TU PRIMER PASO A LAS ESTRELLAS Y MAS ALLÁ DEL SISTEMA SOLAR

TEMARIOTEMARIO

1.1.- Astronomía de Posición 2.1.- Introducción al sistema Solar 3.1.- El Sol y los planetas 4.1.- ¿Que hay en el Universo? 5.1.- Instrumentos ópticos astronómicos 6.1.- Bibliografía útil para aprender

1.1.- Astronomía de Posición 2.1.- Introducción al sistema Solar 3.1.- El Sol y los planetas 4.1.- ¿Que hay en el Universo? 5.1.- Instrumentos ópticos astronómicos 6.1.- Bibliografía útil para aprender

1.1.- Astronomía de Posición1.1.- Astronomía de Posición

1.1.1 Movimientos de la Tierra 1.1.1 Movimientos de la Tierra

1.1.1.1 Movimiento de rotación1.1.1.1 Movimiento de rotación

La Tierra, aunque no parezca esta en movimiento constante, se mueve alrededor del Sol, esto se le llama de Translación, otro es sobre si mismo se le llama Rotación, a esto debemos el día y noche, la Tierra gira sobre sí misma en torno a un eje de rotación una línea imaginaria que la atraviesa de un extremo al otro pero sobre un plano inclinado en poco más de 23º. la Tierra tarda 23h con 56 min en dar una vuelta completa sobre sí misma

La Tierra, aunque no parezca esta en movimiento constante, se mueve alrededor del Sol, esto se le llama de Translación, otro es sobre si mismo se le llama Rotación, a esto debemos el día y noche, la Tierra gira sobre sí misma en torno a un eje de rotación una línea imaginaria que la atraviesa de un extremo al otro pero sobre un plano inclinado en poco más de 23º. la Tierra tarda 23h con 56 min en dar una vuelta completa sobre sí misma

El movimiento de traslación es un movimiento de la Tierra, por el cual nuestro globo se mueve alrededor del Sol impulsado por la gravitación, y en un tiempo de 365 días, 5 horas y 57 minutos . Nuestro planeta describe una trayectoria elíptica de 930 millones de kilómetros, a una distancia media del Sol de 150 millones de kilómetros, ocupando el astro rey uno de sus focos, la distancia Sol-Tierra es 1 U.A. (una Unidad Astronómica es igual a la distancia promedia entre el Sol y la Tierra, es decir, 149.675.000 km) La excentricidad de la órbita terrestre hace variar la distancia entre la Tierra y el Sol en el transcurso de un año. A primeros de enero la Tierra alcanza su máxima proximidad al Sol y se dice que pasa por el perihelio, y a primeros de julio llega a su máxima lejanía y está en afelio. La distancia Tierra-Sol en el perihelio es de 142.700.000 kilómetros y la distancia Tierra-Sol en el afelio es de 151.800.000 kilómetros.

El movimiento de traslación es un movimiento de la Tierra, por el cual nuestro globo se mueve alrededor del Sol impulsado por la gravitación, y en un tiempo de 365 días, 5 horas y 57 minutos . Nuestro planeta describe una trayectoria elíptica de 930 millones de kilómetros, a una distancia media del Sol de 150 millones de kilómetros, ocupando el astro rey uno de sus focos, la distancia Sol-Tierra es 1 U.A. (una Unidad Astronómica es igual a la distancia promedia entre el Sol y la Tierra, es decir, 149.675.000 km) La excentricidad de la órbita terrestre hace variar la distancia entre la Tierra y el Sol en el transcurso de un año. A primeros de enero la Tierra alcanza su máxima proximidad al Sol y se dice que pasa por el perihelio, y a primeros de julio llega a su máxima lejanía y está en afelio. La distancia Tierra-Sol en el perihelio es de 142.700.000 kilómetros y la distancia Tierra-Sol en el afelio es de 151.800.000 kilómetros.

1.1.1.1 Movimiento de rotación


1.1.1.2 Movimiento de precesión de los equinoccios1.1.1.2 Movimiento de precesión de los equinoccios

Los movimientos de rotación y traslación serían los únicos que la Tierra ejecutaría si ésta fuese completamente esférica, pero al ser un elipsoide de forma irregular aplastado por los polos la atracción gravitacional del Sol y de la Luna, y en menor medida de los planetas, sobre el ensanchamiento ecuatorial provocan una especie de lentísimo balanceo en la Tierra durante su movimiento de traslación que recibe el nombre de precesión o precesión de los equinoccios, y que se efectúa en sentido inverso al de rotación

Los movimientos de rotación y traslación serían los únicos que la Tierra ejecutaría si ésta fuese completamente esférica, pero al ser un elipsoide de forma irregular aplastado por los polos la atracción gravitacional del Sol y de la Luna, y en menor medida de los planetas, sobre el ensanchamiento ecuatorial provocan una especie de lentísimo balanceo en la Tierra durante su movimiento de traslación que recibe el nombre de precesión o precesión de los equinoccios, y que se efectúa en sentido inverso al de rotación


Debido a la precesión de los equinoccios se dan las siguientes consecuencias:La posición del polo celeste va cambiando a través de los siglos. 1. Actualmente la estrella Polar, es una estrella que no coincide exactamente con el Polo Norte Celeste, siendo la distancia de la Polar al Polo de aproximadamente 1º, se irá aproximando hasta el año 2015 llegando a una distancia de 30', luego se alejará paulatinamente describiendo un inmenso círculo para volver un poco cerca de su posición actual después de transcurrir 25.765 años. 2) El desplazamiento de la retícula de coordenadas astronómicas respecto a las estrellas. El Punto Aries y las coordenadas de las estrellas varían continuamente. Aunque imperceptibles, estos desplazamientoa son significativos en largos períodos de tiempo y requieren constantes correcciones de dichas coordenadas celestes para un año en concreto. 3) El lento pero continuo deslizamiento que tiene lugar entre las constelaciones y los signos zodiacales, que vinculados a las estaciones siguen a la Tierra en su movimiento. Mientras que ahora, durante las noches invernales, observamos algunas constelaciones como Tauro y Gémini, el Sol se encuentra en las constelaciones estivales como Escorpio y Sagitario. Bien, dentro de 13.000 años en las noches de invierno se observarán a Escorpio y Sagitario mientras que el Sol se encontrará en las constelaciones como Tauro y Gémini.

Debido a la precesión de los equinoccios se dan las siguientes consecuencias:La posición del polo celeste va cambiando a través de los siglos. 1. Actualmente la estrella Polar, es una estrella que no coincide exactamente con el Polo Norte Celeste, siendo la distancia de la Polar al Polo de aproximadamente 1º, se irá aproximando hasta el año 2015 llegando a una distancia de 30', luego se alejará paulatinamente describiendo un inmenso círculo para volver un poco cerca de su posición actual después de transcurrir 25.765 años. 2) El desplazamiento de la retícula de coordenadas astronómicas respecto a las estrellas. El Punto Aries y las coordenadas de las estrellas varían continuamente. Aunque imperceptibles, estos desplazamientoa son significativos en largos períodos de tiempo y requieren constantes correcciones de dichas coordenadas celestes para un año en concreto. 3) El lento pero continuo deslizamiento que tiene lugar entre las constelaciones y los signos zodiacales, que vinculados a las estaciones siguen a la Tierra en su movimiento. Mientras que ahora, durante las noches invernales, observamos algunas constelaciones como Tauro y Gémini, el Sol se encuentra en las constelaciones estivales como Escorpio y Sagitario. Bien, dentro de 13.000 años en las noches de invierno se observarán a Escorpio y Sagitario mientras que el Sol se encontrará en las constelaciones como Tauro y Gémini.

1.1.1.2 Movimiento de precesión de los equinoccios1.1.1.2 Movimiento de precesión de los equinoccios1.1.- Astronomía de Posición1.1.- Astronomía de Posición

1.1.1.3 Movimiento nutación1.1.1.3 Movimiento nutación

Es pequeño movimiento de vaivén del eje de la Tierra. Como la Tierra no es esférica, sino achatada por los polos, la atracción de la Luna sobre el abultamiento ecuatorial de la Tierra provoca el fenómeno de nutación. Para hacernos una idea de este movimiento, imaginemos que, mientras el eje de rotación describe el movimiento cónico de precesión, recorre a su vez una pequeña elipse o bucle en un periodo de 18,6 años, y en una vuelta completa de precesión (25.767 años) la Tierra habrá realizado más de 1.300 bucles.

Es pequeño movimiento de vaivén del eje de la Tierra. Como la Tierra no es esférica, sino achatada por los polos, la atracción de la Luna sobre el abultamiento ecuatorial de la Tierra provoca el fenómeno de nutación. Para hacernos una idea de este movimiento, imaginemos que, mientras el eje de rotación describe el movimiento cónico de precesión, recorre a su vez una pequeña elipse o bucle en un periodo de 18,6 años, y en una vuelta completa de precesión (25.767 años) la Tierra habrá realizado más de 1.300 bucles.


