sistema solar teorÍas sobre su origen
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SISTEMA SOLAR: TEORÍAS SOBRE SU ORIGEN
A pesar de sus diferencias, los miembros del Sistema Solar forman probablemente una
familia común; parece ser que se originaron al mismo tiempo.
Entre los primeros intentos de explicar el origen de este sistema está la hipótesis
nebular del filósofo alemán Immanuel Kant y del astrónomo y matemático francés
Pierre Simon Laplace. De acuerdo con dicha teoría una nube de gas se fragmentó en
anillos que se condensaron formando los planetas. Las dudas sobre la estabilidad de
dichos anillos han llevado a algunos científicos a considerar algunas hipótesis de
catástrofes como la de un encuentro violento entre el Sol y otra estrella. Estos
encuentros son muy raros, y los gases calientes, desorganizados por las mareas se
dispersarían en lugar de condensarse para formar los planetas.
Las teorías actuales conectan la formación del Sistema Solar con la formación del Sol,
ocurrida hace 4.700 millones de años. La fragmentación y el colapso gravitacional de
una nube interestelar de gas y polvo, provocada quizá por las explosiones de una
supernova cercana, puede haber conducido a la formación de una nebulosa solar
primordial. El Sol se habría formado entonces en la región central, más densa. La
temperatura es tan alta cerca del Sol que incluso los silicatos, relativamente densos,
tienen dificultad para formarse allí. Este fenómeno puede explicar la presencia cercana
al Sol de un planeta como Mercurio, que tiene una envoltura de silicatos pequeña y un
núcleo de hierro denso mayor de lo usual. (Es más fácil para el polvo y vapor de hierro
aglutinarse cerca de la región central de una nebulosa solar que para los silicatos más
ligeros.) A grandes distancias del centro de la nebulosa solar, los gases se condensan en
sólidos como los que se encuentran hoy en la parte externa de Júpiter.
La evidencia de una posible explosión de supernova de formación previa aparece en
forma de trazas de isótopos anómalos en las pequeñas inclusiones de algunos
meteoritos. Esta asociación de la formación de planetas con la formación de estrellas
sugiere que miles de millones de otras estrellas de nuestra galaxia también pueden tener
planetas. La abundancia de estrellas múltiples y binarias, así como de grandes sistemas
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de satélites alrededor de Júpiter y Saturno, atestiguan la tendencia del colapso de la
nube de gas, fragmentándose en sistemas de cuerpos múltiples.
Origen del Universo, aparición en un momento definido del pasado de toda la materia
y energía existentes en la actualidad; se trata de un acontecimiento postulado por la
teoría cosmológica generalmente aceptada. Los astrónomos están convencidos en su
gran mayoría de que el Universo surgió en un instante definido, entre 12.000 y 20.000
millones de años antes del momento actual. Los primeros indicios de este hecho
provinieron del descubrimiento por parte del astrónomo estadounidense Edwin Hubble,
en la década de 1920, de que el Universo se está expandiendo y los cúmulos de galaxias
se alejan entre sí. La teoría de la relatividad general propuesta por Albert Einstein
también predice esta expansión. Si los componentes del Universo se están separando,
esto significa que en el pasado estaban más cerca, y retrocediendo lo suficiente en el
tiempo se llega a la conclusión de que todo salió de un único punto matemático (lo que
se denomina una singularidad), en una bola de fuego conocida como Gran Explosión o
Big Bang. El descubrimiento en la década de 1960 de la radiación de fondo cósmica,
interpretada como un ‘eco’ del Big Bang, fue considerado una confirmación de esta
idea y una prueba de que el Universo tuvo un origen.
No hay que imaginarse el Big Bang como la explosión de un trozo de materia situado
en el vacío. En el Big Bang no sólo estaban concentradas la materia y la energía, sino
también el espacio y el tiempo, por lo que no había ningún lugar ‘fuera’ de la bola de
fuego primigenia, ni ningún momento ‘antes’ del Big Bang. Es el propio espacio lo que
se expande a medida que el Universo envejece, alejando los objetos materiales unos de
otros.
LA TEORIA INFLACIONARIA
La teoría inflacionaria, teoría estándar del origen del Universo, implica un proceso
denominado inflación, y se basa en una combinación de las ideas cosmológicas con la
teoría cuántica y la física de las partículas elementales. Si tomamos como tiempo cero
el momento en que todo surgió a partir de una singularidad, la inflación explica cómo
una ‘semilla’ extremadamente densa y caliente que contenía toda la masa y energía del
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Universo, pero de un tamaño mucho menor que un protón, salió despedida hacia afuera
en una expansión que ha continuado en los miles de millones de años transcurridos
desde entonces. Según la teoría inflacionaria, este empuje inicial fue debido a procesos
en los que una sola fuerza unificada de la naturaleza se dividió en las cuatro fuerzas
fundamentales que existen hoy: la gravitación, el electromagnetismo y las interacciones
nucleares fuerte y débil. Esta breve descarga de antigravedad surgió como una
predicción natural de los intentos de crear una teoría que combinara las cuatro fuerzas.
La fuerza inflacionaria sólo actuó durante una minúscula fracción de segundo, pero en
ese tiempo duplicó el tamaño del Universo 100 veces o más, haciendo que una bola de
energía unas 1020 veces más pequeña que un protón se convirtiera en una zona de
10 cm de extensión (aproximadamente como una naranja grande) en sólo 15 × 10-33
segundos. El empuje hacia afuera fue tan violento que, aunque la gravedad está
frenando las galaxias desde entonces, la expansión del Universo continúa en la
actualidad.
Aunque siguen debatiéndose los detalles del funcionamiento de la inflación, los
cosmólogos creen entender todo lo que ha ocurrido con posterioridad, desde que el
Universo tenía una diezmilésima de segundo de antigüedad, cuando la temperatura era
de un billón de grados y la densidad era en todas partes la que existe actualmente en el
núcleo de un átomo. En esas condiciones, las partículas materiales como electrones o
protones eran intercambiables con energía en forma de fotones (radiación). Los fotones
perdían energía, o desaparecían por completo, y la energía perdida se convertía en
partículas. Al contrario, las partículas desaparecían y su energía reaparecía como
fotones, según la ecuación de Einstein E = mc2. Aunque estas condiciones son extremas
en comparación con nuestra experiencia cotidiana, corresponden a energías y
densidades estudiadas rutinariamente en los actuales aceleradores de partículas: por eso
los teóricos están convencidos de entender lo que ocurría cuando todo el Universo se
hallaba en ese estado.
A medida que el Universo se iba enfriando, los fotones y las partículas materiales ya no
tenían suficiente energía para ser intercambiables, y el Universo, aunque seguía
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expandiéndose y enfriándose, empezó a estabilizarse en un estado en el que el número
de partículas permanecía constante (materia estable bañada en el calor de la radiación).
Una centésima de segundo después del ‘principio’, la temperatura había caído hasta los
100.000 millones de grados, y los protones y neutrones se habían estabilizado. Al
principio había el mismo número de protones que de neutrones, pero durante un tiempo
las interacciones entre estas partículas y los electrones de alta energía convirtieron más
neutrones en protones que protones en neutrones. Una décima de segundo después del
principio, ya sólo había 38 neutrones por cada 62 protones, y la temperatura había
bajado a 30.000 millones de grados. Algo más de un segundo después del nacimiento
del Universo sólo había 24 neutrones por cada 76 protones, la temperatura había
descendido hasta 10.000 millones de grados, y la densidad de todo el Universo ‘sólo’
era 380.000 veces superior a la del agua.
Para entonces, el ritmo de los cambios estaba decelerando. Fueron necesarios casi 14
segundos desde el principio para que el Universo se enfriara hasta los 3.000 millones de
grados, momento en que las condiciones fueron lo suficientemente suaves para permitir
los procesos de fusión que se producen en una bomba de hidrógeno o en el corazón del
Sol. En esa fase, los protones y neutrones individuales empezaron a permanecer unidos
al colisionar, formando un núcleo de deuterio (hidrógeno pesado) antes de separarse por
efecto de nuevas colisiones. Algo más de tres minutos después del principio, el
Universo era unas 70 veces más caliente que el centro del Sol en la actualidad. Se había
enfriado hasta sólo 1.000 millones de grados. Para entonces sólo había 14 neutrones por
cada 86 protones, pero llegados a ese punto los núcleos de deuterio no sólo podían
formarse sino también sobrevivir como núcleos estables a pesar de las colisiones. Esto
hizo posible que algunos neutrones de la bola de fuego del Big Bang sobrevivieran
hasta el momento actual.
FORMACIÓN DE NÚCLEOS Y ÁTOMOS
Desde ese momento hasta aproximadamente cuatro minutos después del principio
tuvieron lugar una serie de reacciones nucleares que convirtieron algunos de los
protones (núcleos de hidrógeno) y núcleos de deuterio en núcleos de helio (cada uno
con dos protones y dos neutrones), junto con trazas de otros núcleos ligeros, en un
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proceso conocido como nucleosíntesis. Sólo algo menos del 25% del material nuclear
terminó en forma de helio, y el resto (salvo una fracción de un 1%) en forma de
hidrógeno. No obstante, la temperatura aún era demasiado alta para que estos núcleos
pudieran capturar electrones y formar átomos estables.
Algo más de 30 minutos después del principio, la temperatura del Universo era de 300
millones de grados, y la densidad había disminuido espectacularmente hasta ser sólo un
10% de la del agua. Los núcleos de hidrógeno y helio, con carga positiva, coexistían
con electrones libres (de carga negativa); debido a su carga eléctrica, tanto los núcleos
como los electrones seguían interaccionando con los fotones. La materia se encontraba
en un estado denominado plasma, similar al estado de la materia que existe en la
actualidad en el interior del Sol.
