Universo y Sistema Solar

EL UNIVERSO Y EL SISTEMA SOLAR
• Teorías de origen y formación
• Modelos de universo
• Escalas y magnitudes
• Sistema Solar
• La Tierra
• Nuestro Satélite La Luna
• Otros componentes del Sistema Solar aparte de los planetas.
• Eclipses
• Investigación Espacial
• Estación Universal (ISS)
• Teorías de origen y formación
Historia del universo Origen del Universo
El universo es el conjunto de todas las cosas que existen (la Tierra, el sol, las estrellas, los planetas y todos los
astros) ordenados y sometidos a las leyes de la naturaleza.
Las teorías cosmológicas más antiguas que datan del 4000 a. C., dicen que la Tierra era el centro del Universo
y que todos los demás cuerpos celestes giraban alrededor de ella (Sistema Geocéntrico).
El concepto de que la Tierra era el centro del Universo permaneció inamovible hasta 1543, cuando el
astrónomo Nicolás Copérnico propuso un sistema en el que los planetas giraban en órbitas circulares
alrededor del Sol, el cual estaba situado en el centro del Universo (Sistema Heliocéntrico).
Con el perfeccionamiento de los instrumentos de investigación, y el descubrimiento de nuevas Leyes de la
Física, las teorías cosmológicas fueron evolucionando hasta la del Universo en Expansión, formado por
galaxias, nebulosas, cúmulos estelares, estrellas, planetas, etc.
EXPLICACIONES CIENTIFICAS
Las explicaciones científicas se basan en el
desarrollo del método científico y se caracterizan
por ser:
• Inciertas: las hipótesis científicas deben ser
confirmadas por la experimentación.
• Provisorias: van cambiando con el tiempo.
EXPLICACIONES RELIGIOSAS
Lo que proclaman las explicaciones religiosas
tienen como características comunes el ser:
• Dogmáticas: lo que proclaman no se puede
negar ni discutir.
• Permanentes: no varían con el tiempo.
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• Relativas: son válidas para los que
sostienen esa hipótesis.
• Absolutas: son aceptadas incondicional−
mente por los creyentes, por su fe.
Edwin Hubble descubrió que el Universo se expande. La teoría de la relatividad general de Albert Einstein ya
lo había previsto.
Se ha comprobado que las galaxias se alejan, todavía hoy, las unas de las otras. Si pasamos la película al
revés, ¿dónde llegaremos?
Los científicos intentan explicar el origen del Universo con diversas teorías. Las más aceptadas son la del Big
Bang y la teoría Inflacionaria, que se complementan.
El universo nace en circunstancias desconocidas. Según los conocimientos científicos del Bing Bang, surgió
de una singularidad, un punto de densidad infinita en el que explotan las leyes del espacio y del tiempo.
Las teorías actuales apuntan a una era de inflación rápida; una expansión tan acelerada que supero la
velocidad de la luz. Es posible que el universo, en principio del tamaño de una bola diminuta de menos de un
milímetro, se haya expandido mucho más allá de las distintas que en la actualidad pueden observar nuestros
telescopios más potentes.
La fuerza primitiva que se mueve dejando una serie de partículas elementales electrones, quarks, gluones, y
neutrinos que sobrevienen en un entorno con temperaturas elevadísimas(1027°c). Agotada, la fuerza primitiva
del universo se disuelve en gravedad y otras fuerzas que actúan a nivel nuclear. Se aplican ya las leyes de
Einstein. El universo sigue expandiéndose y enfriándose.
La temperatura desciende hasta mil billones de grados centígrados. Aparecen las cuatro fuerzas elementales
de la física: la gravedad, la fuerza nuclear fuerte, la fuerza nuclear débil y el electromagnetismo. Ha llegado la
hora de la creación de partículas más complejas.
Los quarks empiezan a formar grupos de tres, dando lugar a los primeros protones y neutrones, la estructura
básica de los átomos. La materia y la antimateria chocan e inician su destrucción mutua, dejando por alguna
razón desconocida un resto de materia pura. La temperatura del universo ha descendido hasta mil millones de
grados centígrados.
Neutrones y protones se combinan para formar los núcleos más básicos del átomo: los de hidrogeno, helio y
litio. El universo se enfría a una velocidad tan extraordinaria que no queda calor suficiente para formar
elementos mas pesados.
La luz no logra llegar al universo primitivo a causa de su espesa mezcla de electrones protones (propagadores
de luz y otras ondas energéticas). Al llegar a 3000°C, los elementos consiguen finalmente conectarse a la
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estructura básica del átomo, liberando fotones y creando la primera señal electromagnética del universo
(todavía hoy se sigue oyendo su rastro). El espacio es ahora transparente. Teoría del Big Bang
La teoría del Big Bang o gran explosión, supone que, hace entre 12.000 y 15.000 millones de años, toda la
materia del Universo estaba concentrada en una zona extraordinariamente pequeña del espacio, y explotó. La
materia salió impulsada con gran energía en todas direcciones.
Los choques y un cierto desorden hicieron que la materia se agrupara y se concentrase más en algunos lugares
del espacio, y se formaron las primeras estrellas y las primeras galaxias. Desde entonces, el Universo continúa
en constante movimiento y evolución.
Esta teoría se basa en observaciones rigurosas y es matemáticamente correcta desde un instante después de la
explosión, pero no tiene una explicación para el momento cero del origen del Universo, llamado
"singularidad".
Teoría inflacionaria
La teoría inflacionaria de Alan Guth intenta explicar los primeros instantes del Universo. Se basa en estudios
sobre campos gravitatorios fortísimos, como los que hay cerca de un agujero negro.
Supone que una fuerza única se dividió en las cuatro que ahora conocemos, produciendo el origen al
Universo.
El empuje inicial duró un tiempo prácticamente inapreciable, pero fue tan violenta que, a pesar de que la
atracción de la gravedad frena las galaxias, el Universo todavía crece.
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No se puede imaginar el Big Bang como la explosión de un punto de materia en el vacío, porque en este punto
se concentraban toda la materia, la energía, el espacio y el tiempo. No había ni "fuera" ni "antes". El espacio y
el tiempo también se expanden con el Universo.
La era cósmica oscura concluye con la formación de las primeras estrellas del universo en medio de densas
nubes de gas. Compactado por la gravedad, él hidrogeno que contienen esas estrellas se funde en helio,
derramando luz y calor en el espacio. Violentas y calurosas reacciones nucleares van generando nuevo
elementos. Se forman así el carbono, él oxigeno y el magnesio. Estrellas gigantes, llamadas supernovas,
expiran con tremendas explosiones y liberando materia pesada a través de las galaxias en evolución.
Se forman nuestro sol a la vez que los planetas del sistema solar, posiblemente a raíz del cataclismo
provocado por una supernova, que fue produciendo acumulaciones graduales de polvo, piedra, y gas hasta
convertirse en cuerpos esféricos. En los planetas cercanos al sol (mercurio, Venus la tierra), la mayoría del gas
ligero se ha quemado, dejando en la tierra una mezcla compuesta principalmente por hierro, níquel, carbono,
oxigeno y magnesio. Los planetas más distantes como Júpiter y saturno, siguen siendo gigantescos globos de
gas ligero.
