Gran Enciclopedia De Bolsillo - Espacio
309 36 6MB
Spanish Pages [77]
Recommend Papers
![Ginecología y obstetricia de bolsillo (Manual De Bolsillo) (Spanish Edition) [2 ed.]
3283789961, 9781496366993](https://ebin.pub/img/200x200/ginecologia-y-obstetricia-de-bolsillo-manual-de-bolsillo-spanish-edition-2nbsped-3283789961-9781496366993.jpg)
- Author / Uploaded
- Varios
File loading please wait...
Citation preview
TÍTULOS PUBLICADOS Insectos Arboles Aves La Tierra El espacio Rocas y minerales El antiguo Egipto Inventos La antigua Roma Tiempo y clima Atlas mundial Automóviles El cuerpo humano Historia mundial La ciencia
Un libro Dorling Kindersley
Dirección Dirección Dirección ejecutiva Dirección artística ejecutiva Asesor editorial Selección de ilustraciones Diseño Producción Traducción
Clint Twist Alexandra Brown Laura Buller Helen Senior Carole Stott Fiona Watson Louise Barrat Peter Colston Alejandro Estallo
Este libro está dedicado a la memoria de Janet MacLennan
TÍTULO ORIGINAL: POCKET GUIDES: SPACE FACTS COPYRIGHT© 1995 DORLING KINDERSLEY LIMITED, LONDON TRADUCCIÓN © 1997 EDITORIAL MOLINO, ESPAÑA (C) 1997 EDITORIAL MOLINO DE LA VERSIÓN EN LENGUA ESPAÑOLA, ESTE LIBRO FORMA PARTE DE LOS 16 TÍTULOS DE LA COLECCIÓN MINIGUÍAS PUBLICADA POR EDITORIAL MOLINO
Editorial Molino. Calabria, 166 - 08015 Barcelona
ISBN: 84-272-2305-6 Octubre 1995
Sumario Edición especial para TIEMPO Director: Pedro Páramo Es una publicación de: GRUPO ZETA
Cómo utilizar este libro 9 Presidente: Antonio Asensio Secretario del Consejo: Francisco Matosas Consejeros: F Javier López López y José Sanclemente Sánchez Director General: Dalmau Codina Asesor de la Presidencia: Carlos Luis Álvarez
División de Revistas y Servicios: Director General: Dalmau Codina Subdirector General: José Luis García Director de Nuevos Proyectos: Damián García Puig Director Comercial: Carlos Ramos Director de Publicidad: Julián Poveda Edita: Ediciones Tiempo, S. A. Director Gerente: JUAN PESCADOR
El universo 10 ¿Qué es el universo? 12 La escala del universo 14 Historia del universo 16
Galaxias 18 ¿Qué es una galaxia? 20 Cúmulos y supercúmulos 22 La Vía Láctea 24 El Brazo Local 26
O'Donnell, 12, 28009 Madrid.
Impresión y encuadernación: Winter I.G.S.A.
Estrellas 28 ¿Qué es una estrella? 30 Nacimiento de estrellas 32 Ciclo vital de una estrella 34 Fin de las estrellas de gran tamaño 36 Clasificación estelar 38 Brillo 40
El espacio desde la tierra 42 Encima nuestro 44 Efectos especiales 46 Constelaciones 48 Catálogo de estrellas 50 El zodíaco 52 ¿Cerca o lejos? 54 Hemisferio norte celeste 56 Hemisferio sur celeste 58
Sistema solar 60 ¿Qué es el sistema solar? 62 Gravedad solar 64 El Sol 66 La energía solar y su influencia 68
Pequeños objetos 11o Cometas 112 Meteoritos 114 Asteroides 116
El estudio del espacio 118 Información del espacio 120 Telescopios ópticos 122 Radioastronomía 124 Imágenes del espacio 126 Observatorios 128 Telescopios en el espacio 130 Cohetes 132 Itinerarios espaciales 134 Sondas de aterrizaje 136 Trabajando en el espacio 138
Planetas 70 Mercurio 72 Venus 76 La Tierra 80 La Luna 84 Marte 88 Júpiter 92 Saturno 96 Urano 100 Neptuno 104 Plutón 108
La historia del espacio 140 Hitos de la astronomía 142 Misiones espaciales I 148 Misiones espaciales II 150
El universo ¿QUÉ ES EL UNIVERSO? 12 La escala del universo 14 HISTORIA DEL UNIVERSO 16
E L
¿ Q U É
U N I V E R S O
E L
U N I V E R S O ?
Cabeza de caballo en el espacio Asemejándose a un caballo de ajedrez, la nebulosa Cabeza de Caballo (centro izquierda) es una gigantesca nube de polvo de color oscuro. Es visible porque el polvo obtura el paso de la luz que procede de detrás de la nebulosa, de modo que vemos su silueta. El universo contiene muchas nubes similares que bloquean nuestra visión de diferentes regiones.
¿Qué es el universo? El UNIVERSO ES TODO lo que existe. Desde la Tierra bajo nuestros pies a las más lejanas estrellas, todo forma parte del universo. El universo es tan grande que contiene innumerables estrellas. Sin embargo, en su mayor parte, no contiene otra cosa más que espacio vacío.
E S
Galaxias
Púlsar: una estrella d e neutrones
en
El Sol: u na
vertigin osa revolución
estrella ordin aria en la m itad de su existencia
Grupo
de
estrellas Q uasar: objeto m uy brillante y distante
Com eta: una bola de nieve con suciedad
Planetas:
bolas
de
rocas, hielo o gas -
Curiosidades Galaxia
que
contiene
m iles de m illones de estrellas
Supem ova: el fin de una gran estrella
Mirando hacia el cielo Desde la Tierra, podemos mirar al espacio y estudiar el universo. En cualquier dirección vemos estrellas. Hay más estrellas en el universo que cualquier otro tipo de objeto: estrellas en grupos enormes llamados galaxias, y estrellas en diferentes estadios de su existencia, incluyendo al menos una estrella que posee planetas. A pesar de la enorme talla del universo, sabemos sólo de un lugar donde existe la vida: el planeta Tierra. 12
• Existen alrededor de 100.000 millones de galaxias en el universo; cada una contiene aproximadamente 1.000 millones de estrellas. • Los objetos más distantes que podemos detectar están a 139.000 millones de millones de millones de km de distancia.
N ebulosa: una nube de gas y polvo
Visualizando el universo La manera más sencilla de pensar en el universo es en una esfera que se expande constantemente, de modo que todo lo que contiene se va alejando más y más entre sí. No hay nada más allá del universo, porque el universo contiene todo el tiempo y el espacio. 13
_____________________________ E L
U N I V E R S O _______________________ Los cúm ulos de
La escala del universo
galaxias están reunidos en
Las DISTANCIAS EN EL UNIVERSO son tan grandes que han hecho necesario el uso del año-luz (a-l) como su unidad de medida. La luz viaja a alrededor de 300.000 km/s y un a-l es la distancia que recorre la luz en un año. Una galaxia puede medir miles de años-luz de un extremo a otro, y estar a millones de años-luz de distancia.
supercúm ulos.
Luz Y MOVIMIENTO La luz de una estrella nos indica cómo se mueve. Si la estrella se aleja de la Tierra, su luz se ha dilatado en comparación con la que procede de estrellas estacionarias. La luz de una estrella que se aleja está más cercana al extremo rojo del espectro. Las estrellas que se aproximan a la Tierra tienen la luz comprimida, es decir, más azulada. Escala de tamaños
El mundo del hombre, el mundo de la experiencia de cada día, es diminuto al ser comparado con el universo. La Tierra es uno de los nueve planetas orbitando el Sol, el cual es, a su vez, una de las cerca de M ás de 5.000 500.000 millones de estrellas de la m illones de galaxia Vía Láctea.
El Sol es
sólo
una estrella
entre
m iles
de
de
los
Las galaxias se a grupan por d ocenas o m ás en los cúm ulos. La m ayor parte del universo está form ada por espacio vacío entre objetos.
m illones
la galaxia Vía Láctea.
La Tierra es el tercero de los nueve planetas . que orbitan el Sol.
personas viven en la Tierra.
La escala hum ana es
la
El principio
El universo comenzó con una tremenda explosión llamada Big Bang. El universo está todavía en expansión debido a su fuerza.
m ás fam iliar
para los objetos cotidia nos.
14
15
E L
U N I V E R S O
Historia del universo
La galaxia d e la Vía Láctea
TODA LA MATERIA, ENERGÍA, espacio y tiempo se crearon con
el Big Bang hace unos 15.000 millones de años. Al principio, el universo era pequeño y tenía una temperatura muy alta. Las partículas atómicas se combinaron para formar hidrógeno y helio, y el universo se expandió y enfrió. Tras miles de millones de años, estos gases han formado las galaxias, estrellas, planetas, y también a nosotros. El Big
La vida surgió sobre la Tierra
11.500 m illones de años
tom ó su form a de espiral unos 5.000 m illones de
después del B ig
Bang.
años después del Big Bang.
Bang
produce el
Todo puede volver
universo
a contraerse en un
fueron los
actual.
Big Crunch.
prim eros objetos
Los quasars
en form arse.
Un puede
¿Qué sucederá en el futuro? Existen dos teorías sobre el futuro del universo. Una anuncia que éste cesará su expansión para empezar a encogerse en un proceso denominado Big Crunch , y la otra apuesta por una expansión infinita del mismo.
Big
Crunch
preceder
a
otro Big Bang.
Expansión y crecimiento Cuando el joven universo se expandió, su materia empezó a agruparse. Después de 3.000 millones de años las galaxias empezaron a tomar forma. El Sistema Solar empezó a formarse 10.000 millones de años después del Big Bang.
En unos m inutos se form a la m ateria que com pone el universo con un 75% de hidrógeno y un 25% de helio . La tem peratura inicial del
unos 10.000 m illones de
universo era de
m illones de m illones de °C.
Trazas del Big Bang Este mapa completo del cielo está basado en pequeñas variaciones térmicas del espacio. El rojo indica una temperatura superior a la media; el azul, inferior. Estas mínimas diferencias son simples indicios de la explosión debida al Big Bang. La información la obtuvo el Satélite Explorador del Fondo Cósmico (COBE). 16
Curiosidades • Los científicos pueden calcular la vida del universo hasta el llamado tiempo de Plank, 10 -43 seg tras el Big Bang. 10 -43 seg equivale a un cero, coma decimal y 42 ceros y luego un uno.
17
G alaxias
¿Qué es una galaxia? 20 CÚMULOS Y SUPERCÚMULOS 22 La Vía Láctea 24 El Brazo Local 26
¿ Q U É
G A L A X I A S
¿Q ué
es una galaxia?
Una GALAXIA es una enorme agrupación de estrellas. Una gran galaxia puede tener miles de millones de ellas, mientras que una pequeña sólo unos pocos cientos de miles. Pero, incluso las pequeñas galaxias son tan grandes, que la luz tarda miles de años en atravesarlas. Las galaxias se formaron a partir de vastas nubes de gas en revolución, y todavía siguen girando. Su velocidad de rotación afecta a su forma.
U N A
G A L A X I A ?
Galaxias brillantes
Distancia
Galaxia
Las más brillantes
Distante reunion de estrellas
La galaxia de Andrómeda está tan lejos, que su luz tarda 2.200.000 años en llegar a la Tierra. Vemos la galaxia tal como era hace 2.200.000 años.
Elíptica
Espiral
Espiral barrada
Comprende las que poseen una forma esférica y las de forma ovalada. Contienen principalmente estrellas antiguas, y es el tipo más frecuente.
Tienen forma de disco. La mayor parte de su materia está dispersa sobre sus brazos espirales, que es donde se forman las nuevas estrellas. Las estrellas más antiguas están en el núcleo.
Son como las galaxias espirales, pero su núcleo es alargado como una barra. Los brazos espirales se extienden desde los extremos de la barra.
20
E S
Imagen de rayos X de un objeto semiestelar, uno de los más brillantes y remotos. Los más distantes están a unos 15.000 millones de años-luz. Conocidos como quasars, son probablemente los núcleos de las primeras galaxias que se formaron.
Andrómeda (M31) M32 M33 Wolf-Lundmark M81 Centaurus A Pinwheel (M101) Whirlpool (M51) NGC2841 NGC1023 NGC3184 NGC5866 M100 NGC6643 M77 NGC3938 NGC2207
2.200.000 al 2.300.000 al 2.400.000 al 4.290.000 al 9.450.000 al 13.040.000 al 23.790.000 al 29.340.000 al 37.490.000 al 39.120.000 al 42.380.000 al 42.380.000 al 48.900.000 al 74.980.000 al 81.500.000 al 94.540.000 al 114.100.000 al
Tipo Sb
E2 Sc Irr Sb
E0 Sc
Sc Sb
E7 Sc E6 Sc Sc Sb Sc
Sc
Irregular
Clasificación de galaxias por su forma
Algunas de éstas tienen trazas de estructura en espiral, mientras que otras no encajan con ningún tipo conocido. Es el tipo menos frecuente.
Las formas elípticas se clasifican desde E0 (esféricas) a E7 (muy aplanadas). Las espirales (S) y espirales barradas (SB) se ordenan de la «a» a la «c», según la compacidad de su núcleo central y de la tirantez de sus brazos. Las galaxias irregulares (Irr) no se muestran aquí, pero pueden dividirse en tipos I y II. 21
G A L A X I A S
C Ú M U L O S
CÚMULOS Y SUPERCÚMULOS Las GALAXIAS ESTÁN REUNIDAS en cúmulos cuyo tamaño oscila entre unas cuantas hasta varios miles de galaxias. Los cúmulos también forman grupos llamados supercúmulos, los cuales son las mayores estructuras del universo. Vía Láctea
M31 M33
Cúmulo vecino El cúmulo Virgo dista unos 60 millones de años-luz, pero es el mayor cúmulo más cercano a nuestro propio Grupo Local.
El grupo local Nuestro propio cúmulo mide unos cinco millones de años-luz de un extremo a otro y contiene alrededor de 30 galaxias. Las mayores galaxias en el Grupo Local son Andrómeda (M31), Triangulum (M33) y nuestra propia galaxia, la Vía Láctea.
Y
S U P E R C Ú M U L O S
Curiosidades
Algunas galaxias del grupo local
• La distancia media entre galaxias en un cúmulo es de unos diez diámetros de galaxia. • El Grupo Local es sólo una pequeña parte de un supercúmulo gigante de unos 100 millones de años-luz de diámetro.
Nombre
Diámetro
Distancia
Andrómeda M33 Gran Nube Magallanes Pequeña Nube Magallanes NGC 6822 NGC 205
150.000 al 40.000 al 30.000 al
2.200.000 al 2.400.000 al 170.000 al
20.000 al
190.000 al
15.000 al 11.000 al
1.800.000 al 2.200.000 al
Espacio en panal Los supercúmulos tienden a achatarse formando discos, láminas, o bien se alargan formando filamentos. Estas formas no pueden verse con telescopios, pero los científicos saben ahora que la estructura a gran escala del universo está básicamente dispuesta en forma de panal. Los supercúmulos están colocados en la superficie de inmensas «burbujas». Estas burbujas carecen de materia casi por completo. Son gigantescos vacíos que contienen sólo unos pocos átomos de gas.
Grupo Local Cúm ulo Virgo N ube de L eo
El supercúmulo local
2 3
Cúm ulo Com a
Cúm ulo
de
O sa M ayor
la
L A
G A L A X I A S
V Í A
L Á C T E A
La Vía Láctea
Curiosidades
El sol es sólo una de las 500.000 millones de estrellas de nuestra propia galaxia: la Vía Láctea. Nuestra galaxia es del tipo espiral, con un núcleo de antiguas estrellas rodeado por un halo de estrellas aún más antiguas. Todas las estrellas jóvenes como el Sol se encuentran en los brazos de la espiral. La Vía Láctea es tan grande que la luz tarda 100.000 años en viajar de un extremo a otro de ella. Todas las estrellas que vemos por la noche pertenecen a la Vía Láctea. Vistos de lado, los brazos en espiral se asemejan a un disco achatado.
Vista lateral pe la Vía Láctea
Nube de estrellas Sagitario Esta fotografía muestra estrellas jóvenes en una pequeña parcela del brazo de Sagitario de la Vía Láctea. Las nubes de polvo nublan nuestra visión de la mayor parte de esa región de la galaxia.
La Vía Láctea Sobre la espiral superior VISTA DESDE LA Desde encima o desde abajo, los brazos espirales TIERRA de la galaxia de la Vía Láctea serían claramente visibles. Contienen la mayor porción de gas y polvo de la galaxia, y es ahí donde se encuentran las regiones en que se forman las estrellas. Brazo Crux-Centaurus
• Algunos astrónomos piensan que la Vía Láctea es una galaxia en espiral barrada. • Nuestra galaxia está dando vueltas. El Sol tarda unos 220 millones de años en completar una revolución, un período algunas veces conocido como «año cósmico». Las estrellas en otras partes de la galaxia viajan a diferentes velocidades. Núcleo galáctico
El halo galáctico contiene las estrellas más viejas.
exterior
El núcleo es la región más brillante de la galaxia.
Espiral longitudinal Vista longitudinalmente desde una distancia de un millón de años-luz, la galaxia de la Vía Láctea parecería una lente gigante con los extremos aplastados y un núcleo brillante central. Alrededor del núcleo existe un halo casi esférico que contiene las más viejas estrellas de la galaxia.
24
Situación
del sistema solar Brazo de Orión ■ (Brazo Local)
Brazo de Sagitario Vista exterior superior de la Vía Láctea
E L
G A L A X I A S
B R A Z O
L O C A L
El Brazo Local
Curiosidades_______________
• Desde un extremo a otro, la nebulosa Dumbell posee dos años-luz de diámetro.
El SISTEMA SOLAR está situado a unos dos tercios del centro de la galaxia, en el extremo de un brazo en espiral denominado Brazo Local o Brazo de Orión. Desde esta perspectiva, vemos la galaxia como un gran rio blancuzco de estrellas que atraviesa el cielo nocturno.
• Algunas estrellas en Canis Major tienen sólo 300.000 años de antigüedad, simples bebés estelares comparados con los 5.000 millones de años de nuestro Sol.
El núcleo galáctic o se
encuentra a 6.000 años-luz
Final espectacular La Nebulosa Dumbell, situada a unos 1.000 años-luz del Sol, es una estrella única que se aproxima al final de su vida. De su superficie son expulsadas capas esféricas de gas, que le confieren un aspecto espectacular. Ese gas se irá dispersando gradualmente, y servirá en último término para formar nuevas estrellas en la galaxia.
• El cúmulo de estrellas brillantes más cercano al Sol es el Hyades, a unos 150 años luz de distancia. El Hyades forma la V de la cabeza de toro de la constelación de Tauro.
La región local del ESPACIO A MENOS DE 1.000 AÑOS LUZ DEL SOL
N ebulosa D um bell
Posición del Brazo Local en LA GALAXIA
Siete estrellas hermanadas Las Pléiades son un cúmulo de estrellas brillantes, siete de las cuales pueden ser observadas a simple vista; de ahí su conocido nombre: las Siete Hermanas, el cual se ha estado utilizando por lo menos desde hace 2.000 años. De hecho, existen más de 200 estrellas en el cúmulo que se formaron hace unos 60 millones de años, poco después de que desaparecieran los dinosaurios de la Tierra. 26
Hyades. Sol Pléiades
2
7
E strellas
¿Qué es una estrella? 30 Nacimiento de estrellas 32 Ciclo vital de estrellas 34 Fin de las estrellas de gran tamaño
Clasificación estelar 38 Brillo 40
36
E S T R E L L A S
¿Qué es una estrella? Una ESTRELLA es una bola enorme de gas caliente y luminoso en revolución. La mayoría de las estrellas contienen dos gases principales: hidrógeno y helio. Estos gases se mantienen por la gravedad y están densamente comprimidos en el núcleo. En el núcleo es donde se liberan inmensas cantidades de energía.