Esta actividad prosiguió durante unos 300.000 años, hasta que el Universo en expansión
se enfrió hasta la temperatura que existe hoy en la superficie del Sol, unos 6.000 ºC. Esa
temperatura era suficientemente fría para que los núcleos empezaran a capturar
electrones y formar átomos. Durante los 500.000 años siguientes, todos los electrones y
núcleos se unieron de este modo para formar átomos de hidrógeno y helio. Como los
átomos son en su conjunto eléctricamente neutros, dejaron de interaccionar con la
radiación. El Universo se hizo transparente por primera vez, al poder pasar los fotones
de radiación electromagnética junto a los átomos de materia sin ser perturbados. Es esta
radiación, enfriada ya hasta unos -270 ºC (3 K), la que detectan los radiotelescopios
como microondas de la radiación de fondo. Esta radiación no ha interaccionado con la
materia desde unos cientos de miles de años después del principio, y todavía lleva la
huella (en forma de ligeras diferencias en la temperatura de radiación, según las
distintas direcciones del cielo) de la distribución de la materia en aquel tiempo. Las
estrellas y galaxias no pudieron empezar a formarse hasta aproximadamente un millón
de años después del principio, una vez que la materia y la radiación se ‘desacoplaran’
según se ha descrito.
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MATERIA OSCURA
Hay otro componente del Universo, además de la materia nuclear y la radiación, que
surgió del Big Bang y desempeñó un importante papel en la formación de galaxias. Al
igual que las teorías de la gran unificación predicen la inflación, que es lo que los
cosmólogos necesitan para que el Universo ‘arranque’, estas teorías también predicen la
existencia de otras formas de materia, que resultan ser precisamente lo que necesitan los
cosmólogos para explicar la existencia de estructura en el Universo. Los astrónomos
saben desde hace décadas que hay mucha más materia en el Universo de la que
podemos ver. La existencia de esta materia se manifiesta a través de la atracción
gravitatoria que ejerce sobre las galaxias y cúmulos de galaxias visibles, lo que afecta a
la forma en que se mueven. Al menos hay 10 veces más materia oscura en el Universo
que materia luminosa, y puede que haya hasta 100 veces más. No es posible que toda
esta materia se halle en la forma de la materia que conocemos (a veces llamada materia
bariónica), porque en ese caso no funcionaría el modelo del Big Bang resumido aquí.
En particular, la cantidad de helio producida en el Big Bang no coincidiría con la
cantidad observada en las estrellas más antiguas, que se formaron poco después.
Las teorías de la gran unificación predicen que en la primera fracción de segundo de la
existencia del Universo también debería haberse producido a partir de la energía una
gran cantidad de materia de otro tipo (llamada materia oscura). Esta materia tendría la
forma de partículas que no participan en interacciones electromagnéticas ni en ninguna
de las dos interacciones nucleares, y sólo se ven afectadas por la cuarta fuerza
fundamental, la gravedad. Estas partículas se conocen como WIMP, acrónimo inglés de
‘partículas masivas de interacción débil’.
La única forma en que las WIMP afectan al tipo de materia de la que estamos formados
(materia bariónica) es a través de la gravedad. La consecuencia más importante de ello
es que, cuando el Universo surgió del Big Bang y la materia ordinaria y la radiación se
desacoplaron, las irregularidades en la distribución de las WIMP en el espacio crearon
enormes ‘baches’ gravitatorios que frenaron el movimiento de las partículas de materia
bariónica. Esto habría posibilitado la formación de estrellas, galaxias y cúmulos de
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galaxias, y explicaría la distribución actual de los cúmulos de galaxias en el Universo,
en una estructura esponjosa formada por hojas y filamentos arrollados alrededor de
‘burbujas’ oscuras carentes de galaxias.
LA CONVERGENCIA DE LA FÍSICA Y LA COSMOLOGÍA Aunque quedan por averiguar muchos detalles —en particular, la forma exacta en que
se forman las galaxias—, este modelo estándar de las primeras etapas evolutivas del
Universo descansa sobre bases sólidas. Las teorías de la gran unificación predicen tanto
la inflación como la presencia de materia oscura, sin las cuales la cosmología tendría
graves problemas. Sin embargo, estas teorías fueron desarrolladas de forma aislada de
la cosmología, sin pensar que sus resultados podían aplicarse al Universo en su
conjunto. Las medidas de la actual radiación de fondo revelan la temperatura que
existía en el Universo en la fase de nucleosíntesis, y llevan a la predicción de que el
25% de la materia de las estrellas antiguas debería encontrarse en forma de helio, lo que
coincide con las observaciones. Además, la estructura detallada de ondulaciones en la
radiación de fondo, detectada por el satélite COBE, revela la influencia de materia
oscura que actuó gravitatoriamente sobre la materia luminosa algunos cientos de miles
de años después del principio y formó el tipo de estructuras a gran escala que
corresponde a la distribución actual a gran escala de las galaxias. La coincidencia entre
los hallazgos de la física de partículas (el mundo de lo extremadamente pequeño)
obtenidos en experimentos terrestres y la estructura del Universo en expansión (el
mundo de lo extremadamente grande) deducida de las observaciones astronómicas es lo
que convence a los cosmólogos de que, si bien quedan detalles por resolver, la idea
general del origen del Universo es esencialmente correcta.
Immanuel Kant (1724-1804), filósofo alemán, considerado por muchos como el
pensador más influyente de la era moderna. El filósofo alemán del siglo XVIII
Immanuel Kant exploró las posibilidades de que la razón pueda regir el mundo de la
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experiencia. En sus críticas a la ciencia, moral y arte, Kant intentó extraer normas
universales a las que, según él, toda persona racional debería suscribirse. En su Crítica
de la razón pura (1781) Kant sostenía que las personas no pueden comprender la
naturaleza de las cosas en el Universo, pero pueden estar racionalmente seguros de que
lo experimentan por sí mismos. Dentro de esta esfera de la experiencia, nociones
fundamentales como espacio y tiempo son ciertas.
Pierre Simon Laplace (1749-1827), astrónomo y matemático francés, conocido
por haber aplicado con éxito la teoría de la gravitación de Newton a los
movimientos planetarios en el Sistema Solar. Nació en Normandía y estudió en la
Escuela Militar de Beaumont. En 1767 fue profesor de matemáticas en la Escuela
Militar de París y en 1785 fue elegido miembro de la Academia de Ciencias
Francesa.
Laplace realizó su trabajo más importante al desarrollar el análisis matemático
del sistema de astronomía gravitacional elaborado por el matemático, físico y
astrónomo británico Isaac Newton. Demostró que los movimientos planetarios
son estables y que las perturbaciones producidas por la influencia mutua de los
planetas o por cuerpos externos, como los cometas, solamente son temporales.
Trató de dar una teoría racional del origen del Sistema Solar en su hipótesis
nebular de la evolución estelar. En Mecánica celeste (5 volúmenes, 1799-1825)
Laplace sistematizó toda la obra matemática que se había realizado sobre la
gravitación. Exposición del sistema del mundo (1796) contiene un resumen de la
historia de la astronomía. También trabajó sobre la teoría de la probabilidad en su
Teoría analítica de las probabilidades (1812) y en Ensayo filosófico sobre la
probabilidad. (1814).
Edwin Powell Hubble (1889-1953), astrónomo estadounidense que demostró la
existencia de grandes sistemas de estrellas o galaxias, muy alejadas de la Vía
Láctea. Hubble nació en Marshfield (Missouri) y estudió en la Universidad de
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Chicago y en la Universidad de Oxford. Desde 1914 hasta 1917 estuvo
relacionado con el observatorio de Yerkes en la Universidad de Chicago. Se
incorporó al personal del observatorio Monte Wilson en 1919 y con posterioridad
se convirtió en su director de investigaciones. Después de 1948, supervisó
también la investigación llevada a cabo con el telescopio de 508 cm en el
observatorio Monte Palomar. Hubble es también conocido por la clasificación
que hizo de los sistemas extragalácticos. Sus últimos descubrimientos,
relacionados con los movimientos y distancias galácticas, han ayudado a verificar
la teoría de la expansión del Universo.
Albert Einstein (1879-1955), físico alemán nacionalizado estadounidense, premiado
con un Nobel, famoso por ser el autor de las teorías general y restringida de la
relatividad y por sus hipótesis sobre la naturaleza corpuscular de la luz. Es
probablemente el científico más conocido del siglo XX.
Nació en Ulm el 14 de marzo de 1879 y pasó su juventud en Munich, donde su familia
poseía un pequeño taller de máquinas eléctricas. Ya desde muy joven mostraba una
curiosidad excepcional por la naturaleza y una capacidad notable para entender los
conceptos matemáticos más complejos. A los doce años ya conocía la geometría de
Euclides.
A la edad de 15 años, cuando su familia se trasladó a Milán, Italia, a causa de sucesivos
fracasos en los negocios, Einstein abandonó la escuela. Pasó un año con sus padres en
Milán y viajó a Suiza, donde terminó los estudios secundarios e ingresó en el Instituto
Politécnico Nacional de Zurich.
Durante dos años Einstein trabajó dando clases particulares y de profesor suplente. En
1902 consiguió un trabajo estable como examinador en la Oficina Suiza de Patentes en
Berna.
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CONCEPTO Y TIPOS DE GALAXIAS,
METEORO, ASTEROIDE Y PLANETAS
Galaxia, enorme conjunto de cientos o miles de millones de estrellas, todas
interaccionando gravitatorialmente y orbitando alrededor de un centro común.