Las primeras células empiezan a poblar la tierra. Según las antiguas teorías los componentes fundamentales de
la vida, como los aminoácidos, procedían de la acción de relámpagos sobre una mezcla primitiva de agua,
metano e hidrogeno. Las teorías contemporáneas sostienen que los asteroides que cayeron en la tierra
pudieron traer consigo las simientes de la vida orgánica.
Los organismos multicelulares se propagan, ayudados por el inicio de la reproducción sexual. Los primeros
vertebrados aparecen, seguidos por los dinosaurios, los reptiles, los mamíferos y los vegetales. Hace unos
cinco millones de años, varias especies de homínidos empiezan a vivir en África. El Homo Sapiens hace más
de 100.000 años, y con él surgen la lengua, la cultura y la sociedad humana
ORIGEN DEL SISTEMA SOLAR
Desde los tiempos de Newton se ha podido especular acerca del origen de la Tierra y el Sistema Solar como
un problema distinto del de la creación del Universo en conjunto. La idea que se tenía del Sistema Solar era el
de una estructura con unas ciertas características unificadas:
1. − Todos los planetas mayores dan vueltas alrededor del Sol aproximadamente en el plano del ecuador solar.
En otras palabras: si preparamos un modelo tridimensional del Sol y sus planetas, comprobaremos que se
puede introducir en un cazo poco profundo.
2. − Todos los planetas mayores giran entorno al Sol en la misma dirección, en sentido contrario al de las
agujas del reloj, si contemplamos el Sistema Solar desde la Estrella Polar.
3. − Todos los planetas mayores (excepto Urano y, posiblemente, Venus) efectúan un movimiento de rotación
alrededor de su eje en el mismo sentido que su revolución alrededor del Sol, o sea de forma contraria a las
agujas del reloj; también el Sol se mueve en tal sentido.
4. − Los planetas se hallan espaciados a distancias uniformemente crecientes a partir del Sol y describen
órbitas casi circulares.
5. − Todos los satélites, con muy pocas excepciones, dan vueltas alrededor de sus respectivos planetas en el
plano del ecuador planetario, y siempre en sentido contrario al de las agujas del reloj. La regularidad de tales
movimientos sugirió, de un modo natural, la intervención de algunos procesos singulares en la creación del
Sistema en conjunto.
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Por tanto, ¿cuál era el proceso que había originado el Sistema Solar? Todas las teorías propuestas hasta
entonces podían dividirse en dos clases: catastróficas y evolutivas. Según el punto de vista catastrófico, el Sol
había sido creado como singular cuerpo solitario, y empezó a tener una «familia» como resultado de algún
fenómeno violento. Por su parte, las ideas evolutivas consideraban que todo el Sistema había llegado de una
manera ordenada a su estado actual.
En el siglo XVI se suponía que aun la historia de la Tierra estaba llena de violentas catástrofes. ¿Por qué,
pues, no podía haberse producido una catástrofe de alcances cósmicos, cuyo resultado fuese la aparición de la
totalidad del Sistema? Una teoría que gozó del favor popular fue la propuesta por el naturalista francés
Georges−Louis Leclerc de Buffon, quien afirmaba, en 1745, que el Sistema Solar había sido creado a partir de
los restos de una colisión entre el Sol y un cometa.
Naturalmente, Buffon implicaba la colisión entre el Sol y otro cuerpo de masa comparable. Llamó a ese otro
cuerpo cometa, por falta de otro nombre. Sabemos ahora que los cometas son cuerpos diminutos rodeados por
insustanciales vestigios de gas y polvo, pero el principio de Buffon continúa, siempre y cuando denominemos
al cuerpo en colisión con algún otro nombre y, en los últimos tiempos, los astrónomos han vuelto a esta
noción.
Sin embargo, para algunos parece más natural, y menos fortuito, imaginar un proceso más largamente trazado
y no catastrófico que diera ocasión al nacimiento del Sistema Solar. Esto encajaría de alguna forma con la
majestuosa descripción que Newton había bosquejado de la ley natural que gobierna los movimientos de los
mundos del Universo. El propio Newton había sugerido que el Sistema Solar podía haberse formado a partir
de una tenue nube de gas y polvo, que se hubiera condensado lentamente bajo la atracción gravitatoria. A
medida que las partículas se aproximaban, el campo gravitatorio se habría hecho más intenso, la condensación
se habría acelerado hasta que, al fin, la masa total se habría colapsado, para dar origen a un cuerpo denso (el
Sol), incandescente a causa de la energía de la contracción.
En esencia, ésta es la base de las teorías hoy más populares respecto al origen del Sistema Solar. Pero había
que resolver buen número de espinosos problemas, para contestar algunas preguntas clave. Por ejemplo:
¿Cómo un gas altamente disperso podía ser forzado a unirse, por una fuerza gravitatoria muy débil?
Formación del Sistema Solar
Es difícil precisar el origen del Sistema Solar. Los científicos creen que puede situarse hace unos 4.650
millones de años. Según la teoría de Laplace, una inmensa nube de gas y polvo se contrajo a causa de la
fuerza de la gravedad y comenzó a girar a gran velocidad, probablemente, debido a la explosión de una
supernova cercana.
• MODELOS DE UNIVERSO
EVOLUCIÓN DE LOS MODELOS DEL UNIVERSO.
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1. Sistema geocéntrico.
1.1. Cosmología aristotélica.
Los primeros filósofos que especularon sobre la estructura del universo fueron los griegos, entre los cuales
destaca la cosmología aristotélica. El sistema que planteaba era el geocéntrico, es decir, con la tierra con la
tierra en el centro y los demás cuerpos celestes girando a su alrededor (aunque cabe resaltar que más en la
antigüedad esto ya era tenido en cuento, como por ejemplo los pueblos mesopotámicos. Los cuáles se mueven
en un movimiento circular uniforme, que corresponde al éter: la sustancia de la cuál proceden todas las
sustancias que forman el universo, hay un único elemento; sin embargo los elementos que forma la tierra son
cuatro la tierra, el fuego, el agua y el aire, así pues en la tierra hay un movimiento considerado por los griegos
de gran imperfecto, el rectilíneo acelerado.
1.2. Cosmología de Ptolomeo
Planteó un modelo del Universo muy semejante al de Aristóteles. En el modelo, la Tierra permanece en el
centro mientras los planetas, la Luna y el Sol describen complicadas órbitas alrededor de ella. A Tolomeo le
preocupaba que el modelo funcionara desde el punto de vista matemático, y no tanto que describiera con
precisión el movimiento planetario. Aunque posteriormente se demostró su incorrección, pero pese a esto fue
admitido durante catorce siglos hasta que fueron aceptadas las teorías de Copérnico.
2. Sistema heliocéntrico.
2.1. Aristarco de Samos.
Fue el primer filósofo que considero un sistema heliocéntrico en el que la tierra giraba alrededor del sol, esta
teoría no tuvo mucho éxito pese a su mayor acercamiento hacia la certeza pues el sistema geocéntrico se
hallaba completamente arraigado en la sociedad de la época.
2.2. Copérnico.
Propuso un modelo heliocéntrico es decir, que sitúa al sol en centro del universo. Copérnico intercambio la
posición del sol y de la tierra del modelo aristotélico para explicar el movimiento planetario, así considera que
la tierra y los demás planetas (excepto la luna que gira alrededor de la tierra), se trasladan en órbitas circulares
del sol. La tierra además gira sobre sí misma, mientras que el sol permanece inmóvil.
