a la teoría de Copérnico postulaba un universo geocéntrico en el que la Tierra se
encontraba estática en el centro del mismo, rodeada de esferas que giraban a su alrededor. Dentro de estas
esferas se encontraban (ordenados de dentro hacia afuera): la Luna, Mercurio, Venus, el Sol, Marte, Júpiter,
Saturno y, finalmente, la esfera exterior en la que estaban las llamadas estrellas fijas. Se pensaba que esta
esfera exterior fluctuaba lentamente y producía el efecto de los equinoccios (véase Eclíptica).
En la antigüedad era difícil de explicar por cosmólogos y filósofos el movimiento aparentemente retrógrado
de Marte, Júpiter y Saturno. En ocasiones, el movimiento de estos planetas en el cielo parecía detenerse,
comenzando a moverse después en sentido contrario. Para poder explicar este fenómeno, los cosmólogos
medievales pensaron que los planetas giraban en un círculo que llamaban epiciclo, y el centro de cada epiciclo
giraba alrededor de la Tierra, trazando lo que denominaban una trayectoria deferente (véase Sistema de
Tolomeo).
Sistema de Tolomeo
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En el siglo II d.C., Claudio Tolomeo planteó un modelo del Universo con la Tierra en el centro. En el modelo,
la Tierra permanece estacionaria mientras los planetas, la Luna y el Sol describen complicadas órbitas
alrededor de ella. Aparentemente, a Tolomeo le preocupaba que el modelo funcionara desde el punto de vista
matemático, y no tanto que describiera con precisión el movimiento planetario. Aunque posteriormente se
demostró su incorrección, el modelo de Tolomeo se aceptó durante varios siglos.
Sistema de Copérnico
En el siglo XVI, Nicolás Copérnico publicó un modelo del Universo en el que el Sol (y no la Tierra) estaba en
el centro. Las anteriores hipótesis se mantenían desde el siglo II, cuando Tolomeo había planteado un modelo
geocéntrico que fue utilizado por astrónomos y pensadores religiosos durante muchos siglos. Copérnico
planteó y discutió el modelo heliocéntrico en su obra De revolutionibus orbium caelestium que se publicó
justo antes de su muerte en 1543. Galileo adoptó la teoría heliocéntrica a comienzos del siglo XVII y publicó
pruebas para apoyarla. Fue perseguido por la Iglesia católica por defender un modelo herético, pero en 1992
una comisión papal reconoció que la Iglesia se había equivocado.
La teoría de Copérnico establecía que la Tierra giraba sobre sí misma una vez al día, y que una vez al año
daba una vuelta completa alrededor del Sol. Además afirmaba que la Tierra, en su movimiento rotatorio, se
inclinaba sobre su eje (como un trompo). Sin embargo, aún mantenía algunos principios de la antigua
cosmología, como la idea de las esferas dentro de las cuales se encontraban los planetas y la esfera exterior
donde estaban inmóviles las estrellas. Por otra parte, esta teoría heliocéntrica tenía la ventaja de poder explicar
los cambios diarios y anuales del Sol y las estrellas, así como el aparente movimiento retrógrado de Marte,
Júpiter y Saturno, y la razón por la que Venus y Mercurio nunca se alejaban más allá de una distancia
determinada del Sol. Esta teoría también sostenía que la esfera exterior de las estrellas fijas era estacionaria.
Una de las aportaciones del sistema de Copérnico era el nuevo orden de alineación de los planetas según sus
periodos de rotación. A diferencia de la teoría de Tolomeo, Copérnico vio que cuanto mayor era el radio de la
órbita de un planeta, más tiempo tardaba en dar
una vuelta completa alrededor del Sol. Pero en el siglo XVI, la idea de que la Tierra se movía no era fácil de
aceptar y, aunque parte de su teoría fue admitida, la base principal fue rechazada.