CLASIFICACIÓN DE LAS GALAXIAS
Cuando se utilizan telescopios potentes, en la mayor parte de las galaxias sólo se
detecta la luz mezclada de todas las estrellas; sin embargo, las más cercanas muestran
estrellas individuales. Las galaxias presentan una gran variedad de formas. Algunas
tienen un perfil globular completo con un núcleo brillante. Estas galaxias llamadas
elípticas contienen una gran población de estrellas viejas, normalmente poco gas y
polvo, y algunas estrellas de nueva formación. Las galaxias elípticas tienen gran
variedad de tamaños, desde gigantes a enanas. Por el contrario las galaxias espirales son
discos achatados que contienen no sólo algunas estrellas viejas sino también una gran
población de estrellas jóvenes, bastante gas y polvo, y nubes moleculares que son el
lugar de nacimiento de las estrellas. Con frecuencia, las regiones que contienen estrellas
jóvenes brillantes y nubes de gas están dispuestas en grandes brazos espirales que se
pueden observar rodeando a la galaxia. Generalmente, un halo de débiles estrellas
viejas rodea el disco, y suele existir una protuberancia nuclear más pequeña que emite
dos chorros de materia energética en direcciones opuestas.
Otras galaxias en forma de disco se denominan irregulares. Estas galaxias tienen
también grandes cantidades de gas, polvo y estrellas jóvenes, pero su disposición no es
en forma de espiral. En general están situadas cerca de galaxias más grandes y su
apariencia es probablemente el resultado de la perturbación gravitatoria debida a
galaxias con más masa. Algunas galaxias muy singulares se sitúan en grupos cerrados
de dos o tres, y las interacciones de sus mareas han causado distorsiones de los brazos
espirales, produciendo discos combados y largas colas en forma de serpentinas.
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Los quásares son objetos que parecen estelares o casi estelares, pero sus enormes
desplazamientos hacia el rojo les identifican como objetos situados a grandes
distancias. Muchos astrónomos creen en la actualidad que los quásares son galaxias
activas cuyos núcleos contienen enormes agujeros negros. Probablemente están muy
relacionados con las radiogalaxias y con los objetos tipo BL Lacertae.
DISTRIBUCIÓN DE LAS GALAXIAS
En general, las galaxias no están aisladas en el espacio sino que suelen ser miembros de
agrupaciones de tamaño pequeño o medio, que a su vez forman grandes cúmulos de
galaxias. Nuestra galaxia pertenece a una agrupación pequeña de unas 20 galaxias que
los astrónomos llaman el Grupo Local. La Vía Láctea y la galaxia Andrómeda son los
dos miembros mayores, con 100.000 o 200.000 millones de estrellas cada una. Las
Nubes de Magallanes son tres galaxias satélites cercanas, pero pequeñas y débiles, con
100 millones de estrellas aproximadamente.
El cúmulo más cercano es Virgo, que junto con el Grupo Local y otros cúmulos forma
el Supercúmulo Local. Todos estos cúmulos se mueven en la misma dirección; la razón
de esto podría ser otro supercúmulo escondido a la vista por nuestra propia galaxia, ya
que se tiene conocimiento de supercúmulos a una distancia de hasta 300 millones de
años luz. Algunos teóricos sugieren que la causa podría ser un “anillo” cósmico, una
grieta unidimensional en la estructura del espacio-tiempo.
Por lo general, la distribución de cúmulos y supercúmulos en el Universo no es
uniforme, sino que supercúmulos de decenas de miles de galaxias están dispuestos en
largos filamentos, fibrosos y con forma de lazo, separados por grandes vacíos. La Gran
Muralla, un filamento galáctico descubierto en 1989, se extiende a lo largo del espacio
a más de 500 millones de años luz. Los cosmólogos suponen que la materia oscura, un
material hipotético que no irradia ni refleja la radiación electromagnética, puede existir
en cantidades suficientes como para generar campos gravitatorios responsables de la
estructura heterógenea del Universo.
Las galaxias más distantes conocidas, cerca del límite del universo visible, son objetos
débiles y azules. Las imágenes de estos objetos se pueden obtener dirigiendo un
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telescopio hacia las regiones aparentemente vacías del cielo, utilizando un detector de
carga acoplada de estado sólido para concentrar la luz débil y procesando después estas
imágenes en un ordenador o computadora. Las galaxias, que se alejan de la Tierra a una
velocidad aproximada al 88% de la velocidad de la luz, pueden haberse formado
alrededor de 2.000 millones de años después del origen del Universo.
Meteoro, fenómeno luminoso que se produce por la entrada en la atmósfera
planetaria de un cuerpo sólido, llamado meteoroide, procedente del espacio
exterior, y su vaporización por el rozamiento debido a su gran velocidad. De
forma aislada se pueden producir meteoros brillantes, conocidos como bolas de
fuego, que constan, generalmente, de una cabeza luminosa seguida de una estela
de luz, como la de un cometa, que puede perdurar durante varios minutos;
algunos, llamados bólidos, explotan con un sonido como el de un trueno. A veces
tienen lugar, también de forma aislada y esporádica, meteoros más débiles,
llamados estrellas fugaces. En ocasiones, sin embargo, se producen cientos o
miles de dichos meteoros durante horas o días, y parece que proceden de un
punto fijo. Se denominan lluvias de meteoros y se les da el nombre de la
constelación en la que se supone tienen su punto de origen. Algunos aparecen
anualmente en los mismos días de cada año y se denominan lluvias periódicas;
otros aparecen con poca frecuencia y a intervalos variables. Los periodos de las
lluvias de meteoros conciden generalmente con los de ciertos cometas. La mayor
parte de los meteoroides se desvanecen en la atmósfera y caen a la Tierra en
forma de polvo; el resto de los meteoroides que alcanzan la superficie de la Tierra
u otro planeta se llaman meteoritos.
Asteroide, uno de los numerosos planetas pequeños o menores que giran en órbitas
elípticas, la mayoría entre las órbitas de Marte y Júpiter.
TAMAÑOS Y ÓRBITAS
Los asteroides de mayor tamaño y más representativos son: Ceres, con un diámetro de
unos 1.030 km, y Palas y Vesta, con diámetros de unos 450 km. Aproximadamente 200
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asteroides tienen diámetros de más de 100 km, y existen miles más pequeños. La masa
total de todos los asteroides del Sistema Solar es mucho menor que la de la Luna. Los
cuerpos más grandes son más o menos esféricos, pero los que tienen diámetros menores
de 160 km suelen presentar formas alargadas e irregulares. La mayoría,
independientemente de su tamaño, tardan de 5 a 20 horas en completar un giro sobre su
eje. Algunos asteroides tienen compañeros.
En la actualidad, pocos científicos creen que los asteroides sean los restos de un planeta
que resultó destruido. Lo más probable es que ocupen el lugar en el Sistema Solar en
donde se podría haber formado un planeta de tamaño considerable, pero esto no pudo
ser por las influencias disruptivas de Júpiter. Quizá en un principio existieran unas
pocas docenas de asteroides que posteriormente se fragmentaron en colisiones mutuas
hasta producir el número actual.
Los llamados asteroides Troyanos están situados en dos nubes, una que gira 60° por
delante de Júpiter, en el plano de su órbita, y la otra 60° por detrás. En 1977, el
asteroide Quirón fue descubierto en una órbita entre la de Saturno y la de Urano. A
comienzos de la década de 1990 se descubrió que unos 75 asteroides (los asteroides de
Amor) cruzaban la órbita de Marte, unos 50 (los asteroides de Apolo) cruzaban la órbita
de la Tierra y menos de 10 (los asteroides de Atón) tienen órbitas menores que la de la
Tierra. Uno de los mayores asteroides interiores es Eros, con un diámetro de unos
24,7 km. Un extraño asteroide de Apolo, Faetón, de unos 5 km de ancho, se acerca al
Sol más que cualquier otro asteroide conocido (20,9 millones de km). También se le
relaciona con el regreso anual de la corriente de meteoros de Géminis.
Algunos de los asteroides que se acercan a la Tierra son objetivos relativamente fáciles
para las misiones espaciales. En 1991, la sonda espacial de la NASA Galileo, en su
viaje a Júpiter, captó el primer plano de un asteroide. Las imágenes muestran que el
pequeño cuerpo, 951 Gaspra, está salpicado de cráteres y revelan la existencia de un
manto de material detrítico o regolito que cubre la superficie del asteroide.
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PLANETAS
En la actualidad se conocen nueve planetas principales. Normalmente se dividen en dos
grupos: los planetas interiores (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) y los planetas
exteriores (Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón). Los interiores son pequeños y se
componen sobre todo de roca y hierro. Los exteriores (excepto Plutón) son mayores y
se componen, principalmente, de hidrógeno, hielo y helio.
Mercurio es muy denso, en apariencia debido a su gran núcleo compuesto de hierro.
Con una atmósfera tenue, Mercurio tiene una superficie marcada por impactos de
asteroides. Venus tiene una atmósfera de dióxido de carbono (CO2) 90 veces más densa
que la de la Tierra; esto causa un efecto invernadero que hace que la atmósfera
venusiana conserve mucho el calor. La temperatura de su superficie es la más alta de
todos los planetas: unos 477 °C. La Tierra es el único planeta con agua líquida
abundante y con vida. Existen sólidas pruebas de que Marte tuvo, en algún momento,
agua en su superficie, pero ahora su atmósfera de dióxido de carbono es tan delgada que
el planeta es seco y frío, con capas polares de dióxido de carbono sólido o nieve
carbónica. Júpiter es el mayor de los planetas. Su atmósfera de hidrógeno y helio
contiene nubes de color pastel y su inmensa magnetosfera, anillos y satélites, lo
convierten en un sistema planetario en sí mismo. Saturno rivaliza con Júpiter, con una
estructura de anillos más complicada y con mayor número de satélites, entre los que se
encuentra Titán, con una densa atmósfera. Urano y Neptuno tienen poco hidrógeno en
comparación con los dos gigantes; Urano, también con una serie de anillos a su
alrededor, se distingue porque su eje de rotación forma un ángulo de 98° con el plano
de su órbita. Plutón parece similar a los satélites más grandes y helados de Júpiter y
Saturno; está tan lejos del Sol y es tan frío que el metano se hiela en su superficie.
