Introducción
A lo largo de la historia ha habido muchos científicos que han elaborado modelos e hipótesis sobre la estructura de nuestro Sistema Solar y del Universo. Entre ellos los más conocidos han sido:
Tolomeo: Tolomeo planteó un modelo de universo con la Tierra en el centro. Cada cuerpo celeste giraba en un pequeño círculo denominado epiciclo, centrado en un punto que giraba a su vez alrededor de la Tierra en un gran círculo llamado deferente. El modelo de Tolomeo fue aceptado durante mil años.
Copérnico: dedicó la mayor parte de su vida a la astronomía y realizó un nuevo catálogo de estrellas a partir de observaciones personales. En su obra De revolutionibus orbium caelestium (1543) analiza críticamente la teoría de Tolomeo de un Universo geocéntrico y muestra que los movimientos planetarios se pueden explicar si el Sol estuviera en una posición central.
Galileo: aportó pruebas para defender lo que dijo Copérnico. En 1609 construyó un pequeño telescopio de refracción, lo dirigió hacia el cielo y descubrió las fases de Venus, lo que indicaba que este planeta gira alrededor del Sol.
También descubrió cuatro lunas girando alrededor de Júpiter. Estaba convencido de que al menos algunos cuerpos no giraban alrededor de la Tierra y por ello comenzó a hablar y a escribir a favor del sistema de Copérnico. Sus intentos de difundir este sistema le llevaron ante un tribunal eclesiástico. Aunque fue obligado a renegar de sus creencias y de sus escritos, esta teoría no pudo ser suprimida.
El conocimiento científico de estas cuestiones es posible porque la organización del Universo es tal, que el pasado más remoto se nos revela hoy, permitiéndonos compararlo con el presente. La luz de las estrellas lejanas que nos llegan ahora iniciaron su camino hace cientos, miles o millones de años. Desde siempre el estudio del cielo, por simple observación o utilizando la tecnología más avanzada, se ha basado en el estudio y análisis de la luz como fuente principal de información.
El desarrollo del tema tendrá por objetivo desarrollar los conocimientos actuales en cuanto a la estructura y evolución del Universo, y de modo particular, de nuestro Sistema Solar. Se hará especial mención a la teoría sobre el origen del Universo, el big bang, y a las pruebas que la confirman. Además, se aborda aspectos como la organización del Universo, características de los cuerpos celestes, concretando en el origen del sistema solar, peculiaridades de los planetas y formación y evolución de la Tierra. Por último se abordará la importancia de la observación del cielo desde Canarias desde sus dos observatorios.
Leyes de Newton
La primera y segunda ley de Newton, en latín, en la edición original de su obra Principia Mathematica>.
Las Leyes de Newton, también conocidas como Leyes del movimiento de Newton, son tres principios a partir de los cuales se explican la mayor parte de los problemas planteados por la dinámica, en particular aquellos relativos al movimiento de los cuerpos. Revolucionaron los conceptos básicos de la física y el movimiento de los cuerpos en el universo, en tanto que
constituyen los cimientos no sólo de la dinámica clásica sino también de la física clásica en general. Aunque incluyen ciertas definiciones y en cierto sentido pueden verse como axiomas, Newton afirmó que estaban basadas en observaciones y experimentos cuantitativos; ciertamente no pueden derivarse a partir de otras relaciones más básicas. La demostración de su validez radica en sus predicciones… La validez de esas predicciones fue verificada en todos y cada uno de los casos durante más de dos siglos.
En concreto, la relevancia de estas leyes radica en dos aspectos:
- Por un lado, constituyen, junto con la transformación de Galileo, la base de la mecánica clásica;
- Por otro, al combinar estas leyes con la Ley de la gravitación universal, se pueden deducir y explicar las Leyes de Kepler sobre el movimiento planetario.
Así, las Leyes de Newton permiten explicar tanto el movimiento de los astros, como los movimientos de los proyectiles artificiales creados por el ser humano, así como toda la mecánica de funcionamiento de las máquinas.
Su formulación matemática fue publicada por Isaac Newton en 1687 en su obra Philosophiae Naturalis Principia Mathematica.