Entre 1543 y 1600 Copérnico contó con muy pocos seguidores. Fue objeto de numerosas críticas, en especial
de la Iglesia, por negar que la Tierra fuera el centro del Universo. La mayoría de sus seguidores servían a la
corte de reyes, príncipes y emperadores. Los más importantes fueron Galileo y el astrónomo alemán Johannes
Kepler, que a menudo discutían sobre sus respectivas interpretaciones de la teoría de Copérnico. El astrónomo
danés Tycho Brahe llegó, en 1588, a una posición intermedia, según la cual la Tierra permanecía estática y el
resto de los planetas giraban alrededor del Sol, que a su vez giraba también alrededor de la Tierra.
Con posterioridad a la supresión de la teoría de Copérnico, tras eljuicio eclesiástico a Galileo en 1633, que lo
condenó por corroborar su teoría, algunos filósofos jesuitas la siguieron en secreto. Otros adoptaron el modelo
geocéntrico y heliocéntrico de Brahe. En el siglo XVII, con el auge de las teorías de Isaac Newton sobre
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a fuerza de la gravedad, la mayoría de los pensadores en Gran Bretaña, Francia, Países Bajos y Dinamarca
aceptaron a Copérnico. Los filósofos puros de otros países de Europa mantuvieron duras posturas contra él
durante otro siglo más.
LA INVENCIÓN DEL TELESCOPIO
El telescopio se inventó en Holanda, pero se discute la identidad del verdadero inventor. Normalmente se le
atribuye a Hans Lippershey, un fabricante de lentes holandés, sobre 1608. En 1609, el astrónomo italiano
Galileo mostró el primer telescopio registrado. El astrónomo alemán Johannes Kepler descubrió el principio
del telescopio astronómico construido con dos lentes convexas. Esta idea se utilizó en un telescopio
construido por el astrónomo Christoph Scheiner, un jesuita alemán, en 1630. Debido a las dificultades
producidas por la aberración esférica, los telescopios astronómicos deben tener una distancia focal
considerable: algunos de hasta 61 m (véase Óptica).
La invención del objetivo acromático en 1757 por el óptico británico John Dollond y el perfeccionamiento del
cristal de roca óptico (vidrio flint) en 1754, permitieron pronto la construcción de telescopios refractores muy
perfeccionados. Las lentes de Dollond tenían un diámetro de sólo 7,5−10 cm; en cualquier caso, todos estos
telescopios tenían dimensiones modestas. A finales del siglo XVIII, Pierre Louis Guinand, un óptico suizo,
descubrió los métodos para fabricar grandes discos de vidrio flint; después se asoció con el físico alemán
Joseph von Fraunhofer. El descubrimiento de Guinand permitió la fabricación de telescopios de hasta 25 cm
de diámetro.
El siguiente gran industrial de lentes telescópicas fue el astrónomo y fabricante de lentes estadounidense
Alvan Clark. Junto con su hijo, Alvan Graham Clark, construyó lentes no sólo para los principales
observatorios de su país, sino también para el Observatorio Imperial Ruso en Pulkovo y para otras
instituciones europeas.
En el telescopio reflector se utiliza un espejo cóncavo para formar una imagen. Se han inventado numerosas
variaciones de este telescopio y con él se han realizado muchos de los más importantes descubrimientos
astronómicos. A principios del siglo XVII, un jesuita italiano, Niccolò Zucchi, fue el primero en utilizar un
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ocular para ver la imagen producida por un espejo cóncavo, pero fue el matemático escocés James Gregory
quien describió por primera vez un telescopio con un espejo reflector en 1663. El físico y matemático inglés
Isaac Newton construyó el primer telescopio reflector en 1668. En este tipo de telescopio la luz reflejada por
el espejo cóncavo tiene que llevarse a un punto de visión conveniente al lado del instrumento o debajo de él,
de lo contrario el ocular y la cabeza del observador interceptan gran parte de los rayos incidentes. Gregory
solucionó esta dificultad en su diseño interponiendo un segundo espejo cóncavo, que reflejaba los rayos al
ocular. Henry Draper, uno de los primeros astrónomos estadounidenses que construyó un telescopio reflector,
utilizó con éxito un prisma de reflexión total en lugar de un espejo plano.
