Tierra y Universo (Dif.Biologico y Dif

Liceo Camilo Henríquez. Temuco
Departam en to de Cien cias. Física
Octubre 2015
Liceo Camilo Henríquez. Temuco. Departamento de Ciencias. Física.
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LA TIERRA
Nuestro mundo, La Tierra, es uno de los planetas que orbitan alrededor de una estrella enana amarilla, el
Sol, la cual se encuentra en uno de los brazos estelares de la gran galaxia espiral que nosotros
denominamos Vía Láctea.
Es, al día de hoy, el único objeto en el que conocemos la existencia de formas de vida orgánica, sin que las
condiciones de temperatura, gravitación superficial, distancia a la estrella, composición atmosférica
adecuada, etc., óptimas para el desarrollo de la vida tal como la conocemos, se repita en ninguno de los
restantes objetos, planetas u asteroides, que conforman todo el sistema que orbita a la estrella.
¿Cómo se formó la Tierra?
De acuerdo a la teoría actual acerca del origen de la tierra, nuestro planeta se habría formado al mismo
tiempo que el resto del sistema solar, hace unos 4.600 millones de años (este número se estima según la
desintegración de elementos radiactivos en la tierra), a partir de una nube de gas y polvo estelar que
colapsó y luego se enfrió. El proceso de formación o génesis terrestre se denomina acreción y se consideran
dos hipótesis para explicar este fenómeno.
Actualmente, algunos científicos prefieren una hipótesis combinada según la cual el proceso de acreción
terrestre habría sido inicialmente homogéneo seguido de una segunda etapa heterogénea.
A. En la hipótesis de acreción homogénea, primero se habría formado un conglomerado relativamente
homogéneo y luego, por gravedad, se habrían ubicado al centro los elementos más pesados como el
hierro, dando lugar al núcleo y en torno a él habrían quedado los elementos más livianos, como los
silicatos, formando el manto.
B. La hipótesis de acreción heterogénea postula que inicialmente se formó el núcleo compuesto por los
elementos más densos y que este habría atraído gravitacionalmente a los silicatos para formar el
manto.
Los egipcios imaginaban la Tierra como un plato que flotaba sobre la inmensidad del agua. Los griegos
plantearon que era como un disco redondo y plano apoyado sobre gigantescas columnas. En la
actualidad, gracias a los vuelos espaciales y a la exploración satelital, sabemos que la Tierra es un geoide
en rotación, con un radio ecuatorial de unos 6.378 km y un radio polar de aproximadamente 6.357 km.
Esto significa que nuestro planeta es más ancho en la región ecuatorial y más achatado en los polos. Sin
embargo, se define su radio medio en un valor de 6.370 km.
Masa, volumen y densidad de la Tierra
En la actualidad dicho valor ha sido confirmado por diversos métodos siendo el más aceptado el de 5,98 x
1024 kg. Considerando este valor y a la Tierra como una esfera con un radio medio de 6.370 km, al
determinar su volumen resulta ser aproximadamente de 1,08 x 1021 m3, y la densidad media aproximada
de 5.500 kg/m3
La primera estimación del radio terrestre
En el siglo II a.c., Eratóstenes, director de la biblioteca de Alejandría, gran astrónomo y matemático griego,
realizó por primera vez una medida experimental del radio terrestre. Además, como astrónomo,
Eratóstenes comprendió la forma casi esférica de la Tierra al observar la forma de su sombra proyectada
sobre la luna en los eclipses de luna. El valor obtenido fue de 5.968,3 km en tanto que el valor aceptado
hoy es 6.370 km.
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La Tierra es un gigantesco imán
¿Qué es el campo magnético terrestre?
Los científicos han encontrado evidencias de que nuestro planeta produce un campo magnético como si
fuese un gigantesco imán, aun cuando no se conoce con certeza qué es lo que lo produce. La hipótesis más
aceptada se basa en la inducción electromagnética que producirían los electrones de los metales fundidos
que hay en el núcleo externo terrestre al producirse la
rotación del globo. El efecto que produce este campo
magnético origina una región que circunda la Tierra
denominada magnetosfera. Esta capa desempeña un rol
fundamental en la preservación de la vida, pues funciona
como un blindaje que protege a nuestro planeta del viento
solar y de los rayos cósmicos. Además, en esta capa se
producen las auroras boreales y australes, al interactuar con
las partículas procedentes del sol.
Composición de la Tierra
El planeta Tierra está compuesto básicamente de una región gaseosa, de una líquida y de una región
denominada geosfera.
Nuestro planeta está formado básicamente por tierra (geosfera) y por agua (hidrosfera); además está
rodeado por una capa de gases (atmósfera). La geosfera representa el 99,9 %, aproximadamente, de la
masa del planeta, la hidrosfera es el 0,02 % Y la atmósfera solo el 0,008 %.
Composición interna de la geosfera
Debido a las dimensiones de la Tierra y a las limitaciones de la tecnología actual, aún no resulta posible
investigar directamente su composición. Sin embargo, de acuerdo a observaciones indirectas provenientes
del campo de la sismología y de la geología, se sabe que nuestro planeta está formado básicamente por
tres regiones concéntricas bien definidas denominadas: corteza, manto y núcleo.
Corteza. Es la región más superficial de nuestro planeta y por ello la parte con menor temperatura. Está
formada por rocas volcánicas y sedimentarias como basalto y granito en fase sólida. Su espesor fluctúa
entre los 6 km bajo el suelo marino y 105 60 km bajo las regiones montañosas. Su densidad media es de
2.800 kg/m3.
Manto inferior. Se extiende entre el manto superior y el núcleo. En esta región la fase de los materiales es
sólida, sin embargo, debido a las temperaturas elevadas se comporta como una masa líquida de gran
viscosidad.
Manto superior. Contiene minerales sólidos. Parte de esta zona se conoce como astenosfera formada
por roca fundida.
Núcleo. Es la región más interna de la Tierra. Se extiende desde la base del manto hasta el centro de la
Tierra. Su espesor aproximado es de 3.500 km.
Su densidad media sería de unos 10.720 kg/m3. Básicamente contendría hierro y níquel. Es posible
diferenciar en él dos zonas: el núcleo interno y el núcleo externo (según la teoría actual más aceptada).
Manto. Esta región se extiende bajo la corteza hasta unos 2.900 km de profundidad. Las temperaturas en
su interior oscilan entre los 1.500 y los 3.000 °K. Su densidad media es de unos 4.500 kg/m3. El manto
terrestre se divide en dos regiones: el manto superior y el manto inferior.
Básicamente está formado por silicio, magnesio, aluminio, calcio y oxígeno.
La corteza y la parte superior del manto forman la litosfera.
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Núcleo interno. Se extiende desde los 5.100 km hasta los 6.378 km de profundidad. Está formado
principalmente por hierro y níquel en fase sólida debido a las enormes presiones existentes (106 veces
mayor que la presión atmosférica). La temperatura es más elevada que en el núcleo externo.
Núcleo externo. Se
extiende desde los 2.900
km hasta los 5.000 km de
profundidad.
En
su
interior la temperatura
alcanza unos 6.000 °K,
razón por la cual el hierro
y el níquel se presentan en
fase líquida.
La presión y la temperatura al interior de la geosfera
A medida que nos aproximamos al centro de la Tierra, la presión aumenta según las regiones que
componen la geosfera. En la corteza la presión es muy pequeña y se considera, dado su espesor,
prácticamente cero. Sin embargo, al interior del manto la presión comienza a aumentar casi proporcionalmente con la profundidad alcanzando un valor cercano a los 120 x 109 Pa (1 Pascal = 10-5 atm) en
la frontera del núcleo externo, es decir, a una profundidad aproximada de 2.900 km (recuerda que la presión a nivel del mar es de 1 atm).
Al interior del núcleo, la rapidez con que aumenta la presión va disminuyendo a medida que nos
acercamos al centro del planeta llegando a un valor aproximado de unos 380 x 10 9 Pa (aproximadamente
3.752 atm).
La temperatura también aumenta a medida que nos introducimos al interior de la geosfera. En la corteza,
la variación de temperatura con la profundidad es muy pequeña, sin embargo, al interior del manto
aumenta casi proporcionalmente con la profundidad alcanzando un valor cercano a los 3.000 °K. Al
interior del núcleo la temperatura continúa aumentando, pero tal como sucede con la presión, también su
incremento es más lento. Se estima que en las proximidades del centro de la Tierra la temperatura bordea
los 6.000 °K. En la tierra, la fuente más importante de calor son las desintegraciones de los materiales
radiactivos.
Estructuras dinámicas de la geosfera
Desde un punto de vista dinámico, la corteza se puede dividir en diversas regiones, siendo las más
relevantes para la comprensión de los fenómenos sísmicos y volcánicos la litosfera y la astenosfera.
La capa dinámica más externa se conoce como litosfera y está formada por la corteza y la porción más
externa del manto superior. Su espesor varía entre los 100 km bajo el suelo marino y los 300 km bajo las
cadenas montañosas. Le sigue la astenosfera que está formada por material fundido del manto superior
llamado magma y que posee una densidad mayor que la litosfera. Por ello se dice que la litosfera se
encuentra flotando sobre un mar caliente llamado astenosfera. Según la forma en que se propagan las
ondas sísmicas al interior de la geosfera, se pueden reconocer ciertas regiones denominadas discontinuidades, que sirven como límites naturales entre la corteza, el manto y el núcleo. La discontinuidad más
superficial es la de Mohorovicic y se ubica entre los 60 km y 70 km de profundidad, separando la corteza
del manto. La discontinuidad que separa el manto superior del manto interno está a unos 660 km de
profundidad. La discontinuidad de Gutenberg situada a unos 2.900 km de profundidad separa el manto
del núcleo terrestre. Al interior del núcleo, a unos 5.100 km de profundidad, existe una cuarta región de
discontinuidad que separa el núcleo interno del externo.
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Fenómenos tectónicos
La teoría de tectónica de placas complementa a la teoría de la deriva continental en la explicación de los
llamados fenómenos tectónicos, como la formación de cordilleras, de volcanes y la ocurrencia de los
movimientos sísmicos.
Alfred Wegener, geofísico y meteorólogo alemán, luego de investigar las similitudes entre las formas de
las costas africanas y sudamericanas postuló, en 1912, que alguna vez hubo un único supercontinente al
que denominó Pangea. Su teoría conocida como deriva continental sostiene que el Pangea se habría
fracturado hace unos 200 millones de años y que los fragmentos habrían comenzado un lento movimiento
alrededor de la superficie terrestre.
En 1960 nace la teoría de la tectónica de placas, según la cual, la litosfera está dividida en placas que se
mueven unas respecto a otras "flotando" sobre la astenosfera debido a corrientes convectivas ascendentes
que se producen en el manto externo. Investigaciones recientes han confirmado esta teoría al observar
regiones del suelo oceánico donde aflora nuevo material y otras donde se consume el antiguo material
producto del movimiento de las placas.
Los límites o fronteras entre las placas pueden ser clasificados en transcurrentes, divergentes, y
convergentes, de acuerdo a su comportamiento.
A.Las fronteras transcurrentes se encuentran entre placas en contacto
que se mueven unas respecto a las otras en forma paralela al límite de
contacto. El caso más conocido es el de la falla de San Andrés en California.
Las fronteras divergentes o bordes constructivos o de
expansión, se presentan entre dos o más placas que se
separan entre sí. Esta separación origina el constante
afloramiento o creación de nuevo material, como ocurre
en los grandes sistemas montañosos de las profundidades
oceánicas.
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Las fronteras convergentes o bordes destructivos, se dan entre
placas que se acercan entre sí. Si las placas tienen diferente
densidad se produce el fenómeno de subduccl6n:
la placa más densa se introduce por debajo de la placa menos
densa..