Fusión del núcleo
Una estrella produce energía por fusión nuclear. Dentro del núcleo, los núcleos de hidrógeno (protones) colisionan y fusionan para formar en primer lugar deuterio (hidrógeno pesado) y más tarde dos isótopos de helio. Durante la fusión se libera energía. Este tipo de reacción, que se encuentra en la mayoría de las estrellas, se denomina reacción protón-protón.
Cúmulo de estrellas
El cúmulo M 13 está en la constelación de Hércules. Contiene centenares de miles de estrellas formando una esfera compacta.
La tem peratura y la presión aum entan en dirección al núcleo.
Estructura de UNA ESTRELLA
Diferentes tamaños
Las estrellas difieren en ■ ran medida en la cantidad de gas que contienen y en su tamaño. Las estrellas más grandes miden 1.000 veces el diámetro del Sol, mientras que las más pequeñas poseen una fracción de su amaño, y no son mucho mayores que el planeta Júpiter. Curiosidades
Estrellas grandes
La energía se produce a consecuencia de ¡as La energía se la superficie en form a de luz y calor.
reacciones nucleares que tienen lugar en
Nombre
Denominación
Distancia
Vega Pollux Capella Aldebarán Regulus Canopus Spica Betelgeuse Polar
α Lyrae β Geminorum α Aurigae α Tauri α Leonis α Carinae α Virginis α Orionis α Ursa Minoris
26 al 36 al 45 al 68 al 84 al 98 al 260 al 520 al 700 al
el núcleo.
31
• Todos los elementos químicos más pesados que el hidrógeno: helio y litio, se produjeron en las reacciones nucleares del interior de las estrellas. • La masa del Sol (una masa solar) se usa como referencia para medir otras estrellas.
N A C I M I E N T O
E S T R E L L A S
D E
E S T R E L L A S
Simple o doble El Sol es una estrella poco corriente: es una estrella solitaria. En la mayoría de los casos una protoestrella gira lo suficientemente rápido como para formar estrellas dobles o múltiples (1). Las estrellas múltiples pueden orbitar alrededor de un centro gravitatorio común (2), o bien orbitar entre ellas (3). Las estrellas dobles a menudo parecen variar su intensidad luminosa porque una de ellas nos tapa regularmente la luz de la otra.
Nacimiento de estrellas LAS ESTRELLAS SIGUEN un ciclo vital que dura centenares o miles de millones de años. Todas las estrellas comienzan del mismo modo: como materia de una nebulosa, una nube de gas y polvo. Las estrellas no nacen individualmente, sino en grupos llamados cúmulos. Inicialmente, las estrellas de un Nacimiento estelar cúmulo tienen aproximadamente la En la Nebulosa de Orión, la luz de misma composición. A pesar de estas las nuevas estrellas ilumina las nubes de polvo. Las estrellas primeras similitudes, las estrellas con permanecen ocultas por el polvo. Una de estas estrellas jóvenes es frecuencia se desarrollan a diferente 10.000 veces más brillante que el ritmo, y casi todos los cúmulos se Sol. separan al poco tiempo.
B
está por detrás
de A ; A luce con m ucho brillo.
B
oscurece
haciendo
a
Formación y desarrollo inicial de una ESTRELLA
En una nebulosa, la gravedad inicia la formación de esferas de gas en revolución, llamadas protoestrellas.
La protoestrella (vista aquí en sección transversal) se contrae y su núcleo se hace más denso. Asimismo se forma un halo exterior de gas y polvo. 32
Cuando el núcleo alcanza una densidad crítica, comienzan las reacciones nucleares. La energía liberada hace desaparecer casi todo el halo.
medida que la joven estrella continúa girando con rapidez, el gas y polvo restante se aplasta formando un disco. A
En al menos un caso (la estrella que llamamos Sol), este disco de gas y polvo se ha convertido en un sistema de planetas en órbita. 33
A
parecer
a A m ás tenue.
Con o sin planetas, la nueva estrella brilla ahora fijamente, convirtiendo el hidrógeno en helio por fusión nuclear.
E S T R E L L A S
Ciclo vital de una estrella El CICLO VITAL de una ESTRELLA depende de su masa. Las estrellas con la misma masa que el Sol brillan fijamente durante unos 10.000 millones de años. Las estrellas de mayor tamaño convierten el hidrógeno con mayor rapidez y tienen vidas más cortas. El Sol está a la mitad de su vida. En unos 5.000 millones de años se expansionará convirtiéndose en una estrella gigante roja, colapsándose y terminando como una estrella enana.
La estrella
se debilita y se
convierte en una enana negra.
El colapso por la gravedad crea
una
estrella enana blanca.
La estrella expulsa capas de gas.
Estrella convirtiendo hidrógeno, en la secuencia principal
Cuando la estrella se expansio na para convertirse
en una gigante roja, abandona la secuencia prin cip al de
Apoteosis final
La estrella Nebulosa Helix está a punto de dejar de existir. Las capas de gas que ha expulsado forman un anillo visible claramente. Todo lo que queda en el centro de sus capas en expansión es una pequeña enana blanca que se irá enfriándo lentamente convirtiéndose en una enana negra.
desarrollo estelar.
Cúmulos globulares
ESTRUCTURA DE UNA GIGANTE ROJA
de viejas estrellas
H elio
convertido
Cúmulos abiertos
en
de nuevas estrellas
carbono en el n úcleo Tem peratura d el núcleo cercana a 100 m illones de °C
Las capas exteriores están a m enor tem peratura y em iten luz roja
34
Gigante roja
Gigantes rojas Cuando la mayor parte del hidrógeno ha sido transformada en helio, la estrella se convierte en una gigante roja y transforma el helio en carbón. El núcleo se calienta, haciendo que la superficie se expanda y enfríe. Una gigante roja se puede expandir hasta tener más de 100 veces su primitivo tamaño.
Edad de los cúmulos En la Vía Láctea, los cúmulos abiertos (que contienen estrellas jóvenes) se encuentran fundamentalmente en el disco de la galaxia. Los grandes cúmulos globulares (que contienen estrellas viejas) se encuentran en el halo, espacio esférico alrededor del núcleo. 35
Distribución según EDADES DE LOS CÚMULOS DE LA VÍA LÁCTEA
Cúmulos
que contienen
estrellas de edad m edia
E S T R E L L A S
F I N
D E
L A S
E S T R E L L A S
D E
G R A N
T A M A Ñ O
Extraño y espectacular
Fin de las estrellas de gran tamaño
ACONTECIMIENTO
Aunque las supernovas son muy comunes en el universo, rara vez se ven desde la Tierra. En 1987 se observó una supemova en la Gran Nube Magallanes, una galaxia cercana. La fotografía de la izquierda muestra la apariencia normal de la estrella (flecha). La supemova (denominada SN 1987A) se aprecia claramente en el lado derecho de la imagen. Tras brillar intensamente durante pocos meses, fue desapareciendo poco a poco.
La FORMA EN QUE UNA ESTRELLA DEJA DE EXISTIR depende de su masa. Las estrellas más grandes dejan de existir con una simple explosión. Esta enorme explosión se denomina supemova, y puede ser lo suficientemente brillante como para superar el brillo de toda una galaxia. Lo que sucede después depende de cuánto material estelar queda tras la supemova.
Agujero n egro: región invisib le de
AGUJEROS NEGROS si el núcleo resultante tras una supernova es mayor que tres masas solares, se colapsará hasta formar un agujero negro: algo tan denso que su gravedad absorberá incluso la luz. por definición, los agujeros negros son invisibles, pero se
Colapso explosivo Las estrellas de al menos ocho masas solares terminan como supernovas. La gravedad las obliga a colapsarse con increíble fuerza, produciendo ondas de choque.
densid ad teóricam ente infinita
cree que están rodeados por un disco expansivo de materia en revolución debida al mismo poder de absorción del agujero negro.
Los agujeros negros giran com o cualquier D isco de acrecció n
Explosión de
otra estrella.
supernova Tem peratura en el núcleo 10.000
Estrella de neutrones en revolución
Pulsar
Energía electro magnética
m illones de ºC
Estrella de neutrones en revolución Si el núcleo que queda tras una supemova tiene entre 1.4 y 3.0 masas solares, forma una estrella de neutrones. Compuestas por material superdenso, las estrellas de neutrones giran muy deprisa y emiten ondas de radio (microondas) que parecen parpadear muy rápidamente. Por eso se llaman pulsares. 36
ROBO ESTELAR Si se forma un agujero negro cerca de otra estrella, puede absorber el gas, robándole gradualmente su masa. Hay astrónomos que creen que el objeto conocido como Cygnus X-1 es una estrella y un agujero negro a la vez.
Agujero n egro
Gas
que la estrella pierde
37
E S T R E L L A S
C L A S I F I C A C I Ó N
E S T E L A R
DIAGRAMA DE LA CLASIFICACIÓN ESTELAR HERTZSPRUNG-RUSSELL (HR) Betelgeuse
Estrellas supergigantes
es u na
(por ejem plo
supergigante roja.
D eneb)
Arcturus es ■ secuencia
una gig ante
prin cip al de
roja.
estrellas (por (por ejem plo Sirio
que
A
convierte El Sol es
hidrógeno en
una enana
helio)
am arilla en la secuencia prin cip al.
Espectro
D istintas líneas
Lín eas de diferentes
continuo
de absorció n
elem entos
Luz BLANCA PURA
Espectro del sodio
Espectro de LA LUZ SOLAR
38
Líneas de absorción Cada estrella emite su propia luz particular. Descomponiendo la luz en un espectro, se revelan los elementos químicos que componen cada estrella. Los diferentes elementos están indicados por líneas de absorción oscuras que discurren a través del espectro. Los átomos de sodio absorben luz sólo en la zona amarilla del espectro. Los rayos del Sol producen cientos de líneas de absorción, pero sólo las más notables se muestran aquí.
Enana blanca
La estrella de
(por ejem plo
Barnard es u na
Sirius B
enana roja en la secuencia principal.
Diagrama de códigos de color El diagrama de HR muestra la temperatura de una estrella frente a su magnitud absoluta (la cantidad de luz que emite). Las estrellas más brillantes están en la parte superior y las más tenues en la inferior. Las estrellas más calientes están en el lado izquierdo y las más frías en el derecho. La mayoría de las estrellas pasan parte de sus vidas en la secuencia principal, la que va desde la zona superior izquierda a la inferior derecha atravesando el diagrama. Las estrellas gigantes se sitúan por encima de la secuencia principal y las estrellas enanas por debajo.
Curiosidades • Apenas existen estrellas del tipo más caliente W y se las denomina también estrellas de Wolf-Rayet. • En la escala espacial, el Sol es muy pequeño. Los astrónomos lo definen como una estrella enana del tipo G. • Los cúmulos de estrellas tipos O y B (conocidos como cúmulos OBI) contienen estrellas jóvenes, calientes y brillantes.
E S T R E L L A S
B R I L L O
Brillo El BRILLO DE UNA ESTRELLA en el cielo depende de su luminosidad (cantidad de energía luminosa producida) y de su distancia a la Tierra. Los astrónomos utilizan dos escalas diferentes para medir la magnitud de una estrella (brillo). La magnitud absoluta compara a las estrellas desde una misma distancia. La magnitud aparente expresa cuánto parece brillar una estrella vista desde la Tierra. Magnitud Aparente
Brillo percibido Escala de magnitud aparente para estrellas que se ven a simple vista. Las estrellas más brillantes tienen un valor numérico inferior.
absoluta
-9 Estrellas muy brillantes
Sirius:
LO ABSOLUTO FRENTE A LO APARENTE
-1,46 Rigel:
0 Sirio: + 1,4
+0,12
+9
Estrellas más tenues
40
Sirius es la estrella más brillante de nuestro cielo (magnitud aparente -1,46); es más brillante que Rigel (magnitud aparente +0,12). Sin embargo, Rigel es, con gran diferencia, la estrella más brillante, con una magnitud absoluta de -7,1, frente a la magnitud absoluta de Sirius que es de +1,4.
Curiosidades
luz emitida por una estrella «fija» (que se mueve con la misma velocidad relativa que el Sol)
• En ambas escalas de magnitud, cada cambio unitario (p. ej. de +3 a +4) significa que la estrella es 2,5 veces más o menos brillante. • La magnitud aparente del Sol es de -26,7
Luz procedente de una estrella que se aleja
LUZ MUTANTE
Todos los objetos en el universo están en movimiento. En la luz de las estrellas que se alejan del Sol, las líneas oscuras de absorción se sitúan en el extremo rojo del espectro: el llamado desplazamiento al rojo».
• El planeta más brillante es Venus, con una magnitud aparente máxima de -4,2.
¿A QUÉ DISTANCIA ESTÁ?
El cálculo de la magnitud absoluta de una estrella significa que se conoce su distancia. Para estrellas muy próximas (menos de varios cientos de años-luz), los astrónomos pueden medir la distancia usando el método ■ del paralaje. La órbita de la Tierra alrededor del Sol permite a los astrónomos hacer dos observaciones de una estrella desde lugares opuestos de la órbita. El cambio de posición aparente de la estrella entre ambas observaciones se nomina paralaje. Cuanto mayor sea paralaje, más cercana estará la estrella. En este caso, la estrella A tiene mayor variación y es la más cercana.
Estrella B
Estrella
Posición de la Tierra en junio
A Cambio aparente de posición entre enero y junio
Sol
Posición de la Tierra en enero
41
E l espacio desde LA T IERRA
Encima nuestro 44 Efectos especiales 46 Constelaciones 48 Catálogo de estrellas 50 El zodíaco 52 ¿Cerca o lejos? 54 Hemisferio norte celeste 56 Hemisferio sur celeste 58
E L
E S P A C I O
D E S D E
L A
E N C I M A
T I E R R A
N U E S T R O
Encima nuestro Nuestro conocimiento del universo ha sido debido gracias a la muy favorable posición de la Tierra. Durante el día el cielo está dominado por el Sol. Por la noche, la negrura del espacio está salpicada de estrellas que componen un escenario inmóvil. Pero lo que vemos cambia a lo largo del año al orbitar la Tierra alrededor del Sol. Las se
estrellas asem ejan
a dibujos
en,
Trayectoria circular DE LAS ESTRELLAS
La rotación diaria de la Tierra hace que aparentemente las estrellas se muevan en el cielo. Este efecto puede ser captado en una fotografía de exposición prolongada.
GALAXIA
Todas las estrellas que podemos ver en el cielo, incluyendo el Sol, están en la Vía Láctea. Esta vista panorámica de nuestra galaxia (mirando hacia el centro de ella), fue fotografiada en Christchurch, Nueva Zelanda.
Posic ión de
Marte vista desde nuestro cielo terrestre
el cielo.
Esfera celeste Desde la Tierra, las estrellas parecen estar colocadas en una gigantesca esfera celeste. A medida que la Tierra recorre su órbita anual, vemos diferentes secciones de la esfera. En cualquier momento, aproximadamente la mitad de la esfera está oculta por la luz del Sol. El movimiento de otros objetos, tales como los planetas, se verifica también en la esfera.
La órbita que sig ue el Sol se le conoce com o eclíptica.
44
Movimiento de Marte Los planetas, que tienen sus propias órbitas alrededor del Sol, parecen cruzar el cielo sobre el fondo de estrellas. El nombre de planeta» es de hecho una palabra tomada del griego clásico que significa «errante». De todos los planetas, Marte parece que sea el que tiene mayor movilidad. A veces parece cambiar su dirección y retroceder atravesando el cielo de la Tierra. Este movimiento de retroceso es en realidad una ilusión óptica debida a que la Tierra adelanta a Marte en su viaje alrededor del Sol.
Marte
Tierra
45
Sol
E L
E S P A C I O
D E S D E
L A
E F E C T O S
T I E R R A
Efectos especiales Desde la Tierra es posible observar varios «efectos especiales» en el cielo. Algunos de estos efectos se deben a particularidades del campo magnético y de la atmósfera terrestre. Otros efectos dependen de la posición de los objetos en el sistema solar, especialmente el Sol, la Tierra y la Luna. Las lluvias de meteoros son un efecto producido por el polvo del espacio.
Sol
Um bra: som bra interior Luna
Región d onde el eclipse total es visible Tierra Penum bra: som bra exterior
E S P E C I A L E S
Halo alrededor de la luna En algunas noches de invierno, se forma un halo alrededor de la Luna, pero esto nada tiene que ver con ella. La luz del Sol que refleja la Luna hacia la Tierra se refracta (distorsiona) al atravesar los cristales de hielo que están en lo alto de la atmósfera. La refracción de la luz da lugar al halo circular.
Aurora boreal Las partículas cargadas emitidas por la actividad del Sol, producen espectaculares efectos luminosos cuando llegan a las altas capas de la atmósfera.
Eclipse de Sol De vez en cuando, la Luna se coloca en perfecta alineación entre el Sol y la Tierra. Cuando esto sucede, la Luna obtura la luz del Sol, produciendo lo que se llama un eclipse solar. Desde algunas zonas de la Tierra, el disco lunar parece cubrir completamente la cara del Sol y hay un breve período de oscuridad. Aunque la Luna es muchísimo más pequeña que el Sol, es capaz de bloquear completamente el paso de la luz solar porque está mucho más cerca de la Tierra.
Curiosidades • Las auroras boreales (luces del norte) se observan mejor desde las inmediaciones del polo Norte. En el hemisferio Sur este mismo fenómeno se llama aurora austral. • Un eclipse lunar tiene lugar cuando la Tierra se sitúa entre el Sol y la Luna, pudiendo verse la sombra de la Tierra sobre la luna. El radiante de los meteoritos es una ilusión óptica. De hecho los meteoritos viajan en trayectorias paralelas.
Radiante de meteoritos Las partículas de polvo del espacio son vistas como trazas luminosas o lluvia de estrellas cuando se incendian en la atmósfera. En una lluvia de meteoritos. Todos los meteoritos parecen provenir de un mismo punto del cielo, llamado radiante.
47
E L
E S P A C I O
D E S D E
L A
C O N S T E L A C I O N E S
T I E R R A
Constelaciones Desde la tierra, las estrellas parecen dibujar formas en el cielo. Estas formaciones son llamadas constelaciones. Los cielos alrededor de la Tierra han sido divididos en 88 constelaciones diferentes, cada una de las cuales se supone representa a una personalidad, criatura u objeto mitológico. Esfera celeste tal COMO SE VE DESDE EL HEMISFERIO NORTE
Curiosidades • Una constelación es una visión bidimensional de objetos sobre el espacio tridimensional. • El Carro no es una constelación separada, sino parte de la Osa Mayor (el Gran Oso).
CONSTELACION DE ORIÓN En la mitología griega, Orión era un poderoso cazador. Las tres estrellas brillantes en fila forman el Cinturón de Orión, una referencia celeste fácil de localizar.
• Los aborígenes australianos tienen su propia percepción de las constelaciones: ven formas en los espacios oscuros entre las estrellas.