1.1.2 Esfera Terrestre 1.1.2 Esfera Terrestre

1.1.2.1 Coordenadas geográficas1.1.2.1 Coordenadas geográficas

Las coordenadas geográficas son aquellas coordenadas que indican la posición del observador en la superficie terrestre. Estas coordenadas tienen gran importancia en navegación, ya que uno de los problemas fundamentales es obtener la situación, por ejemplo, de un observador o de un barco. vamos a definir los puntos y líneas de nuestra esfera terrestre:Eje y polos: La Tierra gira alrededor de un eje denominado Eje de la Tierra, o Eje del Mundo, o Línea de los Polos. A los extremos de este eje se llaman Polo Norte y Polo Sur.Ecuador: Es el círculo máximo normal al Eje de la Tierra. Los polos están separados 90º del Ecuador. El Ecuador divide a la Tierra en dos semiesferas o hemisferios, llamados Hemisferio Norte y Hemisferio Sur, según el Polo que tienen en su centro.Paralelos: Son los círculos menores paralelos al Ecuador; hay infinitos paralelos pero tienen nombre especial los siguientes:Trópico de Cáncer Trópico de Capricornio Círculo Polar Ártico Círculo Polar Antártico

Las coordenadas geográficas son aquellas coordenadas que indican la posición del observador en la superficie terrestre. Estas coordenadas tienen gran importancia en navegación, ya que uno de los problemas fundamentales es obtener la situación, por ejemplo, de un observador o de un barco. vamos a definir los puntos y líneas de nuestra esfera terrestre:Eje y polos: La Tierra gira alrededor de un eje denominado Eje de la Tierra, o Eje del Mundo, o Línea de los Polos. A los extremos de este eje se llaman Polo Norte y Polo Sur.Ecuador: Es el círculo máximo normal al Eje de la Tierra. Los polos están separados 90º del Ecuador. El Ecuador divide a la Tierra en dos semiesferas o hemisferios, llamados Hemisferio Norte y Hemisferio Sur, según el Polo que tienen en su centro.Paralelos: Son los círculos menores paralelos al Ecuador; hay infinitos paralelos pero tienen nombre especial los siguientes:Trópico de Cáncer Trópico de Capricornio Círculo Polar Ártico Círculo Polar Antártico



La Tierra queda dividida por estos paralelos en cinco Zonas que reciben los siguientes nombres:Una zona tórrida, comprendida entre los trópicos y que el Ecuador divide en dos partes. coincide con la máxima y mínima declinación del Sol, y por tanto, este astro alcanza grandes alturas en esta zona llegando a culminar en el cenit dos veces al año. Por ello, los rayos solares inciden casi normalmente sobre dicha zona y es la más calurosa.Dos zonas templadas, limitadas por los trópicos y los círculos polares. En las dos zonas templadas, los rayos solares inciden más oblicuamente, nunca culmina el Sol en el cenit y al aumentar la latitud el Sol alcanza menos altura y, por tanto, la temperatura en esta zona es menos elevada que en la anterior. Dos zonas glaciares, las extremas comprendidas entre los círculos polares y los polares, los rayos del Sol inciden muy oblicuamente, calentando poco. En estas zonas los días y la noches tienen mayores duraciones, tanto mayor cuanto mayor es la latitud, hasta llegar a los polos en que la noche y el día tienen una duración de seis meses, aunque existen los crepúsculos que duran unos dos meses, nos referimos al Sol de Medianoche.

La Tierra queda dividida por estos paralelos en cinco Zonas que reciben los siguientes nombres:Una zona tórrida, comprendida entre los trópicos y que el Ecuador divide en dos partes. coincide con la máxima y mínima declinación del Sol, y por tanto, este astro alcanza grandes alturas en esta zona llegando a culminar en el cenit dos veces al año. Por ello, los rayos solares inciden casi normalmente sobre dicha zona y es la más calurosa.Dos zonas templadas, limitadas por los trópicos y los círculos polares. En las dos zonas templadas, los rayos solares inciden más oblicuamente, nunca culmina el Sol en el cenit y al aumentar la latitud el Sol alcanza menos altura y, por tanto, la temperatura en esta zona es menos elevada que en la anterior. Dos zonas glaciares, las extremas comprendidas entre los círculos polares y los polares, los rayos del Sol inciden muy oblicuamente, calentando poco. En estas zonas los días y la noches tienen mayores duraciones, tanto mayor cuanto mayor es la latitud, hasta llegar a los polos en que la noche y el día tienen una duración de seis meses, aunque existen los crepúsculos que duran unos dos meses, nos referimos al Sol de Medianoche.


1.1.2.1 Coordenadas geográficas

Meridianos: Son los círculos máximos que pasan por los polos y son normales al Ecuador. Los polos dividen a este meridiano en dos partes, se llama meridiano superior Pn, a la otra mitad se la denomina meridiano inferior Ps

Primer meridiano: Es el meridiano que se toma como origen para medir las longitudes; actualmente es el Meridiano de Greenwich


Latitud: es el arco de meridiano contado desde el Ecuador al punto donde se encuentra el observador. Se representa por la letra f o por l. La latitud siempre es menor de 90º y se llama latitud Norte cuando el observador o el lugar se encuentra en el Hemisferio Norte y se llama latitud Sur cuando está en el Hemisferio Sur. En los cálculos a las latitudes Norte se les da signo positivo y a las latitudes Sur signo negativo. Los puntos que se encuentran en la misma latitud se encuentran en el mismo paralelo.

Latitud: es el arco de meridiano contado desde el Ecuador al punto donde se encuentra el observador. Se representa por la letra f o por l. La latitud siempre es menor de 90º y se llama latitud Norte cuando el observador o el lugar se encuentra en el Hemisferio Norte y se llama latitud Sur cuando está en el Hemisferio Sur. En los cálculos a las latitudes Norte se les da signo positivo y a las latitudes Sur signo negativo. Los puntos que se encuentran en la misma latitud se encuentran en el mismo paralelo.



Longitud: Es el arco de Ecuador contado desde el meridiano superior de Greenwich hasta el meridiano superior del lugar. Se cuenta menos de 180º, llamándose longitud Oeste (W) cuando, vista desde fuera de la Tierra y el Polo Norte arriba, el lugar queda a la izquierda del meridiano superior de Greenwich y longitud Este (E) cuando, en estas condiciones, el lugar queda a la derecha del meridiano superior de Greenwich. Podemos decir que los paralelos son los lugares geométricos de los puntos que tienen la misma latitud y los meridianos son los lugares geométricos de los puntos que tienen la misma longitud. Se representa por el símbolo L.

Longitud: Es el arco de Ecuador contado desde el meridiano superior de Greenwich hasta el meridiano superior del lugar. Se cuenta menos de 180º, llamándose longitud Oeste (W) cuando, vista desde fuera de la Tierra y el Polo Norte arriba, el lugar queda a la izquierda del meridiano superior de Greenwich y longitud Este (E) cuando, en estas condiciones, el lugar queda a la derecha del meridiano superior de Greenwich. Podemos decir que los paralelos son los lugares geométricos de los puntos que tienen la misma latitud y los meridianos son los lugares geométricos de los puntos que tienen la misma longitud. Se representa por el símbolo L.



Conociendo las coordenadas geográficas (f, L) podemos situar el punto donde nos encontramos en la superficie terrestre. Para ello se toma en el Ecuador a partir del meridiano superior de Greenwich un arco igual a la longitud, si está el Polo Norte arriba, hacia la izquierda si es longitud Oeste o hacia la derecha si es longitud Este; en caso de tener el Polo sur arriba los sentidos son opuestos. Por el extremo de dicho arco trazamos el meridiano del lugar. Sobre este meridiano del lugar tomamos un arco igual a la latitud, el punto marcado corresponde a las coordenadas conocidas.

Conociendo las coordenadas geográficas (f, L) podemos situar el punto donde nos encontramos en la superficie terrestre. Para ello se toma en el Ecuador a partir del meridiano superior de Greenwich un arco igual a la longitud, si está el Polo Norte arriba, hacia la izquierda si es longitud Oeste o hacia la derecha si es longitud Este; en caso de tener el Polo sur arriba los sentidos son opuestos. Por el extremo de dicho arco trazamos el meridiano del lugar. Sobre este meridiano del lugar tomamos un arco igual a la latitud, el punto marcado corresponde a las coordenadas conocidas.