Esto ocurre, por ejemplo, en nuestro país en que la placa de Nazca
es más densa que la sudamericana. Si ambas placas poseen similar
densidad, colisionan originando grandes deformaciones o plegamientos en las zonas de contacto.
Distribución de las placas tectónicas. Las placas de Nazca y Sudamericana se acercan 9cm al año. Las medidas de las velocidades
relativas entre placas han sido posibles gracias a censores Doppler incorporados en satélites orbitales GPS.
El volcanismo
En nuestro planeta existen aproximadamente unos 10.800 volcanes, de los cuales unos 300 se encuentran
activos. Un volcán es la parte más externa de un sistema magmático de grandes dimensiones. El magma
proviene de la fusión parcial de las rocas del manto terrestre.
La erupción de un volcán tiene su origen en las llamadas cámaras magmáticas, donde la presión al interior
es capaz de generar corrientes ascendentes de magma a través de unos ductos llamados chimeneas hasta
alcanzar la superficie terrestre donde se mezcla con los gases atmosféricos, y emerger por el cráter del
volcán con el nombre de lava.
Según la forma de su abertura o cráter, los volcanes pueden ser puntuales o fisurales. Los volcanes
puntuales, como el Etna (Italia) o el Villarrica (Chile), poseen puntas y tienen una chimenea, un cono y un
cráter de forma más o menos circular.
En cambio, los volcanes fisurales, como el volcán Decán (India), tiene como abertura una grieta o fisura de
gran longitud.
¿Qué productos expulsa un volcán?
En una erupción, los materiales expulsados por el volcán suelen estar en fase sólida, líquida y gaseosa. Los
productos sólidos son porciones de magma solidificados durante su ascenso o al contacto con el aire. Estos
fragmentos se llaman cenizas si son finos, lapilli si tienen tamaño de grava y bombas si son más grandes.
El producto líquido se denomina lava y está formada por el magma sin sus ases. Los productos gaseosos
son como vapor de agua, hidrógeno, nitrógeno, monóxido de carbono, dióxido de carbono y azufre, entre
otros.
T¡pos de erupciones volcánicas
Las erupciones volcánicas más comunes son las de tipo vulcaniano, peleano y hawaiano. Las erupciones de
tipo vulcaniano tienen lava muy viscosa, que fluye lentamente y son acompañadas por fuertes explosiones
y densas nubes e ceniza, tal como sucede, por ejemplo, con el volcán Vesubio en Italia. Las el tipo peleano,
como las del Montagne Pelée en la isla Martinica, tienen una lava más viscosa que tiende a tapar la
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chimenea del volcán. Las del tipo awaiano, como las del volcán Kilauea en las islas de Hawai, tienen una
lava muy fluida que se desliza abundantemente y a gran velocidad.
volcán vulcaniano
volcán peleano
volcán hawaiano
La formación de cordilleras
Se llama orogénesis al proceso geológico, producido por la interacción entre placas tectónicas, que da
origen a la formación de las cordilleras. Los geólogos sostienen que la cordillera de la Costa se formó
cuando la placa de Nazca colisionó con la placa Sudamericana, mientras que la cordillera de los Andes se
habría formado debido a la ascensión progresiva de magma como consecuencia de la subducción de la
placa de Nazca bajo la placa Sudamericana. En este tipo de cordilleras se produce una actividad volcánica muy intensa. Otro ejemplo son las cordilleras mesodorsales submarinas del Pacífico y del Atlántico, que
tienen su origen en la zona de contacto entre dos placas divergentes. La cordillera del Himalaya, al igual
que los Alpes, los Pirineos y los Urales, se formaron por la interacción convergente de dos placas de
densidades similares. La colisión entre el continente asiático con India, produjo un plegamiento de la
corteza terrestre dando lugar a la cadena montañosa más alta de todo el planeta.
La secuencia ilustra la formación de la cordillera de los Andes ocurrida varios miles de años atrás por
subducción.
Los movimientos sísmicos
Los sismos son movimientos de tierra producidos por el acomodamiento de las rocas en la litosfera. La
mayor parte de ellos se producen en los bordes de las placas tectónicas como resultado del roce entre ellas.
Cuando las placas se atascan en su movimiento, permanecen en un estado llamado de equilibrio elástico
acumulando gran cantidad de energía. Sin embargo, debido a las diferentes características físicas que
posee cada placa, ya la energía almacenada, esta situación de equilibrio se termina, liberándose gran
cantidad de energía, acumulada durante años, que se propaga en todas direcciones a través de un
proceso ondulatorio. El lugar al interior de la corteza donde ello ocurre se denomina foco o hipocentro del
sismo, mientras que la proyección del foco sobre la superficie se conoce como epicentro.
Las ondas más conocidas que se producen en un sismo son las llamadas ondas de cuerpo, que se propagan
a través del interior de la corteza terrestre. En este grupo se distinguen las ondas P o primarias y las ondas
S o secundarias. Debido a las diferentes densidades existentes en las regiones de la geosfera, las ondas
sísmicas cambian su dirección de propagación, refractándose en sucesivas oportunidades.
Sin embargo, las ondas sísmicas que producen mayor destrucción son las ondas superficiales u ondas L.
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¿Cómo se detectan los sismos?
Un sismógrafo es un instrumento que registra las ondas sísmicas mediante un sismograma que corresponde
a un trazo que muestra la variación experimentada por la amplitud de las oscilaciones sísmicas a medida
que transcurre el tiempo. La duración, ubicación y magnitud de un sismo pueden ser determinadas a
partir de los registros obtenidos en varias estaciones de monitoreo.
Características de un sismo
Intensidad. Se relaciona con los efectos y daños producidos en un lugar determinado. Por esto, la
intensidad de un sismo no es única sino que varía con la distancia al hipocentro y con las características del
terreno donde se realiza la observación. La escala modificada de Mercalli, que fue desarrollada en
1931 por los sismológos norteamericanos H. Wood y F. Neumann, es habitualmente usada para determinar
la intensidad de un sismo. Esta escala es cerrada, no tiene una base matemática y cuenta con doce
descriptores que permiten cuantificar desde un sismo apenas perceptible (grado 1) hasta uno que
produce destrucción total (grado XII). Sin embargo, esta escala es muy subjetiva ya que depende del nivel
de percepción que posea el observador del evento sísmico.
Magnitud. A diferencia de la intensidad, la magnitud de un sismo es la medida de la energía liberada
en el hipocentro, tiene un valor único y es independiente de la distancia al observador, lo que la hace una
escala muy objetiva. Para cuantificar la magnitud de un sismo, se utiliza la escala de Richter, creada en
1935 por el sismólogo californiano Charles, Richter. Su fundamento matemático hace que sea una escala
abierta pudiendo incluso registrar magnitudes negativas para vibraciones milimétricas. En la escala
Richter, un sismo grado 7,5 libera unas 30 veces más energía que uno grado 6,5 y casi 900 veces más
energía que uno grado 5,5.
Magnitud en Escala Richter
Menos de 3.5
Efectos del terremoto
Generalmente no se siente, pero es registrado
3.5 - 5.4
A menudo se siente, pero sólo causa daños menores
5.5 - 6.0
Ocasiona daños ligeros a edificios
6.1 - 6.9
Puede ocasionar daños severos en áreas muy pobladas.
7.0 - 7.9
Terremoto mayor. Causa graves daños
8 o mayor
Gran terremoto. Destrucción total a comunidades cercanas.
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En Chile se distinguen tres zonas con un comportamiento sísmico diferente: la zona norte, donde ocurre
un sismo mayor cada 143 años aproximadamente; la zona central, donde el período de recurrencia de
dichos sismos es de 86 años y la zona sur, donde dicho período es de 130 años.
Tsunamis o maremotos
Todavía están en nuestra memoria las imágenes del tsunami que afectó a una vasta región del sudeste
asiático el 26 de diciembre de 2004, catalogado como el mayor tsunami de la historia. La palabra tsunami
proviene del japonés y significa onda de bahía. Un tsunami puede ser generado por derrumbes submarinos, terremotos o erupciones volcánicas y consiste en una o varias olas que se propagan por el mar
muy velozmente a través de grandes distancias azotando las regiones costeras causando daños materiales,
muerte y desolación.
¿Cómo se genera un tsunami?
El origen más común de un tsunami es la ocurrencia de un sismo de gran envergadura con un hipocentro
superficial bajo el mar. Este tipo de terremotos produce un notorio desplazamiento vertical del piso
oceánico hacia arriba y hacia abajo, provocando una deformación momentánea del nivel del mar en el
área involucrada. La vuelta del mar a su nivel original genera una serie de ondas que se propagan en
todas las direcciones.
Estas ondas generadas cambian su velocidad según la profundidad del agua (refracción). Por ejemplo,
para profundidades en el mar de unos 4.000 m las ondas de tsunami se propagan con velocidades
cercanas a los 800 km/h y su altura no excede los 50 cm. Sin embargo, a medida que se aproximan a las
regiones costeras, donde la profundidad es menor, su velocidad de propagación disminuye y a la vez
aumenta la altura de las olas.
Estas ondas divergen radialmente desde el lugar donde se genera el desplazamiento vertical del suelo
marino recorriendo grandes distancias a través de los océanos, que debido a la curvatura del planeta,
vuelven a converger al otro lado del océano.
Esto fue lo que sucedió, por ejemplo, en el caso del maremoto generado por el terremoto de Valdivia en el
año 1960. El tsunami alcanzó también las costas de Japón, Hawai, Filipinas y la costa este de los Estados
Unidos.
¿Es posible predecir la ocurrencia de un tsunami?
Hasta la fecha no es posible predecir cuándo y dónde ocurrirá un tsunami. Sin embargo, es posible alertar
a la población de una región costera de la llegada inminente de las olas, minutos después de generado el
tsunami en el océano. El departamento de alerta temprana de tsunamis de Hawai, es el encargado de
alertar a las regiones costeras ya que posee un sofisticado sistema satelital de monitoreo de las costas del
océano Pacífico.
Terremotos más relevantes del siglo XX y XXI ocurridos en Chile.
- 16 de agosto de 1906, Valparaíso: Fueron dos los sismos que remecieron al puerto. Barrios enteros
quedaron destruidos y el número de víctimas fue calculado en 3.000, mientras que los heridos fueron más
de 20.000. El fuerte sismo se percibió desde Tacna por el norte, hasta Ancud por el Sur. Alcanzó los XI
grados en la escala de Mercalli y los 8,2 en la Richter.
- 10 de noviembre de 1922, Vallenar: Ocurrió casi a la medianoche. Fue percibido entre Antofagasta y
Santiago, y desde las islas San Félix y San Ambrosio hasta más allá de la cordillera de Los Andes. La ciudad
más afectada fue Vallenar, en cuyo suelo se abrieron grietas de hasta un metro de profundidad. El número
de personas que perdieron la vida superó las 800, y además se registró una cantidad no precisada de
heridos y damnificados.
El terremoto fue seguido de un tsunami, que inundó las ciudades de Antofagasta y Chañaral.
La intensidad del sismo fue de IX a X grados en la escala de Mercalli, mientras que su magnitud fue de 8,5
grados Richter, lo que lo ubica en el segundo terremoto más grande registrado en el país.
- 24 de enero de 1939, Chillán: Es el evento sísmico que mayor pérdida de vidas ha producido en este
siglo en Chile. El remezón más fuerte ocurrió cuando faltaban 30 minutos para la medianoche y fue
seguido de varias réplicas. Aunque se sintió entre Santiago y Temuco, las provincias más afectadas fueron
las del Maule, Linares, Ñuble y Concepción.
El sismo alcanzó una intensidad de XI grados en la escala de Mercalli y una magnitud de 8,3 en la de
Richter. Según el informe oficial, 30.000 personas perdieron la vida, en tanto que 58.000 resultaron
heridas y 1.765.000 damnificadas.