No obstante, la dinámica de Newton, también llamada dinámica clásica, sólo se cumple en los sistemas de referencia inerciales; es decir, sólo es aplicable a cuerpos cuya velocidad dista considerablemente de la velocidad de la luz (que no se acerquen a los 300,000 km/s); la razón estriba en que cuanto ás cerca esté un cuerpo de alcanzar esa velocidad (lo que ocurriría en los sistemas de referencia no-inerciales), más posibilidades hay de que incidan sobre el mismo una serie de fenómenos denominados efectos relativistas o fuerzas ficticias, que añaden términos suplementarios capaces de explicar el movimiento de un sistema cerrado de partículas clásicas que interactúan entre sí. El estudio de estos efectos (aumento de la masa y contracción de la longitud, fundamentalmente) corresponde a la teoría de la relatividad especial, enunciada por Albert Einstein en 1905.
LEYES DE NEWTON.
Toda causa capaz de modificar el estado de reposo o movimiento de un cuerpo o de producir en él estados de tensiones. Su unidad es el Newton, que se define como la fuerza que es aplicada a un cuerpo de masa de un Kg produciéndole una aceleración de 1 m/s2.
La modificación del estado de movimiento o reposo de un cuerpo está siempre producida por una fuerza. No son los efectos de aceleración, o efectos dinámicos los únicos que las fuerzas pueden producir, se puede dar también deformaciones, estos constituyen los llamados efectos estáticos de las fuerzas. Los efectos de las fuerzas no solo dependen de su intensidad, sino también de su dirección y sentido, son por tanto magnitudes dirigidas o vectoriales.
2.1.Leyes de Newton
Los principios fundamentales de la Dinámica fueron establecidos por Newton en el siglo XVIII, por eso se le conoce, en su actual formulación, como leyes de Newton. Sin embargo, el primer principio fue descubierto por Galileo, como deducción de sus experimentos con planos inclinados.
La Dinámica es la parte de la Mecánica que analiza las relaciones entre las fuerzas y los diferentes tipos de movimientos que éstas producen.
Ley de la inercia
Si un cuerpo no está sometido a ninguna fuerza o bien la resultante de las fuerzas externa aplicadas en él es nula, el cuerpo no puede tener aceleración. En consecuencia, estará en reposo o tendrá movimiento rectilíneo uniforme, que son los dos estados de la materia en los que no hay aceleración.
Esto equivale a decir que un cuerpo, por sí mismo, no puede darse una aceleración, no puede modificar su propia velocidad. Esta incapacidad de la materia para modificar su velocidad es una propiedad que llamamos inercia, sólo depende de la cantidad de materia que tiene el cuerpo.
El recíproco del enunciado del primer principio también es cierto: “Si un cuerpo está en reposo o se mueve con movimiento rectilíneo uniforme es porque la resultante de las fuerzas exteriores que actúan sobre él es nula.
Los movimientos ordinarios están todos ellos sujetos a fuerzas de rozamiento, gravedad y otras, lo que les hace cumplir tan sólo por aproximación este primer principio.
Ecuación fundamental de la dinámica
Cuando una fuerza, o un conjunto de fuerzas, actúan sobre un cuerpo, se origina en éste una aceleración que es proporcional en magnitud, dirección y sentido a la fuerza neta o resultante.
F=m.a
La constante de proporcionalidad m se denomina masa inerte. Desde un punto de vista física, y como puede deducirse de F=m.a., m constituye una medida de ese atributo que hemos denominado inercia. Es, pues, una magnitud característica de cada cuerpo, que depende de su composición material y que representa el grado de oposición que un cuerpo presenta al ser acelerado.
Es fácil ver que la primera ley constituye un caso particular de la segunda para cuando F=0. Se mantiene, pues por razones históricas, pero no e suma ley independiente.
La unidad en el SI de la fuerza es el Newton 1N=1Kg.m/s2
La expresión de la segunda ley de Newton que hemos dado es válida para cuerpos cuya masa sea constante. Si la masa varía la relación de la masa con la aceleración no es válida.
– Cantidad de movimiento: Se representa por la letra p y es una magnitud física nueva que se define como el producto de la masa de un cuerpo por su velocidad. P=m.v. también se conoce como momento lineal. Se mide en Kg.m/s. Podemos incluir los cuerpos cuya masa no sea constante. Para el caso de que la masa sea constante, recordando la definición de cantidad de movimiento y que como se deriva un producto tenemos: F=d(m.v)/dt= (m.dv/dt) +(dm/dt.v). como la masa es cte dm/dt será igual a 0. Recordando la definición de aceleración nos queda F=m.a. tal y como habíamos visto anteriormente.
Principio de conservación de la cantidad de movimiento “si la fuerza total que actúa sobre un cuerpo es nula, la cantidad de movimiento del cuerpo permanece cte en el tiempo”
Tercera ley: ley de la acción y de la reacción
A toda acción se le opone una reacción igual y contraria. Las fuerzas de acción y reacción son simultáneas y una no le sigue a la otra, como consecuencia son indistinguibles, pudiendo, pues, considerarse como aspectos parciales de un mismo fenómeno: la interacción.