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CARACTERÍSTICAS Y PROPIEDADES DE LOS
PLANETAS INTERIORES Y EXTERIORES
En la actualidad se conocen nueve planetas principales. Normalmente se dividen en dos
grupos: los planetas interiores (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) y los planetas
exteriores (Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón). Los interiores son pequeños y se
componen sobre todo de roca y hierro. Los exteriores (excepto Plutón) son mayores y
se componen, principalmente, de hidrógeno, hielo y helio.
PLANETA TIERRA
Tierra (planeta), tercer planeta desde el Sol y quinto en cuanto a tamaño de los nueve
planetas principales. La distancia media de la Tierra al Sol es de 149.503.000 km. Es el
único planeta conocido que tiene vida, aunque algunos de los otros planetas tienen
atmósferas y contienen agua.
La Tierra no es una esfera perfecta, sino que tiene forma de pera. Cálculos basados en
las perturbaciones de las órbitas de los satélites artificiales revelan que la Tierra es una
esfera imperfecta porque el ecuador se engrosa 21 km; el polo norte está dilatado 10 m
y el polo sur está hundido unos 31 metros.
MOVIMIENTO Al igual que todo el Sistema Solar, la Tierra se mueve por el espacio a razón de unos
20,1 km/s o 72,360 km/h hacia la constelación de Hércules. Sin embargo, la galaxia Vía
Láctea como un todo, se mueve hacia la constelación Leo a unos 600 km/s. La Tierra y
su satélite, la Luna, también giran juntas en una órbita elíptica alrededor del Sol. La
excentricidad de la órbita es pequeña, tanto que la órbita es prácticamente un círculo.
La circunferencia aproximada de la órbita de la Tierra es de 938.900.000 km y nuestro
planeta viaja a lo largo de ella a una velocidad de unos 106.000 km/h. La Tierra gira
sobre su eje una vez cada 23 horas, 56 minutos y 4,1 segundos. Por lo tanto, un punto
del ecuador gira a razón de un poco más de 1.600 km/h y un punto de la Tierra a 45° de
altitud N, gira a unos 1.073 km/h.
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Además de estos movimientos primarios, hay otros componentes en el movimiento total
de la Tierra como la precesión de los equinoccios y la nutación (una variación
periódica en la inclinación del eje de la Tierra provocada por la atracción gravitacional
del Sol y de la Luna).
PLANETA JUPITER
Júpiter (planeta), quinto planeta desde el Sol, y el mayor del Sistema Solar. Recibió el
nombre del rey de los dioses de la mitología romana. Júpiter es 1.400 veces más
voluminoso que la Tierra, pero su masa es sólo 318 veces la de nuestro planeta. La
densidad media de Júpiter es una cuarta parte de la densidad de la Tierra, lo que indica
que este planeta gigante debe estar compuesto de gases más que de metales y rocas
como la Tierra y otros planetas interiores.
Da una vuelta alrededor del Sol cada 11,9 años a una distancia orbital media de 778
millones de kilómetros (unas cinco veces la distancia del Sol a la Tierra). Tarda 9,9
horas en dar una vuelta alrededor de su eje. Esta rápida rotación produce un
engrosamiento ecuatorial que se aprecia cuando se mira el planeta a través de un
telescopio. La rotación no es uniforme. Las bandas que se ven en Júpiter se deben a la
presencia de fuertes corrientes atmosféricas que reflejan los diferentes periodos de
rotación en las distintas latitudes. Estas bandas se aprecian más debido a las tonalidades
pastel de las nubes. Este colorido se observa también en la llamada Gran Mancha Roja,
un ciclón gigantesco de forma oval con matices que varían desde el rojo ladrillo hasta el
rosa. Los colores proceden de rastros de compuestos formados por la luz ultravioleta,
las tormentas y el calor. Algunos de estos compuestos pueden ser similares a los de las
moléculas orgánicas que se desarrollaron en la Tierra como preludio del origen de la
vida.
Hasta el momento se han descubierto dieciséis satélites de Júpiter. En 1610, Galileo
descubrió los cuatro mayores. Fueron recibiendo los nombres de los amantes
16
mitológicos de Júpiter (o Zeus en el panteón griego): Ío, Europa, Ganimedes y Calisto.
Esta tradición se ha seguido para denominar los demás satélites o lunas. Observaciones
más recientes han demostrado que las densidades medias de las lunas mayores siguen la
tendencia aparente del propio Sistema Solar. Ío y Europa, cercanos a Júpiter, son
densos y rocosos como los planetas interiores. Ganimedes y Calisto, que se encuentran
a más distancia, están compuestos principalmente de hielo de agua y tienen densidades
más bajas. Durante la formación de satélites y planetas, su proximidad al cuerpo central
(el Sol o Júpiter) evita, claramente, que se condensen las sustancias más volátiles.
Calisto es casi tan grande como Mercurio, y Ganimedes es mayor que Mercurio. Si
describieran sus órbitas alrededor del Sol serían considerados planetas. Las cortezas
heladas de estos dos cuerpos están marcadas por numerosos cráteres, las marcas de un
antiguo bombardeo, probablemente del núcleo de un cometa, similar al bombardeo de
asteroides que dejó señales en la Luna de la Tierra. Por el contrario, la superficie de
Europa es muy lisa. Está cubierta por una capa de hielo (que puede que cubra una zona
global de agua) que emergió del interior del satélite después del bombardeo meteorítico
primordial. Una intrincada red de estrías poco profundas se extiende por la superficie de
hielo.
Un equipo de astrónomos de la Universidad Johns Hopkins (EEUU) descubrió
recientemente que Ganimedes tiene una atmósfera de oxígeno muy tenue, con una
presión comparable a la de la atmósfera terrestre a una altura de unos 400 kilómetros.
Antes de este descubrimiento, estos mismos científicos habían detectado también un
tenue velo de oxígeno alrededor de Europa.
El satélite más notable es, sin duda, Ío. Su superficie presenta grandes contrastes: del
amarillento al castaño oscuro y áreas blancas con manchas negras. Ío es sacudido por
un vulcanismo impulsado por la dispersión de la energía del interior del satélite. Diez
volcanes estaban en erupción durante los vuelos espaciales del Voyager en 1979 y,
desde entonces, se han detectado otras erupciones. Los orificios emiten dióxido de
azufre (SO2), y éste se condensa en la superficie formando una atmósfera local y
17
transitoria. Las regiones blancas son SO2 sólido; las otras marcas están producidas,
presumiblemente, por otros compuestos de azufre.
Las restantes lunas son mucho más pequeñas y se han estudiado menos que estos cuatro
satélites, aunque en 1998 la sonda espacial Galileo (en órbita alrededor de Júpiter desde
diciembre de 1995) envió imágenes de las cuatro lunas más próximas al planeta: Metis,
Adrastea, Amaltea y Tebe. Presentan superficies oscuras, de color rojizo y de
composición indeterminada; además, aparecen cubiertas de cráteres.
También cerca del planeta, la nave espacial Voyager descubrió ya en 1979 un débil
sistema de anillos. Las imágenes del Voyager revelaron dos anillos: uno principal,
plano, y otro interior (el halo) con forma de nube. Una de las imágenes parecía mostrar
un tercer anillo, exterior y muy tenue. En septiembre de 1998, la sonda Galileo
confirmó la existencia de este tercer anillo que, en realidad, resultó ser doble (uno
dentro de otro). Además, los datos enviados por esta sonda indican que el sistema de
anillos se formó a partir de enormes cantidades de polvo producidas por el choque de
meteoritos con las lunas interiores de Júpiter. Las órbitas del anillo principal y de los
anillos exteriores corresponden a las de las lunas que los alimentan de polvo. El
material del anillo principal proviene de Metis y Adrastea, mientras que los anillos
exteriores están formados por materiales de Amaltea y Tebe.
Mercurio es muy denso, en apariencia debido a su gran núcleo compuesto de hierro.
Con una atmósfera tenue, Mercurio tiene una superficie marcada por impactos de
asteroides. Venus tiene una atmósfera de dióxido de carbono (CO2) 90 veces más densa
que la de la Tierra; esto causa un efecto invernadero que hace que la atmósfera
venusiana conserve mucho el calor. La temperatura de su superficie es la más alta de
todos los planetas: unos 477 °C. La Tierra es el único planeta con agua líquida
abundante y con vida. Existen sólidas pruebas de que Marte tuvo, en algún momento,
agua en su superficie, pero ahora su atmósfera de dióxido de carbono es tan delgada que
el planeta es seco y frío, con capas polares de dióxido de carbono sólido o nieve
carbónica. Júpiter es el mayor de los planetas. Su atmósfera de hidrógeno y helio
18
contiene nubes de color pastel y su inmensa magnetosfera, anillos y satélites, lo
convierten en un sistema planetario en sí mismo. Saturno rivaliza con Júpiter, con una
estructura de anillos más complicada y con mayor número de satélites, entre los que se
encuentra Titán, con una densa atmósfera. Urano y Neptuno tienen poco hidrógeno en
comparación con los dos gigantes; Urano, también con una serie de anillos a su
alrededor, se distingue porque su eje de rotación forma un ángulo de 98° con el plano
de su órbita. Plutón parece similar a los satélites más grandes y helados de Júpiter y
Saturno; está tan lejos del Sol y es tan frío que el metano se hiela en su superficie.