Este modelo no se adaptaba satisfactoriamente si no se introducían epiciclos, con lo que resultaba casi tan
complicado como el modelo ptolemaico. No obstante explicaba de forma más sencilla las irregularidades de
los planteas (movimiento retrógrado, cambios de brillo, etc.).
2.3. Tycho Brahe
Propuso un modelo geoheliocéntrico, según el cuál la Tierra está en el centro del universo pero todos los
demás planetas (excepto la luna) giran alrededor del sol, y este alrededor de la tierra.
2.4. Galileo Galilei
Construyo un telescopio hacia el año 1610 y enfoco con este el firmamento. Fue el primero en darse cuenta de
la verdadera magnitud del universo; así pues descubrió estrellas nunca vistas hasta entonces, los cuatros
satélites de Júpiter y constató que giran alrededor de dicho planeta y por tanto la tierra no es el centro de todos
los movimientos de los cuerpos celestes; descubrios los cráteres de la luna y las manchas solares, lo que ponía
en duda que los astros estuvieran compuestos por un éter inmutable distinto de los elementos terrestres.
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Además descubrió las fases de Venus.
Para sus explicaciones, casi a costa de su vida, adoptó el modelo heliocéntrico de Copérnico, pero siguió
suponiendo órbitas circulares para los planetas.
2.5. Johannes Kepler.
Colaboró con el astrónomo Tycho Brahe durante los últimos años de vida de este último. Tycho Brahe le legó
un completísimo catálogo estelar con anotaciones de los movimientos de los planetas, sobre todo de Marte. A
partir de estos datos y de sus propias teorías Kepler se percató de que las teorías de Brahe no encajaban con
una supuesta órbita circular, aunque si con un modelo heliocéntrico. Así pues, Koper llegó a la conclusión de
que los planetas giran entorno al sol describiendo órbitas elípticas en vez de circulares y el sol se sitúa en uno
de focos de la elipse. Enunció entonces las leyes sobre el movimiento de los planetas:
ð Todos los planetas describen órbitas elípticas con el Sol situado en uno de los focos.
ð La recta que une un planeta con el sol barre áreas iguales en tiempos iguales.
ð El cuadrado del período del movimiento de un planeta es directamente proporcional al cubo de la distancia
media del planeta al sol.
Estas leyes son válidas para los movimientos de los planteas alrededor del sol y para los movimientos de los
Satélites alrededor de un planeta.
2.6. Giordano Bruno.
Una vez conocido el modelo heliocéntrico y la enorme distancia entre la tierra y las estrellas de la que
hablaban por vez primera los astrónomos de la época. Bruno llegó a la conclusión de que las distancias
cosmológicas son infinitas. Así, el universo es infinito, y el sistema solar es uno más de otros sistemas
parecidos o mayores, cuyo número es ilimitado, según esto nuestro sol no ocupa un lugar privilegiado en el
universo, pues un universo infinito carece de centro.
2.7. Isaac Newton
Definió las leyes de tipo matemático iniciadas por Galileo. Sus estudios y disciplinas abarcaron un gran
número de disciplinas.
Newton aplicó las leyes de la dinámica al estudio de los fenómenos naturales para elaborar su explicación de
la realidad. Supuso que el hecho de que la luna gire alrededor de la tierra en lugar de salir despedida en línea
recta se debe a la presencia de una fuerza que la empuja hacia la tierra y la hace describir una circunferencia.
Llamó a esta fuerza gravedad y supuso que actuaba a distancia, pues no hay nada que conecte físicamente la
tierra y la luna. Newton demostró que hace caer un objeto sobre la tierra mantiene a la luna en su órbita.
A partir de las leyes de Kepler, dedujo la ley de gravitación universal: todo par de partículas se atraen con una
fuerza inversamente proporcional al cuadrado de su distancia y directamente proporcional al producto de sus
masas.
EVOLUCIÓN DE LOS MODELOS DEL UNIVERSO
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• LAS ESCALAS Y MAGNITUDES
Todos los objetos que observamos en el cielo brillan con distintas intensidades, debido a las diferentes
distancias que nos separan de ellos y de sus distintos brillos intrínsecos. La magnitud aparente (m) de un
cuerpo celeste es una medida de su brillo aparente; es decir, la cantidad de luz que se recibe del objeto.
Hace más de 2100 años, en la Grecia del siglo II a.C., el astrónomo Hiparco de Nicea fue el primero en
compilar un catálogo de alrededor de mil estrellas visibles a simple vista, a las cuales organizó según su brillo
en seis categorías a las que llamó magnitudes. Para Hiparco, las veinte estrellas más brillantes del firmamento
eran de primera magnitud, mientras las que estaban en el límite de la visibilidad a ojo desnudo eran de sexta
magnitud, ubicándose entre ambos extremos las demás. Este sistema sigue siendo utilizado en la actualidad,
aunque con ciertas modificaciones.
La invención del telescopio por parte de Galileo Galilei forzó el primer cambio de importancia: mediante su
instrumento, el italiano descubrió que existían estrellas más tenues que las de sexta magnitud. En su tratado
"Sidereus Nuncius" de 1610, Galileo comentaba: "En verdad, es posible detectar con el lente estrellas que se
encuentran por debajo de la sexta magnitud, así como cúmulos de otras magnitudes que escapan a la vista
natural las más brillantes de estas estrellas pueden designarse como de séptima magnitud". De esa forma, la
escala de magnitudes se extendía más allá de los límites del ojo humano, a medida que la sensibilidad de los
instrumentos astronómicos iba aumentando gracias al progreso de la tecnología.
A mediados del siglo XIX, comenzó a notarse la necesidad de definir una escala de magnitud más precisa. Fue
el astrónomo inglés William Herschel quien primero advirtió que, por término medio, la intensidad luminosa
de una estrella de primera magnitud es cien veces superior a la de una estrella de sexta magnitud; o sea que
para igualar el brillo aparente de una estrella de primera magnitud, es necesario sumar el brillo de cien
estrellas de sexta magnitud.
Teniendo esto en cuenta, en 1856 el astrónomo Norman Robert Pogson propuso que la relación entre la
intensidad luminosa de una magnitud y la siguiente en la escala debía permanecer constante, indicando que
una diferencia de cinco magnitudes sería exactamente definida como una relación de brillo de 100 a 1. Esta
conveniente regla fue rápidamente adoptada, ya que un orden de magnitud corresponde a una diferencia de
brillo equivalente a la quinta raíz de 100, o sea, 2,511886 (valor conocido como la relación de Pogson).
La escala resultante es logarítmica, de acuerdo a la creencia imperante en 1850 de que las sensaciones
humanas aumentan en progresión logarítmica al crecer en progresión geométrica los estímulos físicos que las
originan. Basándose en los mismos principios, la escala de decibeles para medir la intensidad de los sonidos
también fue determinada en esa época en forma logarítmica.