Además las fuerzas de acción y reacción se aplican sobre cuerpos diferentes, por lo que si éstos son libres generan movimientos diferentes sobre cada uno de los cuerpos interactuantes. El hecho, precisamente, de que los puntos de aplicación de ambas fuerzas estén situados en cuerpos distintos es lo que posibilita el movimiento. Notando por 1 y 2 los cuerpos en cuestión, el principio de acción y reacción puede expresarse como: F12=-F21.
2.2.Fuerzas de rozamiento
Un cuerpo intenta desplazarse sobre otro con el que se encuentra en contacto, es ahí donde aparecen las fuerzas de rozamiento. Actúan paralelamente a la superficie en común, y se oponen al movimiento.
Se deben a las interacciones entre las moléculas de los cuerpos, dependen de varios factores, entre ellos la velocidad con la que se mueven y la naturaleza de la superficie.
Si el cuerpo está en reposo existirá la fuerza P que es el peso y la reacción. Su sobre un cuerpo ejercemos una fuerza F para que comience a moverse, aparecerá una resistencia a dicho movimiento F. se comprueba experimentalmente que las fuerzas de rozamiento son proporcionales a la componente N del peso (fuerza de reacción del peso) Fr=µ.N, siendo µ el coeficiente de fricción, que solo depende de la naturaleza de las superficies en contacto y es adimensional.
Existen dos clases de coeficientes de rozamiento: estático µe y dinámico µd.
– µe es un número que al multiplicarlo por el componente N nos da el valor de la fuerza mínima que es necesaria aplicar para poner en movimiento el cuerpo que está en contacto con otro e inicialmente en reposo.
– µd es el número que al multiplicarlo por N nos da el valor de la fuerza necesaria para mantener al cuerpo en movimiento
– µe es mayor que µd
Para determinar el valor de ambos coeficientes, se realiza un estudio sobre un plano inclinado. Según el tipo de coeficiente que se desee calcular, se va quitando o aumentando inclinación al plano.
Como normalmente µd es el que más se utiliza, realizaremos este estudio y lo representaremos por µ.
Mientras el cuerpo está bajando con un movimiento acelerado, vamos quitando inclinación al plano hasta conseguir que el cuerpo baje con velocidad constante, es decir, se anule la aceleración. Cuando esto suceda, la fuerza que actúa sobre el cuerpo será nula, y por lo tanto la Fr y la componente del peso F1 han de anularse, para ello ambas fuerzas han de ser iguales.
Fr=F1
Fr= µ.N
µ=senα/cosα=tgα
Por lo tanto, la tangente del ángulo que forma el plano inclinado con la horizontal, cuando el cuerpo baja con movimiento uniforme, es el valor del coeficiente dinámico.
De la misma manera, la tangente del ángulo mínimo necesario para comenzar el deslizamiento es el coeficiente estático.
Kepler fue el primero en desarrollar las leyes que rigen las órbitas a partir de observaciones empíricas del movimiento de Marte apoyadas, en gran parte, en observaciones astronómicas realizadas por Tycho Brahe. Años después, Newton desarrolló su ley de gravitación basándose en el trabajo de Kepler.
Isaac Newton introdujo la idea de que el movimiento de los objetos en el cielo, como los planetas, el Sol, y la Luna, y el movimiento de objetos en la Tierra, como las manzanas que caen de un árbol, podría describirse por las mismas leyes de la física. En este sentido él unificó la dinámica celeste y terrestre por eso su Ley de gravitación se llama Universal.
Usando la ley de Newton de gravitación, se pueden demostrar las leyes de Kepler para el caso de una órbita circular. Las órbitas elípticas, parabólicas e hiperbólicas involucran cálculos más complejos pero factibles. En el caso de la órbita de dos cuerpos aislados, por ejemplo el Sol y la Tierra, encontrar la situación en un momento posterior, conociendo previamente la posición y velocidad de la Tierra en un momento inicial, se conoce como el (problema de los dos cuerpos) y está totalmente resuelto, es decir, hay un conjunto de fórmulas que permiten hacer el cálculo.
Si el número de cuerpos implicados es tres o más el problema no está resuelto. La solución del problema de los n-cuerpos (que es el problema de encontrar, dado las posiciones iniciales, masas, y velocidades de n cuerpos, sus posiciones para cualquier instante) no está resuelto por la mecánica clásica. Sólo determinadas simplificaciones del problema tienen solución general.