2.1.- Introducción al sistema Solar2.1.- Introducción al sistema Solar

2.1.1 Origen del Universo2.1.1 Origen del Universo

Teoría del Big BangTeoría del Big Bang

La teoría del Big Bang o gran explosión, supone que, hace entre 12.000 y 15.000 millones de años, toda la materia del Universo estaba concentrada en una zona extraordinariamente pequeña del espacio, y explotó. La materia salió impulsada con gran energía en todas direcciones.

Los choques y un cierto desorden hicieron que la materia se agrupara y se concentrase más en algunos lugares del espacio, y se formaron las primeras estrellas y las primeras galaxias. Desde entonces, el Universo continúa en constante movimiento y evolución.

Esta teoría se basa en observaciones rigurosas y es matemáticamente correcta desde un instante después de la explosión, pero no tiene una explicación para el momento cero del origen del Universo, llamado "singularidad".

La teoría del Big Bang o gran explosión, supone que, hace entre 12.000 y 15.000 millones de años, toda la materia del Universo estaba concentrada en una zona extraordinariamente pequeña del espacio, y explotó. La materia salió impulsada con gran energía en todas direcciones.

Los choques y un cierto desorden hicieron que la materia se agrupara y se concentrase más en algunos lugares del espacio, y se formaron las primeras estrellas y las primeras galaxias. Desde entonces, el Universo continúa en constante movimiento y evolución.

Esta teoría se basa en observaciones rigurosas y es matemáticamente correcta desde un instante después de la explosión, pero no tiene una explicación para el momento cero del origen del Universo, llamado "singularidad".

Teoría inflacionaria Teoría inflacionaria

La teoría inflacionaria de Alan Guth intenta explicar los primeros instantes del Universo. Se basa en estudios sobre campos gravitatorios fortísimos, como los que hay cerca de un agujero negro.

Supone que una fuerza única se dividió en las cuatro que ahora conocemos, produciendo el origen al Universo.

El empuje inicial duró un tiempo prácticamente inapreciable, pero fue tan violenta que, a pesar de que la atracción de la gravedad frena las galaxias, el Universo todavía crece.

No se puede imaginar el Big Bang como la explosión de un punto de materia en el vacío, porque en este punto se concentraban toda la materia, la energía, el espacio y el tiempo. No había ni "fuera" ni "antes". El espacio y el tiempo también se expanden con el Universo.

La teoría inflacionaria de Alan Guth intenta explicar los primeros instantes del Universo. Se basa en estudios sobre campos gravitatorios fortísimos, como los que hay cerca de un agujero negro.

Supone que una fuerza única se dividió en las cuatro que ahora conocemos, produciendo el origen al Universo.

El empuje inicial duró un tiempo prácticamente inapreciable, pero fue tan violenta que, a pesar de que la atracción de la gravedad frena las galaxias, el Universo todavía crece.

No se puede imaginar el Big Bang como la explosión de un punto de materia en el vacío, porque en este punto se concentraban toda la materia, la energía, el espacio y el tiempo. No había ni "fuera" ni "antes". El espacio y el tiempo también se expanden con el Universo.

2.1.1 Origen del Universo2.1.1 Origen del Universo


2.1.2. Las leyes de Kepler

La naturaleza de las órbitas de los planetas fue uno de los problemas astronómicos más difíciles. Fue resuelto en el siglo XVII por el astrónomo alemán Johannes Kepler. El descubrimiento de sus tres leyes (sobre el movimiento de los planetas alrededor del Sol) se debe a los cálculos de gran precisión que hizo su maestro Tycho Brahe sobre el planeta Marte. La primera ley la enunció en 1609 y la tercera en 1618.La primera ley dice que "todos los planetas se mueven describiendo órbitas elípticas encontrándose el Sol en uno de sus focos"La segunda ley dice que "las áreas barridas por los radios-vectores, la recta que une al planeta con el Sol, son proporcionales a los tiempos empleados en recorrerlas, es decir, en tiempos iguales son iguales".La tercera y última ley dice "los cuadrados de los periodos (T) de los planetas (el periodo es el tiempo que tarda un planeta en completar su revolución) son proporcionales a los cubos de los semiejes mayores (D) de éstas órbitas".


Según la 1ª ley, al ser las órbitas de los planetas elipses y ocupando el Sol uno de sus focos la distancia del planeta al Sol varía siendo la distancia mínima cuando el planeta se encuentra en el perihelio y la distancia máxima cuando el planeta se encuentra en afelio. La línea que va desde el perihelio al afelio se la denomina línea de los ápsides.

Las elipses de los planetas tienen poca excentricidad, o sea, sus órbitas son casi circulares. Los planetas recorren sus órbitas en sentido directo (contrario al de las agujas del reloj para un observador situado en el Polo Norte).

2.1.2. Las leyes de Kepler


Según la 2ª ley, la velocidad del planeta no es uniforme, siendo mayor en el perihelio que en el afelio, por ser la distancia al Sol en el primero menor que en el segundo. Es decir " que en tiempos iguales los arcos de elipse recorridos por un planeta son tanto mayores cuando más cercanos se encuentra el planeta al Sol". Esta diferencia de velocidades, como posteriormente demostró Newton, es debida a la atracción que la masa del Sol ejerce sobre la masa del planeta, por lo que al estar el planeta próximo al Sol aumenta la atracción y su velocidad es mayor.

Según la 3ª ley, se deduce que la velocidad media con que recorren las órbitas los planetas en tanto menor cuanto más alejado se encuentren los planetas del Sol.Las tres leyes de Kepler también se cumplen en los movimientos de los satélites alrededor de sus planetas.

Según la 2ª ley, la velocidad del planeta no es uniforme, siendo mayor en el perihelio que en el afelio, por ser la distancia al Sol en el primero menor que en el segundo. Es decir " que en tiempos iguales los arcos de elipse recorridos por un planeta son tanto mayores cuando más cercanos se encuentra el planeta al Sol". Esta diferencia de velocidades, como posteriormente demostró Newton, es debida a la atracción que la masa del Sol ejerce sobre la masa del planeta, por lo que al estar el planeta próximo al Sol aumenta la atracción y su velocidad es mayor.

Según la 3ª ley, se deduce que la velocidad media con que recorren las órbitas los planetas en tanto menor cuanto más alejado se encuentren los planetas del Sol.Las tres leyes de Kepler también se cumplen en los movimientos de los satélites alrededor de sus planetas.

2.1.2. Las leyes de Kepler2.1.2. Las leyes de Kepler


2.1.3 La Luna2.1.3 La Luna

2.1.3.1. Orbita Lunar2.1.3.1. Orbita Lunar

La Luna es el único satélite natural de la Tierra. La luna gira alrededor de su eje (rotación) en aproximadamente 27.32 días y se traslada alrededor de la Tierra (traslación) en el mismo intervalo de tiempo, de ahí que siempre nos muestra la misma cara. Además, nuestro satélite completa una revolución relativa al Sol en aproximadamente 29.53 días, período en el cual comienzan a repetirse las fases lunares.

La Luna es el único satélite natural de la Tierra. La luna gira alrededor de su eje (rotación) en aproximadamente 27.32 días y se traslada alrededor de la Tierra (traslación) en el mismo intervalo de tiempo, de ahí que siempre nos muestra la misma cara. Además, nuestro satélite completa una revolución relativa al Sol en aproximadamente 29.53 días, período en el cual comienzan a repetirse las fases lunares.


2.1.3.2 Rotación y traslación de la Luna 2.1.3.2 Rotación y traslación de la Luna

La Luna gira alrededor de la Tierra aproximadamente una vez al mes. Si la Tierra no girara en un día completo, sería muy fácil detectar el movimiento de la Luna en su órbita. Este movimiento hace que la Luna avance alrededor de 12 grados en el cielo cada día.

Si la Tierra no rotara, lo que veríamos sería la Luna cruzando la bóveda celeste durante dos semanas, y luego se iría y tardaría dos semanas ausente, durante las cuales la Luna sería visible en el lado opuesto del Globo.

Sin embargo, la Tierra completa un giro cada día, mientras que la Luna se mueve en su órbita también hacia el este.

El giro de la Tierra y el movimiento orbital de la Luna se combinan, de tal suerte que la salida de la Luna se retrasa del orden de 50 minutos cada día.

La Luna gira alrededor de la Tierra aproximadamente una vez al mes. Si la Tierra no girara en un día completo, sería muy fácil detectar el movimiento de la Luna en su órbita. Este movimiento hace que la Luna avance alrededor de 12 grados en el cielo cada día.

Si la Tierra no rotara, lo que veríamos sería la Luna cruzando la bóveda celeste durante dos semanas, y luego se iría y tardaría dos semanas ausente, durante las cuales la Luna sería visible en el lado opuesto del Globo.

Sin embargo, la Tierra completa un giro cada día, mientras que la Luna se mueve en su órbita también hacia el este.

El giro de la Tierra y el movimiento orbital de la Luna se combinan, de tal suerte que la salida de la Luna se retrasa del orden de 50 minutos cada día.