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En general, para una diferencia de magnitudes m2 − m1, tendremos:
I1 / I2 = k (m2 − m1)
Siendo I1 y m1 el brillo y la magnitud de la estrella más brillante, e I2 y m2 el brillo y la magnitud de otra de
brillo inferior. Entonces:
I1 / I2 = 2,511886 (m2 − m1)
Como es de suponer, la relación entre magnitudes se mantiene constante, sean cual sean las unidades en que
se mida la misma. Esto nos permite elegir las que nos parezcan más convenientes. No obstante, y para mayor
comodidad de cálculo, vamos a mejorar esa ecuación aplicando logaritmos en ambos miembros:
Log(I1 / I2) = (m2 − m1) · log 2,511886; pero log 2,511886 = 0,4
Log I1 − log I2 = 0,4 · (m2 − m1)
Esta última expresión, precisamente, constituye la Ley de Pogson, que dice que la diferencia de magnitud
entre dos estrellas es proporcional a la diferencia entre los logaritmos de sus brillos.
Sin embargo, sabemos en la actualidad que nuestra percepción de las sensaciones aumenta de forma
exponencial y no de forma logarítmica. Por lo tanto, una estrella de magnitud 3.0 no está exactamente a mitad
de camino entre una de magnitud 2.0 y otra de magnitud 4.0, sino que su brillo resulta algo inferior; según la
escala de Pogson, la estrella que posee un brillo intermedio entre ambas tiene en realidad la magnitud 2.8.
Cuanto mayor sea la diferencia, mayor será la discrepancia con la verdadera magnitud aparente.
Pero ese no es el mayor problema de esta escala. Algunas estrellas de primera magnitud son mucho más
brillantes que otras, por lo cual los astrónomos no tuvieron otra opción que extender la escala hacia los
números negativos. De esta forma, estrellas como Rigel, Capella, Arcturus y Vega poseen magnitud 0. Sirius,
la estrella más brillante del firmamento en nuestro planeta, tiene una magnitud aparente de −1.44 a −1.46; la
Luna tiene una magnitud de −12.6, y el Sol tiene una magnitud de −26.7. Por otro lado, en la actualidad el
Telescopio Espacial Hubble y los telescopios Keck I y II, en Hawaii, poseen detectores fotoeléctricos
extremadamente sensibles, capaces de resolver estrellas con magnitudes superiores a +30.
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Hacia fines del siglo XIX, la fotografía comenzó a ser ampliamente utilizada por los astrónomos para obtener
imágenes del firmamento y medir el brillo de las estrellas. Esto permitió descubrir que algunas estrellas, que
mostraban el mismo brillo al ojo desnudo, mostraban diferentes brillos al ser fotografiadas y viceversa.
Comparadas con el ojo humano, las emulsiones fotográficas resultaban más sensibles a la luz azul y menos
sensibles a la luz roja; para resolverlo se crearon dos escalas separadas: la de magnitud visual (mv), relativa
al ojo humano, y la de magnitud fotográfica (mp), referida a la emulsión fotográfica en blanco y negro
sensible al azul.
Paradójicamente, esa complicación resultó de utilidad, dado que la diferencia entre la magnitud visual y la
magnitud fotográfica de una estrella es un conveniente indicador del color de la misma. El valor del "índice
de color", tal como se lo denominó, resultaba positivo en el caso de estrellas amarillas, naranjas y rojas, y
negativo para las estrellas azuladas. Pero las emulsiones fotográficas diferentes, al igual que los ojos de
distintas personas, tienen respuestas espectrales diferentes, por lo cual se hizo necesaria una escala de
magnitud que funcionara para múltiples longitudes de onda.
En la actualidad, las magnitudes de los objetos astronómicos son determinadas con precisión mediante un
fotómetro fotoeléctrico que analiza su luz a través de filtros de color estandarizados. Varios sistemas de
fotometría han sido desarrollados para ese fin; el más familiar es el llamado UBV, debido a los colores de los
tres filtros más comúnmente utilizados: U abarca las longitudes de onda cercanas al ultravioleta, B las del azul
(blue) y V corresponde aproximadamente a la magnitud visual aparente. El índice de color es definido como
la magnitud B menos la magnitud V. Una estrella blanca tiene un índice B−V de alrededor de 0,2, nuestro Sol
un 0,63, la gigante roja Betelgeuse un 1,85, y una estrella azul típica un −0,4.
El sistema UBV resultó exitoso y fue extendido hacia el extremo rojo del espectro electromagnético, con
filtros R e I para definir las magnitudes de las longitudes de onda rojas y las cercanas al infrarrojo; por ello, en
ocasiones es denominado UBVRI. Los astrónomos dedicados al infrarrojo lo han extendido en orden
alfabético a partir de la I hacia longitudes de onda aún más largas, definiendo las bandas J, K, L, M, N y Q,
que fueron seleccionadas para coincidir con las longitudes de onda de determinadas "ventanas" en la
atmósfera terrestre, en las cuales el vapor de agua no absorbe la radiación infrarroja proveniente de las
estrellas.
En todas las longitudes de onda, la estrella Vega (Alfa Lyrae) ha sido elegida arbitrariamente para definir la
magnitud 0.0. Debido a que Vega es menos brillante en las longitudes de onda infrarrojas que en las de la luz
visible, las magnitudes de onda infrarrojas resultan, por definición, "más brillantes" que su contraparte en luz
visible.
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Hasta el momento, sólo hemos tenido en cuenta el brillo de una estrella observada desde la Tierra; sin
embargo, una estrella puede aparentar ser muy brillante debido a su proximidad, y otra parecer muy débil por
su gran lejanía, siendo sin embargo mucho más luminosa que la primera. Así pues, una comparación en estos
términos sería errónea, y para solucionarlo se ha introducido el concepto de magnitud absoluta (M), que
indica la magnitud aparente que tendría un astro al ser observado a una distancia de 10 pársecs (alredededor
de 32,616 años luz, o 3x1014 KILOMETROS)
• SISTEMA SOLAR
Nuestro lugar en el universo es un pequeño planeta que gira alrededor de una estrella mediana, ubicada en el
brazo de una enorme galaxia, una más de las incontables que se encuentran dispersas en el universo. Desde
nuestro mundo natal (el único lugar donde podemos asegurar que existe vida), miramos el espacio y
contemplamos las maravillas del cosmos. Cerca de la Tierra se encuentran los planetas y demás cuerpos del
sistema solar, orbitando nuestro fecundo y familiar Sol; mucho más lejos se distinguen las otras estrellas de
nuestra galaxia, algunas brillantes y calientes, otras diminutas y pálidas. Podemos observar nubes de gases de
donde surgen las estrellas y percibir extraños fenómenos que indican el enigmático vacío que han dejado las
estrellas muertas en violentos cataclismos; también vemos lagunas lácteas que señalan la posición de otras
galaxias y, forzando hasta sus límites los instrumentos astronómicos, los científicos investigan los misterios
fundamentales: cómo pudo haberse iniciado el universo y cuál podría ser su fin.
EL SISTEMA SOLAR.
¿Qué es?
El Sistema Solar es un sistema planetario, que tiene por centro de atracción a la estrella llamada Sol, y del que
forman parte:
−9 planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón.
−32 satélites: Giran en torno a los planetas. 1 corresponde a la Tierra, 2 a Marte y a Neptuno, 5 a Urano y 12 a
Júpiter.Existen los satélites regulares, que giran en órbitas casi circulares y de Oeste a Este en torno a su
planeta. También existen los irregulares,, que describen órbitas elípticas y de Oeste a Este.
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−1.600 asteroides: Estos catalogados y algunos más que giran entre Marte y Júpiter.