El físico y astrónomo francés Giovanni D. Cassegrain inventó un telescopio que tenía un espejo convexo en
lugar de uno cóncavo hacia 1672. El astrónomo inglés William Herschel inclinó el espejo de su telescopio y
colocó el ocular de forma que no bloqueara los rayos incidentes. Los espejos de Herschel tenían un diámetro
de 122 cm, y un tubo de unos 12,2 m de longitud. Los espejos de los telescopios reflectores solían hacerse de
metal brillante, una mezcla de cobre y estaño, hasta que el químico alemán Justus von Liebig descubrió un
método para colocar una película de plata sobre una superficie de cristal. Los espejos con baño de plata fueron
muy aceptados no sólo por la facilidad de construcción del espejo, sino también porque se podía repetir el
baño de plata en cualquier momento sin dañar su forma. El baño de plata ha sido sustituido por el
revestimiento de aluminio, de mayor duración.
En 1931, el óptico alemán Bernard Schmidt inventó un telescopio combinado reflector−refractor que puede
fotografiar con nitidez amplias áreas del cielo. Este telescopio contiene una lente delgada en un extremo y un
espejo cóncavo con una placa correctora en el otro. El mayor telescopio Schmidt, con una lente de 134 cm y
un espejo de 200 cm, está en el Observatorio Karl Schwarzschild, en Tautenberg, Alemania.
En la actualidad, el mayor telescopio reflector del mundo es el telescopio Keck, de 982 cm, en el Observatorio
Mauna Kea en Hawai. Entre la lista de reflectores de más de 254 cm de diámetro están el telescopio de
600 cm de diámetro del Observatorio Astrofísico de Rusia, cerca de Zelenchukskaya; el telescopio de 508 cm
del Observatorio Monte Palomar, California, Estados Unidos; el de 420 cm del Observatorio del Roque de los
Muchachos en las Islas Canarias, España; el instrumento de 401 cm del Observatorio Interamericano de Cerro
Tololo cerca de La Serena, Chile; el telescopio de 389 cm del Observatorio Anglo−australiano cerca de
Coonabarabran, en Australia; el de 381 cm del Observatorio Nacional Kitt Peak en Arizona, Estados Unidos,
y el telescopio de 381 cm de Mauna Kea. Un telescopio estadounidense famoso, el Hooker de 254 cm, en el
Observatorio Monte Wilson en Pasadena, California, fue cerrado desde 1985 a 1992, por causa de las
presiones financieras, por los nuevos desarrollos tecnológicos y por el deseo de simplificar su funcionamiento.
El telescopio Keck incorpora una importante innovación en su diseño. La superficie del espejo del telescopio
consta de 36 segmentos hexagonales individuales, cada uno de los cuales puede moverse mediante tres
pistones actuantes. Las técnicas electrónicas mantienen los segmentos alineados entre sí. La segmentación no
sólo reduce el peso del aparato, sino que también hace que sea mucho más sencillo pulir el espejo gigante.
Otra importante innovación en el diseño de telescopios es el telescopio de espejos múltiples (MMT), el
primero de los cuales se terminó en 1979 en el Observatorio Monte Hopkins, Arizona, Estados Unidos. El
MMT emplea un conjunto de seis espejos cóncavos de 183 cm (que deben reemplazarse por un solo espejo de
650 cm) para lograr la efectividad del acopio de luz de un único reflector de 450 cm de diámetro.