TEORIA GEOCÉNTRICA
El astrónomo griego Ptolomeo Ptolomei (90-168) concibió un modelo del universo que
se mantuvo por mas de mil años; él se inspiró en los descubrimientos realizados por
Hiparco de Nicea para formular el modelo egocéntrico, de acuerdo con el cual el Sol los
planetas y las estrellas giraban alrededor de la tierra.
TEORIA HELIOCENTRICA
Nicolas Copernico (1473-1543) propuso la teoría heliocéntrica; tal teoría establece que
en el centro de un sistema se encuentra el sol y en torno de el giran los demás astros.
LEYES DE KEPLER
Leyes de Kepler, tres leyes acerca de los movimientos de los planetas
formuladas por el astrónomo alemán Johannes Kepler a principios del siglo XVII.
Kepler basó sus leyes en los datos planetarios reunidos por el astrónomo danés
Tycho Brahe, de quien fue ayudante. Las propuestas rompieron con una vieja
creencia de siglos de que los planetas se movían en órbitas circulares. Ésta era
una característica del sistema de Tolomeo, desarrollado por el astrónomo de
Alejandría Tolomeo en el siglo II d.C., y del sistema de Copérnico, propuesto por
el astrónomo polaco Nicolás Copérnico, en el siglo XVI. De acuerdo con la
primera ley de Kepler los planetas giran alrededor del Sol en órbitas elípticas en
las que el Sol ocupa uno de los focos de la elipse. La segunda ley formula que las
19
áreas barridas por el radio vector que une el centro del planeta con el centro del
Sol son iguales en lapsos iguales; como consecuencia, cuanto más cerca está el
planeta del Sol con más rapidez se mueve. La tercera ley establece que la relación
de la distancia media, d, de un planeta al Sol, elevada al cubo, dividida por el
cuadrado de su periodo orbital, t, es una constante, es decir, d3/t2 es igual para
todos los planetas.
Estas leyes desempeñaron un papel importante en el trabajo del astrónomo,
matemático y físico inglés del siglo XVII Isaac Newton, y son fundamentales
para comprender las trayectorias orbitales de la Luna y de los satélites artificiales.
CARACTERÍSTICAS Y PROPIEDADES DE LA
LUNA
Sol, la estrella que, por el efecto gravitacional de su masa, domina el sistema planetario
que incluye a la Tierra. Mediante la radiación de su energía electromagnética, aporta
directa o indirectamente toda la energía que mantiene la vida en la Tierra, porque todo
el alimento y el combustible procede en última instancia de las plantas que utilizan la
energía de la luz del Sol. Energía solar.
A causa de su proximidad a la Tierra y como es una estrella típica, el Sol es un recurso
extraordinario para el estudio de los fenómenos estelares. No se ha estudiado ninguna
otra estrella con tanto detalle. La estrella más cercana al Sol está a 4,3 años luz (4 ×
1013 km); para observar los rasgos de su superficie comparables a los que se pueden
ver de forma habitual en el Sol, se necesitaría un telescopio de casi 30 km de diámetro.
Además, un telescopio así tendría que ser colocado en el espacio para evitar
distorsiones causadas por la atmósfera de la Tierra.
La cantidad total de energía emitida por el Sol en forma de radiación es bastante
constante, y no varía más que unas pocas décimas de un 1% en varios días. Esta energía
se genera en las profundidades del Sol. Al igual que la mayoría de las estrellas, el Sol se
compone sobre todo de hidrógeno (71%); también contiene helio (27%) y otros
elementos más pesados (2%). Cerca del centro del Sol, la temperatura es de casi
20
16.000.000 K y la densidad es 150 veces la del agua. Bajo estas condiciones, los
núcleos de los átomos de hidrógeno individuales actúan entre sí, experimentando la
fusión nuclear (véase Energía nuclear). El resultado neto de estos procesos es que
cuatro núcleos de hidrógeno se combinan para formar un núcleo de helio, y la energía
surge en forma de radiaciones gamma. Una enorme cantidad de núcleos reacciona cada
segundo, generando una energía equivalente a la que se produciría por la explosión de
100.000 millones de bombas de hidrógeno de un megatón por segundo. La
‘combustión’ nuclear del hidrógeno en el centro del Sol se extiende a un 25% del radio
solar.
La energía producida de esta forma es transportada a la mayor parte de la superficie
solar por radiación. Sin embargo, más cerca de la superficie, en la zona de convección
que ocupa el último tercio del radio solar, la energía es transportada por la mezcla
turbulenta de gases. La fotosfera es la superficie superior de la zona de convección. Se
pueden ver pruebas de la turbulencia en la zona de convección observando la fotosfera
y la atmósfera situada encima de ella.
Las células turbulentas de la fotosfera le confieren una apariencia irregular y
heterogénea. Este modelo, conocido como granulación solar, lo provoca la turbulencia
en los niveles más altos de la zona de convección. Cada gránulo mide unos 2.000 km de
ancho. Aunque el modelo de granulación siempre está presente, los gránulos
individuales solamente duran unos 10 minutos. También se presenta un modelo de
convección mucho mayor, provocado por la turbulencia que se extiende en las
profundidades de la zona de convección. Este modelo de sobregranulación contiene
células que duran un día y tienen 30.000 km de ancho como media.
Luna, satélite natural de la Tierra (el término luna también se aplica algunas veces a los
satélites de otros planetas del Sistema Solar). El diámetro de la Luna es de unos
3.476 km (aproximadamente una cuarta parte del de la Tierra) y su volumen es una
quincuagésima parte del de la Tierra. La masa de la Tierra es 81 veces mayor que la de
la Luna. Por tanto, la densidad media de la Luna es de sólo las tres quintas partes de la
densidad de la Tierra, y la gravedad en la superficie es un sexto de la de la Tierra.
21
La Luna orbita la Tierra a una distancia media de 384.403 km y a una velocidad media
de 3.700 km/h. Completa su vuelta alrededor de la Tierra, siguiendo una órbita elíptica,
en 27 días, 7 horas, 43 minutos y 11,5 segundos según el tiempo sidéreo (véase
Tiempo). Para cambiar de una fase a otra similar, o mes lunar, la Luna necesita 29 días,
12 horas, 44 minutos y 2,8 segundos. Como tarda en dar una vuelta sobre su eje el
mismo tiempo que en dar una vuelta alrededor de la Tierra, en realidad, siempre es la
misma cara de la Luna la que se ve desde la Tierra. Aunque aparece brillante a simple
vista, sólo refleja en el espacio alrededor del 7% de la luz que recibe del Sol. Este poder
de reflexión, o albedo, es similar al del polvo de carbón.
Un observador sólo puede ver en cada momento determinado un 50% de la superficie
total de la Luna. Sin embargo, de vez en cuando se puede ver un 9% adicional alrededor
del borde aparente debido al balanceo relativo de la Luna llamado libración. Esto
sucede a causa de las ligeras diferencias en el ángulo de visión desde la Tierra de las
diferentes posiciones relativas de la Luna a lo largo de su órbita elíptica inclinada.
La Luna muestra fases cambiantes a medida que se mueve en su órbita alrededor de la
Tierra. La mitad de la Luna está siempre bajo la luz del Sol, de la misma forma que en
la mitad de la Tierra es de día mientras que en la otra mitad es de noche. Las fases de la
Luna dependen de su posición con respecto al Sol en un instante dado. En la fase
llamada Luna nueva, la cara que la Luna presenta a la Tierra está completamente en
sombra. Aproximadamente una semana más tarde la Luna entra en su primer cuarto,
mostrando la mitad del globo iluminado; siete días después la Luna muestra toda su
superficie iluminada, será la Luna llena; otra semana más tarde, el último cuarto, la
Luna vuelve a mostrar medio globo iluminado. El ciclo completo se repite cada mes
lunar. Es Luna llena cuando está mas lejos del Sol que la Tierra; es Luna nueva cuando
está más cerca. La Luna está en cuarto menguante en su paso de Luna llena a nueva y
en cuarto creciente en su paso de Luna nueva a Luna llena. Las temperaturas de su
superficie son extremas, van desde un máximo de 127 °C al mediodía lunar hasta un
mínimo de –173 °C justo antes del amanecer lunar.
CARACTERISTICAS Y PROPIEDADES DEL SOL22
Sol, la estrella que, por el efecto gravitacional de su masa, domina el sistema planetario
que incluye a la Tierra. Mediante la radiación de su energía electromagnética, aporta
directa o indirectamente toda la energía que mantiene la vida en la Tierra, porque todo
el alimento y el combustible procede en última instancia de las plantas que utilizan la
energía de la luz del Sol. Energía solar.
A causa de su proximidad a la Tierra y como es una estrella típica, el Sol es un recurso
extraordinario para el estudio de los fenómenos estelares. No se ha estudiado ninguna
otra estrella con tanto detalle. La estrella más cercana al Sol está a 4,3 años luz (4 ×
1013 km); para observar los rasgos de su superficie comparables a los que se pueden
ver de forma habitual en el Sol, se necesitaría un telescopio de casi 30 km de diámetro.
Además, un telescopio así tendría que ser colocado en el espacio para evitar
distorsiones causadas por la atmósfera de la Tierra.
COMPOSICIÓN Y ESTRUCTURA La cantidad total de energía emitida por el Sol en forma de radiación es bastante
constante, y no varía más que unas pocas décimas de un 1% en varios días. Esta energía
se genera en las profundidades del Sol. Al igual que la mayoría de las estrellas, el Sol se
compone sobre todo de hidrógeno (71%); también contiene helio (27%) y otros
elementos más pesados (2%). Cerca del centro del Sol, la temperatura es de casi
16.000.000 K y la densidad es 150 veces la del agua. Bajo estas condiciones, los
núcleos de los átomos de hidrógeno individuales actúan entre sí, experimentando la
fusión nuclear (véase Energía nuclear). El resultado neto de estos procesos es que
cuatro núcleos de hidrógeno se combinan para formar un núcleo de helio, y la energía
surge en forma de radiaciones gamma. Una enorme cantidad de núcleos reacciona cada
segundo, generando una energía equivalente a la que se produciría por la explosión de
100.000 millones de bombas de hidrógeno de un megatón por segundo. La
‘combustión’ nuclear del hidrógeno en el centro del Sol se extiende a un 25% del radio
solar.