2.1.3.3. Libración lunar 2.1.3.3. Libración lunar

Para notar el movimiento de la Luna en su órbita, hay que tener en cuenta su ubicación en el momento de la puesta de Sol durante algunos días. Su movimiento orbital la llevará a un punto más hacia el este en el cielo en el crepüsculo cada día.

El movimiento propio de la Luna se traduce en un desplazamiento de oeste a este, pero su movimiento aparente se produce de este a oeste, consecuencia del movimiento de rotación de la Tierra.

La máxima superficie de la Luna visible desde la Tierra no es exactamente el 50% sino llega hasta el 59%, por un efecto conocido como libración. La excentricidad de la órbita lunar hace que la velocidad orbital no sea constante y que, por tanto, puedan resultar visibles en el curso de un mes partes normalmente escondidas en los bordes este y oeste. En este caso se habla de una libración en longitud. De forma similar se tiene una libración en la latitud como efecto de la inclinación de unos 5 grados de la órbita lunar sobre el plano de la eclíptica.

Para notar el movimiento de la Luna en su órbita, hay que tener en cuenta su ubicación en el momento de la puesta de Sol durante algunos días. Su movimiento orbital la llevará a un punto más hacia el este en el cielo en el crepüsculo cada día.

El movimiento propio de la Luna se traduce en un desplazamiento de oeste a este, pero su movimiento aparente se produce de este a oeste, consecuencia del movimiento de rotación de la Tierra.

La máxima superficie de la Luna visible desde la Tierra no es exactamente el 50% sino llega hasta el 59%, por un efecto conocido como libración. La excentricidad de la órbita lunar hace que la velocidad orbital no sea constante y que, por tanto, puedan resultar visibles en el curso de un mes partes normalmente escondidas en los bordes este y oeste. En este caso se habla de una libración en longitud. De forma similar se tiene una libración en la latitud como efecto de la inclinación de unos 5 grados de la órbita lunar sobre el plano de la eclíptica.


2.1.3.4. Las fases de la luna 2.1.3.4. Las fases de la luna

Según la disposición de la Luna, la Tierra y el Sol, se ve iluminada una mayor o menor porción de la cara visible de la luna. Según la disposición de la Luna, la Tierra y el Sol, se ve iluminada una mayor o menor porción de la cara visible de la luna.

La Luna Nueva o novilunio es cuando la Luna está entre la Tierra y el Sol y por lo tanto no la vemos.En el Cuarto Creciente, la Luna, la Tierra y el Sol forman un ángulo recto, por lo que se puede observar en el cielo la mitad de la Luna, en su período de crecimiento.La Luna Llena o plenilunio ocurre cuando La Tierra se ubica entre el Sol y la Luna; ésta recibe los rayos del sol en su cara visible, por lo tanto, se ve completa.Finalmente, en el Cuarto Menguante los tres cuerpos vuelven a formar ángulo recto, por lo que se puede observar en el cielo la otra mitad de la cara lunar.

La Luna Nueva o novilunio es cuando la Luna está entre la Tierra y el Sol y por lo tanto no la vemos.En el Cuarto Creciente, la Luna, la Tierra y el Sol forman un ángulo recto, por lo que se puede observar en el cielo la mitad de la Luna, en su período de crecimiento.La Luna Llena o plenilunio ocurre cuando La Tierra se ubica entre el Sol y la Luna; ésta recibe los rayos del sol en su cara visible, por lo tanto, se ve completa.Finalmente, en el Cuarto Menguante los tres cuerpos vuelven a formar ángulo recto, por lo que se puede observar en el cielo la otra mitad de la cara lunar.


2.1.3.5 Los eclipses 2.1.3.5 Los eclipses

Un eclipse es el oscurecimiento de un cuerpo celeste por otro. Como los cuerpos celestes no están quietos en el firmamento, a veces la sombra que uno proyecta tapa al otro, por lo que éste último se ve oscuro.

En el caso de la Tierra, la Luna y el Sol tenemos dos modalidades: eclipses de Sol, que consisten en el oscurecimiento del Sol visto desde la Tierra, debido a la sombra que la Luna proyecta; y eclipses de Luna, que son el oscurecimiento de la Luna vista desde la Tierra, debido que ésta se situa en la zona de sombra que proyecta la Tierra.

Un eclipse es el oscurecimiento de un cuerpo celeste por otro. Como los cuerpos celestes no están quietos en el firmamento, a veces la sombra que uno proyecta tapa al otro, por lo que éste último se ve oscuro.

En el caso de la Tierra, la Luna y el Sol tenemos dos modalidades: eclipses de Sol, que consisten en el oscurecimiento del Sol visto desde la Tierra, debido a la sombra que la Luna proyecta; y eclipses de Luna, que son el oscurecimiento de la Luna vista desde la Tierra, debido que ésta se situa en la zona de sombra que proyecta la Tierra.


Cuando la luna se interpone entre la tierra y el sol, el cono de su sombra se proyecta sobre una zona de la tierra, y las personas que habitan en esa zona quedan en la oscuridad, como si fuese de noche, porque la luna eclipsa, tapa al sol. Este astro se ve como cubierto, que no es otra cosa sino la luna. Esto es un eclipse de sol.

Del mismo modo, cuando la luna cruza el cono de sombra de la tierra, desaparece a la vista de los habitantes del hemisferio no iluminado (noche) los cuales pueden presenciar, en su totalidad, el eclipse de luna.

2.1.3.5 Los eclipses


El eclipse de sol se produce solamente sobre una pequeña faja de la tierra, porque la luna, por su menor tamaño, no oculta completamente al sol para la totalidad de la tierra.

Los eclipses de luna pueden ser de dos tipos: Totales: cuando están en el cono de sombra de la tierra, y parciales: cuando sólo se introduce parcialmente en la sombra.

Por su parte, los eclipses de sol pueden ser de tres tipos:

Totales: Cuando la luna se interpone entre el sol y la tierra, Y los habitantes no ven la luz solar durante algunos minutos.

Parciales: Cuando la penumbra abarca una extensión de tierra y los habitantes que están en ella sólo ven una porción de sol.

Anulares: Cuando el cono de sombra de la luna no llega hasta la tierra porque se encuentra demasiado lejos del planeta para ocultar el disco solar.

El eclipse de sol se produce solamente sobre una pequeña faja de la tierra, porque la luna, por su menor tamaño, no oculta completamente al sol para la totalidad de la tierra.

Los eclipses de luna pueden ser de dos tipos: Totales: cuando están en el cono de sombra de la tierra, y parciales: cuando sólo se introduce parcialmente en la sombra.

Por su parte, los eclipses de sol pueden ser de tres tipos:

Totales: Cuando la luna se interpone entre el sol y la tierra, Y los habitantes no ven la luz solar durante algunos minutos.

Parciales: Cuando la penumbra abarca una extensión de tierra y los habitantes que están en ella sólo ven una porción de sol.

Anulares: Cuando el cono de sombra de la luna no llega hasta la tierra porque se encuentra demasiado lejos del planeta para ocultar el disco solar.

2.1.3.5 Los eclipses 2.1.3.5 Los eclipses


3.1.1. Características del Sistema Solar 3.1.1. Características del Sistema Solar

El Sistema Solar está formado por una estrella central, el Sol, los cuerpos que le acompañan y el espacio que queda entre ellos.

Nueve planetas giran alrededor del Sol: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón. La Tierra es nuestro planeta y tiene un satélite, la Luna. Algunos planetas tienen satélites, otros no.

Los asteroides son rocas más pequeñas que también giran, la mayoría entre Marte y Júpiter. Además, están los cometas que se acercan y se alejan mucho del Sol.

A veces llega a la Tierra un fragmento de materia extraterrestre. La mayoría se encienden y se desintegran cuando entran en la atmosfera. Son los meteoritos.

Los planetas, muchos de los satélites de los planetas y los asteroides giran alrededor del Sol en la misma dirección, en órbitas casi circulares. Cuando se observa desde lo alto del polo norte del Sol, los planetas orbitan en una dirección contraria al movimiento de las agujas del reloj.

El Sistema Solar está formado por una estrella central, el Sol, los cuerpos que le acompañan y el espacio que queda entre ellos.

Nueve planetas giran alrededor del Sol: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón. La Tierra es nuestro planeta y tiene un satélite, la Luna. Algunos planetas tienen satélites, otros no.

Los asteroides son rocas más pequeñas que también giran, la mayoría entre Marte y Júpiter. Además, están los cometas que se acercan y se alejan mucho del Sol.

A veces llega a la Tierra un fragmento de materia extraterrestre. La mayoría se encienden y se desintegran cuando entran en la atmosfera. Son los meteoritos.