Forma cambiante Las constelaciones parecen estar fijas, pero de hecho varían su forma muy lentamente. Los cambios en el Carro de la Osa Mayor pueden ser vistos solamente tras períodos de tiempo muy extensos. Estrella m ás lejana a 110 al
Recorriendo la esfera Durante su periplo anual, la Tierra completa una órbita alrededor del Sol, pudiéndose observar diferentes porciones de la esfera celeste que muestran las constelaciones en secuencia anual.
48
Posición de Tierra en m arzo
la
Constelacio nes visibles
desde
Tierra en m arzo
la
Percepción de líneas Las constelaciones son una invención del hombre. Las vemos como formas planas en la oscuridad del espacio, pero realmente las estrellas pueden estar más distantes entre sí que de la Tierra. Las estrellas del carro parecen estar cercanas entre sí, pero están más diseminadas de lo que parece.
-
Estrella
cercana a
m ás
60 al
Estrellas del Carro
49
E L
E S P A C I O
D E S D E
L A
T I E R R A
Catálogo de estrellas Las ESTRELLAS están catalogadas según la constelación en la que están. En cada constelación, las estrellas reciben una identificación con letras o números. Otros objetos son catalogados por separado.
C A T Á L O G O
D E
E S T R E L L A S
GALAXIAS y nebulosas Los cuerpos no estelares, tales como cúmulos de estrellas brillantes, nebulosas y otras galaxias, están clasificados por separado de acuerdo con el catálogo Messier (números con una letra M de prefijo), o bien el Nuevo Catálogo General (números con las letras ■ NGC de prefijo).
Letras griegas Las estrellas más brillantes en una constelación se identifican con letras griegas. La estrella más brillante se designa generalmente como alfa (α), la siguiente en brillo, beta (β), etc., pero esta regla no siempre se sigue.
Betelgeuse está catalogado com o α O rionis
La fig ura d e una constelació n se dib uja alrededor de las estrellas
Orión
que la com ponen.
Nebulosa de orión En el cielo terrestre, la nebulosa se percibe como un débil y borroso parche de luz bajo el Cinturón de Orión.
La N ebulosa de O rión está catalogada
π Orionis
com o M 42 y
3
está a 25 al
N GC 1976
Nombres genitivos Todas las constelaciones han recibido nombres en latín. Cuando nos referimos a una estrella en concreto, se utiliza la declinación genitiva o posesiva del nombre latino. Por ejemplo, las estrellas en la constelación de Orión se designan como Orionis.
de la Tierra
Saiph está catalogado com o
ĸ
π
6
Orionis
O rionis está
a 280 al de la Tierra
Rigel está
Proyectando el cielo Las constelaciones encajan entre sí para formar el mapa del cielo. Todas las estrellas dentro de los límites de una constelación pertenecen a esa constelación, aunque parezcan no estar conectadas a la estrella que compone la figura principal. 50
calogado com o β
Orionis
NOMBRES ÁRABES Muchas estrellas
brillantes son todavía cocidas por su nombre individual, muy utilizado por los astrónomos árabes hace más de 800 años, por ejemplo Betelgeuse, Saiph Rigel.
Letras y números No existen letras suficientes en el alfabeto griego para denominar a todas las estrellas de las constelaciones. Las letras mayúsculas romanas (A, B, C) y los números (1, 2, 3) son también utilizados. En algunos casos, las letras griegas se usan junto con subíndices para identificar estrellas que están cerca unas de otras, por ejemplo π y π Orionis. 3
6
51
E L
E S P A C I O
D E S D E
L A
E L
T I E R R A
Z O D Í A C O
El zodíaco Doce CONSTELACIONES son conocidas como el zodíaco. Las doce son cruzadas por la eclíptica (el itinerario del Sol alrededor de la esfera celeste), y forman el telón de fondo por el que se mueven la Luna y los planetas. El sol necesita alrededor de un mes para pasar a través de cada constelación. Las fechas dadas para el zodíaco son aproximaciones de las que mostramos abajo la fecha en que el Sol entra en cada signo.
Leo - EL LEÓN 11 AGOSTO
Libra - la balanza 31 OCTUBRE
Virgo LA VIRGEN 17 SETIEMBRE
Tauro - el toro 14 MAYO
Aries - el carnero 19 ABRIL
Escorpio EL ESCORPIÓN 23 NOVIEMBRE
Sagitario EL ARQUERO 18 DICIEMBRE
Géminis LOS GEMELOS 21 JUNIO
Capricornio EL PEZ CARNERO 19 ENERO
Cáncer EL CANGREJO 21 JULIO
Acuario EL ACUARIO 16 FEBRERO
Piscis - los peces 12 MARZO
52
53
E L
E S P A C I O
D E S D E
L A
T I E R R A
¿ C E R C A
¿Cerca o lejos?
O
L E J O S ? Curiosidades
Estrellas más cercanas al sol
Las estrellas están a enormes distancias de nosotros y entre ellas. La luz, que viaja más rápido que cualquier otra cosa conocida, tarda 8,3 minutos en recorrer la distancia entre el Sol y la Tierra. La luz de la estrella más cercana, Próxima Centauri, nos alcanza tras 4,3 años. No podemos predecir la distancia a las estrellas con sólo mirarlas. Pero podemos apreciar sutiles diferencias de color y brillo aparente.
A AÑOS LUZ Todas las estrellas de este distante cúmulo pueden parecer estar a la misma distancia de la Tierra, aunque realmente están separadas por muchos años-luz.
Nombre
Distancia
Color
Proxima Centauri α Centauri A α Centauri B Estrella Barnard Wolf 359 Lalande 21185 Sirio A Sirio B
4,2 al 4,3 al 4,3 al 5,9 al 7,6 al 8,1 al 8,6 al 8,6 al
rojo amarillo naranja rojo rojo rojo blanco blanco
Estrellas vecinas Muchas de las estrellas que se hallan a menos de 40 años-luz del Sol son tenues enanas rojas como la Estrella Barnard, la cual no puede ser observada a simple vista. Otras, como Vega, son 50 veces más luminosas que el Sol.
• Proxima Centauri forma parte de un sistema triple de estrellas, junto con α Centauri A y α Centauri B. • La estrella más brillante, Sirio A, tiene una débil estrella enana blanca como compañera llamada Sirio B.
Pollux
Vega
Sol
¿Cuánto brilla? ¿cuánto dista? Las estrellas que tienen una magnitud aparente similar (brillo) pueden estar a diferentes y enormes distancias de la Tierra. Los objetos de la constelación de Orión están entre 70 y 2.300 años-luz de la Tierra. La estrella más brillante, Rigel, está a más de 900 al de distancia.
Arcturus
Nebulosa de Orión
Posiciones RELATIVAS DE LAS ESTRELLAS EN ORIÓN
Cada división representa 500 años luz.
Rigel
Altair Wolf 359
Procyon
Lalande 21185 Mintaka Estrella Barnard
La constelación de Orión tal como se observa desde la Tierra
Betelgeuse 5
4
Sirio
Fom alhaut
E L
E S P A C I O
D E S D E
L A
T I E R R A
Hemisferio Norte celeste
El borde del m apa señala el ecuador celeste. A quí las estrellas pueden ser contem pladas tam bién por los observadores d el
LOS QUE VIVEN en el hemisferio Norte ven algo más de la mitad norte de la esfera celeste. Las estrellas que se ven en una noche determinada dependen de la latitud del observador, el día del año y la hora de la observación. Las estrellas cercanas al centro del mapa del cielo son llamadas circumpolares y pueden ser vistas durante todo el año. La Estrella Polar (Estrella del Norte) parece estar justamente sobre el polo Norte.
hem isferio Sur.
Polar
Polo norte celeste
Arcturus
Ecuador celeste
Proyección de la esfera Este mapa del cielo es una proyección de la mitad norte de la esfera celeste sobre una superficie plana. El polo Norte de la Tierra está situado justamente sobre el centro del mapa. El ecuador celeste es una proyección del ecuador de la Tierra en el espacio. 56
El Carro
Las estrellas cercanas al borde pueden ser observadas progresivam ente a lo largo del año. Betelgeuse
E L
E S P A C I O
D E S D E
L A
T I E R R A
Hemisferio Sur celeste
El borde del m apa señala el ecuador celeste. Las estrellas pueden ser
LOS QUE VIVEN en el hemisferio Sur ven algo más de la mitad sur de la esfera celeste. Las estrellas visibles en una noche determinada dependen de la latitud del observador, el día del año y la hora de la noche. Las estrellas cercanas al centro del mapa son llamadas circumpolares y pueden ser vistas durante todo el año. Alfa Centauri, una de las estrellas más cercanas al Sol, es una estrella del hemisferio sur celeste.
contem pladas tam bién por los observadores del hem isferio N orte.
Sirius
Ecuador celeste
Alfa Centauri
Antares.
Proyección DE LA ESFERA Este mapa del cielo es una proyección de la mitad sur de la esfera celeste en una superficie plana. El polo Sur de la Tierra está situado directamente bajo el centro del mapa. El ecuador celeste es una proyección del ecuador de la Tierra en el espacio.
Polo sur celeste
58
Canopus
Las estrellas cercanas al borde se pueden observar a lo largo del año.
59
S istema SOLAR
¿Qué es el sistema solar? Gravedad solar 64 El sol 66 La ENERGIA SOLAR Y SU INFLUENCIA
68
S I S T E M A
¿ Q U É
S O L A R
¿Qué es el sistema solar? El SISTEMA SOLAR está compuesto por el Sol y los muchos objetos que orbitan a su alrededor: nueve planetas, más de 60 satélites e incontables asteroides y cometas. El sistema ocupa un volumen en forma de disco de más de 12.000 millones de kilómetros de diámetro. En el centro está el Sol, el cual contiene más del 99 por ciento de la masa del sistema solar.
E S
E L
S I S T E M A
S O L A R ?
Curiosidades Cada uno de los cuatro planetas
• Las imágenes obtenidas con los más modernos telescopios indican que otras estrellas (por ejemplo β Pictoris) forman sistemas planetarios.
gaseosos tiene un sistem a de anillos que los circunda. Los anillos no se han in cluid o en la ilustración para facilitar la com paració n.
• El sistema solar tiene un total de 61 satélites según el último recuento. Las futuras sondas espaciales probablemente descubrirán más satélites orbitando planetas exteriores.
Júpiter
Plutón tiene la órbita m ás
Las órbitas son elípticas
excéntrica.
(ovales) y no circulares.
Neptuno
El sistem a in terio r (M ercurio,
Venus,
_____
Saturno
Tierra.
M arte) está separado d el resto por el cinturón de asteroides. El tiem po que tarda
un
planeta en recorrer u na órbita a lrededor del Sol se
Girando en el espacio
La parte interior del sistem a solar se ha am pliado para m ayor claridad.
Com paració n de las distancias m edias al Sol
Todo el sistema solar se desplaza por el espacio. Dentro del sistema, los planetas orbitan el Sol. Los planetas siguen órbitas elípticas moviéndose en la misma dirección, pero a diferentes velocidades. Además, cada planeta gira sobre su propio eje.
llam a período orbital.
NUEVE
Urano
PLANETAS
los planetas se dividen en dos grupos principales: los cuatro interiores están formados por rocas, mientras que los otros cuatro, más grandes, están compuestos básicamente por gas licuado. El planeta más externo, Plutón, es más bien rocoso.
Neptuno
Plutón
Plutón
es
el
planeta
pequeño y m enos conocido.
6 3
m ás
S I S T E M A
G R A V E D A D
S O L A R
Gravedad solar
Sujetos por la gravedad La gravedad del Sol mantiene la cohesión del sistema solar. La fuerza de la gravedad disminuye con la distancia, por lo que la gravedad solar es mayor en el planeta más cercano, Mercurio. Los planetas más alejados del Sol están menos influenciados por la gravedad del Sol. En este diagrama las órbitas de los planetas son circulares, para simplificar, aunque de hecho son elípticas (forma oval).
Planetas exterio res m enor influencia
Hace UNOS 4.600 MILLONES de años, el sistema solar se formó a partir de una nube de gas y polvo. El Sol se formó primero, y los demás objetos se formaron con los restos de materia. La gravedad del Sol prevalece en el sistema, dado que es mucho más fuerte que la de los planetas.
S O L A R
Planetas interiores:
Formados por condensación El joven Sol estaba rodeado por una nube de gas, nieve y polvo, que se acható como un disco. El polvo se comprimió para formar los cuatro planetas rocosos interiores. Los planetas gigantes exteriores se formaron a partir de una mezcla de gas, nieve y polvo. El origen de Plutón es un misterio.
Trayectorias orbitales
La mayoría de los planetas tienen órbitas cercanas al plano de la órbita terrestre (eclíptica). Plutón tiene la órbita más inclinada, posiblemente por ser el planeta más distante y el menos influido por la gravedad del Sol, aunque Mercurio ocupa el segundo lugar (7o) y es el más cercano al Sol.
Inclinación orbital de LOS PLANETAS RESPECTO A LA ECLÍPTICA
m ayor influencia
LOS LÍMITES EXTERIORES Los límites del sistema solar están marcados por una inmensa nube esférica de cometas: la nube de Oort, que tiene un diámetro de cerca de un año luz. Dentro de la nube, existe una región con forma de disco llamada la nube interior de Oort, que contiene aproximadamente la mitad de los cometas.
Nube de Oort
Sistem a
solar
en el centro
de O ort
Plutón: 17,2° M ercurio: 7o Venus: 3,39° Saturno: 2,49° Marte: 1,85o N eptuno: 1,77° Júpiter: 1,3° Urano: 0,77° Tierra: 0°
64
N ube interior
65
S I S T E M A
E L
S O L A R
El Sol Igual que otras estrellas, el sol es una enorme bola de gas en revolución. En su núcleo tienen lugar reacciones nucleares que liberan energía. El Sol es la única estrella que está relativamente cerca para poder ser estudiada con detalle. Las características de su superficie, como las manchas solares y las protuberancias, pueden observarse desde la Tierra. Los satélites y sondas espaciales nos permiten observarlo más de cerca y obtener más información.
Eclipse de sol Durante un eclipse, la capa exterior del Sol, la corona, se hace visible. Normalmente la corona está oculta por su luz.
S O L
Datos del sol
Curiosidades
Distancia media de la Tierra 149.680.000 km Distancia al centro de la galaxia 30.000 años luz Diámetro (en el ecuador) 1.391.980 km Tiempo de rotación (en el ecuador) 25,04 días terrestres Masa (Tierra = 1) 330.000 Gravedad (Tierra = 1) 27,9 Densidad media (agua =1) 1,41 Magnitud absoluta 4,83
• No se debe mirar directamente al Sol. Incluso a través de gafas de sol, película fotográfica, o cristal ahumado hay riesgo de dañarse los ojos.
Zona convectiv a
• La forma más segura es proyectando la imagen del Sol en una hoja de papel usando una lupa.
Tem peratura d e la fotosfera cercana a 5.500 °C
Zona radiactiv a Crom osfera
La tem peratura del núcleo es de 15 m illones °C
Fotosfera Corona
Año 1
Año 4
Año 7
Año 10
Año 12
Fotosfera: superficie visible del Sol
Penum bra: parte exterior d e una m ancha solar
Um bra: parte m ás fría y oscura
66
Fría y oscura Las manchas solares, parches oscuros en la superficie, son regiones de gas más frío debidas a las alteraciones del campo magnético del Sol. Las manchas solares siguen un ciclo de 11 años que comienza con el Sol libre de manchas. Las manchas aparecen en latitudes altas y van aumentando en número gradualmente, desplazándose hacia el ecuador solar a lo largo del ciclo.
Mancha solar ■ CARACTERÍSTICAS EXTERNAS E INTERNAS DEL SOL
Supergránulos : una célula de convecció n
S I S T E M A
S O L A R
La energía solar y su influencia En SU NÚCLEO, el Sol convierte hidrógeno en helio a razón de 600 toneladas por segundo. La energía producida alcanza su superficie y se propaga por el espacio.
L A
E N E R G Í A
S O L A R
Y
S U
I N F L U E N C I A
El viento solar d esvía el gas interestelar
El viento solar tarda unos cinco días en alcanzar la Tierra.
Alrededor de la Tierra, el viento solar tiene una velocidad de 500 km /s.
El viento solar d esvía la m ayoría de rayos luz visible y otras radiacio nes
cósm icos
tardan unos 8 m inutos en llegar a la Tierra desde la superficie solar.
Las reacciones nucleares d e su núcleo producen rayos gam m a.
Campo de influencia El Sol influye en un volumen de espacio enorme a su alrededor. Los gases que fluyen de la corona se convierten en viento solar de alta velocidad. El viento solar produce un campo magnético alrededor del Sol. Como el Sol gira sobre sí mismo, el campo adquiere forma de espiral. El volumen de espacio barrido por el viento solar se llama heliosfera.
Los rayos gam m a tardan hasta dos m illones de a ños
Curiosidades
en llegar a la superficie,
Sonda solar Ulysses
perdiendo energía en el proceso.
Protuberancias solares Son enormes chorros de gas caliente expulsados desde la superficie del Sol y que se extienden a muchos miles de kilómetros. Las mayores llamaradas, llamadas protuberancias, pueden durar varios meses. El campo magnético del Sol desvía algunas protuberancias que forman así un gigantesco arco.
Sensores situados sobre el botalón articulado
A LOS POLOS SOLARES La órbita de la Tierra sobre el plano ecuatorial del Sol significa que los polos del Sol no pueden ser estudiados desde la Tierra. La sonda Ulysses fue lanzada en 1990 para el estudio de estas regiones de difícil observación. 69
• Convertir hidrógeno en helio significa que el Sol pierde cuatro millones de toneladas de su masa cada segundo. • La cantidad de energía solar alcanzando la superficie terrestre (conocida como la constante solar) es equivalente a 1,37 kilovatios de electricidad por metro cuadrado por segundo.
P lanetas
Mercurio 72 Venus 76 La Tierra 8o La Luna 84 Marte 88 Júpiter 92 Saturno 96 Urano 100 Neptuno 104 Plutón 108
P L A N E T A S
M E R C U R I O
Mercurio
O xígeno 56%
ES UN PEQUEÑO MUNDO rocoso con un núcleo grande y denso, y es el planeta más próximo al Sol. Carece de atmósfera y su superficie muestra numerosos cráteres por impacto. Dominado por el Sol, Mercurio sufre la mayor diferencia de temperatura en su superficie de todos los planetas del sistema solar, la cual puede llegar a 600 °C entre el día y la noche.
Sodio 35%
H elio 8%
Potasio e hid rógeno 1 %
Composición Mercurio
Difícil de ver Las fotografías hechas desde la Tierra a Mercurio, muestran un disco difuso, difícil de ver contra el Sol. Imagen realizada combinando fotografías tomadas por el Mariner 10.
atmosférica de
Aire enrarecido La atmósfera de Mercurio está extremadamente enrarecida: menos de una trillonésima parte de la de la Tierra. El sodio y potasio se hallan sólo presentes durante el día. Por la noche, estos elementos los reabsorben las rocas de la superficie.
Imágenes de sonda espacial Los cráteres cubren alrededor del 60% de la superficie de Mercurio; el 40% restante son superficies relativamente suaves.
La fin a atm ósfera es m ás densa durante el día.
El núcleo de hierro contiene el 80% de la
Tem peratura diurna de
■ m asa del planeta
unos
430 °C
M anto de rocas de sílice
D elgada corteza rocosa Tierra
M ercurio
El planeta Mercurio Distancia media Período orbital Velocidad orbital Período derotación Diámetro ecuatorial Temperatura Masa (Tierra = 1) Gravedad (Tierra = 1) Número de satélites
Mercurio 57,9 millones de km 88 días terrestres 47,9 km/s 58,7 días terrestres 4.878 km -180 °C a +430 °C superficial 0,055 0,38 0
• Mercurio recibió el nombre del veloz mensajero de los dioses romanos por su rápido paso a través del cielo terrestre. • El mayor cráter de Mercurio, Caloris Planitia, mide 1.400 km de diámetro.