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- 21 y 22 de mayo de 1960, Valdivia: El primero de los movimientos se produjo a las 06:02 horas y se
percibió desde el Norte Chico hasta
Llanquihue. Su intensidad fue de VII grados
en la escala de Mercalli y su magnitud de
7,7 en la de Richter. La zona más afectada
fue Concepción. Sin embargo, el remezón
más fuerte vino al día siguiente en
Valdivia, donde registró una intensidad de
X a XI grados en la escala de Mercalli y una
magnitud de 9,5 en la de Richter,
convirtiéndolo en el mayor terremoto del
que se tiene registro en la era moderna.
A modo de comparación, el terremoto de
Valdivia liberó una energía equivalente a
un millón de bombas atómicas como las
lanzadas en Hiroshima en la Segunda Guerra Mundial. No obstante, la cantidad de víctimas fatales
(1.600) no fue equivalente, sobre todo gracias a que las construcciones habían registrado una marcada
mejoría en sus condiciones antisísmicas. Asimismo, las personas se encontraban en estado de alerta, debido
a que el fuerte sismo fue antecedido por varios otros menores y extraños ruidos subterráneos.
Los movimientos del 21 y 22 de mayo fueron seguidos por un tsunami que destruyó lo poco que había
quedado en pie, y cuyos efectos también se sintieron en
Japón, Hawai, Filipinas, la costa oeste de Estados Unidos y
Nueva
Zelanda.
Según recuerdan los testigos, tras el terremoto el océano
comenzó a recogerse dejando los ríos secos. Los habitantes de
los sectores más ba jos de Valdivia se percataron del
fenómeno, por lo que se dirigieron rápidamente a las colinas.
Posteriormente vino lo inevitable: una gran ola cayó con
todo su peso sobre el territorio, destruyendo todo a su paso.
Luego regresó al mar, llevándose consigo botes, viviendas y
vida humanas.
Los derrumbes bloquearon los ríos, por lo que sus aguas
comenzaron a subir amenazando con desbordarse. La
desembocadura del lago Riñihue hacia el río San Pedro se
taponó, elevando su nivel en 26,5 metros y produciéndose el
riesgo de un aluvión. La tragedia fue evitada gracias al
trabajo de ingenieros y obreros que crearon un nuevo cauce.
Los lugares más afectados por el tsunami fueron Isla Guafo, Maullín, Caleta Mansa, Corral, Mehuin, Puerto
Saavedra e Isla Mocha, donde las alturas alcanzadas por las ondas superaron los 8 metros por sobre el nivel
del mar.
En tanto, dos días después de la catástrofe, el volcán Puyehue entró en actividad y fue aumentando su
violencia hasta culminar una semana después.
Los terremotos de 1960 fueron provocados por el movimiento de la Plazca de Nazca bajo la
Sudamericana. Se ha calculado que en esa oportunidad la longitud de la falla fue de 1.000 kilómetros y su
desplazamiento promedio de 20 metros. Por esta razón, los movimientos pueden ser calificados como un
cataclismo, ya que causaron enormes deformaciones de la corteza, lo que provocó alzamientos hacia el
lado oceánico de 5,7 metros y hundimientos en el lado continental de hasta 2,7 metros.
- 3 de marzo de 1985, Algarrobo: Se produjo a las 19:47 horas entre la II y IX regiones, aunque las zonas
más afectadas fueron San Antonio, Alhué, Melipilla y Rengo, ya que el epicentro del sismo se ubicó en el
balneario de Algarrobo. Su intensidad osciló entre los V y XI grados en las escala de Mercalli, y su magnitud
fue de 8,0 en la de Richter.
- 30 de julio de 1995, Antofagasta: Se registró a las 01.11 horas, y fue percibido entre la II y IV regiones,
aunque con mayor fuerza en Tocopilla, Taltal, Mejillones y Socaire. Su intensidad fue de VII grados en la
escala de Mercalli y su magnitud de 8,0 grados en la de Richter. El epicentro se localizó en el Océano
Pacífico frente a Antofagasta, a una profundidad de 33 kilómetros.
- 13 de junio de 2005, Arica, Iquique y localidades del interior: Se prolongó durante casi tres minutos a
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partir de las 18:44 horas, alcanzando una magnitud de 7,9 grados en la escala de Richter. El movimiento
telúrico provocó la muerte de 12 personas, seis de las cuales perecieron al caerles un alud de rocas y tierra
en la ruta de acceso a Iquique.
La hidrosfera
La hidrosfera está formada por toda el agua contenida en el planeta Tierra, localizada en océanos, mares,
lagos, ríos, napas subterráneas, glaciares y casquetes polares.
Toda el agua de la Tierra, los océanos, ríos, lagos, glaciares, agua atmosférica y napas subterráneas poco
profundas, constituyen la hidrosfera que, según cálculos recientes, se estima en unos 1.630 x 10 15 litros.
Además, se calcula que alrededor de un 76 % de la superficie terrestre se encuentra cubierta por el agua
de los océanos.
El agua en nuestro planeta está en constante circulación pasando por las diversas fases físicas en un proceso
dinámico denominado ciclo del agua que depende de la energía solar y de la gravedad terrestre. El ciclo
del agua constituye un nexo vital entre la atmósfera, la geosfera y la hidrosfera permitiendo crear las
condiciones que posibilitan la vida en nuestro planeta, proporcionando el medio interno donde se produce
la síntesis de compuestos complejos, el transporte de sustancias y la regulación de la temperatura corporal,
entre otros. La gran importancia del agua para la vida, se debe a sus propiedades. Por ejemplo, puede
cambiar muy poco su temperatura al absorber energía (debido a su alto calor específico), regulando las
variaciones de temperaturas en forma suave y gradual; puede aumentar de volumen al congelarse
(anomalía del agua), protegiendo la vida bajo grandes masas de agua que se congelan solo en la
superficie. Además, el agua es un buen solvente, es decir, tiene la capacidad de disolver gran variedad de
sustancias.
La atmósfera: una envoltura protectora
Nuestro planeta está rodeado por una región gaseosa llamada atmósfera, que se compone básicamente
de cuatro capas: troposfera, estratosfera, mesosfera y termosfera.
Capas de la atmósfera
La troposfera llega hasta un límite superior (tropopausa) situado a
9 Km de altura en los polos y los 18 km en el ecuador. En ella se
producen importantes movimientos verticales y horizontales de las
masas de aire (vientos) y hay relativa abundancia de agua. Es la
zona de las nubes y los fenómenos climáticos: lluvias, vientos, cambios
de temperatura, ... y la capa de más interés para la ecología. La
temperatura va disminuyendo conforme se va subiendo, hasta llegar
a -70ºC en su límite superior.
La estratosfera comienza a partir de la tropopausa y llega hasta
un límite superior (estratopausa), a 50 km de altitud. La
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temperatura cambia su tendencia y va aumentando hasta llegar a ser de alrededor de 0ºC en la
estratopausa. Casi no hay movimiento en dirección vertical del aire, pero los vientos horizontales llegan a
alcanzar frecuentemente los 200 km/h, lo que facilita el que cualquier sustancia que llega a la estratosfera
se difunda por todo el globo con rapidez. Por ejemplo, esto es lo que ocurre con los CFC que destruyen el
ozono. En esta parte de la atmósfera, entre los 30 y los 50 kilómetros, se encuentra el ozono, importante
porque absorbe las dañinas radiaciones de onda corta.
La mesosfera, que se extiende entre los 50 y 80 km de altura, contiene sólo cerca del 0,1% de la masa
total del aire. Es importante por la ionización y las reacciones químicas que ocurren en ella. La disminución
de la temperatura combinada con la baja densidad del aire en la mesosfera determinan la formación de
turbulencias y ondas atmosféricas que actúan a escalas espaciales y temporales muy grandes. La mesosfera
es la región donde las naves espaciales que vuelven a la Tierra empiezan a notar la estructura de los
vientos de fondo, y no sólo el freno aerodinámico.
La ionosfera se extiende desde una altura de casi 80 km sobre la superficie terrestre hasta 640 km o más.
A estas distancias, el aire está
enrarecido en extremo. Cuando
las partículas de la atmósfera
experimentan una ionización por
radiación ultravioleta, tienden a
permanecer ionizadas debido a las
mínimas
colisiones
que
se
producen entre los iones. La
ionosfera tiene una gran influencia
sobre la propagación de las
señales de radio. Una parte de la
energía radiada por un transmisor
hacia la ionosfera es absorbida por
el aire ionizado y otra es
refractada, o desviada, de nuevo
hacia la superficie de la Tierra.
Este último efecto permite la
recepción de señales de radio a
distancias mucho mayores de lo
que sería posible con ondas que
viajan por la superficie terrestre.
La región que hay más allá de la
ionosfera recibe el nombre de
exosfera y se extiende hasta los
9.600 km, lo que constituye el
límite exterior de la atmósfera. Más allá se extiende la magnetosfera, espacio situado alrededor de la
Tierra en el cual, el campo magnético del planeta domina sobre el campo magnético del medio
interplanetario.
Variación de la presión y de la temperatura en la atmósfera
Al ascender en la atmósfera, la presión disminuye debido a que al alejarnos del planeta, la fuerza
gravitacional con que este atrae a las moléculas de los gases de la atmósfera se hace cada vez menor,
llegando a ser muy pequeña en la termosfera. En la troposfera la presión disminuye más lentamente que
en las regiones superiores de la atmósfera.
En la troposfera, la temperatura disminuye a medida que aumenta la altitud. Esto se debe a que al
ascender, nos alejamos de la superficie terrestre donde se emite el calor. En la estratosfera, la temperatura
aumenta con la altitud debido a que las moléculas de la capa de ozono emiten parte de la energía
ultravioleta absorbida desde el Sol. En la mesosfera, la temperatura vuelve a disminuir con la altitud al
ascender y alejarse de la capa de ozono. Finalmente, en la termosfera, la temperatura comienza a
aumentar con la altitud debido a que allí la ionosfera emite parte de la energía solar ultravioleta, rayos X
y gamma, que absorbió del Sol.
Liceo Camilo Henríquez. Temuco. Departamento de Ciencias. Física.
- 12 -
La vida en nuestro planeta Tierra
Se consideran dos hipótesis acerca del origen de la vida en la Tierra. Una de ellas sostiene que la vida se
habría producido debido a condiciones físicoquímicas adecuadas y la otra postula que la vida provendría
del espacio.
Según cálculos científicos, nuestro planeta se formó junto al resto del sistema solar hace 4.600 millones de
años. Las últimas investigaciones han evidenciado la presencia de unas estructuras del tamaño de las
bacterias actuales en rocas de más de 3.500 millones de años, las que, según se cree, habrían sido uno de
los primeros seres vivos. Sin embargo, cómo apareció en la Tierra el fenómeno de la vida aún no es un
asunto definido.
La Tierra primitiva
Nuestro planeta, según los arqueólogos y paleontólogos, que se encontraba inicialmente a alta
temperatura, experimentó un proceso de enfriamiento paulatino hasta lograr temperaturas adecuadas
para mantener estables algunos compuestos de carbono. El calor disipado desde la protogeosfera no pudo
escapar hacia el espacio exterior debido a la presencia de una atmósfera primitiva, llena de nubes y gases
(nitrógeno, metano, amoniaco, dióxido de azufre, dióxido de carbono y ácido clorhídrico) provenientes de
la superficie terrestre.
Cuando la temperatura del planeta bajó de los 100 °C, las nubes de vapor se condensaron y llovió sin
parar durante cientos de años hasta que el sol comenzó a incidir sobre el planeta en formación.