En 1991 el Observatorio Europeo Austral (ESO, siglas en inglés) comenzó la construcción del VLT (Very
Large Telescope), un complejo astronómico, el más sensible del mundo, formado por cuatro telescopios, cada
uno con un espejo principal de 8,2 m de diámetro. Los telescopios podrán ser utilizados de forma
independiente, pero en principio han sido diseñados para que funcionen totalmente sincronizados, a fin de
combinar la luz captada por los cuatro y obtener una resolución equivalente a la de un único telescopio con un
diámetro igual a la distancia máxima entre ellos. El VLT se está construyendo en Cerro Paranal, en el desierto
de Atacama (Chile). En mayo de 1998 se realizaron con éxito las primeras pruebas de funcionamiento del
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primer telescopio del VLT.
El telescopio espacial Hubble tiene la ventaja de estar por encima de la atmósfera distorsionante de la Tierra.
Fue lanzado en 1990 con múltiples problemas mecánicos y electrónicos y reparado en diciembre de 1993.
Incluso antes de la reparación, proporcionó algunas imágenes mejores que las obtenidas con instrumentos
situados en la Tierra.
Telescopios:
Primeros telescopios
El óptico holandés Hans Lippershey fue probablemente el que construyó el primer telescopio en la primera
década del siglo XVII. Galileo fue uno de los que lo utilizaron para observar los cielos. El telescopio de
Galileo (arriba) era un refractor con lente convexa delante y una lente ocular cóncava. El instrumento del siglo
XVIII (en el centro) también es un telescopio refractor y, por tanto, propenso a la aberración cromática, la
producción de franjas de colores falsos en las imágenes. Esto fue finalmente superado combinando lentes de
diferentes índices de refracción. El instrumento de abajo es un telescopio reflector, que utiliza dos espejos y
una lente ocular de forma que elimina los problemas de los tubos de largo alcance y la distorsión del color.
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Telescopio Keck
Telescopio óptico de Calar Alto
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Telescopio espacial Hubble
Telescopio reflector newtoniano
Telescopio astronómico refractor
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Radiotelescopio VLA
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Radiomapa
LOS PLANETAS
Los planetas principales
En la actualidad se conocen nueve planetas principales. Normalmente se dividen en dos grupos: los planetas
interiores (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) y los planetas exteriores (Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y
Plutón). Los interiores son pequeños y se componen sobre todo de roca y hierro. Los exteriores (excepto
Plutón) son mayores y se componen, principalmente, de hidrógeno, hielo y helio.
Mercurio es muy denso, en apariencia debido a su gran núcleo compuesto de hierro. Con una atmósfera tenue,
Mercurio tiene una superficie marcada por impactos de asteroides. Venus tiene una atmósfera de dióxido de
carbono (CO2) 90 veces más densa que la de la Tierra; esto causa un efecto invernadero que hace que la
atmósfera venusiana conserve mucho el calor. La temperatura de su superficie es la más alta de todos los
planetas: unos 477 °C. La Tierra es el único planeta con agua líquida abundante y con vida. Existen sólidas
pruebas de que Marte tuvo, en algún momento, agua en su superficie, pero ahora su atmósfera de dióxido de
carbono es tan delgada que el planeta es seco y frío, con capas polares de dióxido de carbono sólido o nieve
carbónica. Júpiter es el mayor de los planetas. Su atmósfera de hidrógeno y helio contiene nubes de color
pastel y su inmensa magnetosfera, anillos y satélites, lo convierten en un sistema planetario en sí mismo.
Saturno rivaliza con Júpiter, con una estructura de anillos más complicada y con mayor número de satélites,
entre los que se encuentra Titán, con una densa atmósfera. Urano y Neptuno tienen poco hidrógeno en
comparación con los dos gigantes; Urano, también con una serie de anillos a su alrededor, se distingue porque
gira a 98° sobre el plano de su órbita. Plutón parece similar a los satélites más grandes y helados de Júpiter y
Saturno; está tan lejos del Sol y es tan frío que el metano se hiela en su superficie.