Tem peratura nocturna
ESTRUCTURA PLANETARIA DE MERCURIO
de
alrededor de -180 °C
72
73
M E R C U R I O
P L A N E T A S Largos días Mercurio gira muy lentamente sobre un eje casi vertical. El eje está inclinado a sólo 2o del eje perpendicular (a 90°) al plano de su órbita. Cualquier día de Mercurio (del alba al alba) equivale a 176 días de la Tierra. Si bien los días son muy largos, el año en Mercurio es muy corto. El planeta necesita sólo 88 días para completar una órbita alrededor del Sol.
Tierra
Inclinación AXIAL 2°
Órbita excéntrica Una combinación de largos días y años cortos produciría extraños efectos sobre cualquier habitante. Mientras Mercurio realiza dos órbitas al Sol (mostradas aquí para mayor claridad), un observador en la superficie (marcado con un punto) sólo viviría un día de Mercurio. Los cumpleaños ocurrirían más a menudo que los amaneceres.
Formación de cráteres por impacto en los planetas rocosos
Un impacto de meteorito produce un cráter circular, y el material expelido se deposita de nuevo para formar un reborde circular.
74
El perfil del cráter se reduce gradualmente al irse depositando los fragmentos de roca y polvo procedentes de las paredes y cima.
Visitante solitario La única sonda que ha hecho un estudio detallado de Mercurio es la Mariner 10, que fue lanzada en 1973 y tardó cinco meses en alcanzar el planeta. Durante tres aproximaciones, la sonda fotografió cerca de un 40% del área de la superficie. En su mayor aproximación, Mariner 10 llegó a 300 km.
Cámaras de alta resolución
Sonda Mariner 10
Nombres de los cráteres de Mercurio
Curiosidades
Los cráteres de Mercurio rememoran a personalidades creativas:
• Mercurio sólo puede ser visto desde la Tierra en los crepúsculos, antes del amanecer o después de la puesta de Sol.
Escritores Mapa de superficie Las fotografías del Mariner 10 se utilizaron para obtener los mapas de Mercurio. Cada cuadro equivale a 80 x 80 km.
La roca comprimida por el impacto inicial puede retroceder desde los lados para formar una cima central apenas cónica.
Bronte Cervantes Dickens Goethe LiPo Melville Shelley Tolstoi
Compositores
Pintores
Arquitectos
Bach Chopin Grieg Handel Liszt Mozart Stravinsky Verdi
Brueghel Cezanne Dürer Holbein Monet Renoir Ticiano Van Gogh
Bernini Bramante Imhotep Mansart Miguel Angel Sinan Sullivan Wren
75
• Ciertas partes de la superficie de Mercurio tienen un aspecto arrugado, resultado de la contracción del planeta al enfriarse su núcleo.
V E N U S
P L A N E T A S
Venus Venus es un planeta rocoso de atmósfera densa y de un tamaño similar al de la Tierra. Ambos comparten las mismas características en sus superficies, pero las condiciones de Venus son muy diferentes a las de la Tierra. El medio en la superficie de Venus es extremadamente hostil: calor intenso, presión aplastante y aire irrespirable. Sobre él hay espesas nubes de gotas de ácido sulfúrico.
Calima superior
Capa de nubes 20 km de espesor
Bajo las nubes Bajo las nubes hay una atmósfera diáfana de dióxido de carbono. En la superficie, la presión atmosférica es 90 veces la de la Tierra a nivel del mar.
Dióxido de carbono 96% Calima inferior
Nitrógeno 3,5% Dióxido de azufre, argón y monóxido de carbono 0,5%
Estructura y composición ATMOSFÉRICA DE VENUS
IMÁGEN DIGITALIZADA Imagen obtenida por ordenador del cráter del meteorito Howe, de 37 km de diámetro. La imagen se obtuvo a partir de datos de mapas de radar.
Oscurecido por nubes La superficie de Venus está oculta por una capa de espesas nubes permanente. Los oscuros torbellinos son vientos a gran altitud.
Venus
El planeta Venus
Curiosidades
Distancia media
108,2 millones de km del Sol
Período orbital Velocidad orbital
224,7 días terrestres 35 km/s
Período de rotación
243 dias terrestres
Diámetro ecuatorial
12.102 km
Temperatura superficial Masa (Tierra = 1)
480 °C
Gravedad (Tierra = 1) Número de satélites
• Venus brilla intensamente en el cielo terrestre porque su capa de nubes refleja la mayor parte de la luz solar. • Venus tiene fases al igual que la Luna. Se necesita un telescopio para verlas claramente, pero unos prismáticos permiten observar la fase creciente.
0,81 0,88 0
76
Corteza de sílice Manto rocoso
Núcleo de hierro-níquel semisólido
Estructura PLANETARIA DE VENUS
77
P L A N E T A S Rotación inversa Venus es uno de los dos planetas que giran sobre su eje en sentido contrario (el otro es el lejano Plutón). La rotación inversa de Venus es tan lenta que un día venusiano es más largo (243 días terrestres) que un año venusiano (224,7 días terrestres). La atmósfera de Venus se desplaza a su propio ritmo, mucho más rápido, movida por los fuertes vientos. Los niveles altos de su capa de nubes tardan sólo cuatro días terrestres en dar la vuelta completa al planeta.
V E N U S Inclinación axial
M ódulo
2o
Paneles solares
de
propulsión
Tierra
Señal de radar reflejada por los detalles en la superficie.
La
señal de
radio
100 km
Luz solar reflejada por la capa de n ubes
Tierra
Planeta invernadero Venus tiene una temperatura media en su superficie superior a la de cualquier otro planeta del sistema solar. El calentamiento de Venus es el resultado de un «efecto invernadero» exacerbado. Aunque la capa nubosa refleja la mayoría de la luz solar que recibe, parte de la energía del Sol alcanza su superficie. Sin embargo, este calor no puede volver a ser radiado al espacio, al quedar atrapado bajo las nubes, aumentando su temperatura. La capa de nubes de la Tierra permite que salga mucho más calor.
Venus
78
Vista aérea El monte Maat es un volcán extinguido de unos 8 km de altitud. Esta imagen fue tomada gracias a la tecnología de radar de la sonda Magallanes, que puede atravesar las espesas nubes de Venus. Los datos han sido procesados para obtener una vista de la superficie desde unos 1,6 km.
Curiosidades
Hitos en la exploración de Venus Fecha
Resultado
Mariner 2 Venera 4 Venera 7 Mariner 10
14/12/62 18/10/67 15/12/70 5/2/74
Venera 9
23/10/75
Venera 15 PioneerVenus 2 Magallanes
10/10/83 9/12/78
Sobrevuelo con éxito Muestras de su atmósfera Datos desde la superficie Sobrevuelo camino de Mercurio Primer vuelo orbital, suave aterrizaje y vista de la superficie Primeros mapas de radar Múltiples descensos de sondas investigan la atmósfera Mapa completo de radar
Sonda
10/8/90
m ide
la altitud.
79
• El hecho de que Venus tenga una pequeña inclinación y rotación inversa es sólo una convención. De acuerdo con las reglas de la Unión Astronómica Internacional, Venus gira con un eje que forma un ángulo de 177,9° con la normal al plano de su órbita.
L A
P L A N E T A S
La Tierra
Com bustión de m eteoros
La TIERRA ES el tercer planeta
más cercano al Sol. Es único en el sistema solar y es posiblemente único en el universo. Sólo la Tierra posee el abanico de temperaturas que mantienen el agua en estado líquido y sólo la Tierra ha desarrollado una atmósfera rica en oxígeno. Estos dos factores han permitido que, en este rocoso planeta, evolucionaran incontables formas de vida.
T I E R R A
Máquina atmosférica La atmósfera terrestre es una enorme generador de energía solar que transporta y distribuye el agua por el planeta por medio de las nubes y la lluvia.
Capa d e ozono N itrógeno 78% N ubes de vapor de agua
.....
O xígeno 21 % Vapor
de
agua,
dióxido
carbono y gases 1 %
Estructura
y composición DE LA ATMÓSFERA TERRESTRE
Joya en el espacio Fotografiada por los astronautas del Apollo volviendo de la Luna, el planeta Tierra parece una brillante alhaja de colores: océanos azules, blancas nubes y masas de tierra verdes y marrones.
Corteza de roca de silic atos
Manto prin cip alm ente
de
El agua en acción Una vista desde un satélite del delta del río Ganges, en Bangladesh, muestra el trabajo de los procesos naturales. Además de transportar agua de lluvia desde las lejanas montañas, el río aporta también sedimentos al mar.
solido de silicato
Tierra
El planeta Tierra
Curiosidades
Distancia media
149,6 millones de km del Sol
Período orbital
365,25 días
Velocidad orbital
29,8 km/s
Período de rotación
23,93 horas
Diámetro ecuatorial
12.756 km
Temperatura superficial
-70 °C a +55 °C
Gravedad (Tierra = 1)
1
Número de satélites
1
• Las rocas más antiguas de la corteza terrestre descubiertas hasta ahora tienen unos 3.900 millones de años. • El oxígeno de la atmósfera terrestre es el resultado de la vida. El proceso de oxigenación comenzó hace unos 2.000 millones de años con las bacterias.
80
N úcleo exterior fundid o N úcleo interior sólido de hierro y
Estructura
planetaria DE LA TIERRA
níq uel
81
P L A N E T A S
L A
T I E R R A
Imán en revolución La Tierra posee un campo magnético mucho más potente que los demás planetas rocosos. Debido a la veloz rotación del núcleo de hierro y níquel, el campo magnético se extiende a gran distancia en el espacio y desvía las partículas dañinas lejos del planeta. A pesar de su alargada forma ovoide, al campo magnético se le denomina magnetosfera.
Calentamiento desigual El eje de rotación de la Tierra está inclinado 23,5° respecto a la normal al plano orbital. Durante su órbita anual alrededor del Sol, la inclinación produce variaciones estacionales en el clima. Estas variaciones son más notables en latitudes altas, lejanas al ecuador. El giro sobre un eje inclinado da lugar a un calentamiento desigual de la superficie por el Sol. Este calentamiento diferenciado crea alteraciones de presión atmosférica, que producen los sistemas de vientos, que dan lugar al clima terrestre. Radiación del espacio
El agua de la vida E1 agua sólo existe en estado líquido entre 0 °C y 100 °C, que es aproximadamente la gama de temperaturas que se da en la Tierra. El agua en estado líquido es imprescindible para la casi totalidad de formas de vida. Junto con el dióxido de carbono, es una de las dos sustancias requeridas por las plantas para su alimentación y para proveer el oxígeno del que depende la vida animal.
200 MA
60 MA Hace 200 millones de años Los continentes estaban más agrupados. Hace 60 millones de años Las masas de tierra se habían desplazado más hacia sus posiciones actuales.
Continentes en movimiento Los continentes «flotan» sobre la superficie de la corteza terrestre, la cual está formada por varias placas distintas. Las placas están en constante y lento movimiento, alejándose a medida que va surgiendo nueva corteza desde las dorsales oceánicas. El resultado es que los continentes se mueven también progresivamente. Las zonas en las que las placas colisionan sufren muchos volcanes y terremotos. 82
Límites físicos de la Tierra
Curiosidades __________
Edad 4.600 millones de años Masa 59.760 billones de toneladas Superficie 510 millones de km2 Superficie líquida 70,8 por ciento Monte más alto 8.848 metros Fosa oceánica más profunda 10.924 metros Primera evidencia de vida hace 3.500 millones de años Número de especies vivientes al menos 10 millones
• El océano Atlántico se ensancha unos 3 cm cada año.
83
• La Tierra tiene inversiones magnéticas periódicas en las que el polo norte magnético se convierte en el polo sur magnético, y viceversa.
P L A N E T A S
L A
La luna La TIERRA TIENE un único satélite, la Luna, con un tamaño cercano a la cuarta parte de nuestro planeta. Aunque la Tierra y la Luna están muy unidas, hay muchos contrastes sorprendentes. La Luna es un lugar sin agua, ni aire, ni vida. Su superficie está cubierta de cráteres, cicatrices de bombardeos masivos de meteoritos que sucedieron hace miles de millones de años.
L U N A
FIGURA SOBRE FONDO LUNAR La Luna es el único objeto extraterrestre sobre el cual han caminado seres humanos. Protegidos del medio lunar, carente de aire, por un traje espacial, uno de los astronautas del Apollo 17 estudia una enorme roca. Sus huellas permanecerán visibles durante millones de años al no estar sometidas a los vientos ni la lluvia.
Corteza: de m ayor
Capa exterior de
espesor en la cara oculta
fino polvillo
que en la cara visible
Imagen familiar Algunas de las características de la Luna pueden ser identificadas a simple vista. Unos prismáticos o un pequeño telescopio revelarán una notable cantidad de detalles.
M anto N úcleo exterior
La distancia de la Luna a la Tierra varia durante su órbita.
M ínim o
La Luna
M edia
M áxim o
Curiosidades
Distancia media a la Tierra
384.400 km
Período orbital
27,3 días terrestres
Velocidad orbital
1 km/s
Período de rotación
27,3 días terrestres
Diámetro ecuatorial
3.476 km
Temperatura superficial
-155 °C a+105 °C
Masa (Tierra = 1)
0,012
Gravedad (Tierra = 1)
0,16
Velocidad de escape
2,38 km/s 84
• La Luna tiene aproximadamente la misma superficie que los continentes de América del Norte y del Sur. • La fuerza atractiva de la Luna es la responsable en gran parte de la subida y bajada de las mareas de los mares y océanos de la Tierra dos veces al día.
La ilustració n
Pequeño
m uestra (no
núcleo interior
visible desde la Tierra) la cara
Estructura
de la LUNA TERRESTRE
oculta de la Luna
85
P L A N E T A S
En su posición La Tierra es más grande y tiene mayor masa que la Luna, lo que afecta poderosamente a su pequeña vecina. Bajo la influencia de la gravedad de la Tierra, el movimiento de la Luna por el espacio está restringido, siendo su tiempo de rotación similar al período orbital de 27,3 días. Esta sincronización de movimiento significa que siempre está la misma cara de la Luna orientada hacia la Tierra: la cara visible. La otra está siempre opuesta a nosotros (la cara oculta).
L A
Tierra la luna
INCLINACIÓN AXIAL 6,7°
L U N A
Roca lunar Unos 380 kg de rocas lunares han sido traídas a la Tierra. No hay rocas sedimentarias o metamórficas en la Luna, pues todas las muestras son lavas ígneas (mayoritariamente basaltos) o brechas, debidas al calor y fuerza de los impactos de meteoritos. La mayor parte de la superficie de la Luna está recubierta por una capa de rocas aplastadas y sueltas, llamada regolito, de unos 20 m de profundidad.
Roca lunar recogida por los astronautas del Apollo
Superficie magullada
Luna nueva
Creciente
luzsolar
Hace unos 3.800 millones de años, la superficie de la Luna recibió un intenso bombardeo de meteoritos.
Antiguo
cráter
1.000 millones de años después, los mayores cráteres se fueron llenando poco a poco con lava oscura, y formaron los mares lunares.
Cráter de radios
86
Desde entonces, la apariencia de la superficie lunar apenas ha cambiado, excepto por algunos recientes cráteres de radios.
Aspecto cambiante La mayoría de los cráteres se formaron hace unos 3.000 millones de años, y muchos son apenas visibles. Algunos cráteres más recientes se identifican por llamativos radios de material expelido color pálido rodeando la pared del cráter.
Luna llena
M enguante
Fases de la Luna La Luna brilla al reflejar la luz solar. Mientras orbita la Tierra, la zona iluminada varía día a día. Vista desde la Tierra, se aprecia un ciclo de fases lunares, creciente de Luna nueva a Luna llena y luego menguante de nuevo hasta Luna nueva.
Hitos en la exploración de la Luna
Curiosidades
Vehículo
Fecha
Resultado
Lunik 3 Luna 9 Surveyor 3 Apollo 11 Luna 16 Luna 17 Apollo 15 Apollo 17
10/10/59 3/2/66 17/4/67 20/7/69 24/9/70 17/11/70 30/7/71 11/12/72
Primeras imágenes de la cara oculta Primer alunizaje con suavidad Estudios del suelo en zona alunizaje Primer alunizaje del hombre Retorno del robot con muestras Alunizaje de robot móvil Uso del vehículo lunar Aluniza la última misión Apollo
• El primer hombre que pisó la Luna fue el astronauta Neil Armstrong a primera hora del 21 de julio de 1969. • Sus primeras palabras fueron: «Este es un paso pequeño para el hombre, pero un gran salto para la humanidad.»
87
M A R T E
P L A N E T A S
Marte Planeta rocoso, de tinte rojizo, Marte es un mundo frío y desierto con una delgada atmósfera. Hay muchas características similares a las de la Tierra, tales como casquetes polares helados y valles excavados por el agua, pero hay muchas diferencias importantes. Las temperaturas rara vez superan el punto de congelación, el aire es irrespirable y enormes tormentas de polvo azotan su superficie. El color rojo del planeta se debe a la presencia de óxido de hierro.
Finas nubes de dióxido de carbono helado Vapor de agua congelado
Gravedad (Tierra = 1) Satélites:
Nitrógeno 2,7% Argón 1,6%
Polvo rico en hierro
Oxígeno, monóxido de carbono y vapor de agua 0,7%
El cañón más grande El Valles Marineris es el mayor cañón de Marte, con una longitud de unos 4 500 km y una profundidad de 7. km.
Composición y estructura de LA ATMÓSFERA DE MARTE
Visión a larga distancia Esta imagen fue tomada por un telescopio orbitando la Tierra, a una distancia de 85 millones de km de Marte. Se pueden observar nubes azuladas sobre la región del polo Norte.
El planeta Marte Distancia media Período orbital Velocidad orbital Período de rotación Diámetro ecuatorial Temperatura superficial Masa (Tierra = 1)
Casi seco Sobre Marte, el vapor de agua sólo se encuentra en las capas más bajas de su atmósfera, como nubes o niebla, cubriendo los valles.
Casquete polar con dióxido de carbono helado y hielos
Curiosidades 227,9 millones de km del Sol 687 días terrestres 24,1 km/s 24,62 horas 6.786 km -120 °C a +25 °C 0,107 0,38
2
88
• Marte recibió el nombre del dios romano de la guerra porque tiene el color de sangre derramada. • El casquete polar helado del sur de Marte es mucho mayor que el casquete polar helado del norte, y el invierno del sur es mucho más largo.
Núcleo de roca sólido Manto de roca de sílice Corteza de roca con hielos perpetuos
Estructura planetaria DE MARTE
89
M A R T E
p l a n e t a s
Estaciones terrestres Marte es más pequeño que la Tierra, pero gira
ORBITAS DE LOS SATÉLITES DE MARTE
TIERRA
sobre su eje más despacio, con lo que la
Fobos
D eim os
duración de los días es
casi idéntica. Un día en Marte es sólo 41 minutos más largo. Una inclinación similar le otorga a Marte un patrón estacional parecido al terrestre. Sin embargo, debido a su mayor período orbital (687 días terrestres), la duración de cada estación es casi el doble.