Origen de la vida en la Tierra
Los estudios científicos consideran al carbono como el elemento químico principal para la existencia de la
vida tal como la conocemos. En el año 1952, el investigador Stanley Miller diseñó y realizó un experimento
para tratar de averiguar cómo surgió la vida en la Tierra.
A partir de sus resultados, Miller propone que la vida tendría un origen terrestre y se habría formado por
las reacciones experimentadas por los gases atmosféricos primitivos al ser afectados por grandes descargas
eléctricas.
Una segunda hipótesis, propuesta por Alfred Hoyle plantea que los compuestos orgánicos tendrían un
origen extraterrestre. Su fundamento radica en que nuestro planeta estuvo sometido a un continuo
bombardeo de materia cósmica, similares al meteorito Murchinson que cayera sobre la Tierra en 1969. La
investigación de este meteorito arrojó un resultado sorprendente: contenía materia en proporciones
equivalentes a las encontradas en el experimento de Miller.
Sea cual sea la forma en que se haya originado la vida en la Tierra es nuestro deber cuidarla, haciendo
todo lo necesario para preservarla y evitando hacer todo aquello que pueda destruirla.
El cuidado de nuestro planeta Tierra
Según el conocimiento científico actual, la Tierra es el único planeta donde se desarrolla la vida tal como la
conocemos. Los científicos plantean que esto es posible gracias a un proceso de equilibrio entre los
diferentes constituyentes de nuestro planeta. Probablemente, si algunas de las condiciones cambiaran -la
Tierra más cerca del sol, o más lejos, menos agua o si no existiera la atmósfera-, la vida no se desarrollaría
como hasta ahora la conocemos o sencillamente no existiría.
Como sabemos, el acelerado proceso de industrialización en los últimos 150 años, ha mejorado
enormemente nuestra calidad de vida; sin embargo, también ha contribuido a alterar algunas de las
condiciones del planeta. La destrucción de la capa de ozono y el efecto invernadero son algunas de las
consecuencias no previstas de esta alteración que hoy preocupan enormemente a todo el mundo.
La contaminación del aire producida principalmente en ciudades densamente pobladas y muy industrial
izadas, afecta directamente a sus habitantes e indirectamente a todo el planeta.
La acumulación de algunos contaminantes en la atmósfera está produciendo un efecto global llamado
efecto invernadero que incidiría en el calentamiento del planeta y en un cambio en las condiciones
c1imáticas a nivel mundial, lo que podría ser perjudicial para los seres vivos.
Otro efecto producido en la atmósfera ha sido el adelgazamiento de la capa de ozono debido al uso
durante años de los CFC (clorofluorocarbonos) en sistemas de refrigeración y aerosoles. El ozono forma una
capa en la atmósfera que filtra la radiación ultravioleta procedente del sol que es nociva para los seres
vivos.
Los procesos industriales eliminan numerosos desechos que, generalmente, son tóxicos. Como una forma de
eliminar estos desechos, muchas industrias los depositan en cursos de agua que luego llegan al mar. La
contaminación del agua en estos sectores afecta a los seres vivos que viven allí.
El suelo resulta muchas veces destruido debido a la explotación forestal y agrícola indiscriminada, al uso de
plaguicidas en los cultivos y a la acumulación de desechos domésticos e industriales. La contaminación y
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destrucción del suelo afecta a los seres vivos que se desarrollan allí y también perjudica la agricultura, de la
que depende la producción de numerosos alimentos.
Actualmente hay diversas organizaciones gubernamentales y no gubernamentales en todo el mundo que
estudian y ponen en práctica medidas para disminuir las alteraciones producidas por el ser humano en el
ambiente. Sin embargo, tal vez lo que más pueda contribuir a mejorar y solucionar las situaciones
descritas, pensando en el largo plazo, sea un cambio de actitud en cada uno de nosotros frente al
ambiente y a su preservación.
Plantas de tratamiento de aguas servidas
Cada vez que desde nuestros hogares vaciamos el detergente ocupado en el lavado o descargamos el
inodoro, contaminamos el agua de 105 ríos, lagos y océanos. Por esto, se han construido en muchos países,
incluido Chile, las llamadas plantas de tratamiento de aguas servidas.
En un estanque de sedimentación, los contaminantes sólidos del agua decantan al fondo por acción de la
gravedad y son tratados con bacterias anaeróbicas para transformar/os en gas metano. El agua
remanente es enviada a otro estanque donde la acción de microorganismos contribuyen a digerir
cualquier resto orgánico, dejando estas aguas libres de olores, contaminantes y sin agentes patógenos.
Finalmente el agua es descargada a las plantas de agua potable para que pueda ser reutilizada por las
personas.
El calentamiento global
Uno de los problemas medioambientales más preocupantes en
este momento es el creciente aumento de la temperatura de
la superficie de la Tierra. Este efecto, denominado
calentamiento global es producido por un fenómeno conocido
como el efecto invernadero. El efecto invernadero se produce
de manera natural cuando la radiación infrarroja emitida por
la superficie del planeta no logra abandonar completamente
la atmósfera, quedando atrapada en ella, debido a la
presencia del CO2 y haciendo que aumente la temperatura.
Sin embargo, este efecto se ha incrementado por la emanación
durante décadas de gases como CO2 y CH4 desde los motores
de combustión, sistemas de aire acondicionado y productos en
aerosol, incrementando la concentración de gases atmosféricos
y aumentando así el porcentaje de radiación infrarroja emitido
por la Tierra y que queda retenido en la atmósfera. En los
últimos 120 años la temperatura promedio del planeta ha
aumentado 0,5 °c y se espera un incremento de 4,5 °c en los
próximos 40 años.
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EL SISTEMA SOLAR
Historia del conocimiento del sistema solar
El sistema solar ha sido investigado en las diversas épocas de la humanidad. En la actualidad, gracias al
desarrollo de las ciencias, el telescopio y a la carrera espacial, es posible conocer con mayor detalle las
características de cada uno de los componentes del sistema solar.
Las primeras observaciones astronómicas de las que se tiene registro fueron hechas aproximadamente
cuarenta siglos antes de Cristo en un pueblo de Asia Central, cuyo conocimiento se esparció por el resto
de Asia, Europa, Egipto y Mesopotamia, donde se conocieron algunas constelaciones, se predijeron los
movimientos de la Luna y se hizo un calendario basado en sus desplazamientos.
Los griegos, entre los siglos VI y 11 a. C. aproximadamente, desarrollaron modelos geométricos para
relacionarlos con sus observaciones. La escuela pitagórica y Aristóteles proponían que el cosmos estaba
formado por esferas concéntricas que giraban alrededor de la Tierra, en las cuales los astros estaban fijos,
siendo la Tierra el centro del Universo. Con la fundación de Alejandría en el siglo 111 a. C. surge un gran
centro científico en el que Hiparco hizo notables aportes a la Astronomía. Fue Aristarco de Samos, en el
siglo 11 a. c., quien propuso que la Tierra giraba alrededor del Sol. Sin embargo, el modelo geocéntrico
siguió predominando durante los siguientes 1.700 años.
Durante la época del Renacimiento, los astrónomos Purbach y Regiomontano
retoman el "Almagesti" (nombre árabe de Sintaxis Matemática), tratado de
astronomía de Tolomeo. Nicolás Copérnico (1473-1543) desarrolla las ideas de
Aristarco aplicándole los métodos geométricos de Tolomeo y de Hiparco. ostuló que
el Sol ocupaba el centro del cosmos y todos los planetas giraban en círculo alrededor
de él, es decir, planteó un modelo heliocéntrico del sistema solar. Junto con Ticho
Brahe, Kepler, Galileo y más tarde Newton, comienza una nueva era de la
astronomía donde se desarrollan nuevos conocimientos basados en modelos matemáticos y rigurosas observaciones instrumentales.
En el centro de esta piedra de 4 m de diámetro conocida como
Calendario Azteca se encuentra el sol, señor de la tierra. Esta
piedra representa la creencia Azteca de que el universo había
pasado por cuatro mundos anteriores
que fueron destruidos. Ahora nos
encontramos en el quinto, condenado
a ser destruido por terremotos
Ticho Brahe introduce en la ciencia la importancia de la precisión en la
observación, en la construcción de los instrumentos de medida y en la medición.
Perdió parte de su nariz en un duelo de matemáticos para demostrar quien sabía más
El danés Tycho Brahe (1546-1601), uno de los mayores astrónomos prácticos del siglo XVI, midió la posición
de los planetas con gran precisión. Para Tycho, el Sol circulaba alrededor de la tierra (inmóvil) y el resto de
los planetas giraban en torno al Sol. Johanes Kepler (1571-1630) partió de las observaciones de Tycho Brahe
y aplicando sus conocimientos matemáticos logró plantear las tres leyes del movimiento planetario que
llevan su nombre.
A finales del siglo XVI, Galileo Galilei descubrió cuatro lunas de Júpiter utilizando un telescopio diseñado
por él, lo que significó que, a partir de ese momento, el hombre podía ver objetos en el cielo que le eran
antes invisibles disminuyendo la limitación causada por los sentidos. Con esto se iniciaba la astronomía
telescópica. En el mismo siglo, Isaac Newton sintetizó el problema del movimiento de los planetas y los
astros en su ley de gravitación universal. A partir de este planteamiento, los progresos en los estudios
astronómicos fueron rápidos y constantes; por ejemplo, leonhard Euler (1707-1783) perfeccionó el modelo
de las órbitas planetarias, en 1781 William Herschel descubrió el planeta Urano, en 1846 Urbain Le Verrier
descubrió Neptuno y en 1915 Percival Lowell sostuvo la existencia de un noveno planeta: Plutón, la que fue
confirmada solo en 1930, aunque se observó recién en 1950. Hoy en día Pluton no es considerado un
planeta.
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La astronomía prosperó aún más con el desarrollo e invención de nuevos
instrumentos, tales como los espectrómetros y los fotómetros. Con la
aparición de nuevas técnicas de fotografía y el aumento del tamaño de los
telescopios, fue posible obtener imágenes de los astros más nítidas y
exactas. Además, los satélites artificiales y las sondas espaciales permiten
actualmente a los astrónomos abandonar la Tierra como punto de
observación y enviar información desde el espacio exterior. Aparece la
radioastronomía que es una rama de la astronomía basada en el análisis
de la emisión y absorción de distinto tipo de radiaciones. Todos estos
avances han permitido tener una idea más clara de cómo se formó el
sistema solar.
Uno de los aportes de Johanes Kepler fue establecer que la órbita de los
planetas alrededor del Sol no era circular sino elíptica.
Los planetas del sistema solar
Según el conocimiento actual de la ciencia, el sistema solar está formado por nueve planetas que giran
alrededor de una estrella central llamada Sol en órbitas elípticas a diferentes distancias de él. De acuerdo a
su tamaño, masa y densidad, los planetas del sistema solar se dividen en planetas terrestres o terranos:
Mercurio, Venus, Tierra y Marte, también llamados planetas interiores según su ubicación, y en
planetas gigantes o jovianos: Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno que se les llama planetas exteriores.
Observaciones astronómicas han detectado otros objetos en el sistema solar, como el Sedna (cuerpo tipo
planeta a 13.000 millones de km) que se han descartado como planetas.
PLANETAS TERRANOS
Mercurio
No posee atmósfera y está cubierto de cráteres. La temperatura en su superficie varía desde -180°C en su
cara opuesta al Sol hasta 430°C en su cara próxima al Sol. Es difícil verlo a simple vista desde la Tierra, se
pone en el horizonte antes de oscurecer.
Venus
De atmósfera espesa formada por nubes de ácido sulfúrico y grandes cantidades de CO 2. Su tamaño es
similar al de la Tierra. Es el tercer objeto m{as brillante después del Sol y de la Luna. Su temperatura es
cerca a los 480°C.