Los movimientos de tres cuerpos se pueden resolver en algunos casos particulares. El movimiento de la Luna influido por el Sol y la Tierra refleja la dificultad de este tipo de problemas y ocupó la mente de muchos astrónomos durante siglos.
La mecánica celeste se ocupa de calcular la órbita de un cuerpo recién descubierto y del que se tienen pocas observaciones; con tres observaciones ya se puede calcular los parámetros orbitales. Calcular la posición de un cuerpo en un instante dado conocida su órbita es un ejemplo directo de mecánica celeste. Calcular su órbita conocidas tres posiciones observadas es un problema mucho más complicado.
La planificación y determinación de órbitas para una misión espacial interplanetaria también es fruto de la mecánica celeste. Uno de las técnicas más usadas es utilizar el tirón gravitatorio para enviar a una nave a otro planeta cuando el combustible del cohete no hubiera permitido tal acción. Se hace pasar a la nave a una corta distancia de un planeta para provocar su aceleración.
LA DISTRIBUCIÓN DE MATERIA EN EL UNIVERSO. LOS DISTINTOS TIPOS DE OBJETOS CELESTES
La distribución de la materia en el Universo es heterogénea. Mucha de ella está con centrada en las estrellas, siendo la densidad en el espacio interestelar mucho menor. Estas a su vez aparecen concentradas en regiones denominadas galaxias
GALAXIAS. Una galaxia es un sistema material constituido por un gran número de estrellas (miles de millones), dimensiones del orden de 100 mil años luz y una masa del orden de 1040g. La geometría de las galaxias es muy diversa, entre las más frecuentes; las elípticas , las espirales (más abundantes) y las espirales barradas
Las estrellas tienden a agruparse dentro de la galaxia formando cúmulos estelares. Además de estrellas, las galaxias contienen en su interior nebulosas y polvo interestelar constituido principalmente por H, y en menor medida elementos como el C, Fe, Si, CH4, O2, etc.
Con frecuencia las galaxias presentan galaxias satélites, ligadas gravitatoriamente a ella; las llamadas Nubes de Magallanes.
La distribución heterogénea es tal que las galaxias tienden a agruparse en lo que se denomina cúmulos de galaxias. La Vía Láctea pertenece a uno de ellos llamado Grupo Local, formado por unas veinte galaxias.
A su vez los cúmulos de galaxias se agrupan en supercúmulos, el Grupo Local está dentro del Supercúmulo de Virgo.
LAS NEBULOSAS. Son nubes de gases y polvo, surgidas por la concentración en determinados puntos de una galaxia del polvo interestelar, como consecuencia de la atracción gravitatoria. Existe una estrecha relación entre las nebulosas y la formación de las estrellas, dado que las estrellas azules, jóvenes, se encuentran entre las nubes de polvo y gas existente en los brazos espirales de las galaxias. Las nebulosas pueden ser oscuras o luminosas, dependientes de la temperatura alcanzada en el proceso de contracción.
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Nebulosa Esquimal Anillo de Nebulosas
(C. Géminis)
LAS ESTRELLAS. Tienen su origen en el proceso de contracción gravitatoria a partir de una nebulosa. Estas actúan como fábricas de elementos químicos tras una sucesión de reacciones nucleares, a partir de átomos de hidrógeno. Fred Hoyle describió la cadena de reacciones que tienen lugar en las distintas fases de la evolución de las estrellas.
Cuando la estrella es joven, el hidrógeno se fusiona en su núcleo para producir He y algo de N. Esta fase dura varios millones años, hasta que llega un momento en que la cantidad de He es tan elevada que se detienen las reacciones nucleares, lo que provoca una fuerte contracción en la estrella; si tiene poca masa, el núcleo de la estrella se convierte en una enana blanca y esta en una enana negra, que se considera la muerte de la estrella; si tiene mucha la contracción calienta tanto el núcleo que comienzan a darse nuevas reacciones , en la que los núcleos de He se fusionan para producir núcleos de C y O. De nuevo cuando los productos de fusión alcanzan cierta cantidad, las reacciones nucleares se paran y, una vez más, la estrella se contrae. A las estrellas más masivas les esperan sucesivas etapas de fusión, cada una más breve que la anterior: el carbono de fusionará para producir Ne, O, Na y Mg; el O para dar Si, P y S; y el Si para producir Ar, Ca y , sobre todo, Fe.