Marte
UNIDADES: RADIOS DE MARTE
inclinacion axial 25.2º
Superficie desierta Esta es una imagen de la superficie de Marte, fotografiada por el Viking I. Parte de ella aparece en primer plano. Las rocas del centro de la imagen tienen unos 30 cm de diámetro y este aspecto de «pedregal desierto” es típico en un 40% de la superficie de Marte. No obstante, algunas formaciones marcianas son más impresionantes; el volcán Olimpo alcanza los 25 km de altitud. El monte Olimpo, un volcán gigante, es el monte más alto del sistema solar.
El volcán terrestre Mauna Kea se muestra pequeño en comparación.
Suelo oceánico
90
Nivel del mar
Deimos
Fobos El cráter Stickney tiene casi 10 km de diámetro
Hitos en la exploración de
Curiosidades
Marte
Vehículo
Fecha
Resultado
Mariner 4 Mars 3
14/7/65 2/12/71
Mariner 9
13/11/71
Viking 1
20/7/76
Primeras imágenes en vuelo Conseguida la puesta en órbita, falló 20 segundos más tarde Mapa de la superficie desde una órbita de Marte Aterrizajes exitosos proveen de imágenes y datos del suelo, pero no encontraron evidencias de vida
y Viking 2 Islas Hawai
Más pequeño y oscuro que su compañero
PEQUEÑQS SATÉLITES
Marte posee dos pequeños satélites: Fobos y Deimos, ninguno de los cuales sobrepasa los 30 km de longitud, ambos son de forma irregular y tienen toda la apariencia de ser asteroides capturados por la gravedad de Marte. Fobos orbita a Marte a una distancia de 9.380 km cada 7 horas y 40 minutos, Deimos orbita a tres veces esa distancia, 23.462 km y tarda unas 30 horas en circunvalar al planeta.
3/9/76
91
• Fobos, la personificación del «miedo», y Deimos, del «terror», son dos nombres adecuados para un planeta con nombre del dios de la guerra. • Visto desde la superficie de Marte, Fobos cruza el cielo tres veces al día.
P L A N E T A S
J Ú P I T E R
JÚPITER El MAYOR de los planetas, Júpiter tiene dos veces y media la masa de todos los demás planetas juntos. Júpiter tiene un pequeño núcleo de roca, pero está formado principalmente por gas en varios estados. El manto de gas frío licuado se mezcla con una atmósfera densa. Gigantescos sistemas de vientos le confieren un aspecto a franjas.
N ubes blancas de am oníaco
N ubes naranja
.
Nubes de amoníaco La atmósfera está formada básicamente por hidrógeno y helio. Sólo se encuentran pequeñas cantidades de otros gases en las capas de nubes.
de hidrosulfuro am onio
H idrógeno 90%
Zona turbulenta La característica más notable de Júpiter es su gran Mancha Roja, una gigantesca tormenta en revolución de mayor tamaño que la Tierra.
H elio 10%
Nubes azuladas de hielo
Trazas
de
m etano,
am onía co,
y vapor de a gua
ESTRUCTURA Y COMPOSICIÓN ATMOSFÉRICA DE JÚPITER Gigante de gas El Voyager I fotografió a Júpiter desde una distancia de 28,4 millones de km. El satélite Io sólo se ve sobre el fondo de la tormentosa atmósfera de Júpiter.
Manto exterior d e hid rógeno líquido y helio Manto interior de h id rógeno N ubes blancas a
N úcleo de roca de dos veces el tam año
gran altitud
Tierra
de la Tierra
Júpiter
Curiosidades
El planeta Júpiter Distancia media Período orbital Velocidad orbital Período de rotación Diámetro ecuatorial Temperatura nubes superiores Masa (Tierra = 1) Gravedad (Tierra = 1) Número de satélites
778,3 millones de km del Sol 11,86 años terrestres 13,1 km/s 9,84 horas 142.984 km
• La presión en el interior de Júpiter es tan grande que el gas hidrógeno está normalmente en estado metálico semisólido, no obtenido aún en la Tierra.
• Júpiter se puede observar a simple vista como una brillante «estrella» plateada desde el cielo terrestre.
-150°C 318 2,34 16
Estrecho sistem a
Estructura de los
de anillos
anillos
ESTRUCTURA planetaria de Júpiter
Aureola Anillo princip al
92
en anillo
J Ú P I T E R
P L A N E T A S SATÉLITES DE JÚPITER Los cuatro satélites más grandes de Júpiter fueron descubiertos por Galileo, de ahi su nombre colectivo. Los otros han sido descubiertos después, algunos de ellos por la sonda Voyager 1. Los cuatro satélites exteriores orbitan en sentido opuesto a todos los demás.
Rápido volteador A pesar de su enorme tamaño, Tierra 11 veces el diámetro de la Tierra, Júpiter gira sobre su eje más rápido que los demás planetas. Esta rotación a alta velocidad hace que el gigante de gas se agrande sobre su ecuador, dándole una forma ligeramente oval. La veloz rotación también ocasiona los fuertes vientos que dividen la atmósfera de Júpiter en dos franjas que discurren paralelas al ecuador. Los vientos más potentes se mueven a velocidades de varios cientos de kilómetros por hora.
Satélites interiores (izquierda a derecha): Tebe, Alm atea, Adrastea y
Metis
Inclinación axial 3,1°
satélites
LOS SATÉLITES DE GALILEO
exteriores
(izquierda
a
derecha):
Sinope,
Pasifae,
Carm e,
Ananke,
Elara,
Unidad:
radios
de
Júpiter
Lisitea, H im alia , Leda, Calisto, Ganim edes, E uropa e Io (m ostrado tam bién arriba)
Europa
Calisto Cubierto por hielo resquebrajado y sucio sobre un núcleo rocoso, Calisto está marcado con muchos cráteres. El mayor se llama Valhalla, con un diámetro de 3.000 km.
Cubierta por una capa regular de hielo sólido, Europa tiene suficiente calor en su interior para tener mares de agua líquida bajo su monótona superficie.
Io
Ganimedes Ganimedes es el mayor satélite del Sistema Solar, mayor que Plutón y Mercurio. Se cree que está formada por hielo y fango, y puede tener un núcleo de roca de sílice.
Las cenizas de sus múltiples volcanes confieren a la superficie de Io un aspecto anaranjado. El interior está todavía fundido, y posee los primeros volcanes activos descubiertos fuera.
9
4
LOS SATÉLITES DE JÚPITER
Metis Adrastea Almatea Tebe Europa Ganimedes Calisto Leda Himalia Lisitea Elara Ananke Carme Pasifae Sinope
Curiosidades
Diámetro km
Distancia a Júpiter km
40 20 200 100 Io 3.630 3.138 5.262 4.800 16 180 40 80 30 44 70 40
127.960 128.980 181.300 221.900 421.600 670.900 1.070.000 1.883.000 11.094.000 11.480.000 11.720.000 11.737.000 21.200.000 22.600.000 23.500.000 23.700.000
_ 9
5
• Los períodos orbitales de los satélites planetarios aumentan en razón a su distancia del planeta. Metis, el más interior, completa una órbita a Júpiter en 0,295 días terrestres, mientras que Sinope tarda 758 días. • Las sondas Voyager obtuvieron 30.000 imágenes de Júpiter y de sus satélites. • Los volcanes de Io expelen materiales a velocidades de hasta 1.000 m/s, unas 20 veces la velocidad de los volcanes terrestres.
P L A N E T A S
S A T U R N O
Saturno
H alo
Conocido por su magnífico sistema de anillos, Saturno es el segundo mayor planeta. Como su más cercano vecino Júpiter, Saturno es un gigante de gas. Sin embargo, su masa está tan distendida, que en general el planeta es menos denso que el agua. Saturno tiene más satélites que cualquier otro planeta (como mínimo 18). El mayor satélite, Titán, tiene una atmósfera extraordinariamente densa. Tierra
Sórdida apariencia La atmósfera de Saturno es muy similar a la de Júpiter, pero es más fría. La capas de nubes son mucho más espesas y tienen pálidas franjas.
de
am oníaco
N ubes
de
am oníaco
N ubes de
H idrógeno 94%
hidrosulfuro de am onio
N ubes
H elio 6% de
Trazas de
agua helada
metano,
am oníaco
y vapor de a gua
Estructura y composición atmosférica de Saturno
Mundo con anillos Saturno está en el límite de la visión fácil con telescopio desde la Tierra. Esta fotografía fue tomada a una distancia de 17,5 millones de km por el Voyager 2.
M anto
exterio r
Tormenta ciclónica Las imágenes de falso color muestran actividad ciclónica en la atmósfera de Saturno. Los pálidos óvalos son tormentas en revolución formadas por potentes corrientes de chorro.
de
hidrógeno líquido
M anto in terio r de hidrógeno m etálico
Saturno
nucleo de roca
.
e hielo
Características PRINCIPALES DE LOS ANILLOS
El planeta Saturno
Curiosidades
Distancia media Período orbital
1.427 millones de km del Sol 29,46 años terrestres
Velocidad orbital Período de rotación Diámetro ecuatorial Temperatura nubes superiores
9,6 km/s 10,23 horas 120.536 km (74.914 miles)
• Los anillos de Saturno tienen menos de 200 km de espesor, pero más de 270.000 km de diámetro.
Masa (Tierra = 1) Gravedad (Tierra = 1) Número de satélites
-180 °C 95 0,93 18
• Los anillos están formados por billones de fragmentos de roca cubiertos de hielo y partículas de polvo.
Anillo F Anillo
Anillo
Estructura PLANETARIA DE SATURNO
División Enke D ivisión Cassini
9
6
A
Anillo B
97
C
S A T U R N O
P L A N E T A S
Sistema inclinado Saturno gira muy rápidamente sobre un eje que está inclinado a 26,7° respecto a la normal. Las órbitas de los anillos y satélites están todas alineadas con su rotación, y están en el mismo plano que el ecuador del planeta, dando a todo el sistema una apariencia inclinada. Como los demás planetas gaseosos gigantes, Saturno tiene una protuberancia notable en su ecuador, donde la velocidad de rotación es mayor que en los polos. En su atmósfera, los vientos soplan alrededor del ecuador a 1.800 km/h.
Espacio CONCURRIDO
Satélites interiores (izquierda a derecha): H elena y D ione (coorbitales);
Saturno posee un par y una tr ipleta de satélites coorbitales. Además, otros dos satélites, Janus y Epimeteo, tienen órbitas que están extremadamente próximas entre sí. Los astrónomos creen que éstas dos eran un solo satélite que se partió.
Tierra
inclinacion
Calipso,
Telesto
y
Tetis
(coorbitales);
Encelado,
M im as,
Jano,
Epim eteo,
Pandora, P rom eteo, A tlas, Pan.
axial
26,7° Satélites exteriores (izquierda a derecha): Febe, Japeto, H iperión,
Muchos satélites Saturno tiene 18 satélites; uno de ellos, Titán, es muy grande, siete son de tamaño medio y el resto son pequeños y de forma irregular. Algunos de los satélites pequeños son coorbitales: comparten la órbita con otro satélite. Mimas, el más interior de los satélites mayores, está dominado por un gran cráter, Herschel, tal vez sea el resultado de una colisión coorbital.
Anillos trenzados Algunos de los satélites interiores orbitan dentro de los anillos, creando huecos y trenzas. Pan barre el material del anillo de la División Enke, mientras que Prometeo y Pandora tuercen y trenzan el anillo F con su efecto gravitacional. Dícese de estos satélites que «pastorean» los anillos de la misma manera que los perros mantienen agrupado un rebaño de ovejas.
Titán, Rea, H elena y D ione (m ostrados tam bién arrib a)
Los satélites de Saturno Diámetro km Pan Atlas Prometeo Pandora Epimeteo Jano Mimas Encelado Teti Telesto Calipso Dione Helena Rea Titán Hiperión Japeto Febe
20 34 110 88 120 190 390 500 1.050 25 26 1.120 33 1.530 5.150 280 1.440 220
Unidad: radios de Saturno
Curiosidades Distancia de km 133.600 137.640 139.350 141.700 151.422 151.472 185.520 238.020 294.660 294.660 294.660 377.400 377.400 527.040 1.221.850 . 1.481.000 3.561.300 12.952.000
99
• Los anillos de Saturno parecen estar limpiamente clasificados, con los mayores fragmentos situados en los anillos interiores, más cercanos al planeta, mientras que el polvo fino se acumula en los anillos exteriores. • Saturno es el único planeta que tiene tres satélites compartiendo la misma órbita: Tetis, Telesto y Calipso. • Mimas iba a ser bautizado como «Arturo», aunque esto no sucedió; muchas de sus características han recibido nombres de los personajes de la leyenda del rey Arturo.
P L A N E T A S
Urano
Estructura planetaria de URANO
Composición atmosférica de urano
Un GIGANTE de gas enfriado,
Brillantes senderos de polvo entre los anillos
H idrógeno 85%
Urano, es el séptimo planeta desde el Sol. Pocos detalles de su superficie pueden ser observados, e incluso fotografías tomadas de cerca muestran sólo unas pocas nubes de metano helado. A pesar de su aspecto anodino, Urano tiene una interesante peculiaridad. El planeta, y sus anillos y satélites están inclinados más de 90° y viajan a su lado alrededor del Sol.
oscuros
Polo sur
H elio 12%
M etano 3%
Cara inexpresiva Apenas visible desde la Tierra, como una tenue «estrella» en el cielo nocturno, Urano no fue identificado como planeta hasta 1781. El sistema de anillos no fue descubierto hasta 1977, casi 200 años después.
METANO AZUL Como los demás gigantes gaseosos, la atmósfera de Urano está dominada por el hidrógeno. El abundante metano (que absorbe la luz) da al planeta un aspecto azulado.
Manto
denso
de
hielo,
am oníaco y m etano
N úcleo sólido d e roca
Tierra
Lín eas producid as por estelas de
Urano
estrellas en esta
Curiosidades
El planeta Urano Distancia media Período orbital Velocidad orbital Período de rotación Diámetro ecuatorial Temperatura nubes superiores Masa (Tierra = 1) Gravedad (Tierra = 1) Número de satélites
2.871 millones de km del Sol 84 años terrestres 6,8 km/s 17,9 horas 51.118 km -210°C 14,5 0,79 15
fotografía de exposición
• Su nombre procede de Urania, la musa (diosa inspiradora) de la astronomía de la antigua Grecia. • La luz del Sol, que tarda unos ocho minutos en llegar a la Tierra, tarda más de 2 horas y 30 minutos en llegar hasta Urano.
prolongada
Anillos com puestos de fragm entos de roca de cerca de 1 m
Estructura DE LOS ANILLOS
ANILLOS OSCUROS Once anillos circundan Urano, están compuestos por algunos de los materiales más oscuros hasta ahora observados en el Sistema Solar.
Brillantes senderos de polvo entre los anillos oscuros
101 100
P L A N E T A S
Órbita ladeada El eje de rotación de Urano está inclinado a 98° respecto a la normal: el ecuador gira por la parte superior y la inferior del planeta. Esta pronunciada inclinación se da • también en los anillos y satélites. La posición ladeada de Urano puede haber sido el resultado de una colisión con otro cuerpo celeste en un remoto pasado.
U R A N O
Tierra
INCLINACION 98°
Anillos y satélites Sólo la luna más interior, Cordelia, orbita dentro de los anillos, Miranda es quizás la luna más insólita del sistema solar, pues tiene todo el aspecto de haberse hecho pedazos y posteriormente haberse recompuesto.
unidad
Largas estaciones La peculiar inclinación de Urano produce estaciones muy largas. Mientras el planeta orbita el Sol, cada —polo recibe 42 años terrestres de luz solar, seguidos por igual período de total oscuridad. Sin embargo, la temperatura no varía con las estaciones por su gran distancia del Sol.
Extraño magnetismo Urano genera un campo magnético inclinado de distinta manera al del planeta. El campo magnético está inclinado a 60° respecto al eje de rotación, lo que significa que su magnetosfera tiene una forma bastante anormal. Es aún más extraordinario el hecho de que este campo magnético está desplazado en relación al centro del planeta. 102
Satélites interiores (izquierda a derecha): Puck, Belin da, Rosalind, Portia, Julieta, D esdém ona, Cressida. Bianca, O felia y Cordelia.
RADIOS de URANO
Satélites exteriores (izquierda a derecha): O berón, Titania, U m briel, Ariel, M iranda y Puck (m ostrado tam bién arriba).
LOS SATÉLITES DE URANO
Cordelia Ofelia Bianca Cressida Desdémona Julieta Portia Rosalind Belinda Puck Miranda Ariel Umbriel Titania Oberón
Curiosidades
Diámetro km
Distancia de Urano km
30 30 40 70 60 80 110 60 70 150 470 1.160 1.170 1.580 1.520
49.750 53.760 59.160 61.770 62.660 64.360 66.100 69.930 75.260 86.010 129.780 191.240 265.970 435.840 582.600 103
• Antes del Voyager 2, se creía que Urano tenía cinco satélites. El total aceptado ahora es de 15, y pueden haber aún más por descubrir. • Los satélites de Urano han recibido los nombres de personajes de las obras de William Shakespeare. • En contraste a Saturno, el anillo más exterior de Urano no tiene piedras menores de 20 cm.
P L A N E T A S
N E P T U N O
Neptuno
Composición atmosférica de Neptuno
El más EXTERIOR de los planetas
gaseosos, Neptuno, es un gemelo próximo a Urano. Es demasiado débil para ser visto con facilidad desde la Tierra y su posición se estableció matemáticamente. Neptuno fue observado por primera vez en 1846, exactamente en donde se había calculado que estaba. El metano de su atmósfera le da a Neptuno una intensa coloración azul. Los anillos y seis de sus satélites fueron descubiertos por la sonda Voyager 2.
H idrógeno 85%
Helio 13%
Metano 2%
AUREOLA DE HIDROCARBUROS la atmósfera de Urano es muy similar a la de Neptuno, excepto por su intenso color azul. Los niveles más altos contienen un delgado halo de hidrocarburos. Tormentas oscuras Fotografiada por el Voyager 2, la atmósfera de Neptuno muestra algunos detalles visibles como la Gran Mancha Oscura, que es una gigantesca tormenta ciclónica.
Cirros Nubes de gran altitud formadas por cristales helados de metano llamados cirros. Estas nubes están situadas a unos 40 km por encima de la capa principal de nubes.
Metano, amoníaco y un manto de hielo
Núcleo rocoso de sílice
Tierra
■ Neptuno
El planeta Neptuno
Distancia media Período orbital Velocidad orbital Período de rotación Diámetro ecuatorial Temperatura nubes superiores Masa (Tierra = 1) Gravedad (Tierra = 1) Número de satélites
Anillo de Adam
Curiosidades______________
4.497 millones de km del Sol 164,8 años terrestres 5,4 km/s 19,2 horas 49.528 km -220 °C
17 1,2 8
• Neptuno ha recibido el nombre del dios romano del mar. • Neptuno irradia 2,6 veces más calor del que recibe del Sol, lo que indica que existe una fuente interna de calor.
Anillo Le Verrier Anillo Galle
Gran Mancha Oscura
ESTRUCTURA PLANETARIA
DE NEP TUNO
104
Nubes oscuras de baja altitud de sulfuro de hidrógeno
105
Estructura de LOS ANILLOS
P L A N E T A S
N E P T U N O Satélites interiores (izauierda a d erecha): Larissa, G alatea, D espin a, T halassa y N aiad
Carencia de estaciones Neptuno gira sobre su eje con una inclinación casi idéntica al de la Tierra. Sin embargo, Neptuno está demasiado lejos del Sol para que dicha inclinación produzca un ciclo de estaciones similar al terrestre. Las condiciones atmosféricas están dominadas por vientos que soplan hasta unos 2.000 km/h y transportan las negras tormentas alrededor del planeta en sentido inverso.