Los planetas, muchos de los satélites de los planetas y los asteroides giran alrededor del Sol en la misma dirección, en órbitas casi circulares. Cuando se observa desde lo alto del polo norte del Sol, los planetas orbitan en una dirección contraria al movimiento de las agujas del reloj.

3.1.- El Sol y los planetas3.1.- El Sol y los planetas

El Sol contiene el 99.85% de toda la materia en el Sistema Solar. Los planetas están condensados del mismo material del que está formado el Sol, contienen sólo el 0.135% de la masa del sistema solar. Júpiter contiene más de dos veces la materia de todos los otros planetas juntos.

Los satélites de los planetas, cometas, asteroides, meteoroides, y el medio interplanetario constituyen el restante 0.015%.

El Sol contiene el 99.85% de toda la materia en el Sistema Solar. Los planetas están condensados del mismo material del que está formado el Sol, contienen sólo el 0.135% de la masa del sistema solar. Júpiter contiene más de dos veces la materia de todos los otros planetas juntos.

Los satélites de los planetas, cometas, asteroides, meteoroides, y el medio interplanetario constituyen el restante 0.015%.


3.1.1. Características del Sistema Solar 3.1.1. Características del Sistema Solar

3.1.2. Formación del Sistema Solar

Es difícil precisar el origen del Sistema Solar. Los científicos creen que puede situarse hace unos 4.650 millones de años. Según la teoría de Laplace, una inmensa nube de gas y polvo se contrajo a causa de la fuerza de la gravedad y comenzó a girar a gran velocidad, probablemente, debido a la explosión de una supernova cercana.La mayor parte de la materia se acumuló en el centro. La presión era tan elevada que los átomos comenzaron a partirse, liberando energia y formando una estrella.Al mismo tiempo se iban definiendo algunos remolinos que, al crecer, aumentaban su gravedad y recogían más materiales en cada vuelta.


Hay cinco teorías consideradas razonables:1. La teoría de Acreción asume que el Sol pasó a través de una densa nube interestelar, y emergió rodeado de un envoltorio de polvo y gas.2. La teoría de los Proto-planetas dice que inicialmente hubo una densa nube interestelar que formó un cúmulo. Las estrellas resultantes, por ser grandes, tenian bajas velocidades de rotación, en cambio los planetas, formados en la misma nube, tenían velocidades mayores cuando fueron capturados por las estrellas, incluido el Sol.3. La teoría de Captura explica que el Sol interactuó con una proto-estrella cercana, sacando materia de esta. La baja velocidad de rotación del Sol, se explica como debida a su formación anterior a la de los planetas.4. La teoría Laplaciana Moderna asume que la condensación del Sol contenía granos de polvo sólido que, a causa del roce en el centro, frenaron la rotación solar. Después la temperatura del Sol aumentó y el polvo se evaporó.5. La teoría de la Nebulosa Moderna se basa en la observación de estrellas jóvenes, rodeadas de densos discos de polvo que se van frenando. Al concentrarse la mayor parte de la masa en el centro, los trozos exteriores, ya separados, reciben más energía y se frenan menos, con lo que aumenta la diferencia de velocidades.

3.1.2. Formación del Sistema Solar


3.1.3. El Sol

Es la estrella más cercana a la Tierra y el mayor elemento del Sistema Solar. Las estrellas son los únicos cuerpos del Universo que emiten luz. El Sol es también nuestra principal fuente de energía, que se manifesta, sobre todo, en forma de luz y calor.

El Sol contiene más del 99% de toda la materia del Sistema Solar. Ejerce una fuerte atracción gravitatoria sobre los planetas y los hace girar a su alrededor.

El Sol se formó hace 4.650 millones de años y tiene combustible para 5.000 millones más. Después, comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente, se hundirá por su propio peso y se convertirá en una enana blanca, que puede tardar un trillón de años en enfriarse.


Desde la Tierra sólo vemos la capa exterior. Se llama fotosfera y tiene una temperatura de unos 6.000 ºC, con zonas más frías (4.000 ºC) que llamamos manchas solares. El Sol es una bola que puede dividirse en capas concéntricas. De dentro a fuera son:Núcleo: es la zona del Sol donde se produce la fusión nuclear debido a la alta temperatura, es decir, el generador de la energía del Sol.Zona Radiativa:: las partículas que transportan la energía (fotones) intentan escapar al exterior en un viaje que puede durar unos 100.000 años debido a que éstos fotones son absorbidos continuamente y reemitidos en otra dirección distinta a la que tenían.Zona Convectiva: en ésta zona se produce el fenómeno de la convección, es decir, columnas de gas caliente ascienden hasta la superficie, se enfrían y vuelven a descender.Fotosfera: es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte del Sol que nosotros vemos, la superfície. Desde aquí se irradia luz y calor al espacio. La temperatura es de unos 5.000°C. En la fotosfera aparecen las manchas oscuras y las fáculas que son regiones brillantes alrededor de las manchas, con una temperatura superior a la normal de la fotosfera y que están relacionadas con los campos magnéticos del Sol.Cromosfera: sólo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de Sol. Es de color rojizo, de densidad muy baja y de temperatura altísima, de medio millon de grados. Esta formada por gases enrarecidos y en ella existen fortísimos campos magnéticos.Corona: capa de gran extensión, temperaturas altas y de bajísima densidad. Está formada por gases enrarecidos y gigantescos campos magnéticos que varían su forma de hora en hora. Ésta capa es impresionante vista durante la fase de totalidad de un eclipse de Sol.

3.1.3. El Sol


3.1.3. El Sol

Las manchas solares tienen una parte central obscura conocida como umbra, rodeada de una región más clara llamada penumbra. Las manchas solares son obscuras ya que son más frías que la fotosfera que las rodea.Son el lugar de fuertes campos magnéticos. La razón por la cual las manchas solares son frías no se entiende todavía, pero una posibilidad es que el campo magnético en las manchas no permite la convección debajo de ellas.Las manchas solares generalmente crecen y duran desde varios días hasta varios meses. Las observaciones de las manchas solares reveló primero que el Sol rota en un período de 27 días (visto desde la Tierra). El número de manchas solares no es constante, y cambia en un período de 11 años conocido como el ciclo solar.

Las protuberancias solares son enormes chorros de gas caliente expulsados desde la superficie del Sol, que se extienden a muchos miles de kilómetros. Las mayores llamaradas pueden durar varios meses. El campo magnético del Sol desvia algunas protuberancias que forman así un gigantesco arco. Se producen en la cromosfera que está a unos 100.000 grados de temperatura.Las protuberancias son fenómenos espectaculares. Aparecen en el limbo del Sol como nubes flameantes en la alta atmósfera y corona inferior y están constituidas por nubes de materia a temperatura más baja y densidad más alta que la de su alrededor.Las temperaturas en su parte central son, aproximadamente, una centésima parte de la temperatura de la corona, mientras que su densidad es unas 100 veces la de la corona ambiente. Por lo tanto, la presión del gas dentro de una protuberancia es aproximadamente igual a la de su alrededor.


El viento solar El viento solar

El viento solar es un flujo de partículas cargadas, principalmente protones y electrones, que escapan de la atmósfera externa del sol a altas velocidades y penetran en el Sistema Solar.

Algunas de estas partículas cargadas quedan atrapadas en el campo magnético terrestre girando en espiral a lo largo de las líneas de fuerza de uno a otro polo magnético. Las auroras boreales y australes son el resultado de las interacciones de estas partículas con las moléculas de aire.

La velocidad del viento solar es de cerca de 400 kilómetros por segundo en las cercanías de la órbita de la Tierra. El punto donde el viento solar se encuentra que proviene de otras estrellas se llama heliopausa, y es el límite teórico del Sistema Solar. Se encuantra a unas 100 UA del Sol. El espacio dentro del límite de la heliopausa, conteniendo al Sol y al sistema solar, se denomina heliosfera

El viento solar es un flujo de partículas cargadas, principalmente protones y electrones, que escapan de la atmósfera externa del sol a altas velocidades y penetran en el Sistema Solar.

Algunas de estas partículas cargadas quedan atrapadas en el campo magnético terrestre girando en espiral a lo largo de las líneas de fuerza de uno a otro polo magnético. Las auroras boreales y australes son el resultado de las interacciones de estas partículas con las moléculas de aire.

La velocidad del viento solar es de cerca de 400 kilómetros por segundo en las cercanías de la órbita de la Tierra. El punto donde el viento solar se encuentra que proviene de otras estrellas se llama heliopausa, y es el límite teórico del Sistema Solar. Se encuantra a unas 100 UA del Sol. El espacio dentro del límite de la heliopausa, conteniendo al Sol y al sistema solar, se denomina heliosfera


3.1.3. El Sol3.1.3. El Sol


3.1.4. Los Planetas

Los planetas giran alrededor del Sol. No tienen luz propia, sino que reflejan la luz solar.