Movimientos de los planetas y de sus satélites
Si se pudiera mirar hacia el Sistema Solar por encima del polo norte de la Tierra, parecería que los planetas se
movían alrededor del Sol en dirección contraria a la de las agujas del reloj. Todos los planetas, excepto Venus
y Urano, giran sobre su eje en la misma dirección. Todo el sistema es bastante plano sólo las órbitas de
Mercurio y Plutón son inclinadas. La de Plutón es tan elíptica que hay momentos que se acerca más al Sol que
Neptuno.
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Los sistemas de satélites siguen el mismo comportamiento que sus planetas principales, pero se dan muchas
excepciones. Tanto Júpiter, como Saturno y Neptuno tienen uno o más satélites que se mueven a su alrededor
en órbitas retrógradas (en el sentido de las agujas del reloj) y muchas órbitas de satélites son muy elípticas.
Júpiter, además, tiene atrapados dos cúmulos de asteroides (los llamados Troyanos), que se encuentran a 60°
por delante y por detrás del planeta en sus órbitas alrededor del Sol. (Algunos satélites de Saturno tienen
atrapados de forma similar cuerpos más pequeños). Los cometas muestran una distribución de órbitas
alrededor del Sol más o menos esférica.
Dentro de este laberinto de movimientos, hay algunas resonancias notables: Mercurio gira tres veces alrededor
de su eje por cada dos revoluciones alrededor del Sol; no existen asteroides con periodos de 1/2, 1/3, , 1/n
(donde n es un entero) del periodo de Júpiter; los tres satélites interiores de Júpiter, descubiertos por Galileo,
tienen periodos en la proporción 4:2:1. Estos y otros ejemplos demuestran el sutil equilibrio de fuerzas propio
de un sistema gravitatorio compuesto por muchos cuerpos.
¿Qué pasaría si la Tierra saliera de su órbita?:
Al alejarnos o acercarnos al sol el calor y la energía de este sobre la tierra se recibiría en distintas intensidades
por lo tanto definitivamente acabaría con toda vida existente en el planeta, pues este se encuentra a una
distancia óptima del sol para que este le proporcione solo lo necesario, ni mas, ni menos, o sea, se rompería el
frágil equilibrio existente hasta el momento
Además, seguramente la Tierra seria atraída por la gravedad de la orbita de otro planeta o del sol, esto
descompensaría todo el sistema y probablemente se produciría un choque entre uno o más cuerpos con la
Tierra. En otras palabras, se produciría un caos planetario y la extinción de la vida en el planeta por lo menos
como la conocemos hasta ahora
MAREAS
Mareas lunares
La Luna, al estar mucho más cerca de la Tierra que el Sol, es la causa principal de las mareas. Cuando la Luna
está justo encima de un punto dado de la superficie terrestre, ejerce una fuerza de atracción del agua, que, por
lo tanto, se eleva sobre su nivel normal. El agua que cubre la porción de Tierra más lejana de la Luna también
está sometida a atracción; se forma así otra elevación que proporciona el fundamento de una segunda onda. La
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cresta de onda situada bajo la Luna se llama marea directa, y la del lado diametralmente opuesto de la Tierra
se llama marea opuesta. En ambas crestas, prevalece la condición conocida como de marea alta, mientras que
a lo largo de la circunferencia formada por las zonas perpendiculares al eje de mareas directa y opuesta se
producen fases de marea baja.
Las mareas alta y baja se alternan en un ciclo continuo. Las variaciones producidas de forma natural entre los
niveles de marea alta y baja se denominan amplitud de la marea. En la mayoría de las costas del mundo se
producen dos mareas altas y dos bajas cada día lunar, siendo la duración media de un día lunar 24 h, 50 min y
28 s. Una de las mareas altas está provocada por la cresta de marea directa y la otra por la cresta de marea
opuesta. En general, dos mareas altas o bajas sucesivas tienen casi la misma altura. Sin embargo, en algunos
lugares fuera del océano Atlántico estas alturas varían de forma considerable; este fenómeno, conocido como
desigualdad diurna, todavía no se comprende bien en la actualidad.