−55 cometas periódicos: De los que se ha observado, al menos, un regreso.
Cerca de medio centenar de cometas no periódicos: De los que sólo se conoce una aparición.
Esta es una representación de los planetas del Sistema Solar y del Sol.
Se distinguen dos tipos de planetas:
−Los interiores: Los más cercanos al Sol. Son Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. Son más pequeños y
densos. Tienen pocos o ningún satélite.
−Los exteriores: Los planetas más alejados del Sol. Son Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Son poco densos
y grandes. Al contrario que los otros, tienen un gran número de satélites.
Plutón, por su lejanía del Sol, debería ser exterior, pero sus características se parecen más a las de un planeta
interior.
Casi todos los planetas (menos Mercurio) tienen atmósfera, debido a las fuerzas gravitatorias. Mercurio está
demasiado cerca del Sol, lo que le hace alcanzar unas temperaturas que le impiden crear atmósfera.
La Tierra
Es nuestro planeta y el único habitado. Está en la exosfera, un espacio que rodea al Sol y que tiene las
condiciones necesarias para que exista vida.
La Tierra es el mayor de los planetas rocosos. Eso hace que pueda retener una capa de gases, la atmósfera,
que dispersa la luz y absorbe calor. De día evita que la Tierra se caliente demasiado y, de noche, que se enfríe.
Siete de cada diez partes de su superficie están cubiertas de agua. Los mares y océanos también ayudan a
regular la temperatura. El agua que se evapora forma nubes y cae en forma de lluvia o nieve, formando ríos y
lagos.
En los polos, que reciben poca energía solar, el agua se hiela y forma los rasquetees polares. El del sur es más
grande y concentra la mayor reserva de agua dulce.
La corteza del planeta Tierra está formada por placas que flotan sobre el manto, una capa de
materiales calientes y pastosos que, a veces, salen por una grieta formando volcanes.
La densidad y la presión aumentan hacia el centro de la Tierra. En el núcleo están los materiales más pesados,
los metales. El calor los mantiene en estado líquido, con fuertes movimientos. El núcleo interno es sólido.
Las fuerzas internas de la Tierra se notan en el exterior. Los movimientos rápidos originan terremotos. Los
lentos forman plegamientos, como los que crearon las montañas.
El rápido movimiento rotatorio y el núcleo metálico generan un campo magnético que, junto a la atmósfera,
nos protege de las radiaciones nocivas del Sol y de las otras estrellas.
DATOS SOBRE LA TIERRA ORDEN
Tamaño: radio ecuatorial
6.378 Km
5º
13
Distancia media al Sol
Día: periodo de rotación sobre el eje
Año: órbita alrededor del Sol
Temperatura media superficial
Gravedad superficial en el ecuador
149.600.000 Km
23,93 horas
365,256 días
15 º C
9,78 m/s2
3º.
5º.
3º.
7º.
5º.
• NUESTRO SATÉLITE LA LUNA
La luna es el único satélite natural de la Tierra y el único cuerpo del Sistema Solar que podemos ver en detalle
a simple vista o con instrumentos sencillos.
La Luna refleja la luz solar de manera diferente según donde se encuentre. Gira alrededor de la Tierra y sobre
su eje en el mismo tiempo: 27 días, 7 horas y 43 minutos. Esto hace que nos muestre siempre la misma cara.
No tiene atmósfera ni agua, por eso su superficie no se deteriora con el tiempo, si no es por el impacto
ocasional de algún meteorito. La Luna se considera fosilizada.
El 20 de julio de 1969, Neil Armstrong se convirtió en el primer hombre que pisaba la Luna, formando parte
de la misión Apolo XI. Los proyectos lunares han recogido cerca de 400 Kg de muestras que los científicos
analizan.
Características de la Luna
La Luna describe su órbita alrededor de la Tierra a una distancia media de 384.403 Km. y a una velocidad
media de 3.700 km/h. Aunque aparece brillante a simple vista, sólo refleja en el espacio alrededor del 7% de
la luz que recibe del Sol. Este poder de reflexión, o albedo, es similar al del polvo de carbón.
Los observadores antiguos creían que las regiones oscuras de su superficie eran océanos, dándole el nombre
latino de "mare", que todavía usamos. Las regiones más brillantes se consideraban continentes.
Desde el renacimiento, los telescopios han revelado numerosos detalles de la superficie lunar, y las naves
espaciales han contribuido todavía más a este conocimiento. Hoy sabemos que la Luna tiene cráteres, cadenas
de montañas, llanuras o mares, fracturas, cimas, fisuras lunares y radios.
El mayor cráter es el llamado Bailly, de 295 km de diámetro y 3.960 m de profundidad. El mar más grande es
el Mare Imbrium (mar de las Lluvias), de 1.200 km de diámetro. Las montañas más altas, en las cordilleras
Leibniz y Doerfel, cerca del polo sur, tienen cimas de hasta 6.100 m de altura, comparables a la cordillera del
Himalaya.
El origen de los cráteres lunares se ha debatido durante mucho tiempo. Los estudios muestran que la mayor
parte se formaron por impactos de meteoritos que viajaban a gran velocidad o de pequeños asteroides, sobre
todo durante la era primaria de la historia lunar, cuando el Sistema Solar contenía todavía muchos de estos
fragmentos. Sin embargo, algunos cráteres, fisuras lunares y cimas presentan características que son
indiscutiblemente de origen volcánico.
La Luna, fases y eclipses
El movimiento de la Luna en su órbita alrededor de la Tierra hace que el Sol la ilumine de distinta forma,
según la posición. En algunas ocasiones, el Sol, la Tierra y la Luna se encuentran alineados. Las fases de la
luna determinaron, desde la antigüedad, la medida del tiempo, mientras que los eclipses se tomaron como
acontecimientos espectaculares y trascendentes.
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Las fases de la Luna
Dado que la Luna gira alrededor de la Tierra, la luz del Sol le llega desde posiciones diferentes, que se repiten
en cada vuelta. Cuando ilumina toda la cara que vemos se llama luna llena. Cuando no la vemos es la luna
nueva. Entre estas dos fases sólo se ve un trozo de la luna, un cuarto, creciente o menguante.
Las primeras civilizaciones ya medían el tiempo contando las fases de la Luna. Una semana es lo que dura
cada fase, y un mes, aproximadamente, todo el ciclo.
Eclipse de Sol, eclipse de Luna
A veces, el Sol, la Luna y la Tierra se sitúan formando una línea recta. Entonces se producen sombras, de
forma que la de la Tierra cae sobre la Luna o al revés. Son los eclipses.
Cuando la Luna pasa por detrás y se sitúa a la sombra de la Tierra, se produce un Eclipse Lunar. Cuando la
Luna pasa entre la Tierra y el Sol, lo tapa y se produce un Eclipse Solar.
Si un astro llega a ocultar totalmente al otro, el eclipse es total, si no, es parcial. Algunas veces la Luna se
pone delante del Sol, pero únicamente oculta el centro. Entonces el eclipse tiene forma anular, de anillo.