El Fe es el final del camino. Es el núcleo más estable que existe y su fusión nunca genera energía sino que la absorbe. Cuando el Fe comienza a absorber energía de la estrella, la presión de esta disminuye y la estrella se colapsa bajo su propio peso hasta que estalla, lo que da lugar a una supernova, uno de los acontecimientos más violentos del Universo: en menos de un segundo, la estrella moribunda emite más energía que todas las estrellas de su galaxia juntas.
La violencia de la explosión obliga al material de la estrella a fusionarse, generándose toda la clase de núcleos atómicos. Es justo en ese momento cuando se forman los restantes elementos químicos (Pb,U, Au, etc). La propia explosión esparce el material de la estrella por el espacio.
Todos los átomos que nos componen, a nosotros y a los demás seres vivos de nuestro planeta, se formaron en el interior de viejas estrellas ya muertas. Parafraseando a Hoyle, <<estamos hechos de polvo de estrellas>> .
Paralelamente a todo el proceso de síntesis nuclear tiene lugar una gran dilatación de las capas corticales de la estrella; al dilatarse esta envoltura, se enfría, pasando a emitir luz roja. Esta etapa es conocida como gigante roja, a partir de este momento la estrella puede seguir diferentes caminos dependiendo de su masa:
a) Si la masa es hasta 4 veces la del sol. Se produce una nueva contracción y aumento de temperatura lo que puede provocar una gran explosión conocida como nova. Su núcleo de gran densidad permanece como una estrella pequeña, enana blanca. Si esta se contrae y se enfría puede dar lugar a una enana negra que se considera su muerte.
b) Si la masa es mayor de 4 veces la del sol. La contracción sería mucho mayor y generaría una gran explosión denominada supernova y el núcleo permanecería como una estrella de neutrones de extraordinaria densidad.
c) Si la masa es más de 8 veces la del Sol el colapso gravitatorio puede ser tan intenso que se llegaría, tras una etapa de supernova a la formación de un agujero negro.
Las estrellas pueden presentar planetas asociados, como en el caso del Sol. Estos se originarían a partir de las mismas nebulosas, pero debido a su menor masa no alcanzan la temperatura necesaria para iniciar reacciones nucleares. Los planetas permanecen ligados gravitatoriamente a las estrellas y, su vez, pueden llevar asociados cuerpos menores, que son los satélites
OTROS OBJETOS CELESTES
Púlsares: Son cuerpos celestes no luminosos o poco luminosos que emiten ondas de radio en impulsos repetidos en fracciones de segundo. Hoy se sabe que son estrellas
de neutrones que han aumentado mucho su velocidad de rotación. Se ha podido comprobar que el púlsar de la Nebulosa del Cangrejo es el residuo de la supernova observada en el año 1054.
Nebulosa del Cangrejo Púlsar
Agujeros negros: Son cuerpos puntuales con una densidad tan extraordinariamente elevada que la atracción gravitatoria que generan impide a la luz emitida por él salir de un cierto entorno (horizonte se sucesos o punto de no retorno). Cualquier objeto, rayo de luz o señal electromagnética que penetre en el horizonte de sucesos, no podrá nunca escapar de ahí y contribuirá a aumentar aún más su masa. Se cree que en el centro de todas las galaxias existe un agujero negro. El de nuestra galaxia, la Vía Láctea, se llama Sagitario A, posee una masa de 3 millones de soles y la distancia al punto de no retorno es de 7,7 millones de Km.
Quásares: Son fuentes emisoras de radiación visible o de ondas de radio, casi puntuales, pero la radiación que emiten está extraordinariamente desplazada hacia al rojo. De este hecho y, de acuerdo con el efecto Doppler, los quásares se están alejando de nosotros a una velocidad próxima a la luz (300.000 Km/s).
EL UNIVERSO NO OBSERVABLE
El Universo, es sobre todo, un vacío en el que “flotan” miles de millones de galaxias, con sus estrellas, planetas, nebulosas, etc. Desde el punto de vista químico, la fórmula
del cosmos observable es sencilla: un 75% de H, un 20% de He y el 5% del resto de los elementos. Esto no debe de ser tan sencillo, ya que desde hace unas décadas los datos de los astrónomos nos muestran un extraño resultado. El gas y el polvo del Universo parecen estar sujetos a atracciones gravitacionales mucho mayores que las causadas por la materia que podemos detectar. Hoy en día, casi todos ellos admiten que las galaxias, con sus estrellas y planetas, constituyen solo una pequeña parte, quizá un 10 % de la materia total del universo. El 90% restante es materia cuya composición y propiedades desconocemos: como no emite radiaciones la denomina materia oscura.