Mareas solares
Asimismo, el Sol provoca el ascenso de dos crestas de onda opuestas, pero como el Sol está más alejado de la
Tierra, su fuerza para crear mareas es un 46% menor que la Luna. El resultado de la suma de las fuerzas
ejercidas por la Luna y el Sol es una onda compuesta por dos crestas, cuya posición depende de las posiciones
relativas del Sol y de la Luna en un instante dado. Durante los periodos de Luna nueva y llena, cuando el Sol,
la Luna y la Tierra están alineadas, las ondas solar y lunar coinciden. Resulta un estado conocido como
mareas de primavera; en ellas las mareas altas ascienden más y las mareas bajas descienden más de lo
habitual. Cuando la Luna está en el primer o tercer cuadrante, el Sol forma un ángulo recto con respecto a la
Tierra y las ondas quedan sometidas a fuerzas opuestas del Sol y de la Luna. Este estado es el de marea
muerta: la marea alta es más baja y la baja más alta de lo normal. Las mareas de primavera y muerta se
producen 60 h después de las fases correspondientes de la Luna; este periodo se llama edad de la marea o de
la fase de desigualdad. El intervalo entre el instante en que la Luna cruza un meridiano en un punto y cuando
la siguiente marea alta llega a ese punto se llama intervalo Luna−marea, o de marea alta. El intervalo de marea
baja es el periodo entre el instante en que la Luna cruza un meridiano y cuando llega la siguiente marea baja.
Los valores medios entre los intervalos Luna−marea durante los periodos de Luna nueva y llena se conocen
como establecimiento de puerto. Los valores de los intervalos durante otros periodos del mes se denominan, a
veces, establecimientos corregidos.
ECLIPSES
¿Qué es un eclipse?
Es un oscurecimiento de un cuerpo celeste producido por otro cuerpo celeste. Hay dos clases de eclipses que
implican a la Tierra: los de Luna, o eclipses lunares, y los de Sol, o eclipses solares. Un eclipse lunar tiene
lugar cuando la Tierra se encuentra entre el Sol y la Luna y su sombra oscurece la Luna. El eclipse solar se
produce cuando la Luna se encuentra entre el Sol y la Tierra y su sombra se proyecta sobre la superficie
terrestre. Los tránsitos y ocultaciones son fenómenos astronómicos similares pero no tan espectaculares como
los eclipses debido al pequeño tamaño de los cuerpos celestes que se interponen entre la Tierra y un astro
brillante.
¿Qué tipos de eclipse existen?
Eclipse de Luna
Iluminada por el Sol, la Tierra proyecta una sombra alargada en forma de cono en el espacio. En cualquier
punto de este cono la luz del Sol está completamente oscurecida. Rodeando este cono de sombra, llamado
umbra, se encuentra un área de sombra parcial, llamada penumbra. La longitud media aproximada del cono de
sombra es de 1.379.200 km; a una distancia de 384.600 km, la distancia media entre la Luna y la Tierra, tiene
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un diámetro de 9.170 km aproximadamente.
Un eclipse total de Luna tiene lugar cuando la Luna penetra por completo en el cono de sombra. Si penetra
directamente en el centro, se oscurecerá alrededor de 2 horas; si no penetra en el centro, el periodo de fase
total es menor, y si la Luna se mueve solamente por el límite del cono de sombra su oscuridad puede durar
sólo un instante.
El eclipse parcial de Luna tiene lugar cuando solamente una parte de la Luna penetra en el cono de sombra y
se oscurece. La extensión del eclipse parcial puede fluctuar desde una fase casi total, cuando la mayor parte de
la Luna se oscurece, a un eclipse menor cuando sólo se ve una pequeña zona de sombra de la Tierra al pasar la
Luna. Históricamente, el primer indicio que se tuvo del perfil de la Tierra fue al ver su sombra circular
pasando a través de la cara de la Luna.