Tierra
Se ha desarrollado ampliamente la vida debido a que es el único que posee agua y oxigeno y porque se
encuentra a una distancia óptima del Sol. Su temperatura varía de -70°C a 50°C.
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Radio
Distancia
Planetas ecuatorial al Sol (km.)
Periodo de
Lunas Rotación Órbita
Inclinación
del eje
Inclin.
orbital
Mercurio
2.440 km.
57.910.000
0
58,6 dias
87,97 dias
0,00 º
7,00 º
Venus
6.052 km.
108.200.000
0
-243 dias
224,7 dias
177,36 º
3,39 º
La Tierra
6.378 km.
149.600.000
1
23,93 horas 365,256 dias 23,45 º
0,00 º
Marte
3.397 km.
227.940.000
2
24,62 horas 686,98 dias
25,19 º
1,85 º
Júpiter
71.492 km. 778.330.000
63
9,84 horas
3,13 º
1,31 º
Saturno
60.268 km. 1.429.400.000
33
10,23 horas 29,46 años
25,33 º
2,49 º
Urano
25.559 km. 2.870.990.000
27
17,9 horas
84,01 años
97,86 º
0,77 º
Neptuno
24.746 km. 4.504.300.000
13
16,11 horas
164,8 años
28,31 º
1,77 º
Plutón
1.160 km.
1
-6,39 días
248,54 años 122,72 º
5.913.520.000
11,86 años
17,15 º
Marte
Posee una superficie caracterizada por rocas de color rojizo, gigantescos volcanes y grandes desiertos. Tiene
una delgada atmósfera de CO2 Su temperatura oscila entre -120 °C y 25°C. Entre Marte y Júpiter existe
una región del espacio llena de rocas en órbita conocida como el cinturón de asteroides.
PLANETAS JOVIANOS
Júpiter
Es el más grande del sistema solar. Su superficie no es sólida sino que formada por hidrógeno y helio
líquido. Tiene además un cinturón de nubes de cristales de amoníaco congelado y carbono, azufre y
potasio. Posee una mancha roja tres veces más grande que la Tierra. Tiene una temperatura media de 150 °C.
5aturno
Está rodeado por un sistema de anillos formado (según se cree) al fragmentarse uno de sus satélites
naturales por la acción de las fuerzas gravitatorias del planeta. Su tamaño es similar al de Júpiter y su
temperatura promedio es de -180 °C.
Urano
De color azul verdoso por la constitución de su atmósfera (metano). También está rodeado de un finísimo
sistema de anillos compuestos de grandes piedras y polvo fino. Su tamaño es semejante al de saturno.
Tiene una temperatura promedio de -214 °C.
Neptuno
De atmósfera tormentosa y delgadas nubes de cirros y metano helado. Su temperatura media es de 220°C
PLANETAS ENANOS
Plutón
Es el planeta más alejado del Sol y fue descubierto en 1930. Su órbita está fuera del plano de las órbitas del
resto de los componentes del sistema solar. Su superficie está compuesta de roca y hielo; su temperatura es
de unos -230 °C.
Leyes de Kepler
Primera ley de Kepler
Esta ley dice que:
Los planetas describen órbitas elípticas en torno al Sol en que
este se ubica en uno de los focos de la elipse.
Esto tiene dos consecuencias prácticas. La primera es que la
órbita de los planetas es plana y, con excepción de Plutón, está
contenida aproximadamente en un plano conocido como el
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plano de la eclíptica. La segunda es que la distancia de cada planeta al Sol cambia en cada punto de su
trayectoria, lo que permite identificar dos puntos: aquel más distante al Sol, que se llama afelio, y el más
cercano, llamado perihelio.
Segunda ley de Kepler
La segunda ley de Kepler, que también se conoce como la ley de las áreas, plantea que:
La línea que une a un planeta cualquiera con el Sol (radio vector) barre áreas iguales en tiempos iguales.
Es decir, el planeta emplea el mismo intervalo de tiempo /jt en
recorrer dos arcos elípticos de longitudes diferentes. Esto significa que el movimiento de un planeta entorno al Sol es variado
y que la velocidad con que el planeta se mueve cambia en
cada punto de la elipse.
Si t1  t 2 entonces,
A1  A2
Tercera ley de Kepler
Esta ley dice que:
El cuadrado del periodo de revolución de un planeta en torno al Sol es directamente proporcional al cubo
del radio medio Rm de la órbita.
T 2  k  Rm2
Donde T es el período de revolución, Rm es la distancia media del planeta al Sol y k es la constante de
proporcionalidad que es igual para todos los planetas del sistema solar. Esta ley deja claro que el
movimiento de los planetas puede ser descrito en términos
matemáticos, ya que permite predecir las características del
movimiento de un planeta cualquiera a partir del conocimiento
de las características del movimiento de otro.
Por ello, con frecuencia se suele escribir la tercera ley de Kepler
de la siguiente manera:
T12
T22

Rm31 Rm3 2
En ella, T1 es el período de revolución del planeta 1 Y Rm es la distancia media de dicho planeta al Sol,
T2 es el período de revolución de otro planeta y Rm2 es la distancia media dé este segundo planeta al Sol.
Ley de Gravitación universal
Isaac Newton unificó la explicación del movimiento de los cuerpos en la Tierra con la del movimiento de los
planetas, postulando que la gravedad es la que origina dicho movimiento, haciendo que todos los astros
interactúen entre sí. La ley de gravitación universal establece un Universo dinámico en el que todos los
cuerpos interactúan gravitatoriamente. Esta ley plantea que "Ia fuerza de atracción gravitacional es
directamente proporcional al producto de las masas de los cuerpos que interactúan e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia de separación entre ellos". La expresión matemática de esta ley está
dada por la siguiente relación:
F G
M1 M 2
r2
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Donde F es la fuerza de atracción gravitacional (el signo menos indica atracción), MI y M2 son las masas de
los cuerpos que se atraen, r la distancia de separación entre ellos y G es la constante de gravitación
universal, calculada por Lord Cavendish unos 100 años después que Newton formulara su ley, y cuyo
valor es:
6,67  10 11 N
m2
k g2
En esta ley se ve que la intensidad de la fuerza disminuye a medida que el planeta se aleja del Sol por
ejemplo, además establece la forma en que se produce esta disminución: si la separación entre dos cuerpos
aumenta al doble, por ejemplo, entonces la fuerza gravitacional entre ellos se reduce a la cuarta parte.
Esta ley es conocida como una ley del inverso del cuadrado. ¿Qué sucede con la intensidad de la fuerza
entre los cuerpos si la distancia entre ellos se reduce a la quinta parte?
Los alcances de la ley de gravitación universal y de las leyes del movimiento enunciadas por Newton son
enormes. Han permitido deducir, explicar y predecir el movimiento de la Luna alrededor de la Tierra; el
movimiento de los satélites naturales de los planetas; las masas relativas de la Tierra, el Sol y los planetas;
la aceleración de gravedad de los planetas entre otras cosas.
La Tierra y sus movimientos
Los movimientos de la tierra más conocidos son los de traslación en torno al Sol y de rotación en torno a su
propio eje. La rotación explica la alternancia del día y la noche mientras que la inclinación del eje respecto
a la eclíptica explica la ocurrencia de las estaciones del año.
La Tierra, en su movimiento a través del espacio, tiene varios movimientos causados por su forma y por la
interacción gravitacional con el resto de los planetas y cuerpos del Sistema Solar. Además de la rotación y
de la traslación, la Tierra tiene otros movimientos entre los cuales están los de precesión y nutación.
Rotación. Este movimiento, que da origen al día y la noche, es el que realiza la Tierra en 24 horas (23
horas, 56 minutos y 4 segundos). La velocidad de rotación de cualquier
punto de la superficie terrestre depende de la latitud. Por ejemplo, un
punto ubicado en la latitud 0°, (sobre el ecuador terrestre), rota con
una velocidad aproximada de 465 mis y cualquier punto ubicado en
latitud 30° Sur es de 402 mis. La velocidad de rotación terrestre es
máxima en el ecuador y nula en los polos como consecuencia de la
forma geodesica terrestre.
Traslación. En este movimiento, la Tierra emplea un tiempo de 365
días, 5 horas, 48 minutos y 45 segundos, es decir, aproximadamente 365
días, correspondientes a un año. Cada cuatro años el tiempo "sobrante",
se agrega al mes de febrero como un día completo, constituyendo un
año bisiesto.
La Tierra gira alrededor del Sol a una velocidad de unos 29,7 km/s, que
varía dependiendo de su mayor o menor cercanía al Sol.
La causa de las estaciones del año es la inclinación del eje de rotación
terrestre con respecto a la eclíptica. La separación de estos períodos la
marcan posiciones especiales de la Tierra en su órbita elíptica. En los
equinoccios, que ocurren dos veces al año, el día y la noche en ambos
hemisferios tienen la misma duración porque el Sol se encuentra
directamente sobre el ecuador. Los equinoccios se producen el 20 o 21 de marzo, que marca el inicio del
otoño en el hemisferio sur y de la primavera en el hemisferio norte, y el 20 o 21 de septiembre. Los
solsticios ocurren cuando el Sol se encuentra en las posiciones más alejadas de la línea ecuatorial, visto
desde la Tierra. Uno se produce el 21 de junio y marca el inicio del invierno en nuestro hemisferio y del
verano en el hemisferio norte. El otro el 21 de diciembre y da inicio al verano en el hemisferio sur y al
invierno en el hemisferio norte.
Precesión. La atracción gravitacional del Sol y la Luna sobre la Tierra provoca una especie de balanceo
en la Tierra durante su movimiento de traslación llamado "precesión de los equinoccios", que se efectúa en
sentido inverso al de rotación, en que el eje va describiendo un doble cono de 47° de abertura (cada
26.000 años), cuyo vértice está en el centro de la Tierra
Nutación. Este movimiento que se superpone con el de precesión, causa un leve "vaivén" del eje de la
Tierra. Como la Tierra no es esférica, la atracción de la Luna sobre el abultamiento ecuatorial de la Tierra
provoca el fenómeno de nutación.
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La Luna: nuestro satélite natural
La Luna gira en torno a la Tierra con una órbita de unos 384 mil kilómetros de radio y un período de 29,5
días. Su gravedad corresponde a 1/6 de la gravedad terrestre, carece de atmósfera y su período de rotación
sobre su propio eje es de 24 horas.
Al mirar la Luna con el ojo desnudo, se pueden distinguir dos grandes tipos de terrenos: las mesetas
relativamente brillantes y las llanuras más oscuras. Los astrónomos han observado en la superficie lunar
más de 25.000 cráteres con diámetros entre 240 km y 1 km.
Debido a que la Luna no tiene atmósfera, no presenta fenómenos meteorológicos y al no haber aire que
atrape la luz solar, el cielo es siempre negro. Su superficie es montañosa, con cráteres formados por el
choque de asteroides que colisionaron con la Luna en su etapa de formación. La temperatura en su
superficie oscila entre los -153 °C en la noche y los 107 °C durante el día.
La Luna y sus movimientos
La Luna tiene dos movimientos: rotación sobre su eje y traslación alrededor de la Tierra. Estos movimientos
son sincrónicos, es decir la Luna tarda lo mismo en girar una vez sobre sí misma que en girar alrededor de
la Tierra, y es por esto que siempre vemos la misma cara de la Luna.
Una vez al mes la Luna da una vuelta completa alrededor de la Tierra, completando un ciclo cada 29,53
días, considerando la traslación de la Tierra. El ciclo de la Luna es observable desde la Tierra como cambios
de forma que se ven en la noche. Esto ocurre porque al desplazarse en su órbita, la Luna va cambiando
gradualmente de posición, produciéndose las
fases de la Luna.