La energía producida de esta forma es transportada a la mayor parte de la superficie
23
solar por radiación. Sin embargo, más cerca de la superficie, en la zona de convección
que ocupa el último tercio del radio solar, la energía es transportada por la mezcla
turbulenta de gases. La fotosfera es la superficie superior de la zona de convección. Se
pueden ver pruebas de la turbulencia en la zona de convección observando la fotosfera
y la atmósfera situada encima de ella.
Las células turbulentas de la fotosfera le confieren una apariencia irregular y
heterogénea. Este modelo, conocido como granulación solar, lo provoca la turbulencia
en los niveles más altos de la zona de convección. Cada gránulo mide unos 2.000 km de
ancho. Aunque el modelo de granulación siempre está presente, los gránulos
individuales solamente duran unos 10 minutos. También se presenta un modelo de
convección mucho mayor, provocado por la turbulencia que se extiende en las
profundidades de la zona de convección. Este modelo de sobregranulación contiene
células que duran un día y tienen 30.000 km de ancho como media.
Manchas solares George Ellery Hale descubrió en 1908 que las manchas solares (áreas más frías de la
fotosfera) presentan campos magnéticos fuertes. Una mancha solar común tiene una
densidad de flujo magnético de 0,25 teslas. En comparación, el campo magnético de la
Tierra tiene una densidad de flujo de menos de 0,0001 teslas. Las manchas solares se
suelen dar en parejas, con las dos manchas con campos magnéticos que señalan
sentidos opuestos. El ciclo de las manchas solares, en el que la cantidad de manchas
solares varía de menos a más y vuelve a disminuir al cabo de unos 11 años, se conoce
por lo menos desde principios del siglo XVIII. Sin embargo, el complejo modelo
magnético asociado con el ciclo solar sólo se comprobó tras el descubrimiento del
campo magnético del Sol.
De las parejas de manchas solares del hemisferio norte, la mancha que guía a su
compañera en la dirección de rotación tiene un campo magnético en sentido opuesto al
de la mancha solar dominante del hemisferio sur. Cuando comienza un nuevo ciclo de
11 años, se invierte el sentido del campo magnético de las manchas solares dominantes
24
de cada hemisferio. Así pues, el ciclo solar completo incluyendo la polaridad del campo
magnético, dura unos 22 años. Además, las manchas solares se suelen dar en la misma
latitud en cada hemisferio. Esta latitud varía de los 45 a los 5° durante el ciclo de las
manchas solares.
Como cada mancha solar dura como mucho unos pocos meses, el ciclo solar de 22 años
refleja los procesos asentados y de larga duración en el Sol y no las propiedades de las
manchas solares individuales. Aunque no se comprenden del todo, los fenómenos del
ciclo solar parecen ser el resultado de las interacciones del campo magnético del Sol
con la zona de convección en las capas exteriores. Además, estas interacciones se ven
afectadas por la rotación del Sol, que no es la misma en todas las latitudes. El Sol gira
una vez cada 27 días cerca del ecuador, pero una vez cada 31 días más cerca de los
polos.
Campo magnético
Gran parte del campo magnético está fuera de las manchas solares. La ausencia de
penetración del campo magnético del Sol añade complejidad, diversidad y belleza a la
atmósfera exterior del Sol. Por ejemplo, la turbulencia a mayor escala en la zona de
convección empuja gran parte del campo magnético por encima de la fotosfera hacia
los extremos de las células de supergranulación. La radiación de la capa que está
exactamente encima de la fotosfera, llamada cromosfera, sigue este modelo con
claridad. Dentro de los límites supergranulares, se lanzan en la cromosfera chorros de
materia a una altitud de 4.000 km en 10 minutos. Las llamadas espículas están
producidas por la combinación de la turbulencia y los campos magnéticos en los
extremos de las moléculas supergranulares.
Sin embargo, cerca de las manchas solares, la radiación cromosférica es más uniforme.
Estos lugares se denominan regiones activas y las áreas circundantes, que han
distribuido suavemente la emisión cromosférica, se denominan playas. Las regiones
activas son el lugar donde surgen las erupciones solares, explosiones provocadas por la
liberación muy rápida de la energía almacenada en el campo magnético (aunque no se
conoce el mecanismo exacto). Entre los fenómenos que acompañan a las erupciones
25
solares están los reajustes del campo magnético, intensos rayos X, ondas de radio y la
eyección de partículas muy energéticas que a veces llegan a la Tierra, alterando las
comunicaciones de radio y produciendo fenómenos conocidos como auroras.
La corona
La atmósfera solar exterior que se extiende varios radios solares desde el disco del Sol
es la corona. Todos los detalles estructurales de la corona se deben al campo magnético.
La mayor parte de la corona se compone de grandes arcos de gas caliente: arcos más
pequeños dentro de las regiones activas y arcos mayores entre ellas. Las formas
arqueadas y a veces rizadas se deben al campo magnético.
En los años cuarenta se descubrió que la corona es mucho más cálida que la fotosfera.
La fotosfera del Sol, o superficie visible, tiene una temperatura de casi 6.000 K. La
cromosfera, que se extiende varios miles de kilómetros por encima de la fotosfera, tiene
una temperatura cercana a los 30.000 K. Pero la corona, que se extiende desde justo
encima de la cromosfera hasta el límite con el espacio interplanetario, tiene una
temperatura de 1.000.000 K. Para mantener esta temperatura, la corona necesita un
suministro de energía.
La búsqueda del mecanismo por el cual la energía llega a la corona es uno de los
problemas clásicos de la astrofísica. Todavía está sin resolver, aunque se han propuesto
muchas explicaciones. Las recientes observaciones del espacio han mostrado que la
corona es una colección de rizos magnéticos, y cómo se calientan estos rizos se ha
convertido en el foco principal de la investigación astrofísica.
El campo magnético también puede retener material más frío encima de la superficie
del Sol, aunque este material sólo permanece estable unos pocos días. Estos fenómenos
se pueden observar durante un eclipse como pequeñas regiones, conocidas como
protuberancias, en el mismo extremo del Sol, como joyas de una corona. Están en
calma, pero ocasionalmente entran en erupción, arrojando material solar al espacio.
26
Viento solar
En uno o dos radios solares desde la superficie del Sol, el campo magnético de la
corona tiene la fuerza suficiente para retener el material gaseoso y caliente de la corona
en grandes circuitos. Cuanto más lejos está del Sol, el campo magnético es más débil y
el gas de la corona puede arrojar literalmente el campo magnético al espacio exterior.
Cuando sucede esto, la materia recorre grandes distancias a lo largo del campo
magnético.
El flujo constante del material arrojado desde la corona es conocido como viento solar y
suele llegar de las regiones denominadas agujeros de la corona. Allí, el gas es más frío
y menos denso que en el resto de la corona, produciendo una menor radiación. El viento
solar de los grandes agujeros de la corona (que puede durar varios meses) es muy
fuerte. Debido a la rotación solar, estas regiones de fuerte viento solar, conocidas como
corrientes de viento solar a gran velocidad, suelen repetirse cada 27 días vistas desde la
Tierra. El viento solar provoca alteraciones que se pueden detectar desde el campo
magnético de la Tierra.
TEORIA DE ALBERT EINSTEIN
La tercera publicación de Einstein en 1905, Sobre la electrodinámica de los cuerpos en
movimiento, y la cuarta titulada ¿Depende la inercia de un cuerpo de la energía que
contiene?, formulaban lo que después llegó a conocerse como la teoría especial de la
relatividad (o teoría restringida de la relatividad). Desde los tiempos del matemático y
físico inglés Isaac Newton, los filósofos de las ciencias naturales (nombre que recibían
los físicos y químicos) habían intentado comprender la naturaleza de la materia y la
radiación, y su interacción en algunos modelos unificados del mundo. La hipótesis que
sostenía que las leyes mecánicas eran fundamentales se denominó visión mecánica del
mundo. La hipótesis que mantenía que eran las leyes eléctricas las fundamentales
recibió el nombre de visión electromagnética del mundo. Ninguna de las dos
27
concepciones era capaz de explicar con fundamento la interacción de la radiación (por
ejemplo, la luz) y la materia al ser observadas desde diferentes sistemas de inercia de
referencia, o sea, la interacción producida en la observación simultánea por una persona
parada y otra moviéndose a una velocidad constante.
En la primavera de 1905, tras haber reflexionado sobre estos problemas durante diez
años, Einstein se dio cuenta de que la solución no estaba en la teoría de la materia sino
en la teoría de las medidas. En el fondo de su teoría restringida de la relatividad se
encontraba el hallazgo de que toda medición del espacio y del tiempo es subjetiva. Esto
le llevó a desarrollar una teoría basada en dos premisas: el principio de la relatividad,
según el cual las leyes físicas son las mismas en todos los sistemas de inercia de
referencia, y el principio de la invariabilidad de la velocidad de la luz, según el cual la
velocidad de la luz en el vacío es constante. De este modo pudo explicar los fenómenos
físicos observados en sistemas de inercia de referencia distintos, sin tener que entrar en
la naturaleza de la materia o de la radiación y su interacción, pero nadie entendió su
razonamiento.