CIRCUNVALANDO NEPTUNO Los cuatro satélites más interiores orbitan dentro del sistema de anillos. Tritón es el único gran satélite del Sistema Solar que orbita en sentido contrario comparándolo de la rotación del planeta.
Neptuno
Unidad: radios de neptuno
Inclinación 29,6°
axial
Gran mancha oscura La mayor tormenta de Neptuno, la Gran Mancha Oscura, tiene un tamaño parecido al de la Tierra. La tormenta gira en sentido contrario al de las agujas del reloj. Esta fotografía ha sido procesada dando color rojo a los detalles a gran altitud.
Satélites exteriores (izquierda a derecha): N ereida, Tritón, P roteus, L arissa y los satélites interio res (m ostrados tam bién a rriba)
LEJANO EXPLORADOR Voyager 2 es la única sonda que ha visitado hasta ahora Urano y Neptuno. El viaje a Neptuno duró 12 años y la información transmitida a la velocidad de la luz tardó más de cuatro horas en llegar a la Tierra. Entre los muchos descubrimientos del Voyager 2, se incluyen seis de los ocho satélites de Neptuno y los volcanes de hielo de Tritón.
Voyager 2
LOS SATÉLITES DE NEPTUNO
Tritón El mayor de sus satélites, Tritón, es el lugar más frío del sistema solar con -235 °C. Tiene una delgada atmósfera, básicamente de nitrógeno, y un gran casquete polar compuesto de metano helado. Las fotografías muestran el tinte rosado del hielo, debido probablemente a la presencia de compuestos orgánicos formados por la acción del Sol. 106
Naiad Thalassa Despina Galatea Larissa Proteus Triton Nereida
Diámetro km
Distancia de Neptuno km
50 80 180 150 190 400 2.700 340
48.000 50.000 52.500 62.000 73.600 117.600 354.800 5.513.400 107
Curiosidades________ • El satélite más exterior, Nereida, tiene la órbita más excéntrica de todos los satélites conocidos. En cada órbita que completa, su distancia a Neptuno varía entre 1.300.000 km y 9.700.000 km.
P L U T Ó N
P L A N E T A S
Plutón
El planeta Plutón
El MÁS LEJANO de todos los planetas, Plutón, es además el menos conocido. La órbita de Plutón en torno al Sol, excepcionalmente, está inclinada 17° y es insólita en otros aspectos. En un 10% de su largo recorrido orbital, Plutón se aproxima más al Sol que Neptuno. Plutón tiene un único gran satélite, Caronte, con el que forma un sistema de dos objetos.
Distancia media período orbital velocidad orbital período de rotación Diámetro ecuatorial Temperatura superficial Masa (Tierra = 1) Gravedad (Tierra = 1) Número de satélites: Superficie
5.913,5 millones de km del Sol 248,5 años terrestres 4,7 km/s 6,38 días terrestres 2.300 km -230 °C 0,002 0,04 1
(agua y m etano)
IMAGEN BORROSA
La imagen más nítida de Plutón y Caronte ha sido conseguida por el telescopio espacial Hubble orbitando la Tierra. Las fotografías obtenidas desde la superficie terrestre muestran una imagen
MAXIMA INCLINACION
Plutón y Caronte giran sobre ejes que están inclinados a 122,6° respecto a la vertical, pues es el planeta más inclinado.
helada
M anto de hielo
Gran nucleo de roca
menos clara. Plutón
Sistema muy unido
Plutón y Caronte revelan un potente efecto entre ambos. La órbita de Caronte alrededor de Plutón se ha llegado a sincronizar con la propia rotación de Plutón, teniendo así los dos el mismo período: 6,4 días terrestres. Por ello, Caronte siempre enfrenta la misma cara sobre Plutón y viceversa. Desde una cara de Plutón, Caronte se ve siempre en el cielo. Desde la otra cara del planeta, el satélite no puede verse nunca. 108
D elgada atm ósfera
Estructura PROBABLE DE PLUTÓN
conteniendo m etano y nitrógeno
109
P equeños objetos
Cometas 112 Meteoritos 114 Asteroides 116
P E Q U E Ñ O S
O B J E T O S
Cometas
GAS LUMINOSO
Un COMETA es una «bola de nieve sucia» compuesta de nieve y polvo. Miles de millones de cometas están en órbita alrededor del Sol a una distancia cercana a un año-luz. Algunos cometas tienen órbitas que los acercan al Sol; entonces se calientan y la nieve se convierte en gas, apareciendo una larga cola brillante. Orbitando el sol Un cometa periódico tiene una órbita regular que lo acerca al Sol. Durante la mayor parte de la órbita el cometa no tiene cola, que solo aparece cuando el cometa se acerca al Sol y se calienta. La cola se hace más larga y luego desaparece cuando se aleja del Sol.
El núcleo de un cometa típico tiene unos 20 km de diámetro. Cuando se calienta por efecto del Sol, expele chorros de gas y polvo que forman una nube luminosa llamada coma, la cual rodea al núcleo. El coma puede ser diez veces más largo que la Tierra. La cola del cometa puede tener millones de km de longitud.
Cometa halley Muchos de los cometas que se aproximan al Sol se ven sólo una vez, pero unos pocos retornan periódicamente. El cometa Halley pasa cada 76 años.
Los com etas a m enudo tienen dos colas diferentes, una de gas y otra d e polvo.
Com a.
N úcleo form ado por polvo y
gases
congelados
El polvo refleja la luz solar
Curiosidades_________
La cola se alarga cuando el com eta se
Sol
acerca al Sol
D urante la m ayor parte d e
La cola es m ás
CORAZÓN DE UN COMETA
larga cerca del
Esta fotografía del núcleo del cometa Halley fue tomada por la sonda Giotto a una distancia de unos 1.700 km. Se pueden observar chorros brillantes de gas en la parte iluminada (superior) por el Sol. Los instrumentos del Giotto demostraron que el principal componente del núcleo era agua helada.
Sol
su orbita, el com eta es una bola de nieve sucia y carece de cola.
- La cola se encoge a m edida que el com eta se aleja
113
• El planeta Júpiter es tan grande que su gravedad puede afectar la órbita de los cometas. En 1993, el cometa Shoemaker-Levy pasó cerca de Júpiter y fue hecho pedazos por las fuerzas gravitacionales. En julio de 1994, estos fragmentos chocaron con Júpiter, produciendo una serie de enormes explosiones en la atmósfera del planeta.
P E Q U E Ñ O S
M E T E O R I T O S
O B J E T O S
Fragm entos d e níquel e
Meteoritos
Meteoritos de piedra
hierro incrustados en una m atriz rocosa
Cada DÍA, miles de partículas de polvo y fragmentos de rocas procedentes del espacio penetran en la atmósfera terrestre. Muchos se incendian al friccionar con el aire. Las estelas de luz que producen se llaman lluvias. Un fragmento grande raramente sobrevive a la atmósfera y choca con la superficie. Estas «rocas del espacio» se llaman meteoritos.
Superficie ennegrecida por el calor
PIEDRAS Y HIERROS DEL ESPACIO
Lluvia de meteoritos Fotografía en falso color de la lluvia de meteoritos Leónidas (líneas amarillas), la cual está asociada al cometa Tempel Tuttle.
Existen dos tipos principales de meteoritos: los que están compuestos principalmente de roca (llamados «piedras») y aquellos formados mayormente por metales (llamados «hierros»). Los «piedra» son mucho más corrientes que los «hierro», pero los meteoritos más raros caídos sobre la Tierra (menos de uno de cada cien encontrados) contienen «hierro y piedra» a la vez.
METEORITO
PIEDRA-HIERRO
Ó rbita terrestre
Curiosidades
Curiosidades
• Más del 90% de los meteoritos identificados que llegan a la Tierra son «piedras».
• Cada año unas 28.000 toneladas de material extraterrestre penetra en nuestra atmósfera.
So l
Ó rbita Partículas de
elíptic a del
polvo
com eta
desprendid as por el com eta
Cruzando las órbitas La mayoría de meteoros se deben al polvo y partículas arrojadas por los cometas al pasar cerca del Sol. Las partículas permanecen en el sendero orbital del cometa y cuando la Tierra lo cruza, sufrimos una lluvia de meteoritos. Algunas lluvias suelen acontecer anualmente. 1 1 4
• La mayoría de los meteoritos se vaporizan a altitudes superiores a 80 km. • Las lluvias de meteoritos reciben nombres de las constelaciones en las que aparece el resplandor, por ejemplo las Perseidas. • Las lluvias más intensas arrojan 60.000 meteoritos por hora.
crater por impacto
El crater de meteorito de Arizona mide 1,3 km de diámetro. Se formó hace unos 25.000 años, cuando un meteorito de unos 45 m de diámetro chocó con la superficie a una velocidad cercana a los 11 km/s. Los buscadores de meteoritos han encontrado varios fragmentos de «hierros» en el cráter.
1 1 5
• El mayor meteorito conocido del mundo todavía está en donde cayó, en Hoba West, Africa del Sur. Se estima que su peso supera las 60 toneladas. • El siglo pasado, el zar Alejandro de Rusia recibió una espada hecha de un meteorito tipo «hierro».
P E Q U E Ñ O S
A S T E R O I D E S
O B J E T O S
Cráteres debidos a impactos de meteoritos
Asteroides
Millones de pedazos de roca orbitan al Sol. Son los asteroides, llamados a veces planetas menores. Los asteroides miden desde pocos metros de diámetro hasta cientos de kilómetros. La mayoría se encuentran en un amplio cinturón entre las órbitas de Marte y Júpiter.
La mayoría de los asteroides tienen forma irregular.
Roca del espacio Ida es un típico asteroide: forma pequeña e irregular con una longitud máxima de sólo 19 km. Su superficie está repleta de cráteres y recubierta de una fina capa de polvo.
Coloración rojiza por la superficie recubierta de óxido
CURIOSIDADES
Cinturón de asteroides
• El primer asteroide que se descubrió fue Ceres, el cual tiene un diámetro de 914 km.
T ierra
• Los asteroides que están una distancia media del Sol menor que la de la Tierra son denominados Aten.
Marte
Júpiter.
Cúmulos de asteroides Más de 5.000 de los millones de asteroides del cinturón principal entre Marte y Júpiter han sido localizados e identificados hasta la fecha. Otros cúmulos de asteroides siguen órbitas distintas. Los asteroides Troyanos son coorbitales con Júpiter y se mantienen en su posición gracias a la poderosa gravedad del planeta gigante. 116
Troyanos (asteroides)
La Tierra ha sido golpeada por varios asteroides en el pasado, y que volverá a suceder es sólo una cuestión de tiempo.
Orígenes de los asteroides Los más grandes asteroides son esféricos y se formaron de la misma manera que los planetas. Los pequeños asteroides de forma irregular son restos del material que formó el Sistema Solar, o bien producto de colisiones entre dos o más grandes asteroides.
Planeta fallido El cinturón de asteroides se formó probablemente al mismo tiempo que el resto del Sistema Solar. Los fragmentos de rocas y partículas de polvo en esta zona del sistema no pudieron unirse y formar un planeta debido a la fuerza gravitatoria de Júpiter. Pero si todos los asteroides se juntaran, su masa sería sólo una pequeña porción de la de la Tierra.
El estudio DEL ESPACIO
Información del espacio 120 Telescopios ópticos 122 Radioastronomía 124 Imágenes del espacio 126 Observatorios 128 Telescopios en el espacio 130 Cohetes 132 Itinerarios espaciales 134 Sondas de aterrizaje 136 Trabajando en el espacio 138
E L
E S T U D I O
D E L
E S P A C I O
I N F O R M A C I Ó N
Información del espacio La OBSERVACIÓN Y ESTUDIO de la luz de las estrellas son dos de las maneras que tenemos para aprender sobre el universo. La luz visible es sólo una parte del espectro electromagnético, que comprende toda forma de radiación. Estudiando diferentes tipos de radiación, aprendemos más sobre las partes visibles e invisibles del universo.
Capa de Ozono Rayos gamma y rayos X La
Rayos UV
luz
visible y
Blindaje atmosférico La atmósfera protege a la Tierra de la radiación del espacio. Los rayos gamma, rayos X y la mayoría de los rayos ultravioleta (UV) son frenados. Sólo la luz visible, algunos rayos infrarrojos y UV, así como algunas señales de radio, las ondas cortas alcanzan la superficie.
D E L
E S P A C I O
Distintas luces de la nebulosa Cangrejo La nebulosa del Cangrejo es el vestigio de una explosión de supemova observada en 1054. En luz UV (derecha) la nebulosa emite vivos destellos debido a partículas muy energéticas de la explosión en interacción con el espacio en derredor.
Luz visible
Esta imagen de luz visible de la nebulosa ha sido procesada por ordenador para mostrar la presencia de hidrógeno (rojo) y azufre (azul) en los filamentos del gas que todavía mana de la explosión.
Rayos X Los rayos X emitidos por la nebulosa del Cangrejo dan una imagen (derecha) que muestra un brillante objeto en el centro de la nebulosa, el pulsar que queda de la estrella pre-supernova.
de radio alcanzan la superficie La mayoría de los rayos infrarrojos se frenan aquí
Espectro electromagnético La radiación electromagnética viaja por el espacio en forma de ondas de distinta longitud (distancia entre crestas de onda). Los rayos gamma tienen la longitud de onda más corta, seguidos por los rayos X, y así hasta llegar al otro extremo del espectro, a las ondas de radio más largas. La luz, todo lo que vemos, ocupa una porción muy pequeña (menos del 0,00001%) del espectro.
Luz
VISIBLE Microondas
Rayos X
Rayos gamma
120
Luz
Ondas de
INFRARROJA
radio
121
E L
E S T U D I O
D E L
T E L E S C O P I O S
E S P A C I O
Telescopios ópticos El TELESCOPIO ÓPTICO es una de las principales herramientas de la astronomía. Pero el tiempo empleado en mirar a través del ocular de un telescopio es mínimo, pues los modernos instrumentos recogen y almacenan información visual electrónicamente. El telescopio óptico sigue siendo importante porque recoge información básica.
Observador aficionado Este es un tipo básico de telescopio refractor como el que usan miles de astrónomos aficionados en todo el mundo. El diámetro de las lentes principales determina la cantidad de luz que puede admitir. La lente ocular magnifica la imagen. Una sujección firme es esencial para una buena observación.
D iám etro típico de las lentes principales 10-15 cm
El m ontaje articulado perm ite ajustar el ángulo y la direcció n de la ■ observació n.
Cúpula del Monte Palomar La cúpula protectora del telescopio Hale en el Observatorio del Monte Palomar en California, resguarda al telescopio de las inclemencias del tiempo.
D iferentes
____
oculares ofrecen una gam a de m agnificación.
La luz d el Sol es recogida y dirigida
ESTUDIANDO EL SOL En el Observatorio Nacional de Kitt Peak, en EE UU., los astrónomos utilizan un telescopio especial para estudiar el Sol. Se trata de un espectrohelioscopio, un aparato que recoge la luz del Sol y la dirige a través de espejos a una sala de observación subterránea. ¡Importante! Nunca
Espejo secundario
O cular
Lentes Espejo recolector
Ó P T I C O S
principales
recolectoras d e luz
de luz prin cip al
hacia abajo a través de un tubo inclinado
mires al Sol directamente o a través de un telescopio o prismáticos.
Lentes oculares En la cám ara subterránea, la luz del Sol es
Telescopios reflectores Los telescopios utilizan lentes y espejos para recoger la luz y producir una imagen. Los telescopios reflectores, que utilizan espejos curvados son los más útiles para la astronomía.
Telescopios refractores Los telescopios refractores usan sólo lentes. Su capacidad de reunir luz es inferior a la de los telescopios reflectores, pero siguen siendo muy populares entre los astrónomos aficionados. 122
descom puesta ópticam ente en su espectro, de m odo que los astrónom os pueden hacer un estudio detallado El
telescopio
de
Kitt
Peak
puede
una im agen del Sol de 76 cm de diá m etro.
123
producir
de la luz.
E L
E S T U D I O
D E L
E S P A C I O
R A D I O A S T R O N O M Í A
Radioastronomía
La parabólica más grande El radiotelescopio mayor del mundo, la parábola de Arecibo, de 305 m, está construida en una hondonada natural en las montañas de Puerto Rico. La parábola se dirige por medio de la propia rotación de la Tierra. Arecibo ha sido utilizado también para enviar un mensaje de radio al espacio.
HEMOS estado escuchando las ondas de radio del universo desde hace 50 años. La radioastronomía puede obtener información adicional sobre objetos conocidos, así como buscar nuevos objetos. Dos importantes descubrimientos: quasars y pulsares fueron hechos por los radioastrónomos.
El sim ple procesam iento del m ensaje de A recib o produce esta im agen visual que contiene una representación de un ser hum ano.
Gran disposición en batería Un radio telescopio consiste en una enorme pantalla parabólica. Con el fin de lograr mayor nivel de información, los radioastrónomos a veces usan varias parábolas pequeñas unidas entre sí. La gran disposición de radiotelescopios en batería (GDB) de Nuevo México, EE.UU, utiliza hasta 27 parábolas conectadas, cada una de 25 m de diámetro, para recoger señales de radio del espacio.
O ndas de radio
Las parábolas
Visión de radio Los radiotelescopios, como las radios convencionales, pueden sintonizarse en una determinada longitud de onda, pudiendo medir la intensidad de la energía de radio. Los ordenadores se utilizan asimismo para obtener los «radiomapas» del cielo, como esta imagen de radio de la forma barrada, denominada 1952+28.
GDB están dispuestas en form a de Y
Radiogalaxias Muchas galaxias, que son bastante débiles visualmente, son muy brillantes» en longitudes de ondas de radio. Éstas son las llamadas radiogalaxias o galaxias activas. Esta imagen óptica de radiogalaxia 3C33 ha sido coloreada de acuerdo con la intensidad de la luz en la parte visible del espectro, desde el blanco (más intenso) al azul (menos intenso). 1
2
4
1
2
5
E L
E S T U D I O
D E L
E S P A C I O
I M Á G E N E S
FOTOMAPA QUÍMICO DE MARTE Esta imagen de la superficie de Marte, con el ecuador del planeta a lo largo de la misma, fue producida por las cámaras de a bordo de la sondas espaciales Viking. La imagen ha sido codificada en colores por un ordenador de acuerdo con la composición química de su superficie. Los cráteres y otras características de su superficie son visibles.
E S P A C I O
FALSOS COLORES QUE DAN UNA VISIÓN REALISTA Los astrónomos poseen varias técnicas para analizar la información contenida en las imágenes. Una de las más importantes es la adición de colores falsos sobre la imagen. Saturno tiene una apariencia bastante velada en las fotografías convencionales. Esta imagen ha sido codificada en colores para enfatizar las franjas de la atmósfera superior del planeta.
Imágenes del espacio Una GRAN parte de la información que los astrónomos obtienen por medio de sus instrumentos se presenta en forma de imágenes visuales. Las cámaras convencionales y electrónicas se utilizan para grabar estas imágenes. La información es almacenada generalmente en ordenadores que pueden procesar imágenes para mejorarlas y resaltar los detalles.
D E L
Imagen digital Las cámaras electrónicas crean imágenes con una cuadrícula de pequeños elementos que componen las mismas (pixels). Esta vista de un lejano y tenue cúmulo de estrellas fue obtenida desde un telescopio terrrestre. Cada pixel es claramente visible, aunque cuesta un poco identificar esta imagen como cúmulo de estrellas.