TEORÍAS SOBRE EL ORIGEN DEL UNIVERSO
La teoría del big-bang es la que cuenta con mayor número de partidarios como teoría cosmogónica, a su vez cuenta con pruebas experimentales a su favor.
Una de estas pruebas es el hecho de la luz que nos llega de las estrellas sufre un desplazamiento hacia el rojo, fenómeno conocido como efecto Doppler, y que ya había observado Edwin Hubble en 1920. Si todas las estrellas se alejan de nosotros, el universo debe ser un sistema en expansión y a su vez en el pasado estuvieron concentradas en un mismo punto.
Efecto Doppler Expansión del Universo
Otro argumento favorable es la existencia de radiación cósmica de fondo, emisión térmica que llega hasta la Tierra procedente de todas las direcciones del Universo con la misma intensidad Esta radiación fue detectada por Penzias y Wilson en 1978 ,
El rostro de Dios
Fue fotografiada en 2003 por la sonda espacial WMAP
El big-bang se explica en una serie de etapas sucesivas:
Hace 13.700 m de años toda la materia y energía del Universo estaba concentrada en un punto de algunos minutos luz, que además envolvía el espacio-tiempo con una densidad y temperatura enormes.
Este es el llamado huevo cósmico o átomo primigenio.
Esta fase es muy inestable y casi instantánea.
El huevo cósmico generó una gran explosión o big-bang, que se puede considerar como tiempo cero.
Se supone que los fotones por los que estaba formado el huevo cósmico darían lugar a partículas subatómicas 300 000 años después del Big Bang la temperatura desciende a los 3000 grados, lo que hace posible que electrones se unan a los núcleos y se formen los primeros elementos químicos estables, hidrógeno en un 77% y helio en un 23%. Como consecuencia, el número de partículas cargadas disminuye drásticamente encontrando la luz cada vez menos electrones a su paso: el Universo se hace transparente surge la radiación de fondo cósmico.
Existen otras dos teorías compatibles con la del big-bang:
Universo Pulsante: Supone que la actual expansión no es más que una fase de un Universo pulsante que se contrae y se expande periódicamente. De acuerdo con ello se pasaría por fases de reducción de la densidad del Universo y otras de condensación de la materia, alcanzándose densidades insoportables físicamente, lo cual provocaría una explosión y una nueva expansión.
Universo Estacionario: Considera que la densidad del Universo se mantiene constante, pues aunque está en expansión continúa formándose nueva materia en el espacio, a partir de energía, por mecanismos físicos no conocidos. Esta última suposición hace que esta teoría no tengan gran aceptación.
EL SISTEMA SOLAR. CARACTERÍSTICAS Y ORIGEN
Características del Sistema Solar
El SS está formado por el Sol, ocho planetas, más de treinta satélites, varios miles de asteroides y un número indeterminado de cometas y meteoritos. A excepción de Mercurio, todos los planetas giran alrededor del Sol aproximadamente en el mismo plano, en órbitas elípticas.
Todos los planetas, excepto Urano y Venus, giran sobre sus ejes en el mismo sentido en que se mueven alrededor del Sol. También la mayor parte de los satélites presentan este mismo sentido de rotación (de W a E).
Los planetas se pueden clasificar en dos grupos:
§ Los interiores rocosos, Mercurio, Venus, Tierra y Marte, son pequeños y densos.
§ Los exteriores, gigantes gaseosos (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) son grandes y ligeros formados principalmente por H y He.
Para observar la bóveda celeste y las constelaciones más conocidas no hará falta ningún instrumento, para observar cometas o algunas nebulosas sólo serán necesarios unos prismáticos, los grandes planetas se ven a simple vista; pero para observar detalles de los discos de los planetas del sistema solar o sus satélites mayores bastará con un telescopio simple. Si se quiere observar con profundidad y exactitud determinadas características de los astros, se requieren instrumentos que necesitan de la precisión y tecnología de los últimos avances científicos.
Astronomía visible
El telescopio fue el primer instrumento de observación del cielo. Aunque su invención se le atribuye a Hans Lippershey, el primero en utilizar este invento para la astronomía fue Galileo Galilei quien decidió construirse él mismo uno. Desde aquel momento, los avances en este instrumento han sido muy grandes como mejores lentes y sistemas avanzados de posicionamiento.
Actualmente, el telescopio más grande del mundo se llama Very Large Telescope y se encuentra en el observatorio Paranal, al norte de Chile. Consiste en cuatro telescopios ópticos reflectores que se conjugan para realizar observaciones de gran resolución.