En su cuarto artículo, Einstein dedujo la famosísima fórmula E = m·c2 que relaciona la
energía (E) con la masa (m) y la velocidad de la luz (c). Como el valor de c es muy
elevado, una pequeña masa equivale a una gran cantidad de energía.
NEWTON LA GRAVITACIÓN UNIVERSAL
La gravitación universal: Newton y Einstein.
La gravitación constituye otro caso extraordinario de ley universal. Isaac Newton
elaboró la primera versión, seguida dos siglos y medio después por otra más exacta, la
teoría de la relatividad general de Albert Einstein.28
Newton tuvo su brillante intuición sobre la universalidad de la gravitación a la edad de
veintitrés años. En 1665 la Universidad de Cambridge se vio obligada a cerrar sus
puertas debido a la peste, y Newton, licenciado de nuevo cuño, regresó a la casa de su
familia en Woolsthorpe, Lincolnshire. Allí, entre 1665 y 1669, comenzó a desarrollar el
cálculo diferencial e integral, así como la ley de la gravitación y sus tres leyes del
movimiento. Además, llevó a cabo el famoso experimento de la descomposición de la
luz blanca en los colores del arco iris por medio de un prisma. Cada uno de estos
trabajos representó por sí solo un hito, y aunque a los historiadores de la ciencia les
gusta recalcar que Newton no los completó en un único annus mirabilis, admiten que
dio un buen impulso a todos ellos en ese período de tiempo. Como le gusta decir a mi
esposa, la poetisa Marcia Southwick, sin duda podría haber escrito una redacción
impresionante sobre el tema «Qué he hecho en mis vacaciones de verano».
La leyenda relaciona el descubrimiento de Newton de una ley universal de la gravitación
con la caída de una manzana. ¿Sucedió realmente dicho episodio? Los historiadores de
la ciencia no están seguros, pero no rechazan completamente esta posibilidad, pues hay
cuatro fuentes distintas que hacen referencia al mismo. Una de ellas es la versión del
historiador Conduitt:
«En 1666 se retiró de nuevo... a su casa natal en Lincolnshire y, mientras estaba
descansando en un jardín, se le ocurrió que la fuerza de la gravedad (que hace caer al
suelo las manzanas que cuelgan del árbol) no estaba limitada a una cierta distancia desde
la superficie de la Tierra, sino que podría extenderse mucho más lejos de lo que se
pensaba. ¿Por qué no tan lejos como la Luna?, se dijo, y si así fuese tal vez podría influir
en su movimiento y retenerla en su órbita. Inmediatamente comenzó a calcular cuáles
serían las consecuencias de esta suposición, pero como no tenía libros a mano, empleó la
estimación en uso entre geógrafos y marinos desde que Norwood había establecido que
un grado de latitud sobre la superficie de la Tierra comprende 60 millas inglesas. Con
esta aproximación sus cálculos no concordaban con su teoría. Este fracaso le llevó a
29
considerar la idea de que, junto con la fuerza de gravedad, podría superponerse la que la
Luna experimentaría si se viese arrastrada en un vórtice...»
En esta narración de los hechos pueden verse en acción algunos de los procesos que de
vez en cuando tienen lugar en la vida de un científico teórico. Una idea le asalta a uno
repentinamente. La idea hace posible la conexión entre dos conjuntos de fenómenos que
antes se creían separados. Se formula entonces una teoría, algunas de cuyas
consecuencias pueden predecirse; en física, el teórico «deja caer un cálculo» para
determinarlas. Las predicciones pueden no estar de acuerdo con la experiencia, incluso
aunque la teoría sea correcta, ya sea porque haya un error en las observaciones previas
(como en el caso de Newton), ya sea porque el teórico haya cometido un error
conceptual o matemático al aplicar la teoría. En este caso, el teórico puede modificar la
teoría correcta (simple y elegante) y elaborar otra, más complicada, remendada a fin de
acomodar el error. ¡Observemos el fragmento final de la cita de Conduitt sobre la
peregrina fuerza de «vórtice» que Newton pensó añadir a la fuerza de gravedad!
Finalmente, las discrepancias entre teoría y observación se resolvieron y la teoría de la
gravitación universal de Newton fue aceptada hasta su sustitución en 1915 por la teoría
de la relatividad general de Einstein, que concuerda con la de Newton en el dominio en
que todos los cuerpos se mueven muy lentamente en comparación con la velocidad de la
luz. En el sistema solar, los planetas y satélites viajan a velocidades del orden de
decenas de kilómetros por segundo, mientras que la velocidad de la luz es de alrededor
de 300.000 kilómetros por segundo. Las correcciones einsteinianas de la teoría de
Newton son pues prácticamente inapreciables, y sólo pueden detectarse en un número
muy reducido de observaciones. La teoría de Einstein ha superado todas las pruebas a
las que ha sido sometida.
El reemplazo de una teoría excelente por otra aún mejor ha sido descrito de modo
particular en el libro de Thomas Kuhn La estructura de las revoluciones científicas,
cuyo punto de vista ha ejercido una enorme influencia. Este autor presta especial
atención a los «cambios de paradigma», usando la palabra «paradigma» en un sentido
30
bastante especial (¡podría decirse que abusando de ella!). Su tratamiento enfatiza los
cambios que, en cuestiones de principio, se producen al imponerse una teoría mejorada.
En el caso de la gravitación, Khun podría señalar el hecho de que la teoría newtoniana
hace uso de la «acción a distancia», es decir, de una fuerza gravitatoria que actúa
instantáneamente, mientras que en la teoría einsteniana la interacción gravitatoria se
propaga a la velocidad de la luz, al igual que la interacción electromagnética. En la
teoría no relativista de Newton, el espacio y el tiempo se consideran separados y
absolutos, y la gravedad no está relacionada en forma alguna con la geometría; por su
parte, en la teoría de Einstein, el espacio y el tiempo se confunden (como ocurre siempre
en la física relativista) y la gravedad se halla íntimamente relacionada con la geometría
del espacio-tiempo. La relatividad general, a diferencia de la gravitación newtoniana,
está fundamentada en el principio de equivalencia: es imposible distinguir localmente
entre un campo gravitatorio y un sistema de referencia uniformemente acelerado (como
un ascensor). Lo único que un observador puede percibir o medir localmente es la
diferencia entre su aceleración propia y la aceleración local debida a la gravedad.
La interpretación basada en el cambio de paradigma se centra en las profundas
diferencias filosóficas y de lenguaje entre la teoría antigua y la nueva. Kuhn no subraya
el hecho (aunque, por supuesto, lo menciona) de que la vieja teoría puede proporcionar
una aproximación suficientemente válida para realizar cálculos y predicciones dentro del
dominio para el que fue desarrollada (en este caso sería el límite de velocidades relativas
muy bajas). Sin embargo, me gustaría destacar esta característica, pues en la
competencia entre esquemas en el marco de la empresa científica, el triunfo de un
esquema sobre otro no implica necesariamente que el anterior sea abandonado y
olvidado. De hecho, al final puede ser utilizado con mucha mayor frecuencia que su más
preciso y sofisticado sucesor. Eso es lo que pasa ciertamente con las mecánicas
newtoniana y einsteniana restringidas al sistema solar. La victoria en la pugna entre
teorías científicas competidoras puede ser más una cuestión de degradación de la teoría
antigua y promoción de la nueva que de muerte de la teoría desbancada. (Ni que decir
31
tiene que a menudo la vieja teoría pierde todo valor, y entonces sólo los historiadores de
la ciencia se molestan en discutir sobre ella.)
La ecuación de Einstein para la relatividad general
Gµv = 8 pKTµv
representa para la gravitación lo que las ecuaciones de Maxwell para el
electromagnetismo. El lado izquierdo de la ecuación hace referencia a la curvatura del
espacio-tiempo (al campo gravitatorio), y el lado derecho a la densidad de energía, etc.,
de todo lo que no es campo gravitatorio. Expresa en una única y pequeña fórmula las
características universales de los campos gravitatorios en todo el cosmos. A partir de las
masas, las posiciones y las velocidades de todas las partículas materiales, puede
calcularse el campo gravitatorio (y por lo tanto el efecto de la gravitación sobre el
movimiento de un cuerpo de prueba) sea cual sea el lugar y momento. Es éste un
esquema particularmente poderoso, que resume en un breve mensaje las propiedades
generales de la gravedad en cualquier lugar.
Un crítico podría exigir de nuevo que incluyéramos como parte del esquema no sólo la
fórmula, sino también una explicación de los símbolos que la componen. Mi padre, un
abogado culto que batalló por comprender la teoría de Einstein, solía decir: «Mira qué
simple y hermosa es esta teoría, pero ¿qué significan Tµv y Gµv?» Como en el caso del
electromagnetismo, aunque se tenga que incluir todo un curso de matemáticas dentro del
esquema, la ecuación de Einstein seguirá siendo un prodigio de compresión, puesto que
describe el comportamiento de todos los campos gravitatorios dondequiera que se
encuentren. El esquema será todavía extraordinariamente pequeño, y su complejidad
muy baja. La teoría de la relatividad general de Einstein para la gravedad es, pues,
simple.
32
VIAJE DEL HOMBRE A LA LUNA
A lo largo de los siglos XIX y XX, las exploraciones visuales con telescopios de gran
potencia han permitido obtener un conocimiento muy amplio del lado visible de la
Luna. El lado no visible se mostró al mundo por primera vez en octubre de 1959 con las
fotografías tomadas por la nave espacial soviética Luna 3, que mostraron que el lado
oculto es similar al visible, excepto en que los grandes mares lunares están ausentes.
Ahora sabemos que los cráteres cubren toda la superficie lunar, desde los de tamaños
gigantescos que rodean los mares, hasta los de tamaños microscópicos. Las fotografías
de las naves espaciales estadounidenses —Rangers 7, 8 y 9 y Lunar Orbiter 1 y 2— de
1964 y 1966 confirman estas conclusiones. La Luna tiene aproximadamente 3 billones
de cráteres de más de 1 m de diámetro.