• OTROS COMPONENTES DEL SISTEMA SOLAR APARTE DE LOS PLANETAS
El Universo, aun a pesar de parecer prácticamente vacío, está compuesto por multitud de sistemas, conjuntos,
etc... Existe una tenue nube material de gases y polvo entre las estrellas, por lo general invisible, pero que en
la cercanía de los astros brilla por fluorescencia, dando lugar a las nebulosas regulares. Los astros forman
las constelaciones. Los astros y las nebulosas pertenecen a las galaxias. Existen muchos millones de
sistemas estelares, que reciben el nombre de universos islas o espirales. Las galaxias se unen en
hipergalaxias. Y existe la radiación cósmica, de naturaleza aún incierta, pero que se sabe que no tiene su
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origen ni en el Sol ni en las estrellas y que parece venir de todas las regiones del espacio.
A continuación desarrollo algunos de los componentes que acabo de nombrar.
1.1a: LAS ESTRELLAS.
· ¿Qué son?
Las estrellas son cada uno de los numerosos cuerpos celestes esencialmente análogos al Sol, que es uno de
ellos, dotados de luz propia y aparentemente inmóviles, unos respecto de otros, en el firmamento. Debido a
esto, los antiguos distinguieron bien las estrellas fijas o soles, de las estrellas errantes o planetas. Para
localizarlas mejor, el hombre las ha agrupado en constelaciones.
· Dimensiones.
Las estrellas tienen unas dimensiones tan reducidas respecto a las enormes distancias que las separan, que a
pesar del volumen de sus masas, la primera impresión que se tiene del Universo es la de estar vacío. La
distancia entre ellas se tiene que medir en años luz y en pársec.
· Movimiento.
Las estrellas no están en reposo; la observación ha demostrado que sus posiciones aparentes varían, las
velocidades estelares medidas espectroscópicamente por el principio de Doppler−Fizeau son casi siempre
enormes, y la estrella más rápida es la Flecha de Barnard, que tiene un desplazamiento aparente de más de 10
segundos por año. El conocimiento de sus distancias ha permitido traducir esas variaciones insignificantes en
velocidades.
Respecto al tipo de movimiento de las estrellas, tienen movimiento de rotación, alrededor de sí mismas, y de
traslación, en torno al centro de la Galaxia.
· Brillan y emiten calor.
En una estrella, lo que provoca la emisión de luz y calor son las reacciones nucleares de fusión, que consisten
en la unión de varios núcleos atómicos para formar un nuevo núcleo. Para esto se necesitan temperaturas muy
elevadas, y en el caso de las estrellas, esta reacción se produce entre los isótopos del hidrógeno.
Con arreglo a su brillo, se clasifican en magnitudes, obteniendo las más brillantes los números más bajos. El
ojo humano puede distinguir hasta de sexta magnitud, y con ayuda de aparatos se pueden llegar a distinguir
hasta las de vigésima primera magnitud. La estrella más luminosa es la Dorada, y la menos luminosa es Wolf,
359, 40.000 veces menos que el Sol.
Al igual que la temperatura de un cuerpo incandescente, la de las estrellas puede deducirse de su color. Más
preciso es el espectro luminoso. La actual clasificación de las clases espectrales es la de Harvard
· Masa y densidad.
Las masas estelares no presentan las grandes discrepancias que ofrecen las luminosidades y los tamaños. La
estrella Kuiper 60, por ejemplo, llega a alcanzar una densidad de 36.000.000. Tan tremendas densidades sólo
son posibles porque las elevadas temperaturas que reinan en estas estrellas enanas han destruido las cortezas
electrónicas de los átomos y han dejado libres sus núcleos y electrones, que así han podido aproximarse
mucho más que en la materia terrestre.
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· ¿Cómo son y de qué están hechas?
Una estrella es una masa gaseosa en la que actúan dos fuerzas, una atractiva, la gravitación, y otra
expansiva, la presión de radiación, y ambas limitan la masa de la estrella. Para que la masa estelar no se
desplome es preciso que en el centro de la estrella reinen temperaturas enormes, de millones de grados, que
produzcan una presión capaz de contrarrestar el peso de las capas exteriores. Es obvio decir que en el centro
de las estrellas han de existir presiones enormes.
Las estrellas, tan distintas a los planetas, están integradas por los mismos elementos simples que hay en la
Tierra y obedecen a las mismas leyes que nuestro planeta. El análisis espectral muestra que la composición
química del Universo es uniforme. El elemento más abundante es el hidrógeno, que forma el 55% del total de
su masa, seguido de un 44% de helio y el 1% restante corresponde a los demás elementos, distribuidos casi en
las mismas proporciones que en la Tierra.
· ¿Cómo es su vida?
Las estrellas se forman, emiten energía durante millones de años y finalmente se extinguen. Se cree que las
estrellas se forman continuamente por concentración del gas y del polvo interestelar, y que comienzan a
hacerse luminosas cuando la temperatura debida a la concentración ha alcanzado un valor suficiente. Mientras
contienen abundancia de hidrógeno que convertir en helio, permanecen en la serie principal. A medida que el
combustible termonuclear disminuye en el centro, las reacciones alcanzan los niveles más externos y la
estrella aumenta de tamaño hasta convertirse en un gigante rojo. A partir de este momento su volumen se
reduce, pierde masa y acaba por convertirse en una enana blanca, que continúa brillando, principalmente por
la energía liberada en la contracción gravitatoria, hasta que esa producción cesa, y la estrella se extingue.
Algunas, sin embargo, sufren explosiones cataclísmicas que las rejuvenecen por algún tiempo.
· El Sol, nuestra estrella.
−− El Sol se formó hace 5.000 millones de años.
−−Ahora mismo está en la mitad de su vida.
−− Está a casi 150 millones de kilómetros de la Tierra.
−−Tarda 25 días en realizar una rotación completa y 220 millones de años en completar su traslación
alrededor de la galaxia.
−−Es del tipo G, tiene color amarillo y una temperatura superficial alrededor de 6.000°C. Su diámetro es de
1.393.000 Km.
−−Al final de su vida se convertirá en una enana blanca.
LAS GALAXIAS.
· ¿Qué son?
Las galaxias son formaciones de estrellas, que se suelen juntar formando agregados, gas y polvo análogas a
la Vía Láctea, también conocidas por nebulosas, espirales y universos islas.
· Movimiento
Las galaxias están dotadas de un movimiento de rotación en torno a su eje, sin girar en bloque como lo haría
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un sólido.
· ¿Cuántas hay?
El número de galaxias conocido es enorme: el observatorio de Harvard ha catalogado 1.249 hasta la magnitud
13, y el número de las registradas en las placas del Observatorio del Monte Wilson es del orden del millón.
Todas distribuidas regularmente por todo el Universo.
· ¿Son muy grandes?
El diámetro de una galaxia variaría entre los 1.500 y los 300.000 años luz y contienen un número de estrellas
del orden de 1011.
· ¿Son todas iguales?
Según su forma se dividen en tres clases:
−−Irregulares: Este tipo de galaxia presenta una forma desordenada ya que los agregados están revueltos y
rodeados por abundantes nebulosas. Lo son un 3% de las galaxias.
−−Elípticas: Presentan forma de elipse, ya que los agregados se colocan de dicha forma. Tienen núcleo, pero
no brazos y contienen pocas nebulosas. No encierran nubes de polvo ni estrellas azules gigantes O y B, pero sí
gigantes rojas, lo que indica que deben tener una antigüedad de más de 1.000 millones de años. Constituyen
un 17% de las galaxias.