Coloreando la corona Esta imagen de la normalmente invisible corona solar, la atmósfera exterior del Sol, fue producida a partir de los datos obtenidos por el satélite solar Máximum Mission. La imagen ha sido procesada por ordenador y ampliada con falsos colores, con el fin de identificar zonas con diferencias de densidad gaseosa dentro de la corona solar.
El rojo id entifica altas El
hielo se
m uestra
en color turquesa
concentraciones de óxid o de hierro
Aislar y combinar imágenes del espacio a menudo se obtienen a través de una serie de filtros coloreados. El objeto es fotografiado a través de cada filtro consecutivamente, y las imágenes resultantes son combinadas para dar una fotografía más completa que en una fotografía normal. Esta serie fue tomada con el telescopio espacial Hubble, mostrando a Plutón y a su satélite Caronte. 126
127
E L
E S T U D I O
D E L
O B S E R V A T O R I O S
E S P A C I O
Observatorios Los
Curiosidades
• El observatorio más antiguo existente en la actualidad fue construido en Corea del Sur en el año 632 d.C.
TELESCOPIOS ÓPTICOS están usualmente instalados en
la cima de los montes, donde sufren menos interferencias con la atmósfera terrestre. Los radiotelescopios pueden estar situados casi en cualquier lugar, y normalmente lo están cerca de universidades. El alto coste de los telescopios que hacen uso de la tecnología más reciente significa que los observatorios son a veces costeados por más de un país.
Alto y seco Las cúpulas del Observatorio Interamericano del Cerro Tololo están colocadas al pie de los Andes de Chile. El clima seco con noches despejadas, así como una atmósfera estable, hace que éste sea un emplazamiento idóneo para una clara observación.
Puntos de vista Colgado de la cima de una montaña, un observatorio óptico puede recoger la luz de las estrellas antes de que sea distorsionada por la atmósfera inferior de la Tierra. Los radiotelescopios no están afectados por la altitud y están construidos en el lugar más conveniente.
Clave mapa
Telescopio óptico
RADIOTELESCOPIO
129
128
• Un avión de transporte C-141 modificado con un telescopio de 91 cm es el observatorio volante Kuiper. • El observatorio más alto del mundo está en Boulder, Colorado, a 4.297 m sobre el nivel del mar. • Los 36 elementos del reflector Keck forman un espejo equivalente a 10 m.
Telescopio de alta tecnología El telescopio Keck situado en Mauna Kea, Hawai, es el mayor telescopio óptico del mundo. El espejo principal está formado por 36 segmentos hexagonales controlados por ordenador.
E L
E S T U D I O
D E L
T E L E S C O P I O S
E S P A C I O
E N
Grandes paneles solares alimentan los equipos de a bordo del TEH.
La antena transmite información a la Tierra por medio de un satélite de y comunicaciones.
Los telescopios de rayos gamma en órbita (izquierda) se han utilizado desde 1975. Aunque los rayos gamma no pueden ser enfocados para obtener imágenes, pueden usarse para detectar la dirección e intensidad de la fuente de los mismos. Detectores del rayos gamma
Telescopios especiales Satélites de rayos X (derecha) en órbita permiten a Telescopio orbital La estación espacial Skylab transportó ocho telescopios en un soporte con forma de X.
Tapa de protección abisagrada
Hubble El telescopio espacial Hubble utiliza un gran espejo para recoger la luz. La luz es entonces conducida por un segundo espejo a uno de los conjuntos de instrumentos científicos o cámaras de alta resolución a bordo de este telescopio orbitando el espacio.
Cámaras e instrumentos situados en el interior
130
E S P A C I O
Localizador de dirección
Telescopios en el espacio Colocando sus telescopios en órbita por encima de la atmósfera terrestre, los astrónomos obtienen una imagen mucho más nítida. Pueden ver más lejos y recoger información de longitudes de onda que son absorbidas por la atmósfera. La información y las imágenes obtenidas en órbita son transmitidas a la Tierra para su estudio y análisis.
E L
los científicos señalar zonas de intensa actividad en distantes galaxias. Se utilizan telescopios de trazo de incidencia porque los rayos X atraviesan sin desviarse las lentes y espejos convencionales.
Panel solar
Doble utilización El TEH (derecha) opera en la longitud de onda de la luz visible, y también en la ligeramente más corta longitud de onda de los rayos UV. Esta característica hace del TEH doblemente útil para los astrónomos, puesto que se pueden comparar los datos y las imágenes obtenidas con dos longitudes de onda distintas.
Blindaje solar recubierto de oro para evitar las radiaciones
Panel de acceso para el conjunto de gobierno
Visión más nítida En su órbita, los telescopios infrarrojos (izquierda) recogen luz infrarroja antes de que sea absorbida por la capa inferior de la atmósfera terrestre. Los satélites de infrarrojos también se utilizan para estudiar la superficie de la Tierra. 131
E L
E S T U D I O
D E L
E S P A C I O
C O H E T E S
Cohetes
Velocidad de escape Un cohete, como cualquier otro objeto, se mantiene sujeto a la superficie de la Tierra por la fuerza de la gravedad. Para escapar del efecto de esta fuerza y penetrar en el espacio, un cohete necesita alcanzar una velocidad de 40.000 km/h. Ésta es la «velocidad de escape» del planeta Tierra. Sobre la Luna, donde la fuerza de gravedad es de sólo una sexta parte de la terrestre, la velocidad de escape es inferior: sólo 8.500 km/h.
LOS SATÉLITES, LAS sondas espaciales
y los astronautas son lanzados al espacio con cohetes. Hay dos tipos principales: el largo y estilizado cohete convencional, formado por varias fases, y el más moderno diseño de la Lanzadera Espacial (Space Shuttle) que despega con ayuda de grandes cohetes propulsores. Cuando la Lanzadera vuelve del espacio aterriza como un avión.
La tobera canaliza el
Com bustible liquido y
chorro a alta tem peratura
oxig eno se com binan en la
de los gases de escape
cám ara d e com bustión.
Despegue Un cohete Saturno V en equilibrio junto a la plataforma de lanzamiento. Sus motores queman combustible a un ritmo de miles de litros por segundo.
Tanque de oxígeno
132
O xígeno y com bustible alm acenados en depósitos presurizados y reforzados
Las b om bas controlan el flujo de com bustible y oxíg eno a la cám ara de com bustión.
M otores de cohete de la tercera ■ fase
M otores de cohete de la
propulsión ayudan a los
a despegar
\
sonda espacial
segunda fase
m otores de la prim era fase
Propulsión por cohetes Un cohete es propulsado hacia arriba por gases de escape muy calientes expulsados desde una tobera situada en la cola. Estos gases son producto de la combustión de una mezcla de oxígeno líquido y combustible (hidrógeno líquido) en el interior de la cámara de combustión. El transporte de oxígeno líquido en el propio cohete le permite seguir funcionando en el vacío del espacio.
satélite o
Ariane es un típico cohete de LANZAMIENTO DE TRES FASES
Cohetes exterio res de
Tanque de combustible
Cargam ento:
NAVE ESPACIAL REUTILIZABLE La estela de los gases de escape señala el comienzo de otra misión de la Lanzadera Espacial. A diferencia de los cohetes convencionales, que sólo pueden ser utizados una vez, la Lanzadera puede ser puesta en servicio de nuevo. El gran tanque de combustible y los cohetes propulsores se separan de la nave poco después del lanzamiento y son recuperados. Los motores incorporados a la Lanzadera la sitúan en órbita y unos pequeños motores adicionales la ayudan a maniobrar y mantener el rumbo. 133
Motores
de
cohete de la prim era fase
E L
E S T U D I O
D E L
E S P A C I O
I
T I N E R A R I O S
Itinerarios espaciales Puestas en órbita mediante cohetes, las sondas espaciales son robots controlados por ordenador y cargados de instrumentos científicos. Las sondas se lanzan para sobrevolar un planeta, o incluso para orbitarlo, enviando datos e imágenes a la Tierra. Una vez que han completado su misión, algunas sondas continúan adentrándose en el espacio. Tres sondas se sirvieron de la
Paneles
E S P A C I A L E S
Pioneros de Júpiter Dos sondas idénticas, Pioneer 10 y Pioneer 11, fueron lanzadas en 1973. Pioneer 10 fue la primera sonda en adentrarse más allá de la órbita de Marte y enviar imágenes de Júpiter. La sonda Galileo se lanzó en 1989 y debe llegar a Júpiter en 1995. Dentro del programa de su misión, Galileo lanzará una pequeña sonda que realizará el primer descenso controlado en la atmósfera de Júpiter.
detectores
d e m eteoritos
Descubrimiento volcánico La sonda Voyager 1 obtuvo esta imagen de Io, mostrando el primer volcán activo conocido en el exterior de nuestro planeta.
Sensores m agnétic os
Pioneer 10
instalados en un m ástil
gravedad de Saturno para
Sensor de cam po
acelerar su viaje.
m agnétic o
largo para Generador
de
m inim izar las
energía a tóm ica
interferencia s
Tierra
CURIOSIDADES Ó rbita de Júpiter
El Pioneer 10 abandonó Ó rbita de Saturno
el sistem a solar al sobrepasar a Júpiter.
Pioneer
Propulsados por la GRAVEDAD
11
Las sondas espaciales pueden valerse de la gravedad de un planeta durante su viaje. La fuerza de la gravedad actúa como una honda, acelerándola en el comienzo de su nueva etapa.
Ó rbita de Urano Voyager 1 Voyager 2 es la
única
Itinerarios de vuelo DE LAS SONDAS ESPACIALES HACIA LOS PLANETAS EXTERIORES
sonda que se
acercará a Urano y N eptuno.
Voyager 2
La primera misión de una sonda fue la Lunik 1, que pasó a unos 6.000 km de la superficie lunar en enero de 1959. La primera misión con exito más allá del sistema Tierra-Luna se llevó a cabo con la sonda Mariner 2, que sobrevoló Venus a una distancia de unos 35.000 km en diciembre de 1962.
Conjunto de instrum entos para m uestreo y análisis de la atm ósfera superior
Sonda de descenso atm osférica
Antena
fotográficas sofisticadas
N eptuno
134
135
de
doble plato
Cám aras
Galileo
E L
E S T U D I O
D E L
E S P A C I O
S O N D A S
D E
A T E R R I Z A J E
Sondas de aterrizaje Las sondas de aterrizaje que orbitan un planeta, pueden liberar un segundo vehículo para aterrizar en la superficie. Dicho vehículo, un robot científico, desarrolla sus actividades preprogramadas y envía la información obtenida a la Tierra. Hasta ahora los vehículos para el aterrizaje han aportado información sobre la Luna, Venus y Marte. ¿Hay vida en Marte? Dos aparatos orbitales Viking lanzaron cada uno sendos módulos de aterrizaje que descendieron con éxito a la superficie de Marte. Se enviaron en total unas 3.000 imágenes fotográficas a la Tierra. Estos aparatos también hicieron cuatro experimentos sobre el suelo de Marte para descubrir algún signo de vida, pero no se encontró ninguno.
Las d os partes se separan y el m ódulo com ienza su descenso atravesando la atm ósfera.
El blin daje protector atm osférico se
Aproximándose Esta espectacular fotografía de los cráteres lunares fue tomada por uno de los módulos de aterrizaje Apollo a baja altitud, durante su descenso a la superficie de la Luna.
desprende.
Módulo de aterrizaje Venera 9
de
CURIOSIDADES Módulo Cámaras
de aterrizaje viking
de televisión Sensores para determ in ar las condiciones atm osféricas
Brazo del robot para recoger m uestras de suelo
m otores
de
a
com ienzan
bordo
a detener a Venera
frenado
9.
El primer módulo que aterrizó con éxito fue el Aterrizaje acalorado Luna 9, que se posó sobre la Se envió una serie de sondas Luna en 1966. espaciales Venera a Venus. Cada Venera 7 fue el primer una estaba formada por dos partes, módulo de aterrizaje que una de las cuales descendió a la trasmitió datos desde la superficie. Las condiciones de Venus superficie de Venus en muy alta temperatura y presión1970. significaron que los módulos Los módulos de aterrizaje pudieron funcionar durante sólo Víking analizaron el suelo unos minutos. de Marte y descubrieron que este contenía los siguientes elementos químicos: Silicio Hierro
Aluminio
136
Los
14 % 18 %
Venera
9
obtuvo y
transm itió varia s
2,7 %
im ágenes antes de
Titanio
0,9 %
averiarse.
Potasio
0,3 % 137
Los paracaíd as m oderan a ún m ás la velocidad de descenso.
E L
E S T U D I O
D E L
E S P A C I O
T R A B A J A N D O
Trabajando en el espacio
Panel solar
Hoy en día los astronautas trabajan
en el espacio regularmente. Muchos experimentos se llevan a cabo a bordo de laboratorios orbitales y los satélites son lanzados, recuperados y reparados mientras orbitan la Tierra.
Control de Cám ara d e
dirección
televisión Plataform a de Antena
estiba de equipos
E N
E L
E S P A C I O
Oficina orbital Las estaciones orbitales son al mismo tiempo residencia y lugar de trabajo para los astronautas. La estación Mir fue lanzada por la Unión Soviética en 1986 y ha sido visitada por varias tripulaciones que han permanecido a bordo semanas o meses. Zona
Punto de
resid encia l,
con área de
atraque para el
lim pieza y aseos
trasiego de
Zona
científica
astronóm ica
tripulaciones
Trabajando en la luna Buzz Aldrin (el segundo hombre que anduvo sobre la Luna) instala uno de los equipos científicos de investigación que la tripulación del Apollo 11 abandonó sobre la superficie lunar.
Ruedas d e m alla de alam bre
Condiciones de laboratorio Una miembro de la tripulación introduce un ejemplar en el interior de una de las cámaras experimentales de gravedad cero colocadas en el compartimiento de la tripulación de la Lanzadera Espacial. Se pueden llevar a cabo experimentos de mayor envergadura en la bodega de carga con equipos controlados por ordenador.
Vehículo lunar (lrv)
Buggy lunar Las tripulaciones de las misiones Apollo 15, 16 y 17 utilizaron LVR. Este «buggy» les permitió desplazarse decenas de kilómetros sobre la superficie lunar, recogiendo muestras de una extensa zona.
Autopropulsado Propulsado por pequeños chorros de nitrógeno gaseoso, la UMT permite a los astronautas moverse libremente fuera de sus naves espaciales. 1 3 8
Haciendo reparaciones La Lanzadera Espacial permite situar a los astronautas junto a satélites con averías y repararlos in situ o devolverlos a la Tierra para su reconstrucción. La reparación más exitosa hasta la fecha se hizo en diciembre de 1993, cuando se instalaron nuevos equipos ópticos en el telescopio espacial Hubble.
Unidad de MANIOBRA TRIPULADA
1 3 9
y
La historia DEL ESPACIO
Hitos de la astronomía 142 Misiones espaciales I 148 Misiones espaciales II 150
L A
H I S T O R I A
D E L
E S P A C I O
Hitos de la astronomía El trabajo de los astrónomos consiste en observar, describir y explicar los objetos espaciales. La historia de la astronomía está marcada por varios acontecimientos importantes. Los avances tecnológicos nos han aportado mejores descripciones y explicaciones más exhaustivas. Eudoxus de knidos (408-355 a.C.) fue un pensador griego que estudió en Atenas con el filósofo Platón. En sus últimos años desarrolló la teoría de las esferas de cristal, el primer intento científico de explicar el movimiento de los planetas y estrellas.
H I T O S
D E
L A
A S T R O N O M Í A
Nicolás Copérnico (1473-1543) trabajó
Hito
Copérnico cambió la tradicional posición de la Tierra como centro del universo, colocando al Sol en su lugar. Esto fue considerado como revolucionario y a la «Revolución Copernicana» se opuso con dureza la iglesia católica.
como abogado eclesiástico en Polonia. Hacia el final de su vida publicó una nueva
interesante visión del universo que reemplazó la de Ptolomeo.
Hito
Galileo Galilei (1564-
Hito
Según Eudoxus, la Tierra estaba en el centro del universo. Las estrellas y planetas se disponían en una serie de esferas transparentes de cristal en el espacio que rodeaban a la Tierra.
1642) fue un científico y astrónomo italiano que apoyó la nueva teoría de Copérnico. Por tal motivo fue juzgado por la iglesia y permaneció prisionero el resto de su vida.
Galileo fue un pionero en el uso del telescopio refractor. Hizo varios descubrimientos importantes, incluyendo los montes de la Luna, las fases de Venus y los cuatro satélites mayores de Júpiter.
Hito
Isaac Newton (1643-1727) fue profesor de matemáticas y un gran científico. Se dice que se le ocurrió su teoría de la gravedad tras observar caer una manzana de un árbol.
Ptolomeo (cerca de 120-180 d.C.) vivió en Alejandría, Egipto, durante el esplendor del Imperio Romano. Aunque se sabe poco sobre él, es conocido como el «padre de la astronomía». La idea de la Tierra como centro del universo a veces se denomina «Sistema de Ptolomeo».
Recopiló un compendio, el Almagest, del conocimiento astronómico de la Antigua Grecia. Conservado durante generaciones, el libro de Ptolomeo continuó sentando las bases astronómicas durante más de 1.000 años.
AL-SUFI(903-986) era un
Hito
noble persa, y uno de los más destacados astrónomos de su tiempo. Su «Libro de estrellas fijas» facilitaba la posición y el brillo de más de 1.000 estrellas, e ilustraba bellamente las constelaciones principales.
Durante las edades bárbaras, la astronomía científica se mantuvo viva en el Imperio Islámico. Nuestro conocimiento de los trabajos de Al-Sufi se debe enteramente a los traductores árabes. 142
Hito
La teoría de la gravedad explica por qué caen las manzanas y por qué los planetas están en órbita alrededor del Sol. Newton pudo establecer las leyes científicas que se aplican en el movimiento de los objetos en el espacio. También hizo experimentos ópticos (descomponer la luz del Sol en su espectro) y diseñó un telescopio reflector.
Edmond Halley (1656-1742)
Hito
llegó a ser astrónomo real de Inglaterra y uno de los primeros científicos oficiales del gobierno. En su juventud fue a la remota isla de Santa Elena y confeccionó un mapa de las estrellas del hemisferio sur.
Halley es famoso por su predicción del retorno periódico del cometa que ahora lleva su nombre. Su trabajo reforzó la idea de que la astronomía es una ciencia muy precisa que puede hacer predicciones muy exactas.
143
L A
C A R R E R A
WILLIAM Herschel (17381822) nacido en Hannover, Alemania, se estableció en Inglaterra donde trabajó en primer lugar como músico profesional. Su interés por la astronomía le llevó a construirse sus propios telescopios.
Joseph von Fraunhofer (1787-1826) era un huérfano que consiguió llegar a director de un instituto científico en Alemania. Aprendió el oficio de óptico y construyó algunas de las mejores lentes para telescopios.
H I T O S
Hito Herschel se hizo famoso por su descubrimiento del planeta Urano en 1781. Hoy es recordado como uno de los grandes astrónomos. Estudiando cuidadosamente la Vía Láctea, fue el primero en estimar sus medidas y forma.
Giovanni Schiaparelli 1835-1910) era un astrónomo italiano que llegó a ser director del observatorio Brera de Turin, llenó los titulares de prensa ■ de 1877 cuando afirmó haber visto una red de canales en Marte.