Antes de penetrar la Luna en el cono de sombra, tanto en el eclipse total como en el parcial, está dentro de la
zona de penumbra y su superficie se va haciendo visiblemente más oscura. La parte que penetra en el cono de
sombra aparece casi negra, pero durante el eclipse total el disco lunar no está totalmente oscuro, sino que
permanece ligeramente iluminado con una luz rojiza: los rayos solares son refractados por la atmósfera
terrestre y penetran en el cono de sombra. Si se produce un eclipse lunar cuando la Tierra está cubierta con
una densa capa de nubes, éstas impiden la refracción de la luz; en esa situación la superficie de la Luna se
hace invisible durante la fase total.
Eclipse de Sol
La longitud de la sombra de la Luna varía de 367.000 a 379.800 km, y la distancia entre la Tierra y la Luna de
357.300 a 407.100 km. Los eclipses totales de Sol tienen lugar cuando la sombra de la Luna alcanza la Tierra.
El diámetro de la sombra nunca es mayor de 268,7 km en el punto en el que toca la superficie de la Tierra de
forma que el área en la que es visible un eclipse total de Sol nunca es más ancha que este diámetro y
normalmente es bastante más estrecha. El ancho de la zona de penumbra, o área del eclipse parcial en la
superficie de la Tierra, es de 4.800 km aproximadamente. En algún momento, cuando la Luna pasa entre la
Tierra y el Sol, su sombra no alcanza la Tierra. En esos momentos tiene lugar un eclipse anular durante el que
aparece un anillo brillante del disco solar alrededor del disco negro de la Luna.
La sombra de la Luna se mueve a través de la superficie terrestre en dirección Este. Dado que la Tierra
también gira en esta dirección, la velocidad a la que se desplaza la sombra de la Luna sobre la Tierra es igual a
la velocidad de la Luna en su órbita, menos la velocidad de rotación de la Tierra. La velocidad de
desplazamiento de la sombra en el ecuador es de 1.706 km/h aproximadamente; cerca de los polos, donde la
velocidad de rotación es virtualmente cero, es de unos 3.380 km/h. La trayectoria de un eclipse total de Sol y
el tiempo de su fase total se puede calcular a partir del tamaño de la sombra de la Luna y de su velocidad. La
duración máxima de un eclipse total de Sol es de unos 7,5 minutos, pero estos eclipses son raros y sólo tienen
lugar una vez cada varios miles de años. Un eclipse total, normalmente, se puede ver durante unos tres
minutos desde un punto en el centro del recorrido de su fase total.
En áreas fuera de la banda barrida por la sombra de la Luna, pero dentro de la penumbra, tienen lugar eclipses
parciales y el Sol sólo se oscurece parcialmente.
Al principio de un eclipse total, la Luna comienza a moverse a través del disco solar aproximadamente una
hora antes de su fase total. La iluminación del Sol disminuye gradualmente y durante la fase total (o cerca de
ella) declina a la intensidad del brillo de la luz de la Luna. Esta luz residual la produce en gran medida la
corona del Sol, la parte más exterior de la atmósfera solar. Cuando la superficie del Sol se va estrechando
hasta una pequeña franja, se hace visible la corona. Un momento antes de que el eclipse sea total, en esta
franja destellan brillantes puntos de luz llamados perlas de Baily. Estos puntos son producidos por los rayos
del Sol al atravesar los valles y las irregularidades de la superficie lunar. Las perlas de Baily son también
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visibles en el momento que finaliza la fase total del eclipse (reaparición). Exactamente un momento antes, un
momento después y algunas veces en la fase total se pueden ver estrechas bandas de sombras en movimiento
sobre objetos en la superficie terrestre. El origen de estas bandas de sombra no se conoce con exactitud, pero
se piensa que están producidas por la refracción irregular de la luz en la atmósfera terrestre. Antes y después
de la fase total, un observador situado en una colina o en una aeronave puede ver la sombra de la Luna
moviéndose en dirección Este a través de la superficie de la Tierra como la sombra de una nube pasando
rápidamente.