−−Espirales: Parte de los agregados se concentran en el centro formando el núcleo de la galaxia, el resto
forman prolongaciones del núcleo llamadas brazos. En estos son abundantes las estrellas azules y blancas, de
lo que se deduce que éstas galaxias son más recientes e incluso algunas están en formación. Las hay
atravesadas centralmente por una barra luminosa. Estas forman el 80%.
· La masa.
La masa de las galaxias varía entre 109 y 3·1011 veces la del Sol, unos 2·1030 kg. por término medio.
· Luminosidad.
Su luminosidad viene a ser 5·109 veces mayor que la solar; y algunas, como Andrómeda, son similares a la
Vía Láctea, mientras que otras son hasta 100.000 veces menos luminosas.
· Características de algunas galaxias conocidas
Las dos Nubes de Magallanes son las únicas galaxias distinguibles a simple vista . Son verdaderos satélites de
la Vía Láctea, y la de Andrómeda, está a 750.000 años luz de nosotros. La más lejana hasta hoy conocida
parece estar a 6.000 millones de años luz.
. LAS CONSTELACIONES.
¿Qué son?
Las constelaciones son conjuntos de estrellas identificables a simple vista por su configuración y cuyo nombre
alude con más o menos exactitud a esta última.
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¿Quién las llamó así?
El hombre formó las constelaciones para poder localizar mejor las estrellas. Modernamente, los astrónomos
han dividido el firmamento en 88 parcelas. Las del cielo boreal, las zodiacales y las australes que se divisan
desde los países mediterráneos son conocidas desde la antigüedad, y llevan nombres de la mitología
grecolatina. Las de las altas latitudes fueron bautizadas al iniciarse la era de los descubrimientos, y hay menos
unidad en sus denominaciones. Además del nombre vulgar, cada constelación lleva un nombre científico
internacional en latín. Entre ellas se distinguen las 28 siguientes: Andrómeda, Águila, Aries, Auriga,
Casiopea, Corona boreal, Cuervo, Cisne, Delfín, Dragón, Escorpión, Gemelos, Hércules, León, Libra,
Lira, Ofiuco, Orión, Osa Mayor, Osa Menor, Pegaso, Perseo, Saeta, Sagitario, Serpiente, Toro,
Triángulo, Virgo.
• ECLIPSES
Uno de los fenómenos astronómicos más espectaculares son los eclipses, esto es, el oscurecimiento del Sol o
la Luna durante un corto intervalo de tiempo. En particular son especialmente interesantes los eclipses de Sol,
ya que a pleno día el Sol desaparece y se hace la noche. Una condición indispensable para que tenga lugar un
eclipse de Sol es que este astro, junto con la Luna y la Tierra (en ese orden), se encuentren ubicados en una
misma línea del espacio; en esas condiciones la sombra de la Luna se proyectará sobre una limitada región de
la superficie terrestre centrada en esa línea.
Todos los habitantes que se encuentran en esa zona de la Tierra, sumergidos dentro del cono de sombra lunar,
verán al Sol ocultarse detrás de la Luna durante algunos minutos (el tiempo que dura el pasaje de la Luna
frente al disco solar).
Los eclipses solares pueden ser totales (se oscurece completamente el disco del Sol), parciales (se oculta una
porción del disco) y anulares (el disco de la Luna queda contenido dentro del disco solar y se ve un anillo
brillante).
Durante un eclipse solar total, por lo tanto, se verá en pleno día un cielo típicamente nocturno, en el cual
brillarán algunas estrellas; se oscurecerá el disco solar y sólo la débil atmósfera del Sol será apreciable. El
cielo terrestre durante un eclipse total de Sol es tan oscuro como el de una noche de Luna Llena.
El fenómeno de los eclipses solares se produce, como dijimos, en ciertas y precisas condiciones, ya que el
plano de la órbita de la Luna no es coincidente con la eclíptica; si así fuese, los eclipses serían un fenómeno
mucho más frecuente. Dinámicamente, sólo dos veces por año se da la configuración en la que los tres astros
se encuentran sobre una misma recta; sólo entonces serán posibles los eclipses de Sol.
No tan espectaculares como los de Sol, aunque bastante llamativos, son los eclipses de Luna. Cuando el Sol,
la Tierra y la Luna (ahora en este orden), se ubican sobre una misma línea del espacio, sucede que la sombra
de la Tierra cubre la superficie de la Luna, que en la ocasión se encontrará necesariamente en su fase de Luna
Llena. Entonces vemos el oscurecimiento del disco lunar. Estos eclipses serán visibles para todos los
habitantes de la Tierra que, en ese momento, tengan la Luna por encima de sus respectivos horizontes. La
máxima duración de un eclipse lunar es de 104 minutos. El oscurecimiento de la Luna durante el eclipse total
(cuando la Luna se encuentra por completo dentro del cono de sombra de la Tierra) no siempre es igual; en
algunos eclipses es muy pronunciado y en otros no tanto.
Esta curiosa situación depende de las condiciones reinantes en la alta atmósfera terrestre, la cual será
atravesada por los rayos solares rasantes que delimitan la sombra de la Tierra; si hay mucho polvo en la
atmósfera, por ejemplo por erupciones volcánicas recientes o nubes muy densas, el eclipse resultará más
oscuro. Un dato a tener en cuenta es que un eclipse de Luna coincide siempre con la fase de Luna Llena y se
lo observará sólo de noche; en cambio un eclipse de Sol corresponde a la Luna Nueva, y por consiguiente lo
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veremos en pleno día.
• INVESTIGACIÓN ESPACIAL
Los objetivos se pueden dividir en cuatro apartados en razón de su campo específico de actuación. Los tres
primeros se han denominado de acuerdo con la nomenclatura utilizada en la Agencia Europea del Espacio
(ESA).
♦ Programa Científico (astrofísica y exploración planetaria desde plataformas espaciales).
La finalidad de este objetivo es promover la participación y colaboración de los grupos españoles con el
tamaño y calificación apropiados en los consorcios científicos que se generen al amparo del Programa
Científico de la ESA, participando en el desarrollo de instrumentos científicos embarcados, o de partes de los
mismos, en consonancia con la misión espacial a realizar.
Aunque sean de aplicación todos los modos de actuación y financiación, la fase de construcción del
instrumento científico debe realizarse como Proyecto Integrado.
♦ Programa de Microgravedad.
Con este objetivo se pretende potenciar la actividad de los grupos españoles que propongan proyectos de
investigación que precisen de la realización de experimentos en condiciones de microgravedad en el entorno
de oportunidades que ofrece el Programa de Microgravedad de la ESA, aplicable principalmente a las áreas de
física, biología y química.
Las actuaciones en este objetivo se realizarán fundamentalmente como Proyectos de I+D.
♦ Otros Programas de la ESA.
Con este tercer objetivo se desea facilitar la implicación de los grupos españoles en el resto de los Programas
de la ESA, en términos y condiciones semejantes a los estipulados en los puntos anteriores.
Las actuaciones en este objetivo se podrán realizar con cualquiera de los instrumentos, dependiendo de la
naturaleza de la actuación
• Desarrollo de sistemas y subsistemas espaciales completos.
El propósito de este objetivo es la dinamización del sector espacial español, promoviendo las actividades de
colaboración entre todos los agentes implicados, para lo cual se han identificado al menos las áreas de interés
siguientes:
♦ Subsistemas aplicables a satélites de comunicaciones como el HISPASAT de segunda
generación.