Fases de la Luna
Cuando la Luna se sitúa entre el Sol y la Tierra,
no podemos verla puesto que su cara iluminada
está "de espaldas" a nosotros. A esta fase se le
llama Luna nueva. Al seguir su órbita, la vemos
como un semicírculo, fase llamada cuarto
creciente. Cuando la Tierra queda ubicada
entre la Luna y el Sol, podemos ver la totalidad
de esta, conociéndose a esta fase como Luna
llena. Cuando se empieza a observar
nuevamente como semicírculo, se dice que está
en cuarto menguante. Las fases intermedias
entre la Luna nueva y llena se llaman crecientes y entre la Luna llena y nueva, menguantes.
Las mareas. La Luna ejerce una atracción gravitacional sobre el agua de los océanos. El efecto de esta
atracción en el lado de la Tierra más próximo a la Luna es atraer el agua hacia la Luna produciéndose la
marea alta. Al mismo tiempo, también se produce marea alta en las aguas ubicadas en el lado de la
Tierra más distante a la Luna. Debido a la rotación
de nuestro planeta las mareas altas ocurren cada 12
horas.
Sin embargo el Sol, por alejado que se encuentre,
ejerce una influencia gravitacional sobre las aguas
oceánicas terrestres. Cuando el Sol y la Luna están
alineados, aproximadamente cada dos meses, sus
efectos gravitacionales se combinan y se producen
mareas muy altas, llamadas "spring tide". En
cambio, cuando la Luna y el Sol se encuentran
perpendiculares entre sí, lo que ocurre
aproximadamente cada dos meses, los efectos
gravitacionales se cancelan y se producen mareas
extremadamente bajas, llamadas "neap tide" o
marea muerta.
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Los eclipses.
Los eclipses son fenómenos naturales que desde la antigüedad han llamado la atención del hombre.
Cuando la Tierra, el Sol y la Luna están completamente alineados se producen los eclipses.
El plano orbital de la Luna alrededor de la Tierra, está inclinado con respecto a la ecliptica
aproximadamente 5°, por esto, los eclipses de sol y de luna solo pueden verse cuando la Luna nueva o
llena está cerca de la línea de intersección de estos dos planos.
Eclipses de sol. Este tipo de eclipse se produce cuando la Luna se interpone entre el Sol y la Tierra,
tapando al Sol en un momento de su trayectoria y proyectando su sombra sobre nuestro planeta.
Dependiendo del grado de alineamiento entre la Luna, el Sol y la Tierra, se pueden producir eclipses
parciales o totales.
Cuando se produce un eclipse parcial, la intensidad de la luz del Sol en una región de la Tierra se ve
disminuida,
mientras que si el
eclipse es total, la
intensidad de luz
disminuye de tal
manera que se
oscurece en pleno
día.
Eclipses de luna. Cuando la Tierra se interpone entre el Sol y la Luna se produce un tipo de eclipse
denominado
eclipse lunar. En
este tipo de eclipses
la Luna penetra en
la umbra que
proyecta la Tierra.
Al igual que en el
caso de los eclipses
solares, es posible la ocurrencia de eclipses lunares parciales y totales. Sin embargo, estos eclipses se
observan con mucha mayor frecuencia que los eclipses solares.
Los cometas
Los cometas son cuerpos celestes en órbita que se formaron en los primeros tiempos del sistema solar y
están constituidos por hielo y gases. Tienen una cabeza y una cola que siempre se orienta alejándose del
Sol.
Otro de los objetos celestes que se observan en el sistema solar son los llamados cometas. Lo más notable
de estos es su cola, lo que ha servido para darles su nombre: kometes, en griego, significa de pelo largo.
Estos objetos, de gran espectacularidad, forma irregular y de unos pocos kilómetros de extensión, son
conocidos desde la antiguedad y con frecuencia se les ha atribuido influencias nefastas sobre la Tierra. En
la actualidad se tiene registro de más de 878 cometas diferentes y sus órbitas han sido perfectamente
calculadas.
Los cometas tienen masas del orden de 1.016 kg (unas
109 veces menor que la masa terrestre) y, al igual que
los planetas del sistema solar, están sujetos por la
gravitación al Sol. Se componen básicamente de una
mezcla de hielo y gases congelados, principalmente.
monóxido y dióxido de carbono y de polvo que por
alguna razón nunca fue incorporado a los planetas en
la formación del sistema solar. Por ello, también se les
conoce como bolas de nieve sucias.
En 1950, el astrónomo holandés Jan 60rt, propuso que
los cometas se habrían formado durante los comienzos
del sistema solar, en regiones más distantes del Sol y de
la órbita de Urano. Este lugar periférico al sistema solar
se conoce como la nube de Oort.
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Tienen un núcleo central, el que es sólido y está formado por hielo, gas, polvo y
otros sólidos. Mediciones hechas en 1986 por las naves Giotto y Vega mostraron un
núcleo alargado (como una papa) de 900 km3. Tienen una densa nube de agua,
dióxido de carbono y otros gases que envuelven al núcleo y que se llama coma.
Ambos conforman la cabeza del cometa. Cuando el cometa se aproxima en su
órbita a una distancia entre 1 UA y 2 UA comienza a desarrollar su cola o
cabellera, la que puede alcanzar extensiones mayores a 1 UA. Este fenómeno se
produce debido a la interacción entre el cometa y las partículas cargadas
lanzadas por el Sol conocidas como viento solar. La presión ejercida por la
radiación solar produce que la cabellera del cometa siempre se oriente hacia el
lado opuesto de donde se ubica el Sol Tienen un núcleo central, el que es sólido y
está formado por hielo, gas, polvo y otros sólidos. En la fotografía, el cometa
Halley
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E L
U N I V E R S O
Al observar el cielo nocturno es posible ver diversos objetos celestes, tales como: galaxias, nebulosas,
cúmulos estelares, estrellas y agrupaciones de estrellas llamadas constelaciones.
Desde la antigüedad, el ser humano ha imaginado formas entre las estrellas del cielo. Los griegos por
ejemplo, unieron conjuntos de estrellas con una línea imaginaria, formando diversas figuras que
representaban objetos, seres vivos o seres mitológicos, propios de su cultura y les dieron nombres que se
mantienen hasta hoy. Estos grupos de estrellas son las constelaciones.
Constelaciones
Hay algunas constelaciones que se pueden distinguir fácilmente en el cielo nocturno. Por ejemplo, en
época de verano podemos observar la constelación de Orión, una de las más conocidas en nuestro
hemisferio por el brillo de sus estrellas, especialmente de las "Tres Marías" ubicadas en el "Cinturón de
Orión". En invierno se distingue nítidamente la constelación de Escorpión, que se caracteriza por su estrella
roja muy brillante: Antares. También resulta muy fácil de ubicar en nuestro hemisferio la Cruz del Sur.
Es importante recordar que debido a nuestra ubicación en el hemisferio sur ya la inclinación del eje
terrestre, el cielo que vemos es distinto (en parte) al que se puede observar desde el hemisferio norte.
La estrella más brillante que podemos ver en la noche es Sirio, que se ubica en la constelación del Can
Mayor. Es fácil ubicar a Sirio ya que se encuentra cerca de Orión, en la línea que describen las "Tres
Marías". Avanzando por la misma línea podemos ver una estrella rojiza de menor intensidad llamada
Aldebarán, de la constelación de Tauro, y un conjunto de estrellas llamadas Pléyades, que en realidad son
un cúmulo estelar constituido por cientos de estrellas, de las que solo distinguimos unas pocas.
Si la noche está muy despejada podemos apreciar sobre nosotros una franja con alta densidad de estrellas
que recorre el cielo, esto corresponde a parte de la galaxia en la cual vivimos, llamada Vía Láctea, y que
nosotros observamos desde dentro.
Cúmulos estelares
Los cúmulos estelares son agrupaciones de miles de estrellas nacidas de una misma nube madre cuya
forma permite diferenciar entre los cúmulos globulares y los irregulares. Los cúmulos globulares están
formados por millares de estrellas que orbitan, de manera ordenada, en torno al núcleo de la galaxia y
poseen forma esférica. Los cúmulos irregulares, en cambio, no poseen ningún ordenamiento particular sino
que se encuentran al interior del disco galáctico.
Espacio interestelar
Se llama espacio interestelar al espacio existente entre las estrellas y otros objetos al interior de una galaxia.
En este espacio se encuentran contenidas las estrellas y las nebulosas. El espacio interestelar no debe ser
confundido con el llamado espacio intergaláctico, que corresponde al inmenso espacio existente entre las
galaxias.
Nebulosas
Las nebulosas corresponden a nubes difusas de gas y polvo interestelar. Generalmente, estas nubes se
enriquecen producto de la explosión de una estrella gigante que termina su ciclo de vida. En otros casos, en
el interior de una nebulosa están naciendo estrellas. Desde la superficie de la Tierra y con un buen
binocular es posible observar la nebulosa de Orión en el centro de la constelación del mismo nombre y la
nebulosa del Saco de Carbón, ubicada en la Cruz del Sur.
Nebulosa de
ORION. Una
nebulosa está
constituida
principalmente por
hidrógeno, otros
gases y polvo
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Las Pléyades son
un cúmulo estelar
formada por
estrellas jóvenes y
brillantes.
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La vida de las estrellas
Las estrellas se forman en las nebulosas interestelares debido a la atracción gravitacional. Luego de que se
ha condensado mucha materia, la temperatura se eleva hasta producir reacciones termonucleares de
fusión. La vida de una estrella queda determinada por su masa.
Las estrellas que observamos en el cielo (que son solo una pequeña parte de las que existen en el Universo),
son enormes esferas de gases a muy alta temperatura que emiten radiación electromagnética (luz) y
partículas. La información proveniente desde las estrellas (luz) ha permitido conocer distintas propiedades
internas y externas de ellas y además, estimar su edad, su composición química, su ciclo de vida, etc.
Formación de una estrella
Las estrellas se originan en nubes de hidrógeno y helio molecular llamadas nebulosas interestelares. Las
partículas dentro de esta nube se mueven al azar, lo que hace que existan regiones de diferente densidad.
En los sectores de mayor densidad, las fuerzas gravitacionales permiten que las partículas se agrupen y
actúen como conjunto para atraer nuevas partículas. Este proceso es extremadamente lento, pudiendo
durar millones de años. Así, se va formando una nube condensada a una temperatura muy baja, cerca del
cero absoluto, la que se contrae continuamente por efecto de las fuerzas gravitacionales generando una
gran presión sobre la parte central, haciendo que aumente la temperatura. El gas comprimido tiende a
calentarse, aumentando notablemente la temperatura del núcleo, en esta etapa de formación se habla de
una protoestrella. Cuando los gases al interior de la protoestrella alcanzan unos 10 millones de grados
kelvin, el hidrógeno, principal elemento constituyente de una estrella, comienza a experimentar reacciones
termonucleares que lo convierten en helio, liberándose grandes cantidades de energía en forma de
radiación. Después de este proceso se considera que se ha formado una estrella.
Duración de una estrella
Una vez que se ha formado una estrella, se mantiene durante la mayor parte de su desarrollo un
equilibrio entre las fuerzas que actúan dentro de ella. La fuerza ejercida por la presión de la radiación
contrarresta a las fuerzas gravitacionales de las capas más externas, evitando la implosión de la estrella
(disminución brusca de su tamaño). Así las estrellas pueden brillar durante millones o miles de millones de
años, mientras dure la transformación del hidrógeno en helio, hasta que el hidrógeno finalmente se agota
y la estrella muere.