Astronomía del espectro electromagnético o radioastronomía
Se han aplicado diversos conocimientos de la física, las matemáticas y de la química a la astronomía. Estos avances han permitido observar las estrellas con muy diversos métodos. La información es recibida principalmente de la detección y el análisis de la radiación electromagnética (luz, infrarrojos, ondas de radio), pero también se puede obtener información de los rayos cósmicos, neutrinos y meteoros.
El Very Large Array. Como muchos otros telescopios, éste es un array interferométrico formado por muchos radiotelescopios más pequeños.
Estos datos ofrecen información muy importante sobre los astros, su composición química, temperatura, velocidad en el espacio, movimiento propio, distancia desde la Tierra y pueden plantear hipótesis sobre su formación, desarrollo estelar y fin.
El análisis desde la Tierra de las radiaciones (infrarrojos, rayos x, rayos gamma, etc.) no sólo resulta obstaculizado por la absorción atmosférica, sino que el problema principal, vigente también en el vacío, consiste en distinguir la señal recogida del “ruido de fondo”, es decir, de la enorme emisión infrarroja producida por la Tierra o por los propios instrumentos. Cualquier objeto que no se halle a 0 K (-273,15 °C) emite señales electromagnéticas y, por ello, todo lo que rodea a los instrumentos produce radiaciones de “fondo”. Hasta los propios telescopios irradian señales. Realizar una termografía de un cuerpo celeste sin medir el calor al que se halla sometido el instrumento resulta muy difícil: además de utilizar película fotográfica especial, los instrumentos son sometidos a una refrigeración continua con helio o hidrógeno líquido.
La radioastronomía se basa en la observación por medio de los radiotelescopios, unos instrumentos con forma de antena que recogen y registran las ondas de radio o radiación electromagnética emitidas por los distintos objetos celestes.
Estas ondas de radio, al ser procesadas ofrecen un espectro analizable del objeto que las emite. La radioastronomía ha permitido un importante incremento del conocimiento astronómico, particularmente con el descubrimiento de muchas clases de nuevos objetos, incluyendo los púlsares (o magnétares), quásares, las denominadas galaxias activas, radiogalaxias y blázares. Esto es debido a que la radiación electromagnética permite “ver” cosas que no son posibles de detectar en las astronomía óptica. Tales objetos representan algunos de los procesos físicos más extremos y energéticos en el universo.
Este método de observación está en constante desarrollo ya que queda mucho por avanzar en esta tecnología.
Diferencia entre la luz visible e infrarroja en la Galaxia del Sombrero ó Messier 104.
Astronomía de infrarrojos
Artículo principal: Astronomía infrarroja
Artículo principal: Espectroscopia infrarroja
Gran parte de la radiación astronómica procedente del espacio (la situada entre 1 y 1000μm) es absorbida en la atmósfera. Por esta razón, los mayores telescopios de radiación infrarroja se construyen en la cima de montañas muy elevadas, se instalan en aeroplanos especiales de cota elevada, en globos, o mejor aún, en satélites de la órbita terrestre.
Astronomía ultravioleta
Imagen que ofrece una observación ultravioleta de los anillos de Saturno. Esta reveladora imagen fue obtenida por la sonda Cassini-Huygens.
La astronomía ultravioleta basa su actividad en la detección y estudio de la radiación ultravioleta que emiten los cuerpos celestes. Este campo de estudio cubre todos los campos de la astronomía. Las observaciones realizadas mediante este método son muy precisas y han realizado avances significativos en cuanto al descubrimiento de la composición de la materia interestelar e intergaláctica, el de la periferia de las estrellas, la evolución en las interacciones de los sistemas de estrellas dobles y las propiedades físicas de los quásares y de otros sistemas estelares activos. En las observaciones realizadas con el satélite artificial Explorador Internacional Ultravioleta, los estudiosos descubrieron que la Vía Láctea está envuelta por un aura de gas con elevada temperatura. Este aparato midió asimismo el espectro ultravioleta de una supernova que nació en la Gran Nube de Magallanes en 1987. Este espectro fue usado por primera vez para observar a la estrella precursora de una supernova.
La Galaxia elíptica M87 emite señales electromagnéticas en todos los espectros conocidos.
Astronomía de rayos X
La emisión de rayos x se cree que procede de fuentes que contienen materia a elevadísimas temperaturas, en general en objetos cuyos átomos o electrones tienen una gran energía. El descubrimiento de la primera fuente de rayos x procedente del espacio en 1962 se convirtió en una sorpresa. Esa fuente denominada Scorpio X-1 está situada en la constelación de Escorpio en dirección al centro de la Vía Láctea. Por este descubrimiento Riccardo Giacconi obtuvo el Premio Nobel de Física en 2002.