Los planetas tienen diversos movimientos. Los más importantes son dos: el de rotación y el de translación. Por el de rotación, giran sobre sí mismos alrededor del eje. Ésto determina la duración del día del planeta. Por el de translación, los planetas describen órbitas alrededor del Sol. Cada órbita es el año del planeta. Cada planeta tarda un tiempo diferente para completarla. Cuanto más lejos, más tiempo. Giran casi en el mismo plano, excepto Plutón, que tiene la órbita más inclinada, excéntrica y alargada.

Los planetas tienen diversos movimientos. Los más importantes son dos: el de rotación y el de translación. Por el de rotación, giran sobre sí mismos alrededor del eje. Ésto determina la duración del día del planeta. Por el de translación, los planetas describen órbitas alrededor del Sol. Cada órbita es el año del planeta. Cada planeta tarda un tiempo diferente para completarla. Cuanto más lejos, más tiempo. Giran casi en el mismo plano, excepto Plutón, que tiene la órbita más inclinada, excéntrica y alargada.

Los planetas tienen forma casi esférica, como una pelota un poco aplanada por los polos.

Los planetas tienen forma casi esférica, como una pelota un poco aplanada por los polos.

Los materiales compactos están en el núcleo. Los gases, si hay, forman una atmosfera sobre la superficie. Mercurio, Venus, la Tierra, Marte y Plutón son planetas pequeños y rocosos, con densidad alta. Tienen un movimiento de rotación lento, pocas lunas (o ninguna) y forma bastante redonda. Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, los gigantes gaseosos, son enormes y ligeros, hechos de gas y hielo. Estos planetas giran deprisa y tienen muchos satélites, más abultamiento ecuatorial y anillos.

Los materiales compactos están en el núcleo. Los gases, si hay, forman una atmosfera sobre la superficie. Mercurio, Venus, la Tierra, Marte y Plutón son planetas pequeños y rocosos, con densidad alta. Tienen un movimiento de rotación lento, pocas lunas (o ninguna) y forma bastante redonda. Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, los gigantes gaseosos, son enormes y ligeros, hechos de gas y hielo. Estos planetas giran deprisa y tienen muchos satélites, más abultamiento ecuatorial y anillos.

Planetas Radio

ecuatorial Distancia

al Sol (km.) Lunas Periodo de

Rotación Órbita Inclinación

del eje Inclin.orbital

Mercurio 2.440 km. 57.910.000 0 58,6 dias 87,97 dias 0,00 º 7,00 º

Venus 6.052 km. 108.200.000 0 -243 dias 224,7 dias 177,36 º 3,39 º

La Tierra 6.378 km. 149.600.000 1 23,93 horas 365,256 dias 23,45 º 0,00 º

Marte 3.397 km. 227.940.000 2 24,62 horas 686,98 dias 25,19 º 1,85 º

Júpiter 71.492 km. 778.330.000 63 9,84 horas 11,86 años 3,13 º 1,31 º

Saturno 60.268 km. 1.429.400.000 33 10,23 horas 29,46 años 25,33 º 2,49 º

Urano 25.559 km. 2.870.990.000 27 17,9 horas 84,01 años 97,86 º 0,77 º

Neptuno 24.746 km. 4.504.300.000 13 16,11 horas 164,8 años 28,31 º 1,77 º

Plutón 1.160 km. 5.913.520.000 1 -6,39 días 248,54 años 122,72 º 17,15 º

3.1.4. Los Planetas 3.1.4. Los Planetas


Los planetas rocosos Los planetas rocosos

Los planetas rocosos son los cuatro más interiores en el Sistema Solar: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. Se les llama rocosos o terrestres porque tienen una superficie rocosa compacta, como la de la Tierra. Venus, Tierra, y Marte tienen atmósferas más o menos significativas, mientras que Mercurio casi no tiene. Más allá de Marte se extiende una enorme distancia hasta Júpiter, ocupada por miles de fragmentos rocosos (asteroides) que forman una especie de cinturón, como si se tratase de un planeta fragmentado o los trozos que nunca se llegaron a unir para formarlo.

Los planetas rocosos son los cuatro más interiores en el Sistema Solar: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. Se les llama rocosos o terrestres porque tienen una superficie rocosa compacta, como la de la Tierra. Venus, Tierra, y Marte tienen atmósferas más o menos significativas, mientras que Mercurio casi no tiene. Más allá de Marte se extiende una enorme distancia hasta Júpiter, ocupada por miles de fragmentos rocosos (asteroides) que forman una especie de cinturón, como si se tratase de un planeta fragmentado o los trozos que nunca se llegaron a unir para formarlo.


Los planetas jovianosLos planetas jovianos

A Júpiter, Saturno, Urano, y Neptuno se les conoce como los planetas Jovianos (relativos a Júpiter), puesto que son gigantescos comparados con la Tierra, y tienen naturaleza gaseosa como la de Júpiter. Los planetas Jovianos son también llamados los gigantes de gas , sin embargo algunos de ellos tienen el centro sólido. El diagrama siguiente muestra la distancia aproximada de los planetas Jovianos al Sol.

A Júpiter, Saturno, Urano, y Neptuno se les conoce como los planetas Jovianos (relativos a Júpiter), puesto que son gigantescos comparados con la Tierra, y tienen naturaleza gaseosa como la de Júpiter. Los planetas Jovianos son también llamados los gigantes de gas , sin embargo algunos de ellos tienen el centro sólido. El diagrama siguiente muestra la distancia aproximada de los planetas Jovianos al Sol.


Mercurio Mercurio

Su órbita es la más cercana al Sol. Su brillo es superior al de una estrella de primera magnitud. El tamaño de Mercurio, se estima que es de unos 4840 kilómetros de diámetro y su volumen unas veinte veces menor que el de la Tierra.Este planeta como decimos, es el que más cerca se halla del Sol, y describe una órbita muy excéntrica. Su distancia media al astro central, es de 58 millones de kilómetros, que se reduce a 46 en el perihelio, para elevarse a 69 en el afelio. Por ello, la revolución completa que dura 87,969 días, se efectúa con velocidad muy desigual de un punto a otro. De 39 kilómetros por segundo en el afelio, pasa a 59 kilómetros por segundo en el perihelio, siendo el promedio de 47,83 kilómetros por segundo

Su órbita es la más cercana al Sol. Su brillo es superior al de una estrella de primera magnitud. El tamaño de Mercurio, se estima que es de unos 4840 kilómetros de diámetro y su volumen unas veinte veces menor que el de la Tierra.Este planeta como decimos, es el que más cerca se halla del Sol, y describe una órbita muy excéntrica. Su distancia media al astro central, es de 58 millones de kilómetros, que se reduce a 46 en el perihelio, para elevarse a 69 en el afelio. Por ello, la revolución completa que dura 87,969 días, se efectúa con velocidad muy desigual de un punto a otro. De 39 kilómetros por segundo en el afelio, pasa a 59 kilómetros por segundo en el perihelio, siendo el promedio de 47,83 kilómetros por segundo

Venus es el segundo planeta de nuestro Sistema Solar. Es a simple vista, uno de los más hermosos astros que podemos contemplar (no obstante muchas veces, al observarlo con telescopio nos decepciona). A Venus, lo mismo que a Mercurio, siempre los vemos cerca del Sol por ser planetas interiores y por tanto, bien al amanecer antes del orto o salida, o al atardecer, después del ocaso o puesta. Muchas veces, lo vemos entre esas luces crepusculares, que hacen tan bellas las puesta del Sol (y también los ortos o salidas). Por todo ello, conocemos a Venus como "lucero matutino" o "lucero vespertino" y también como "lucero del alba" o "lucero de la mañana" y "lucero de la tarde"

El albedo, o capacidad de reflejar la luz del Sol de Venus es muy alto. Se compara su albedo, con el que nos da la nieve. Es ese brillo que nos molesta tanto, cuando vamos en invierno a la montaña

Venus es el segundo planeta de nuestro Sistema Solar. Es a simple vista, uno de los más hermosos astros que podemos contemplar (no obstante muchas veces, al observarlo con telescopio nos decepciona). A Venus, lo mismo que a Mercurio, siempre los vemos cerca del Sol por ser planetas interiores y por tanto, bien al amanecer antes del orto o salida, o al atardecer, después del ocaso o puesta. Muchas veces, lo vemos entre esas luces crepusculares, que hacen tan bellas las puesta del Sol (y también los ortos o salidas). Por todo ello, conocemos a Venus como "lucero matutino" o "lucero vespertino" y también como "lucero del alba" o "lucero de la mañana" y "lucero de la tarde"

El albedo, o capacidad de reflejar la luz del Sol de Venus es muy alto. Se compara su albedo, con el que nos da la nieve. Es ese brillo que nos molesta tanto, cuando vamos en invierno a la montaña