Masa de una estrella
La propiedad principal que determina la duración de una estrella es su masa, la que se expresa en relación
a la masa del Sol (Msoi)' Cuanto mayor masa posee una estrella, más rápido transforma sus gases mediante
reacciones termonucleares y por tanto vive menos tiempo. Las estrellas muy masivas solo viven unos
millones de años y terminan con una explosión llamada supernova, mientras que las que tienen menos
masa pueden brillar durante miles de millones de años y acaban su vida con una expansión de su materia,
formando una nube de gas que luego se enfría formando una nebulosa planetaria.
Una protoestrella con menos del 10% de la masa del Sol, no genera suficiente presión ni temperatura en su
interior para producir las reacciones termonucleares necesarias para convertirse en una estrella. En el otro
extremo, si la masa de la estrella en formación es de más de 80 veces la masa del Sol (80 M so1)' la presión
de radiación será demasiado alta, impidiendo su condensación, por lo que tampoco se forma una estrella.
En el rango intermedio de masas están todas las estrellas que conocemos.
La muerte de una estrella
Las estrellas mueren cuando se agota su combustible nuclear. El final de una estrella es diverso y
dependiendo de su masa puede ser una enana blanca, una enana negra o una supernova, la que a su
vez, puede acabar en un agujero negro o en una estrella de neutrones.
La forma en que termina la vida de una estrella no es igual para todas. El astrofísico nacido en India,
Subrahmanyan Chandrasekhar (premio Nobel de Física en 1983), estableció que las estrellas presentan
finales distintos, básicamente de acuerdo a su masa.
EI final de una gigante roja. Las estrellas cuyo núcleo tiene una masa inferior a 1,4 Mso1 (límite de
Chandrasekhar) evolucionan hasta convertirse en gigantes rojas. En la etapa final de una gigante roja ya
no existe temperatura suficiente para fusionar el carbono y el oxígeno, entonces la región central de la
estrella se contrae y arroja al espacio las capas externas. En su interior queda un tipo de estrella llamada
enana blanca la cual tiene una temperatura muy elevada y el tamaño de la Tierra pero con la masa del
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Sol; su densidad es muy alta, alrededor de un millón de veces más densa que el agua. Finalmente le sigue
un proceso de enfriamiento hasta que se convierte en una enana negra. Nuestro Sol terminará como una
enana blanca.
La muerte de una estrella súper gigante. Si la masa del núcleo es superior a 1,4 Msol' las estrellas se
consideran súper gigantes y tienen un fin diferente. Al llegar a su etapa final, una súper gigante continuará
contrayéndose para formar elementos cada vez más pesados (con mayor número atómico), hasta quedar
con un núcleo de hierro. La evolución estelar llega entonces a una etapa en la que no se producen
reacciones termonucleares con liberación de energía. Al no haber presión de radiación, se produce una contracción gravitacional intensa que desencadena una explosión conocida como supernova. Esta explosión
libera gran cantidad de energía y al mismo tiempo lanza al espacio interestelar las capas exteriores de la
estrella, las que pasan a formar una nebulosa.
¿Qué ocurre con los restos de la supernova?
Cuando la masa residual de la explosión es de 3 Mso1 Y además está confinada en un diámetro de 10 a
30 km, los restos de la supernova corresponden a una estrella de neutrones (ver figura). Si queda con
una masa superior a 3 Msol' nada detiene el colapso gravitacional, la concentración es de gran
magnitud por lo cual se origina un agujero negro. El objeto compacto formado genera una gravedad
extremadamente intensa, que hace que ni siquiera la luz pueda salir de él.
La supernova 1987a ha sido observada paso a
paso por el telescopio Hubble
Nuestra estrella: el Sol
El Sol es la estrella más cercana a la Tierra. Está compuesto por hidrógeno y helio y tiene unos 4.600
millones de años. En su interior se producen reacciones nucleares de fusión que liberan enormes cantidades
de energía.
Su composición actual es aproximadamente un 74% de hidrógeno y un 24% de helio, cualquier otro
elemento tiene una proporción del orden del 0,1%. Su masa es de unos 2 x 10 30 kg (unas 300 mil veces
mayor que la masa de nuestro planeta), con un diámetro de 1.390.000 km (unas 220 veces mayor que el
diámetro terrestre).
El Sol se comporta como un gigantesco reactor nuclear de fusión en el que los átomos de hidrógeno en su
interior, se fusionan formando helio y liberando gran cantidad de energía, en un proceso denominado
fusión nuclear. Esta energía viaja desde el núcleo en forma de radiación electromagnética y partículas
hacia el exterior. Una vez que la radiación abandona la superficie del Sol, su luz demora alrededor de 8
minutos en llegar hasta nosotros.
En su interior existe un balance entre la fuerza de atracción gravitacional que tiende a contraer al Sol y la
fuerza expansiva producida por la energía nuclear liberada y radiada desde el núcleo.
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La superficie del Sol está en continua
actividad y con frecuencia presenta
tormentas y explosiones violentísimas,
que lanzan gases y crean campos
magnéticos a cientos de miles de
kilómetros de altura, formando las llamadas protuberancias solares.
A.La corona es una envoltura exterior
de gases que se extiende hasta unos
3 millones de kilómetros hacia el
espacio con temperaturas próximas
a 1.000.000 °K. A simple vista es
solo visible durante los eclipses.
B. La cromosfera o esfera de color es la
zona donde se producen las
protuberancias solares. Tiene unos
2.000 km de espesor, durante los
eclipses solares se ve como un
delgado aro de color rojizo.
C.La fotosfera o esfera de luz tiene un espesor del orden de los 100 km. Es la capa solar que se aprecia a
simple vista y es donde se encuentran las manchas solares. Tiene una temperatura de 5.800 °K.
D.La zona de convección tiene unos 140.000 km de espesor. En esta zona el calor se transmite a través de
la convección (el gas caliente sube y el frío baja).
E. La zona radiactiva tiene unos 380.000 km de espesor.
F. El núcleo mide aproximadamente 600.000 km de diámetro y alcanza temperaturas de 15.600.000 °K,
es allí donde se produce la fusión nuclear y donde se libera la energía en forma de fotones gamma y X.
Observación del Sol
Los astrónomos han desarrollado numerosos procedimientos para observar el Sol, ya que no se puede
mirar directamente por un telescopio, debido a que la intensa radiación luminosa puede producir lesiones
en el ojo, Una de las técnicas es "filtrar" la luz, dejando entrar al telescopio radiación solamente dentro de
un cierto rango de energía,
La imagen muestra una protuberancia en la cromosfera del Sol. A este
fenómeno también se le conoce como "llamarada solar", Consiste en masas de
gas lanzadas hacia el exterior y que toman la forma de los campos
magnéticos solares que son mucho más complejos y variables que la
magnetosfera terrestre. Las diferentes colores grafican zonas de distinta
temperatura.
Imagen de la corona solar como la que se puede
ver a simple vista durante un eclipse. Para observar la corona sin estar en un
eclipse, se necesita de un instrumento llamado coronógrafo que se instala en el
telescopio y que oculta la parte más brillante del Sol (fotosfera).
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La corona solar vista en una imagen de falso color. Este tipo de imágenes se
utiliza para describir propiedades físicas como la temperatura o la intensidad
del campo magnético.
Fotografía de la fotosfera. Los puntos negros que aparecen en la
superficie son "manchas solares", Algunas son más grandes que la
tierra. Las vemos oscuras por que su temperatura (4.000 °K) es
menor con respecto a su entorno. Los gases al interior de una
mancha se enfrían por fenómenos magnéticos. La observación de
ellas permite calcular el período de la rotación del Sol.
Galaxias
Las galaxias son conjuntos de estrellas, gases y polvo, unidas por la fuerza de gravedad. Se clasifican por su
forma en espirales, elípticas e irregulares. Además se agrupan en cúmulos que se mueven alejándose entre
sí.
Una galaxia está formada por gases, polvo y estrellas que se mantienen unidas por efecto de la gravedad.
Las galaxias se estructuran de maneras diferentes y por lo tanto adquieran formas distintas. De acuerdo a
su forma y estructura, es posible clasificar las galaxias en elípticas, espirales e irregulares.
Distribución de las galaxias
Generalmente las galaxias no se encuentran solas, sino que forman parte de grupos llamados cúmulos de
galaxias. Nuestra galaxia pertenece a un pequeño conjunto de 26 galaxias llamado grupo local. En el
grupo local se encuentran algunas galaxias vecinas como la de Andrómeda (espiral), la galaxia de la
constelación del Triángulo (espiral menor), las Nubes de Magallanes (irregular), otras galaxias irregulares
menores, y algunas elípticas enanas.
Movimiento de las galaxias
A comienzos del siglo XX, Edwin Hubble descubrió que todas las galaxias se alejan de la Vía Láctea
con velocidades proporcionales a la distancia a que se encuentran de ella. Es decir, todas las galaxias se
están alejando entre sí, fenómeno que se enmarcaría en un proceso de expansión del Universo.
La teoría del big-bang o de la gran explosión se evidencia en el descubrimiento de Hubble. Como todas
las galaxias se alejan entre sí, podríamos proyectamos hacia el pasado de la expansión, llegando a un
momento en el cual todo el Universo se encontraba concentrado en un punto a una temperatura infinitamente alta. Al estar el Universo confinado en este estado absolutamente denso y explosivo, se deben
haber producido desequilibrios en su interior que dieron origen al nacimiento del Universo a través de una
gran explosión, conocida con el nombre de big-bang.
Las galaxias elípticas. Se caracterizan por tener una estructura muy regular, y
por contener una gran población de estrellas viejas. Presentan poco gas y polvo
interestelar, además de algunas estrellas nuevas en formación. Poseen diversos
tamaños desde gigantes a enanas. Las galaxia s elípticas son las más viejas de
todas. Su luz proviene de muchas gigantes rojas.
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Las galaxia5 espirales. Su forma corresponde a discos achatados que
contienen algunas estrellas viejas y también una gran población de estrellas
jóvenes. Además contienen bastante polvo y gas, por lo que poseen zonas
brillantes y otras oscuras. Las galaxias espirales son las más comunes del Universo,
de hecho nosotros vivimos en una de ellas: la vía Láctea.
Las galaxias irregulares. Por su tamaño muy
inferior a las anteriores, parecen no haber desarrollado
una estructura muy definida. En general, están situadas cerca de las galaxias
más grandes y presentan grandes cantidades de gas, polvo, estrellas jóvenes y
estrellas en formación. Son muy poco luminosas. Las más conocidas son las
Nubes de Magallanes.
La Vía Láctea: la galaxia donde vivimos
La Vía Láctea es una galaxia espiral con 200.000 millones de estrellas, que se formó hace 10.000 millones
de años. Ubicada en el cúmulo local, su diámetro es tan grande que la luz requiere 100.000 años para
viajar desde un extremo a otro.
La zona del cielo nocturno donde observamos la constelación de Sagitario corresponde al centro de
nuestra galaxia. El Sol, por su parte, se encuentra en el brazo de Orión, a una distancia media de 30.000
años-luz del centro.
Estructura de la Vía Láctea
El centro de esta galaxia es un núcleo denso y esférico de estrellas en el que quizá exista un agujero negro.
Este núcleo está rodeado por un disco de brazos en espiral en el que hay estrellas jóvenes. iEn uno de sus
brazos está ubicado el sistema solar!
Movimientos de la Vía Láctea
La galaxia tiene un movimiento de rotación en torno a su centro de unos 200 km/s. A pesar de esta gran
velocidad y del tamaño de la Vía Láctea, el Sol demora 200 millones de años en dar una vuelta completa
a la galaxia. El disco que da forma a la galaxia, tiene una rotación diferencial, esto significa que las
estrellas al interior del disco se desplazan más rápido que el Sol y las más exteriores se desplazan más lento
que el Sol. De esta forma, con el transcurso del tiempo van cambiando las estrellas que vemos a nuestro
alrededor, desaparecen las constelaciones y aparecen otras nuevas. i Es probable que el cielo de nuestros
antepasados haya sido diferente al nuestro!