♦ Medianos y pequeños satélites.
♦ Subsistemas aplicables a satélites de comunicaciones de la ESA.
Aunque sean de aplicación todos los modos de actuación y financiación, la fase de construcción debe
realizarse como Proyecto Integrado.
• Estación universal (ISS)
Participación rusa
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En Diciembre de 1993, EE.UU. y sus socios internacionales invitaron formalmente a Rusia a participar en el
rediseño de la estación espacial. Rusia aceptó esta invitación, y la nueva estación espacial se convertía en La
Estación Espacial Internacional. Como resultado de la participación rusa en la ISS, se permitía el acceso de
astronautas americanos a la estación rusa MIR y se proporcionaba hardware y apoyo logístico a la ISS.
Los experimentos a bordo de la MIR monitorizarán las tasas de transferencia de ficheros hacia las estaciones
terrenas en varios puntos dentro de la estación espacial. Las redes de transmisión estudiadas usan ondas de
radio para pasar información entre dispositivos no conectados. Estos experimentos comprobarán estas redes
diseñadas para el uso en la ISS. También se medirá el cinturón de rayos cósmicos atrapado en el campo
magnético de la Tierra. Estos rayos cósmicos anómalos tienen suficiente energía como para suponer un riesgo
potencial a algunos sistemas electrónicos débilmente protegidos. Además, suponen un peligro en las
excursiones de los astronautas fuera de la estación en algunas zonas de la órbita.
Los censores situados a lo largo de la nave de carga del Space Shuttle grabarán datos de la respuesta
estructural de los paneles solares de la MIR durante la fase de atraque de la misión. El análisis en tierra
verificará la capacidad de los censores para caracterizar la dinámica estructural de los paneles. Experimentos
adicionales sobre la estabilidad Shuttle−MIR usarán información de control y guía para entender la dinámica
de la configuración de atraque.
Otro aspecto importante la seguridad y coste reducido de los cohetes rusos. La nave rusa Soyuz es un diseño
probado y proporciona acceso tripulado a la ISS. El vehículo de carga Progress ya había sido probado para
atracar y reabastecer sus estaciones espaciales Salyut y MIR. Los vehículos y facilidades rusas aumentarán el
acceso de tripulación, su vuelta y operaciones de abastecimiento a la ISS.
Las contribuciones actualmente planificadas por parte de Rusia son él modulo de servicio, él modulo
universal de atraque, una plataforma científica, compartimentos de atraque, modulo de soporte vital, y
módulos de investigación.
FGB (Modulo de control "Zarya")
Él modulo de control Zarya, también conocido por el término técnico Bloque de Carga Funcional y el
acrónimo ruso FGB, fue el primer componente lanzado para la ISS y proporciona la energía y propulsión
inicial de la estación. Él modulo presurizado pesa19,3 toneladas.
El Zarya, cuya traducción en español es Amanecer, es un componente subvencionado por EE.UU aunque
construido y lanzado por Rusia. Él modulo se construyó en el Centro de Producción e Investigación Espacial
Khrunichev (KhSC) en Moscú bajo una contrata de la Compañía Boeing para la NASA. El FGB
proporcionará control de la orientación, comunicaciones y energía eléctrica junto al Nodo 1 en los
primeros meses mientras la estación espere el lanzamiento del tercer componente, el Modulo de Servicio ruso
que servirá como primer centro neurálgico de la estación y como alojamiento de la tripulación. El Modulo de
Servicio ampliará o reemplazará muchas funciones del Zarya. Después de la secuencia de ensamblaje de la
estación, él modulo Zarya será usado principalmente por su capacidad de almacenamiento y sus tanques de
combustible externos.
Él modulo Zarya tiene 12,53 m de largo y un máximo de 4,1 m de ancho. Su tiempo de vida operacional es
de al menos 15 años. Sus paneles solares y seis baterías de níquel−cadmio pueden proporcionar una energía
eléctrica media de 3 Kilovatios. Usando el sistema ruso Kurs, el Zarya realizará un enlace automático y
acoplamiento remotamente pilotados con el Modulo de Servicio en órbita. Sus puertos laterales de atraque
acomodarán a la nave pilotada rusa Soyuz y la nave de abastecimiento Progress. Cada uno de los dos paneles
solares tiene 10,65 m de alto y 3,64 m de ancho. Los 16 tanques de combustible del modulo pueden albergar
más de 6 toneladas de propelente. El sistema de control de la estabilización incluye 36 cohetes de conducción.
Se dispone de dos grandes motores para reabastecer a la nave y realizar mayores cambios orbitales.
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Modulo de Servicio ("Zvezda")
El Modulo de Servicio, cuyo nombre ruso es Zvezda, será la primera contribución plenamente rusa a la ISS y
el primer habitáculo humano de la estación. Está planificado que sea el tercer componente en alcanzar la
órbita, acoplándose mediante control remoto con los ya en órbita modulo de control Zarya y él modulo de
conexión Nodo 1. Similar en composición al modulo central de la Estación Espacial Rusa MIR, supondrá un
primer alojamiento de la estación, sistema de soporte de la vida, distribución de la energía eléctrica, sistema
de procesado de datos, sistema de control de vuelo y sistema de propulsión. También proporcionará un
sistema de comunicación que incluye capacidad de comandos remotos desde los controladores de vuelo
terrestres.
Él modulo tendrá una envergadura de 29,64 m desde punta a punta de los paneles solares, y tendrá 43 pies de
largo de cabo a cabo. Contiene 3 compartimentos presurizados: El Compartimiento de Transferencia en
proa, el Compartimiento de Trabajo principal; y la Cámara de Transferencia en popa. Un Compartimiento sin
presurizar envuelve el exterior de la Cámara de Transferencia en la popa del modulo. El Compartimiento de
Ensamblaje mantiene equipo externo como tanques de propelente, impulsores y antenas de comunicación.
El Modulo de Servicio incluirá cuatro puertos de atraque, uno en la popa de la Cámara de Transferencia y
tres en la parte trasera del Compartimiento de Transferencia. El puerto de popa tiene una sonda y un
mecanismo de atraque para permitir los acoplamientos de la nave de abastecimiento Progress y la nave
pilotado Soyuz. También estará equipado con un sistema de enlace automático. Los puertos de anclaje
traseros tendrán un mecanismo de acoplo híbrido para permitir el acoplamiento con el FGB.
Las instalaciones habitáculo del Modulo de Servicio incluyen cuartos personales de descanso para la
tripulación, un servicio e instalaciones de higiene, una cocina con un frigorífico−congelador, y una mesa
para fijar los alimentos mientras se coma. Él modulo tendrá un total de 14 ventanas.. El agua condensada y
desperdiciada por la tripulación se reciclará para el uso en dispositivos generadores de oxígeno en él modulo,
pero no se plantea reciclarla para el uso como agua bebible. Las salidas espaciales usando los trajes espaciales
rusos Orlan−M pueden realizarse desde el Modulo de Servicio usando el Compartimiento de Transferencia
como compartimiento estanco. Él modulo también proporcionará comunicaciones de datos, voz y televisión
con los Centros de Control de la Misión en Moscú y Houston.
Fátima Jiménez Muñoz
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