Venus


La Tierra posee unas características muy especiales en comparación con los demás astros que forman parte del Sistema Solar. Tiene agua abundante, la que le da, vista desde el espacio, un característico color azul, y tiene una atmósfera en equilibrio con el agua y con los seres vivos. Su superficie sólida está formada por gigantescas placas litosféricas en movimiento constante. La energía que recibe del Sol es la óptima para la vida. Ni es excesiva, como para evaporar el agua y hacer desaparecer la atmósfera, ni es tan poca que mantuviera el agua helada

La Tierra posee unas características muy especiales en comparación con los demás astros que forman parte del Sistema Solar. Tiene agua abundante, la que le da, vista desde el espacio, un característico color azul, y tiene una atmósfera en equilibrio con el agua y con los seres vivos. Su superficie sólida está formada por gigantescas placas litosféricas en movimiento constante. La energía que recibe del Sol es la óptima para la vida. Ni es excesiva, como para evaporar el agua y hacer desaparecer la atmósfera, ni es tan poca que mantuviera el agua helada

Marte, tiene un diámetro de unos 6.760 kilómetros o sea, que es tan solo un poco mayor que la mitad del diámetro del globo terrestre. Tal dimensión supone una superficie 3,6 veces menor en extensión y un volumen, siete veces inferior comparado con la Tierra Se conoce con exactitud cuanto dura la revolución alrededor de su eje, 24 horas, 37 minutos y 22 segundos. Resulta pues, que sus días y noches son únicamente algunos minutos más largos que en la Tierra. Y todavía existe otra semejanza: su movimiento alrededor del Sol, lo efectúa en un plano inclinado respecto de la Eclíptica un ángulo similar al de la Tierra. Para Marte es de 25o y para la tierra es algo mayor que 23o. Es lo que se llamamos oblicuidad de la Eclíptica

Marte, tiene un diámetro de unos 6.760 kilómetros o sea, que es tan solo un poco mayor que la mitad del diámetro del globo terrestre. Tal dimensión supone una superficie 3,6 veces menor en extensión y un volumen, siete veces inferior comparado con la Tierra Se conoce con exactitud cuanto dura la revolución alrededor de su eje, 24 horas, 37 minutos y 22 segundos. Resulta pues, que sus días y noches son únicamente algunos minutos más largos que en la Tierra. Y todavía existe otra semejanza: su movimiento alrededor del Sol, lo efectúa en un plano inclinado respecto de la Eclíptica un ángulo similar al de la Tierra. Para Marte es de 25o y para la tierra es algo mayor que 23o. Es lo que se llamamos oblicuidad de la Eclíptica

La Tierra La Tierra Marte Marte


Jupiter Jupiter

Su diámetro medio es de 142.700 kilómetros. O sea 11,14 veces el de la Tierra. El examen con telescopio y también con prismáticos, nos pone de manifiesto su forma claramente achatada, debida sin duda a la acción de la fuerza centrífuga desarrollada por un movimiento de rotación tan rápido como es el que tiene. Efectivamente, su rotación alrededor de su eje, la efectúa en nueve horas y cincuenta minutos, por lo que las alternancias de día y de noche, se suceden rápidamente. Tanta es la fuerza de gravedad en la superficie de este gran planeta, que actualmente, la energía que se conoce y con la que los hombres de ciencia han logrado hacer despegar de la Tierra a las naves que surcan esos espacios interplanetarios, no sería suficiente para despegar del planeta Júpiter

Su diámetro medio es de 142.700 kilómetros. O sea 11,14 veces el de la Tierra. El examen con telescopio y también con prismáticos, nos pone de manifiesto su forma claramente achatada, debida sin duda a la acción de la fuerza centrífuga desarrollada por un movimiento de rotación tan rápido como es el que tiene. Efectivamente, su rotación alrededor de su eje, la efectúa en nueve horas y cincuenta minutos, por lo que las alternancias de día y de noche, se suceden rápidamente. Tanta es la fuerza de gravedad en la superficie de este gran planeta, que actualmente, la energía que se conoce y con la que los hombres de ciencia han logrado hacer despegar de la Tierra a las naves que surcan esos espacios interplanetarios, no sería suficiente para despegar del planeta Júpiter

Saturno Saturno

Es el sexto planeta en orden de su distancia al Sol. Saturno es uno de los cuatro "gigantes gaseosos" superado en tamaño sólo por Júpiter. Su diámetro ecuatorial es 9.4 veces el de la Tierra y su masa es 95 veces mayor. Sin embargo, su densidad media es sólo 0.7 veces la del agua. El Hidrógeno y el helio conforman la mayor parte de su masa. Tiene un núcleo central rocoso, de diez a quince veces la masa de la Tierra, que está rodeado por un espeso manto de hidrógeno y helio líquidos. En la región de altas presiones que rodea al núcleo, el hidrógeno adquiere la forma de un metal. Las capas más externas del planeta son gaseosas; sus características visibles son bandas de nubes en la parte alta de su atmósfera. Los patrones de nubes de Saturno normalmente no muestran mucho contraste de colores. Sin embargo, ocasionalmente se observa actividad de

Es el sexto planeta en orden de su distancia al Sol. Saturno es uno de los cuatro "gigantes gaseosos" superado en tamaño sólo por Júpiter. Su diámetro ecuatorial es 9.4 veces el de la Tierra y su masa es 95 veces mayor. Sin embargo, su densidad media es sólo 0.7 veces la del agua. El Hidrógeno y el helio conforman la mayor parte de su masa. Tiene un núcleo central rocoso, de diez a quince veces la masa de la Tierra, que está rodeado por un espeso manto de hidrógeno y helio líquidos. En la región de altas presiones que rodea al núcleo, el hidrógeno adquiere la forma de un metal. Las capas más externas del planeta son gaseosas; sus características visibles son bandas de nubes en la parte alta de su atmósfera. Los patrones de nubes de Saturno normalmente no muestran mucho contraste de colores. Sin embargo, ocasionalmente se observa actividad de


Urano está muy lejos del Sol. Su distancia media es de 21.869 millones de kilómetros y la excentricidad de su órbita es 0,046. En 1967, el planeta estaba en el perihelio. En la actualidad se aleja del Sol y alcanzará el afelio en el año 2011. Su periodo alrededor del Sol es de ochenta y cuatro años. Curiosamente, el eje de rotación de Urano alrededor del cual gira, tiene una inclinación de 98 grados respecto de la Eclíptica, por lo que en un simil muy gráfico, podríamos imaginarnos a Urano com una gran esfera rodando sobre dicho plano. Su volumen es 63 veces el de la Tierra y su temperatura debe ser inferior a los 200 grados bajo cero. se le conocen quince satélites

Urano está muy lejos del Sol. Su distancia media es de 21.869 millones de kilómetros y la excentricidad de su órbita es 0,046. En 1967, el planeta estaba en el perihelio. En la actualidad se aleja del Sol y alcanzará el afelio en el año 2011. Su periodo alrededor del Sol es de ochenta y cuatro años. Curiosamente, el eje de rotación de Urano alrededor del cual gira, tiene una inclinación de 98 grados respecto de la Eclíptica, por lo que en un simil muy gráfico, podríamos imaginarnos a Urano com una gran esfera rodando sobre dicho plano. Su volumen es 63 veces el de la Tierra y su temperatura debe ser inferior a los 200 grados bajo cero. se le conocen quince satélites

Urano Urano Neptuno Neptuno

Neptuno es el planeta más exterior de los gigantes gaseosos. Tiene un diámetro ecuatorial de 49,500 kilómetros (30,760 millas). Si Neptuno estuviera vacio, contendría casi 60 Tierras. Neptuno completa su órbita alrededor del Sol cada 165 años. Tiene ocho lunas . Los dos tercios interiores de Neptuno están compuestos por una mezcla de roca fundida, agua, amoniaco y metano líquidos. El tercio exterior es una mezcla de gases calientes compuestos por hidrógeno, helio, agua y metano. El metano da a las nubes de Neptuno su característico color azul. Los vientos más fuertes medidos en cualquiera de los planetas del sistema solar son los de Neptuno. La mayor parte de estos vientos soplan en dirección oeste, en sentido contrario a la rotación del planeta. Cerca de la Gran Mancha Oscura, los vientos soplan casi a 2,000 kilómetros

Neptuno es el planeta más exterior de los gigantes gaseosos. Tiene un diámetro ecuatorial de 49,500 kilómetros (30,760 millas). Si Neptuno estuviera vacio, contendría casi 60 Tierras. Neptuno completa su órbita alrededor del Sol cada 165 años. Tiene ocho lunas . Los dos tercios interiores de Neptuno están compuestos por una mezcla de roca fundida, agua, amoniaco y metano líquidos. El tercio exterior es una mezcla de gases calientes compuestos por hidrógeno, helio, agua y metano. El metano da a las nubes de Neptuno su característico color azul. Los vientos más fuertes medidos en cualquiera de los planetas del sistema solar son los de Neptuno. La mayor parte de estos vientos soplan en dirección oeste, en sentido contrario a la rotación del planeta. Cerca de la Gran Mancha Oscura, los vientos soplan casi a 2,000 kilómetros


4.1.- ¿Que hay en el Universo?4.1.- ¿Que hay en el Universo?