Hito Fraunhofer identificó y estudió las lineas de absorción (ahora llamadas líneas de Fraunhofer) del espectro solar. Estas líneas han permitido a los científicos conocer los elementos químicos que están presentes en una fuente de luz.
NEPTUNO (localizado en 1846) La posición de un nuevo planeta en el sistema solar fue predicha matemáticamente. Pero su existencia no puedo ser confirmada hasta que fue observado.
WILLIAM Huggins (18241910) fue un astrónomo inglés que tuvo su propio observatorio privado en Londres. Fue pionero en la técnica de espectrocopia estelar (análisis espectral de la luz).
E S P A C I A L
Hito El descubrimiento de Neptuno fue posible cuando los astrónomos comprendieron mejor el universo. Siguiendo los trabajos de Newton Halley, fueron capaces de incrementar la precisión de sus observaciones sobre los objetos espaciales.
Hito Huggins estudió la luz de varias estrellas. Como resultado de su trabajo demostró que las estrellas están compuestas por los mismos elemento que se encuentran en la Tierra. También demostró que algunas nebulosas están formadas por gas
144
D E
L A
A S T R O N O M
Hito El más famoso descubrimiento de Schiaparelli fue mal interpretado, pero atrajo la curiosidad popular y la atención hacia la astronomía. También estableció el vínculo entre los cometas y las lluvias
Hito El diagrama Hertzsprung-Russell (HR) muestra la relación entre la temperatura superficial y el color. Los astrónomos han determinado la llamada «secuencia principal» del desarrollo estelar. Estrellas gigantes, supergigantes y enanas pueden ser siuadas en este diagrama.
EJNAR HERTZSPRUENG
1873-1957) Henry Russell (1877-1957) eran dos científicos que, trabajando separadamente, llegaron a las mismas conclusiones sobre las temperaturas y colores de las estrellas.
y
Arthur Eddington (18821945), nacido en el norte de Inglaterra, llegó a ser profesor de astronomía en Cambridge. Estaba interesado en el origen de las estrellas y escribió libros científicos para una amplia audiencia.
Hito Eddington fue capaz de describir la estructura de una estrella. También explicó cómo en las estrellas se mantiene un equilibrio entre la gravedad (atracción) y la presión del gas y la de la radiación (expansión).
Hito Shapley consiguió la primera estimación correcta de la medida y forma de la Vía Láctea. También demostró que el Sol está en una posición muy alejada del centro de la Vía Láctea.
Harlow Shapley (1885-1972; era un astrónomo norteamericano que llegó a ser director del Harvard College Observatory. Utílizó las estrellas variables para estudiar la distancia y distribución de los cúmulos de estrellas.
145
L A
H I S T O R I A
D E L
E S P A C I O
Cecilia Payne-Gaposchkin
Hito
(1900-1979) nació en Inglaterra, pero pasó la mayor parte de su vida profesional en el Observatorio Harvard en EE.UU. Se le atribuye el haber sido la mujer astrónomo más destacada de todos los tiempos.
A través del análisis espectral de muchas estrellas, PayneGaposchkin pudo demostrar que todas las estrellas en fase principal de desarrollo, por ejemplo el Sol, están compuestas casi enteramente de los elementos químicos hidrógeno y helio.
Edwin Hubble (1889-1953)
Hito
fue un norteamericano que trabajó como abogado antes de ser astrónomo profesional. Demostró que la espiral de Andrómeda no era una parte de la galaxia de la Vía Láctea.
Demostrando que algunos objetos están en el exterior de la Vía Láctea, Hubble probó la existencia de otras galaxias. También descubrió que el universo parece estar en continua expansión.
Georges Lemaítre (18941966) era un matemático belga que trabajó en Inglaterra y en EE.UU. Su trabajo tuvo una influencia importante en el modo de pensar de los astrónomos sobre el universo.
Hito
Lemaitre propuso y desarrolló la teoría del Big Bang sobre el origen de universo. Según esta teoría, toda la materia y la energía se creó simultáneamente tras una gigantesca explosión. Esta teoría explica por qué muchas galaxias parecen estar alejándose de nosotros.
Karl Jansky (1905-1949)
Hito
era un ingeniero de radio norteamericano. Al tratar de solventar el problema de las interferencias en las radiocomunicaciones, descubrió ondas de radio procedentes de la Vía Láctea.
Sin darse cuenta de ello, Jansky descubrió las técnicas básicas de la radioastronomía. Como consecuencia de su trabajo, los astrónomos han podido recoger información de otras partes del espectro electromagnético, y no sólo de la luz visible.
146
H I T O S FRED HOYLE (n.1915) es un astrónomo inglés que comenzó su carrera como matemático. Se hizo famoso por su teoría de que la vida sobre la Tierra se debía a una infección por bacterias del espacio que aportaron los cometas.
D E
L A
A S T R O N O M I A
Hito
El trabajo más importante de Hoyle se refiere a las reacciones nucleares básicas del interior de las estrellas. Mostró los procesos por los cuales las estrellas convierten hidrógeno en helio y otros elementos más pesados.
FRED WHIPPLE (n.1906) fue nombrado profesor de astronomía en Harvard en 1945, y llegó a ser director del Observatorio Astrofísico Smithson en 1955. Es más conocido por sus estudios de cometas y del Sistema Solar.
ARNO PENZIAS (n. 1933) y Robert WILSON (n.1936) son científicos
norteamericanos. En 1978 recibieron el premio Nobel de Física por el descubrimiento de la energía de radio de fondo del universo, energía resultante del Big Bang.
Supernova 1987A La observación de una brillante supemova durante 1987 dio a los astrónomos su primera oportunidad de estudiar un acontecimiento de esta índole con telescopios y equipos modernos.
Hito
Su teoría de que los cometas son «bolas de nieve sucias» ha sido recientemente corroborada por sondas espaciales como Giotto. Ahora parece probable que los cometas sean «sobrantes» de la formación del Sistema Solar. Hito
Esta energía de radio «el fondo de microondas» indica una temperatura media del universo de unos 3 °C sobre el cero absoluto. Muchos piensan que este descubrimiento confirma la teoría del Big Bang.
Hito El análisis de la energía y partículas producidas por la supemova confirmó la teoría de que todos los elementos químicos más pesados que el hierro se producen en reacciones nucleares a muy alta temperatura durante explosiones de supernovas. 147
LA H I S T O R I A
D E L
M I S I O N E S
E S P A C I O
Misiones espaciales I La era espacial comenzó en 1957 con el lanzamiento del primer satélite. Cuatro años más tarde, Yuri Gagarin se convirtió en el primer cosmonauta. Los siguientes veinte años evidenciaron un gran auge de la exploración espacial.
Primer vehículo espacial TRIPULADO POR EL HOMBRE Modelo del Vostok I, aparato con el que Yuri Gagarin realizó su histórica primera órbita sobre la Tierra el 12 de abril de 1961.
E S P A C I A L E S
ROBOTS LUNARES AMBULANTES Los vehículos robot Lunojod fueron enviados a la Luna a principios de los años 70. Equipados con cámaras de televisión que permitían que fueran conducidos desde una sala de control en la Tierra, los dos vehículos recorrieron un total de 47,5 km sobre la Luna.
Cám ara d e televisió n
Lunokhod I
Alunizaje controlado La sonda Luna 9 fue la pionera en realizar un aterrizaje suave sobre la Luna en febrero de 1966. El Luna 9 entregó las primeras imágenes panorámicas de la superficie lunar.
Plataforma científica Lanzado en 1973, el laboratorio y observatorio orbital Skylab ofreció a los astronautas la oportunidad de trabajar en el espacio durante semanas seguidas. Skylab también permitió a los científicos estudiar los principios de la atmósfera terrestre y sistemas climáticos desde el espacio
Soporte del telescopio Apollo
Parte inferio r abandonada sobre la superficie de la Luna
Luna 9 Skylab
Nave de pasajeros El módulo de excursión lunar del Apollo 11 llevó a dos astronautas (Neil Armstrong y Buzz Aldrin) a la superficie de la Luna el 20 de julio de 1969. Algo más de 24 horas después, la parte superior del módulo los puso de nuevo en órbita lunar.
Módulo de EXCURSIÓN LUNAR
Mensaje a las estrellas Las dos sondas Pioneer llevan una placa bañada en oro que muestra una representación visual de los seres humanos, así como simples indicaciones para localizar el Sistema Solar y el planeta Tierra. 149
148
I
L A
H I S T O R I A
D E L
M I S I O N E S
E S P A C I O
E S P A C I A L E S
Misiones espaciales II
Trabajar en órbita se hizo mucho más
sencillo con la puesta en marcha de la Lanzadera Espacial en 1981. Las sondas han visitado todos los planetas menos uno, y se preveen más exploraciones.
El
tanque
de
com bustib le
desprende
I I
Récord de permanencia Los cosmonautas rusos han protagonizado estancias cada vez más prolongadas en el espacio. El récord actual son 326 días consecutivos a bordo de la estación espacial Mir. La fotografía muestra a un cosmonauta llevando a cabo uno de los rigurosos programas de ejercicio pensados para mantenerse en forma durante los largos períodos de ingravidez.
La Lanzadera tiene un brazo m ecánico que puede utilizarse para lanzar o recuperar satélites
externo
a
Paracaíd as
se
para
La antena transm ite
una
am inorar el
inform ació n de la
altura de 110 km .
descenso
sonda principal y del vehículo d e aterrizaje a la T ierra
Los cohetes propulsores operan unos dos m inutos y se separan a Sonda
una altitud de 45 km .
atm osférica Conjunto
La Lanzadera puede despegar con ocho tripulantes y hasta 29 toneladas de carga.
Mejorando las comunicaciones El satélite de comunicaciones Intelsat fue lanzado por los astronautas de la misión Space Shuttle 49, en mayo de 1992. La mejora de las comunicaciones es una de las aportaciones que la tecnología espacial brinda al público en general. 150
VIAJE DE SEIS AÑOS Lanzada en 1989, la sonda Galileo llegó a Júpiter en diciembre de 1995. Mientras la sonda principal orbita el planeta, la sonda atmosférica se separa y desciende a la atmósfera de Júpiter. Los instrumentos de a bordo de la sonda de aterrizaje duran unos 75 minutos como máximo antes de ser destruidos por la intensa presión.
de
instrum entos
Blin daje protector
151
agujero negro en veloz revolución.
Glosario Agujero negro Objeto de densidad infinita formado inicialmente por el colapso de una gran estrella. La gravedad de un agujero negro es tan potente que ni siquiera la luz puede escapar de él.
Brazo local Nombre que recibe a menudo el brazo de Orión, el brazo espiral de la galaxia de la Vía Láctea en la cual se encuentra el Sol.
perspectiva y las estrellas están muy separadas.
Cadena protón-protón Corona Tipo principal de reacción de fusión en el interior de las Atmósfera exterior del Sol. estrellas por la que el Corteza hidrógeno se convierte en Capa de superficie de un helio. planeta rocoso o satélite. Campo magnético Cosmonauta Región alrededor de una Asteroide Quien viaja por el espacio fuente magnética en la cual Pedazo rocoso en órbita (versión rusa) alrededor del Sol. La mayoría se manifiesta la fuerza del se encuentran en un magnetismo. Cráter estrecho cinturón entre Depresión circular en la Catálogo messier Marte y Júpiter. Listado de cúmulos, galaxias superficie de un planeta o satélite producida por el y nebulosas con brillo, Astronauta recopilado en 1781. impacto de un meteorito. Quien viaja por el espacio.
Año-luz (a-l) Distancia recorrida por la luz en un año, utilizada para medir distancias entre estrellas y galaxias.
Astronomía Estudio científico de los objetos del espacio. Atmósfera Capa de gases que rodean un planeta, satélite o estrella. Big BANG
Explosión que creó el universo hace unos 15.000 millones de años. Big crunch Futuro posible final del universo: el Big Bang al revés.
Cometa Cromosfera Objeto compuesto de nieve y Atmósfera interior del Sol. polvo en órbita alrededor del Sol. Si un cometa se acerca Cúmulo al Sol forma una cola de Conjunto de estrellas o galaxias agrupadas por la gases y partículas de polvo. gravedad. Cometa periódico Desplazamiento al rojo Cometa que pasa cerca del Desviación de la luz hacia el Sol a intervalos regulares. extremo rojo del espectro observado en las fuentes que Constelación se alejan de la Tierra. Conjunto de estrellas brillantes vistas desde el cielo terrestre. En muchos Disco de acreción casos la agrupación es Estructura formada por producto de una falsa material absorbido en un
152
Eclipse Efecto producido cuando un objeto en el espacio pasa por delante de otro y lo oscurece. Espectro
COORBITAL
Que comparte un mismo sendero orbital con otro objeto.
Espectro Gama de las diferentes longitudes de onda o frecuencias que componen la energía radiada. ELECTROMAGNÉTICO
Eclíptica Sendero aparente del Sol alrededor de la esfera celeste a lo largo de un año. Ecuador celeste Proyección del ecuador terrestre en el espacio, utilizado como línea de base para posicionar a las estrellas.
Espectro de energía radiada que incluye rayos gamma, rayos X, rayos ultravioleta, luz visible, radiación infrarroja, microondas y señales de radio y televisión. Espectrohelioscopio Telescopio especial para estudiar el Sol.
Pueden ser espirales, elípticas (ovales) o de forma irregular. Gigante roja Fase del ciclo de la existencia de muchas estrellas en la que su tamaño aumenta y comienzan a convertir helio en carbón. Gravedad Fuerza de atracción propia de las masas. Grupo local Cúmulo de galaxias del cual la galaxia de la Vía Láctea forma parte.
Estrella de neutrones Estrella que se ha colapsado en una forma de materia superdensa. Algunas estrellas de neutrones son detectadas como pulsares.
Heliosfera Volumen de espacio barrido por las partículas cargadas por el Sol.
Esfera celeste Apariencia de las estrellas desde la Tierra, como si fueran colocadas en una esfera negra alrededor del planeta.
Hemisferio Mitad de una esfera. El término se aplica con Estrella frecuencia a las regiones al Gran bola en revolución de gas muy caliente que produce norte o al sur de un ecuador. energía por fusión nuclear. Ingravidez Condición de gravedad cero Fotosfera La capa de superficie del Sol. aparente experimentada por los viajeros del espacio. Fusión nuclear Itinerario espacial Fuente de energía de las estrellas. Reacción en la cual El sendero que sigue una sonda espacial que obtiene los átomos se funden información al sobrevolar u conjuntamente, liberando orbitar a un planeta o grandes cantidades de satélite. energía.
Espacio Volumen entre los objetos del universo.
Galaxia Gran conjunto de estrellas sostenidas por la gravedad.
Líneas de absorción Delgadas líneas a través del espectro que indican la
Efecto invernadero Incremento calorífico de una atmósfera planetaria debido a un exceso de dióxido de carbono. Eje (de giro) Línea imaginaria que atraviesa un objeto en rotación, alrededor de la cual el objeto gira. Enana blanca Núcleo colapsado de una estrella del tamaño del Sol.
153
presencia de elementos químicos en la fuente de luz. Longitud de onda Espacio que avanza en un ciclo completo la energía radiada. Luminosidad Cantidad de energía lumínica producida por una fuente de luz. Luna Satélite natural del planeta Tierra. Magnetosfera Volumen de espacio influenciado por el campo magnético de un planeta. Magnitud Brillo de una estrella o galaxia. La magnitud aparente es el brillo tal como se observa desde la Tierra. La magnitud absoluta es el brillo visto desde una distancia de unos 32,5 años-luz. Manchas solares Parches oscuros e irregulares observados en la superficie solar. Manto Capa media plástica de un planeta rocoso. Masa Cantidad de materia de un objeto. La masa del Sol (1 masa solar) se utiliza como referencia para medir la masa de las estrellas y galaxias.
Materia Cualquier cosa que ocupa espacio. Hay tres estados de materia: gas, líquido y sólido. Meteorito Pedazo rocoso o metálico del espacio que impacta sobre la superficie de un planeta o luna. Meteoro Cinta de luz en el cielo producida por una roca o partícula de polvo del espacio que se incendia debido a la fricción atmosférica. Meteoroide Fragmento de roca o metal en el espacio. Método de paralaje Manera de calcular la distancia a las estrellas midiendo el cambio aparente en su posición. Nebulosa Nube de gas y polvo en el espacio. Algunas nebulosas brillan, otras son oscuras. Núcleo Región central de un átomo, planeta, estrella o galaxia. NGC Siglas del New General Catalogue (ver NUEVO CATALOGO GENERAL) Nuevo catalogo general Lista de cúmulos, galaxias, y
154
nebulosas, publicadas por primera vez en 1888. Observatorio Edificio que contiene un telescopio astronómico. ÓRBITA Sendero que sigue un objeto en el espacio alrededor de otro. Paneles solares Placas electrónicas que producen electricidad cuando reciben luz del Sol. Penumbra Parte exterior de la proyección de la sombra durante un eclipse de Sol. También es la parte más exterior y caliente de una mancha solar. Período orbital Tiempo empleado por un objeto en recorrer una órbita completa. Período de rotación Tiempo empleado por un objeto en dar una vuelta completa sobre su eje. PÍXEL Abreviación fonética de la expresión inglesa picture element. El menor de los elementos de una imagen. Planeta Objeto esférico, compuesto de rocas o gas licuado, que orbita a una estrella.
Planetas menores Satélite Antiguo nombre que reciben Objeto en órbita alrededor los asteroides. de un planeta. Existen los satélites naturales y los satélites artificiales puestos Polo celeste Proyección del polo terrestre en órbita por los seres humanos. norte o sur en el espacio, utilizado como punto de referencia. Secuencia principal Fase en el ciclo de existencia de las estrellas durante la Presión cual producen energía al Fuerza que actúa sobre una convertir el hidrógeno en zona de superficie dada. helio. Protoestrella Estrella muy joven que aún Sistema solar El Sol y todos los planetas, no ha comenzado a brillar. satélites, asteroides y Protuberancia cometas que orbitan a su alrededor. Chorro de gas que se eleva de la superficie del Sol. SUPERCUMÚLO Gigantesco cúmulo que está Pulsar asimismo formado por Estrella de neutrones en veloz rotación que desprende cúmulos de galaxias. rayos de energía. SUPERNOVA Explosión de una gran Quasar estrella, que puede producir Objeto muy distante y brevemente más luz que toda brillante que se cree es el una galaxia entera. núcleo de una galaxia muy joven. Telescopio Aparato para ver a distancia. Radiación Forma de la energía capaz de Los telescopios ópticos utilizan espejos y lentes. Los viajar por el espacio. radiotelescopios utilizan parábolas metálicas para Radiante «ver» las señales de radio. Punto en el cielo desde el cual parace provenir la lluvia Otros telescopios son sensibles a otras formas de de meteoritos. energía. Regolito Manto rocoso superficial de Trazado de productos de fragmentación MAPAS POR RADAR Técnica para producir mapas de la roca suyacente. 155
en relieve a partir de señales de radar. Umbra Parte interior de la sombra proyectada durante un eclipse solar o lunar. También, la parte más interior y fría de una mancha solar. Universo Todo lo que existe. Vacio Espacio sin materia. Velocidad de escape Velocidad necesaria para superar la gravedad de un planeta o satélite. Vía Láctea Galaxia espiral que contiene miles de millones de estrellas, incluyendo al Sol. Viento solar Flujo de partículas cargadas eléctricamente emitidas por el Sol. Zodíaco Las doce constelaciones a través de las cuales el Sol parece viajar a lo largo del año.