Tamaño de nuestra galaxia
La Vía Láctea tiene un diámetro de 100.000 años-luz, lo que significa que un rayo de luz demora 100
milenios en atravesar la galaxia de un extremo a otro. Para tener una idea de esta distancia piensa que se
necesitarían más de 1.000 generaciones de seres humanos
para hacer este viaje.
Exploración del espacio
El espacio puede ser estudiado y conocido analizando las
radiaciones que proceden de él. Para ello se emplean diversas
técnicas dependiendo del tipo de radiación recibida, como los
telescopios ópticos, los radiotelescopios, los espectrógrafos.
Desde el Universo recibimos muchas señales diferentes (luz) lo
que ha impulsado al hombre a desarrollar tecnologías para
recoger esas señales, que luego son traducidas e interpretadas. Esto ha dado lugar al surgimiento de
distintos campos en la astronomía. Además, el gran avance de la tecnología computacional, de la
electrónica digital y de los sistemas ópticos, han permitido extender cada vez más las fronteras del espacio
conocido.
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Telescopios ópticos
La exploración del espacio a través de telescopios ópticos es muy antigua. Alrededor de 1609, el astrónomo
italiano Galileo Galilei empezó a usar por primera vez el telescopio para observar cuerpos celestes. Luego
fabricó sus propios telescopios, en que el más potente de ellos tenía un aumento de 30 veces. Los
telescopios utilizados y desarrollados por Galileo eran refractores, es decir, usaban una lente para captar la
luz de los cuerpos celestes. Posteriormente se inventó un nuevo tipo de telescopio: el reflector, que utiliza un
espejo para captar la luz. El primer telescopio reflector fue construido por Isaac Newton en 1668.
(1)
(2)
Espejo plano
Telescopio reflector de Newt;on.(1)
El telescopio reflector utiliza un espejo curvo
para focalizar la luz procedente de los
objetos celestes y formar una imagen
delante o detrás del espejo principal. Los
telescopios de grandes dimensiones son todos reflectores, ya que es más sencillo montar espejos de gran
tamaño en lugar de lentes. Existen distintos tipos de telescopios reflectores, pero los más corrientes son los
newtonianos y los de tipo Cassegrain.
Telescopio refractor de Galileo.(2)
El telescopio refractor tiene una lente llamada objetivo, encargada de recoger y enfocar la luz necesaria
para obtener una imagen. Esta imagen es observada a través de otra lente que aumenta el tamaño: el
ocular. Generalmente no se pueden construir telescopios refractores de grandes dimensiones, debido a que
las lentes grandes tienden a distorsionar la forma de los objetos.
Otras tecnologías
Desde la construcción de los primeros telescopios, la astronomía ha avanzado de una manera
impresionante, en relación con el avance de la tecnología. Se utilizan telescopios de grandes dimensiones,
en que las observaciones y los análisis de los datos se hacen a través de computadores, que incluso pueden
estar situados muy distantes de los telescopios.
Además, se utilizan equipos auxiliares a los telescopios, como el espectrógrafo, que permite obtener
registros de las diferentes longitudes de onda captadas en las observaciones estelares y guardar la
información para análisis posteriores.
El telescopio fotográfico es otra técnica bastante usada que capta fenómenos que pasarían inadvertidos a
nuestros ojos. Mediante la comparación de dos placas fotográficas obtenidas al fotografiar la misma
región del cielo los astrónomos pueden identificar la aparición de algún objeto estelar, como por ejemplo,
una supernova.
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Las nuevas áreas de investigación surgidas en la astronomía, producto del desarrollo de nuevas
tecnologías, permiten en la actualidad recoger otro tipo de señales provenientes del Universo, que
aportan información adicional para su conocimiento. Por ejemplo, con la radioastronomía se pueden
"escuchar" señales de radio que tienen origen en diferentes puntos del Universo, y la astronomía de rayos
X, que ha tenido un gran avance con la puesta en órbita del telescopio de rayos X, Chandra.
Los radiotelescopios permiten captar ondas electromagnéticas provenientes del espacio que se encuentran
fuera del rango visible.
El telescopio espacial Hubble
permite obtener imágenes
mucho más claras del
universo debido a que se
encuentra orbitando fuera de
la atmósfera terrestre.
El telescopioEspacial Chandra
de rayos X es un aparato
especializado en observaciones
astronómicas en el rango de
rayos X
Algunos telescopios están diseñados para captar radiación
electromagnética para elevados valores de frecuencia,
como los telescopios gamma
El telescopio Spitzer (Spitzer
Space Telescope [SST], por sus
siglas en inglés) es un aparato
que se especializa en
observaciones astronómicas en
el rango infrarrojo,
iEste observatorio espacial
(SOlar and Heliospheric
Observatory [SOHO], por
sus siglas en inglés), es un
aparato especializado en
observaciones astronómicas
de nuestro Sol,
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Cosmología: modelos del Universo
Durante la historia se han desarrollado diferentes modelos del Universo: desde los modelos antiguos de
Ptolomeo y Copérnico hasta los modelos contemporáneos de un Universo infinito y abierto o de uno finito
y cerrado.
La cosmología intenta explicar la estructura y los procesos que ocurren en el Universo a gran escala.
Casi todas las teorías que se han desarrollado en la historia del hombre han estado limitadas por la
observación, así por ejemplo, para los pensadores antiguos fue perfectamente natural considerar la idea
de que planetas, estrellas, Sol y Luna, giraban en torno a la tierra en órbitas circulares. Observaciones más
detalladas, junto al desarrollo de la matemática y la física, fueron estableciendo nuevos modelos del
Universo, basados en el conocimiento científico y alejándose cada vez más de las concepciones teológicas
(la explicación del Universo y su orden a través de una divinidad).
Actualmente, en cosmología contemporánea, siguen apareciendo nuevas ideas y evidencias a favor de
una teoría o de otra, convirtiéndose en un buen ejemplo de que el conocimiento nunca está finalizado,
sino que se perfecciona con el tiempo y la labor investigativa.
Modelos antiguos
Los antiguos griegos idearon muchos modelos para explicar el Universo y su comportamiento. El modelo
de mayor éxito fue el elaborado por el gran astrónomo Claudio Ptolomeo en el siglo 11 d. C. Él suponía
que los planetas se movían en círculos alrededor de la Tierra la
que permanecía estacionaria en el centro, mientras los planetas,
incluidos el Sol y la Luna, giraban en torno a ella. Este modelo de
sistema solar se conoce como modelo geocéntrico.
En el siglo XVI, el astrónomo polaco Nicolás Copérnico presentó
un modelo más sencillo
para sustituir el de
Ptolomeo. En el modelo de Copérnico, el Sol está en reposo, y los
planetas, incluyendo la Tierra, giran alrededor de él en órbitas
circulares: es el modelo heliocéntrico. Este modelo tuvo
muchos problemas con las convicciones religiosas de la época. El
modelo de Copérnico fue apoyado y mejorado por el danés
Tycho Brahe, el que legaría sus observaciones a su discípulo, el
alemán Johannes Kepler, que más adelante formularía las
famosas leyes del movimiento planetario (leyes de Kepler).
Modelos más recientes
Desde que Galileo observó por primera vez el cielo a través de un telescopio, la astronomía ha
evolucionado rápidamente; en la actualidad se recolecta información a través de grandes telescopios
ópticos, radiotelescopios, sondas espaciales, incluido el telescopio espacial Hubble. Estas observaciones han
ido de la mano con la formulación de nuevos modelos del Universo.
Los avances de las teorías físicas son fundamentales para predecir o explicar estas nuevas informaciones.
Cuando Albert Einstein desarrolló su teoría de la relatividad, el modelo del Universo vuelve a modificarse.
La teoría de Einstein explicaba que si la gravedad pudiera volverse lo suficientemente fuerte podría
atrapar a la luz. Sin embargo para que la gravedad fuera tan fuerte debería ser un cuerpo
extremadamente denso, es decir, con una masa enorme comprimida en un pequeño espacio. Esta idea ha
planteado la existencia de los agujeros negros.
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El futuro según Einstein
Según las ecuaciones de Einstein se presentan tres posibilidades para el futuro del Universo en relación a un
cierto valor crítico para la densidad de la materia en él:
(1) Si la densidad media es menor al valor crítico, el Universo es abierto y se continuará expandiendo para
siempre, y cuando todo esté infinitamente separado y frío, vendrá el "big chill" (gran frío).
(2) Si la densidad media de la materia es igual al valor crítico, entonces el Universo se expandirá a una
velocidad siempre lenta y eventualmente dejará de expandirse.
(3) Si la densidad media es mayor al valor crítico, el Universo es cerrado, lo cual significa que con el tiempo
dejará de expandirse, empezará a contraerse, y finalmente se acabará, aproximadamente dentro de 20
mil millones de años en un "big crunch" (gran implosión) que sería el inverso del "big bang".
Uno de los problemas más importantes en la cosmología moderna es determinar de si el Universo es
abierto o cerrado.
Usando la estimación más generosa de la masa de todas las galaxias, la densidad de la masa del Universo
todavía es aproximadamente 20 veces más pequeña que la densidad crítica.
Esto sugiere fuertemente que el Universo es abierto, pero quedan posibilidades de que cantidades
significantes de materia existan entre las galaxias y no estén consideradas.
Es importante mencionar, por último, que los modelos del Universo se siguen modificando sobre la base de
las últimas teorías y descubrimientos.
La contaminación lumínica
Uno de los principales problemas que enfrentan los observatorios astronómicos es el de la contaminación
lumínica producida por las luminarias del alumbrado público de los pueblos y ciudades cercanas a su
emplazamiento. Este tipo de contaminación impide la visión clara y nítida de los cielos, de manera similar
a lo que sucede cuando se desea mirar por la noche el jardín de una casa a través de la ventana de una
habitación iluminada. Para mejorar la nitidez de la observación del jardín se debe reducir al máximo la
luz de la habitación. Este es el problema que está experimentando, por ejemplo, el observatorio de cerro
Tololo debido al constante crecimiento de las zonas urbanas de la ciudad de La Serena. Sin embargo una
posible solución pasa por el correcto diseño de los focos luminosos, de manera que no emitan luz hacia
arriba de ellos sino que exclusivamente lo haga hacia el suelo.
Los observatorios en nuestro país
Los cielos del norte de Chile, en particular los comprendidos entre la II y la IV regiones, presentan
condiciones óptimas para la observación astronómica. Allí se encuentran los principales telescopios del
mundo pertenecientes a las más prestigiosas organizaciones internacionales. Es el caso de la ESO
(Observatorio Europeo para el Hemisferio Sur ), que pertenece a ocho países de la Comunidad Europea, y
que mantiene en operación los observatorios La Silla y Paranal. La ESO también está a cargo del
telescopio VLT en Antofagasta y del radiotelescopio ALMA en Atacama. Otra de estas organizaciones es la
AURA (Association for Research in Astronomy), que opera el Observatorio Interamericano de cerro Tololo.
Finalmente también se encuentra presente en nuestro país la OCIW (Carnegie Institution of Washington)
con el Observatorio Las Campanas ubicado en el cerro
del mismo nombre.
Sin embargo, nuestro país también cuenta con un
observatorio propio ubicado en la IV Región. Se trata
del Observatorio Comunal Cerro Mamalluca, ubicado
en la localidad de Vicuña y que se encuentra
emplazado en el cerro Mamalluca. Este centro
observacional tiene fines didácticos y recibe la visita
de estudiantes de diferentes puntos del país.
La cúpula del Gémini Sur en cerro Pachón al
atardecer
Liceo Camilo Henríquez. Temuco. Departamento de Ciencias. Física
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