Un agujero negro es un cuerpo celeste con un campo gravitatorio tan fuerte que ni siquiera la radiación electromagnética puede escapar de su proximidad. Un campo de estas características puede corresponder a un cuerpo de alta densidad con una masa relativamente pequeña -como la del Sol o menor- que está condensada en un volumen mucho menor, o a un cuerpo de baja densidad con una masa muy grande, como una colección de millones de estrellas en el centro de una galaxia. Es un “agujero” porque las cosas pueden caer, pero no salir de él, y es negro porque ni siquiera la luz puede escapar. Otra forma de decirlo es que un agujero negro es un objeto para el que la velocidad de escape es mayor que la velocidad de la luz, conocido como el ultimo límite de velocidad en el universo.

Un agujero negro es un cuerpo celeste con un campo gravitatorio tan fuerte que ni siquiera la radiación electromagnética puede escapar de su proximidad. Un campo de estas características puede corresponder a un cuerpo de alta densidad con una masa relativamente pequeña -como la del Sol o menor- que está condensada en un volumen mucho menor, o a un cuerpo de baja densidad con una masa muy grande, como una colección de millones de estrellas en el centro de una galaxia. Es un “agujero” porque las cosas pueden caer, pero no salir de él, y es negro porque ni siquiera la luz puede escapar. Otra forma de decirlo es que un agujero negro es un objeto para el que la velocidad de escape es mayor que la velocidad de la luz, conocido como el ultimo límite de velocidad en el universo.

4.1.1 Agujero negro4.1.1 Agujero negro

4.1.2 Las Estrellas 4.1.2 Las Estrellas

Aunque la mayor parte del espacio que podemos observar está vacío, es inevitable que nos fijemos en esos puntitos que brillan. No es que el espacio vacío carezca de interés. Simplemente, las estrellas llaman la atención.

A causa de la atracción gravitatoria, la materia de las estrellas tiende a concentrarse en su centro. Pero eso hace que aumente su temperatura y presión. A partir de ciertos límites, este aumento provoca reacciones nucleares que liberan energia y equilibran la fuerza de la gravedad, con lo que el tamaño de la estrella se mantiene más o menos estable durante un tiempo, emitiendo al espacio grandes cantidades de radiación, entre ellas, por supuesto, la luminosa.

Aunque la mayor parte del espacio que podemos observar está vacío, es inevitable que nos fijemos en esos puntitos que brillan. No es que el espacio vacío carezca de interés. Simplemente, las estrellas llaman la atención.

A causa de la atracción gravitatoria, la materia de las estrellas tiende a concentrarse en su centro. Pero eso hace que aumente su temperatura y presión. A partir de ciertos límites, este aumento provoca reacciones nucleares que liberan energia y equilibran la fuerza de la gravedad, con lo que el tamaño de la estrella se mantiene más o menos estable durante un tiempo, emitiendo al espacio grandes cantidades de radiación, entre ellas, por supuesto, la luminosa.

4.1.- ¿Que hay mas en el Universo?4.1.- ¿Que hay mas en el Universo?

4.1.3 Cuásares 4.1.3 Cuásares

La luz que percibimos ocupa un rango muy estrecho en el espectro electromagnético y no todos los cuerpos cósmicos emiten la mayor parte de su radiación en forma de luz visible. Con el estudio de las ondas de radio, los radioastrónomos empezaron a localizar fuentes muy potentes de radio que no siempre correspondían a objeto visibles.La palabra Cuásar es un acrónimo de quasi stellar radio source (fuentes de radio casi estelares).

La luz que percibimos ocupa un rango muy estrecho en el espectro electromagnético y no todos los cuerpos cósmicos emiten la mayor parte de su radiación en forma de luz visible. Con el estudio de las ondas de radio, los radioastrónomos empezaron a localizar fuentes muy potentes de radio que no siempre correspondían a objeto visibles.La palabra Cuásar es un acrónimo de quasi stellar radio source (fuentes de radio casi estelares).


Los Cuásares son objetos lejanos que emiten grandes cantidades de energía, con radiaciones similares a las de las estrellas. Los cuásares son centenares de miles de millones de veces más brillantes que las estrellas. Posiblemente, son agujeros negros que emiten intensa radiación cuando capturan estrellas o gas interestelar.

Los Cuásares son objetos lejanos que emiten grandes cantidades de energía, con radiaciones similares a las de las estrellas. Los cuásares son centenares de miles de millones de veces más brillantes que las estrellas. Posiblemente, son agujeros negros que emiten intensa radiación cuando capturan estrellas o gas interestelar.

4.1.4 Púlsares 4.1.4 Púlsares

La palabra Púlsar es un acrónimo de "pulsating radio source", fuente de radio pulsante. Se requieren relojes de extraordinaria precisión para detectar cambios de ritmo, y sólo en algunos casos.

Los Púlsares son fuentes de ondas de radio que vibran con periodos regulares. Se detectan mediante radiotelescopios.

Los estudios indican que un púlsar es una estrella de neutrones pequeña que gira a gran velocidad. El más conocido está en la nebulosa de Cangrejo.

Su densidad es tan grande que, en ellos, la materia de la medida de una bola de bolígrafo tiene una masa de cerca de 100.000 toneladas. Emiten una gran cantidad de energía.

El campo magnético, muy intenso, se concentra en un espacio reducido. Esto lo acelera y lo hace emitir un haz de radiaciones que aquí recibimos como ondas de radio.

La palabra Púlsar es un acrónimo de "pulsating radio source", fuente de radio pulsante. Se requieren relojes de extraordinaria precisión para detectar cambios de ritmo, y sólo en algunos casos.

Los Púlsares son fuentes de ondas de radio que vibran con periodos regulares. Se detectan mediante radiotelescopios.

Los estudios indican que un púlsar es una estrella de neutrones pequeña que gira a gran velocidad. El más conocido está en la nebulosa de Cangrejo.

Su densidad es tan grande que, en ellos, la materia de la medida de una bola de bolígrafo tiene una masa de cerca de 100.000 toneladas. Emiten una gran cantidad de energía.

El campo magnético, muy intenso, se concentra en un espacio reducido. Esto lo acelera y lo hace emitir un haz de radiaciones que aquí recibimos como ondas de radio.


5.1.- Instrumentos ópticos astronómicos5.1.- Instrumentos ópticos astronómicos

5.1.1 Tipos de Telescopios5.1.1 Tipos de Telescopios

RefractoresRefractores


5.1.1 Tipos de Telescopios

Reflectores


5.1.1 Tipos de Telescopios5.1.1 Tipos de Telescopios

ProfesionalesProfesionales

6.1.- Bibliografía útil para aprender6.1.- Bibliografía útil para aprender

Observando las constelaciones a simple vista.Herve Burillier.. Edit. Larosse. 2004

Observando el cielo a simple vista y con prismaticos. Pierre Bourge y Jean Lacrox. Edit. Larousse . 2004

Observando las constelaciones a simple vista.Herve Burillier.. Edit. Larosse. 2004

Observando el cielo a simple vista y con prismaticos. Pierre Bourge y Jean Lacrox. Edit. Larousse . 2004


Descrubrir el cielo desde la ciudad.Denis Berthier. Editorial Larousse. 2004Atlas de estrellas.Serge Brunier. Edit. Larousse. 2004

Descrubrir el cielo desde la ciudad.Denis Berthier. Editorial Larousse. 2004Atlas de estrellas.Serge Brunier. Edit. Larousse. 2004

Observar el cielo.David h. Levy. Edit. Planeta. 2003

Iniciaci{on a la Astronom{ia.Jose Luis Fuentes Yague. Edit. Mundi-Presa. 1999

Observar el cielo.David h. Levy. Edit. Planeta. 2003

Iniciaci{on a la Astronom{ia.Jose Luis Fuentes Yague. Edit. Mundi-Presa. 1999


AstronomíaM. A. Garlick Edit. Kosmos Astronomía Básica J. Antonio García Barreto Editorial Fondo de Cultura Económica 2000

AstronomíaM. A. Garlick Edit. Kosmos Astronomía Básica J. Antonio García Barreto Editorial Fondo de Cultura Económica 2000


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TU PRIMER PASO A LAS ESTRELLAS Y MAS ALLÁ DEL SISTEMA SOLAR