El observatorio espacial Swift está específicamente diseñado para percibir señales gamma del universo y sirve de herramienta para intentar clarificar los fenómenos observados.
Astronomía de rayos gamma
Los rayos gamma son radiaciones emitidas por objetos celestes que se encuentran en un proceso energético extremadamente violento. Algunos astros despiden brotes de rayos gamma o también llamados BRGs. Se trata de los fenómenos físicos más luminosos del universo produciendo una gran cantidad de energía en haces breves de rayos que pueden durar desde unos segundos hasta unas pocas horas. La explicación de estos fenómenos es aún objeto de controversia.
Los fenómenos emisores de rayos gamma son frecuentemente explosiones de supernovas, su estudio también intenta clarificar el origen de la primera explosión del universo o big bang.
El Observatorio de Rayos Gamma Compton -ya inexistente- fue el segundo de los llamados grandes observatorios espaciales (detrás del telescopio espacial Hubble) y fue el primer observatorio a gran escala de estos fenómenos. Ha sido reemplazado recientemente por el satélite Fermi. El observatorio orbital INTEGRAL observa el cielo en el rango de los rayos gamma blandos o rayos X duros.
A energías por encima de unas decenas de GeV, los rayos gamma sólo se pueden observar desde el suelo usando los llamados telescopios Cherenkov como MAGIC. A estas energías el universo también puede estudiarse usando partículas distintas a los fotones, tales como los rayos cósmicos o los neutrinos. Es el campo conocido como Física de Astropartículas
El cielo desde Canarias
Las Islas Canarias cuentan con una excepcional calidad del cielo para la observación astronómica. Incluso los cielos canarios están protegidos por la denominada Ley del Cielo. En las islas se encuentran dos de los más prestigiosos observatorios de Europa: el del Roque de los Muchachos en la isla de La Palma y el observatorio de Izaña en la isla de Tenerife.
La calidad astronómica de un observatorio está principalmente definida por la transparencia de sus cielos y por el número de horas de observación útil al año. Esto está íntimamente relacionado con la climatología del lugar y de sus características geográficas. En el caso de las Islas Canarias, su excepcional calidad astronómica es debido a los siguientes factores: están cerca del Ecuador y lejos de las tormentas tropicales; además los Observatorios se encuentran a 2.400 metros sobre el nivel del mar, por encima de la inversión térmica de los vientos alisios, lo
que garantiza que las instalaciones estén por encima del llamado ´mar de nubes´, donde existe una atmósfera limpia sin turbulencias, estabilizada por el océano.
En el Observatorio del Roque de los Muchachos (ORM), al borde del Parque Nacional de la Caldera de Taburiente se encuentra una de las baterías de telescopios más completa del mundo. Si bien este Observatorio es ideal para la observación nocturna, lo es igualmente para la Física Solar. Este observatorio atrae también a la astrofísica de Altas Energías. Además en el verano de 2007 se inauguró el Gran Telescopio de Canarias (“Gran T-Can”) que es el tercero de su rango en el mundo. Con él se espera conocer más sobre los agujeros negros, las estrellas y las galaxias más alejadas del Universo, y las condiciones iniciales del Big bang. Se dice que sería capaz de captar hasta una vela encendida en la Luna.
CONCLUSIÓN
El conocimiento del Universo ha ocupado el pensamiento de las personas desde siempre. En todas las épocas la Humanidad ha tratado de entender cual era su lugar en el Universo. Las interpretaciones y representaciones que se han hecho a lo largo del tiempo han sido apasionantes.
La visión actual nos presenta un Universo gigantesco, ordenado y en continua evolución, relativamente joven, con un pasado turbulento y un futuro incierto. Nuestro planeta Tierra, nuestro Sol, nuestra Galaxia, todo lo que constituye nuestro entorno más inmediato no es más que una minúscula fracción en la inmensidad de ese Cosmos.
El reciente avance en las técnicas de la observación astronómica ha dado lugar a descubrimientos inesperados, que obligan a replantear nuestro modelo del Universo. En los próximos años ideas muy establecidas sobre la naturaleza del Cosmos van a tener que revisarse, y quizá también veamos cambios importantes en las teorías físicas. Hemos de estar preparados para asistir en breve a uno de los momentos estelares de la Historia de la Ciencia
- Libros de texto de 1º de bachillerato de Ciencias para el Mundo Contemporáneo.