Frecuencia de los eclipses
Si la órbita de la Tierra estuviera en el mismo plano que la órbita de la Luna, tendrían lugar dos eclipses
totales durante cada mes lunar, un eclipse lunar por cada Luna llena, y un eclipse solar por cada Luna nueva.
Sin embargo, las dos órbitas están inclinadas y, por tanto, los eclipses tienen lugar sólo cuando la Luna o el
Sol están a algunos grados de los dos puntos, llamados nodos, donde se cruzan las órbitas (véase Eclíptica).
Periódicamente, el Sol y la Luna vuelven a la misma posición relativa de uno de los nodos y como resultado
de esto los eclipses se repiten a intervalos regulares. El tiempo del intervalo, llamado saros, es de un poco más
de 6.585,3 días, unos 18 años y 11 días más 8 horas aproximadamente. El saros, conocido desde la época de la
antigua Babilonia, se corresponde casi exactamente a 19 pasos del Sol por el mismo nodo, 242 pasos de la
Luna por el mismo nodo y a 223 meses lunares. La disparidad entre el número de pasos de la Luna y el
número de meses lunares es el resultado del movimiento de los nodos en dirección Oeste a razón de 19,5° por
año. Un eclipse que se repite después del saros será una duplicación del primero, pero será visible 120° más al
Oeste en la superficie de la Tierra, debido al tercio de un día, incluido en el intervalo. Los eclipses lunares se
reproducen 48 o 49 veces y los solares 68 o 75 antes de que ligeras diferencias en los movimientos del Sol y la
Luna eliminen el eclipse.
Durante un saros tienen lugar, aproximadamente, 70 eclipses, 29 son de Luna y 41 de Sol; de estos últimos 19
suelen ser totales y 31 parciales. Como mínimo en un año pueden tener lugar 2 eclipses, como máximo 7, y
una media de 4. En el siglo XX se habrán producido 375 eclipses: 228 de Sol y 147 de Luna.
Observación de los eclipses
Sólo durante un eclipse total de Sol se pueden analizar muchos problemas astronómicos. Entre ellos se
encuentran el tamaño y la composición de la corona solar y la refracción de los rayos de luz al pasar cerca del
Sol debido a su campo gravitatorio (véase Relatividad). El gran brillo del disco solar y la iluminación
producida por el Sol de la atmósfera de la Tierra hacen imposible las observaciones de la corona solar excepto
durante un eclipse solar. El coronógrafo, un telescopio fotográfico, permite la observación directa del borde
del disco solar en todo momento. En la actualidad, las observaciones científicas sobre los eclipses solares son
muy valiosas, especialmente cuando el recorrido del eclipse barre amplias superficies. Una red compleja de
observatorios especiales puede proporcionar a los científicos datos que aumenten la información sobre cómo
afectan a la atmósfera de la Tierra las pequeñas variaciones del Sol y mejorar así las predicciones de las
erupciones solares.
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CONCLUSIONES
El sistema solar es todo un equilibrado complejo movido y sustanciado por diversas y poderosas energías
universales nos pareció increíble a lo largo de nuestro trabajo, observar como el hombre fue capaz de
descubrir y modelar mas o menos el inmenso espacio que nos rodea y que es nuestro hogar, sus diversas
teorías y los instrumentos maravillosos y útiles que fueron creados para la observación de el universo que nos
rodea y que por mucho tiempo estuvo muy por sobre nuestra humana imaginación. El sistema solar es nuestro
hogar y consideramos muy necesario saber todo lo posible acerca de él.
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