Los alunizajes con éxito de las sondas no tripuladas de la serie estadounidense Surveyor
y de la soviética Luna en la década de 1960 y, finalmente, los alunizajes tripulados del
programa estadounidense Apolo, hicieron realidad las mediciones directas de las
propiedades físicas y químicas de la Luna. Los astronautas del Apolo recogieron rocas,
sacaron miles de fotografías y colocaron una serie de instrumentos que enviaron
información a la Tierra por telemetría de radio. Estos instrumentos midieron la
temperatura y la presión gaseosa en la superficie; la radiación de calor desde el interior
de la Luna; las moléculas e iones de los gases calientes emitidos desde la corona solar,
es decir, el viento solar (véase Cinturones de radiación); los campos magnéticos y
gravitacionales de la Luna, y las vibraciones sísmicas causadas por terremotos,
desprendimientos de tierra e impactos de meteoritos. Mediante rayos láser se midió la
distancia exacta entre la Tierra y la Luna.
Tras analizar las rocas se ha sabido que la Luna tiene 4.600 millones de años, más o
menos los mismos que la Tierra y que el resto del Sistema Solar. Las rocas de los mares
lunares se formaron cuando la roca derretida se solidificó hace entre 3.160 y 3.960
millones de años, y se parecen a los basaltos terrestres, un tipo de roca volcánica muy
frecuente, pero con algunas diferencias importantes. Las pruebas indican que las
regiones lunares elevadas, o continentes, pueden estar formadas de una roca ígnea
33
plutónica menos densa llamada anortosita, formada casi por completo por plagioclasa
mineral (véase Feldespato). Otros tipos de muestras lunares importantes incluyen los
cristales, brechas (ensamblajes complejos de fragmentos de rocas cementados
conjuntamente por la acción del calor o la presión, o por ambos) y suelo o regolita
(fragmentos rocosos muy finos producidos por miles de millones de años de
bombardeos de meteoritos). Véase Geología; Rocas ígneas.
El campo magnético de la Luna no es tan intenso o amplio como el de la Tierra.
Algunas rocas lunares son débilmente magnéticas, lo que indica que se solidificaron en
un campo magnético más intenso. Las mediciones magnéticas, entre otras, señalan una
temperatura interna de hasta 1.600 °C, que está por encima del punto de fusión de la
mayoría de las rocas lunares. Los registros sísmicos sugieren que algunas regiones
cercanas al núcleo lunar podrían estar constituidas por materiales fundidos.
Los sismómetros situados en la superficie han registrado, también, señales que
muestran impactos de meteoritos, en una proporción de 70 a 150 por año, con masas
desde 100 g hasta 1.000 kg. Por tanto, la Luna sigue siendo bombardeada por
meteoritos (aunque no con tanta frecuencia como en el pasado), lo que puede resultar
problemático para las futuras bases permanentes. La superficie está cubierta por una
capa de grava, que puede tener una profundidad de varios kilómetros en los mares y una
profundidad todavía desconocida en las regiones elevadas. Se cree que esta grava se ha
formado por los impactos de meteoritos.
La atmósfera es tan tenue que no se puede reproducir ni en las mejores cámaras de
vacío situadas en la Tierra.
Los seis alunizajes tripulados —las misiones Apolo 11, 12 y de la 14 a la 17— trajeron
a la Tierra muestras de roca y de suelo, en total 384 kg. Y no fue sino hasta la última
misión, la del Apolo 17, cuando entre la tripulación de astronautas se incluyó a un
geólogo, Harrison Schmitt, quien invirtió 22 horas en explorar la región del valle de
Taurus-Littrow, completando un recorrido de 35 km en un vehículo lunar. Hoy
continúan los análisis intensivos sobre los datos y las rocas obtenidas en las misiones
lunares.
34
A finales de 1996 un grupo de científicos estadounidenses anunció la posible existencia
de hielo (probablemente agua helada) en la cara oscura. El descubrimiento se basó en
las señales de radar enviadas en 1994 por la sonda Clementine a la superficie. El 5 de
marzo de 1998 la NASA anunció que los datos obtenidos por la sonda Lunar
Prospector —lanzada dos meses antes— parecían confirmar la existencia de agua
helada en el satélite. En julio de 1999 se provocó la destrucción de la sonda contra un
cráter de la superficie lunar con el fin de poder comprobar esta hipótesis. Dos meses y
medio más tarde, tras un intenso análisis de los datos obtenidos a partir del impacto, la
NASA reconoció no haber encontrado rastros de agua en el satélite, aunque no descartó
totalmente la teoría sobre la posible existencia de agua en la Luna.
IDEAS Y TEORIAS RECIENTES ACERCA DE
MARTE
La NASA anuncia el descubrimiento de indicios de agua en Marte
Junio 2000
El 22 de junio, la NASA anunció el hallazgo de indicios de la presencia de agua líquida
en la superficie de Marte. Dicho descubrimiento ha sido posible gracias a las imágenes
obtenidas por la sonda Mars Global Surveyor, en órbita de Marte, que revelan la
existencia de grandes canales o barrancos, la mayoría de ellos situados en el borde de
cráteres de la región conocida como Valles Marineris, un gran cañón cercano al ecuador
del planeta. Los científicos creen que estos barrancos podrían ser signos claros de la
existencia de agua líquida en una zona próxima a la superficie. La búsqueda de agua es
uno de los objetivos principales del programa de la NASA para la exploración de Marte.
Si se confirma su presencia, aumentaría la posibilidad de la existencia de alguna forma
de vida en el planeta rojo.
La atmósfera de Marte está formada por dióxido de carbono (95%), nitrógeno (2,7%),
argón (1,6%), oxígeno (0,2%), y trazas de vapor de agua, monóxido de carbono y gases
nobles diferentes del argón. La presión media de la superficie es de 0,6% la de la
35
Tierra, equivalente a la presión de la atmósfera terrestre a una altura de 35 km. La
temperatura de la superficie varía mucho según el día, la estación y la latitud. Las
temperaturas máximas en verano pueden alcanzar los 17 °C, pero las temperaturas
medias en la superficie no sobrepasan los –33 °C. Debido a la poca consistencia de la
atmósfera, son normales las variaciones de temperatura de 100 °C. A unos 50° de
latitud hacia el polo, las temperaturas son aún más frías (menos de –123 °C) durante
todo el invierno porque el componente fundamental de la atmósfera, el dióxido de
carbono, se congela en los sedimentos blancos que constituyen los casquetes polares.
La presión atmosférica total de la superficie fluctúa en un 30% debido al ciclo
estacional de los casquetes polares.
La cantidad de vapor de agua presente en la atmósfera es muy pequeña y variable. La
concentración es más alta cerca de los extremos de los casquetes polares cuando se
retiran en primavera. Marte es como un desierto muy frío, de gran altitud. Las
temperaturas y las presiones de la superficie son demasiado bajas en la mayor parte del
planeta para que exista agua en estado líquido. Sin embargo, se cree que puede haber
agua bajo la superficie en determinados lugares.
En ciertas estaciones, algunas zonas de la superficie son azotadas por vientos tan fuertes
que levantan la tierra y lanzan polvo a la atmósfera. En el hemisferio sur, entre
primavera y el comienzo del verano, se produce un acontecimiento climático
importante cuando Marte está cerca del perihelio y el recalentamiento de las latitudes
del sur cercanas al ecuador es más intenso. Se forman tormentas de polvo de tales
proporciones que oscurecen la superficie del planeta durante semanas e incluso meses.
El polvo de estas nubes es muy fino y tarda mucho tiempo en volver a posarse.
VIAJES INTERPLANETARIOS
Misiones lunares no tripuladas
Por ser el astro más cercano a la Tierra, la Luna ha sido el objetivo de numerosas
misiones espaciales. En 1958 fracasaron las primeras sondas lunares enviadas por
36
Estados Unidos y la URSS. La nave rusa Luna 2, lanzada el 12 de septiembre de 1959,
alcanzó la superficie lunar 36 horas más tarde. Desde entonces, ambos países
efectuaron lanzamientos con resultados diferentes. Las primeras fotografías de la cara
oculta de la Luna fueron tomadas por el Luna 3, enviado al espacio por la URSS el 4 de
octubre de 1959. Uno de las misiones más espectaculares fue la realizada por el
Ranger 7, enviado al espacio por Estados Unidos el 28 de julio de 1964. Antes de
estrellarse contra la superficie de la cara visible de la Luna, llegó a transmitir 4.316
imágenes por televisión, desde altitudes entre 1.800 km y 300 m, proporcionando a la
humanidad las primeras imágenes detalladas del satélite.
El 31 de enero de 1966 la URSS lanzó el Luna 9, que consiguió realizar el primer
aterrizaje sobre la Luna sin ser destruido por el impacto. Le siguió la nave
estadounidense Surveyor 1, el 30 de mayo de ese año, que también realizó un aterrizaje
suave en la superficie lunar, y envió a la Tierra 11.150 fotografías del satélite.
Además de la información científica recogida, gran parte del interés del programa
espacial de Estados Unidos se centraba en desembarcar un hombre en la Luna. Con este
propósito se llevaron a cabo varios vuelos posteriores no tripulados, como los
realizados por el Surveyor 3 y Surveyor 5 en 1967. Ambas naves, después de un vuelo
de dos días, enviaron a la Tierra un gran número de imágenes de televisión de la
superficie lunar. El Surveyor 3 tomó muestras del suelo de la Luna que fueron
examinadas por cámaras de televisión. El Surveyor 5 realizó análisis químicos de la
superficie lunar, utilizando técnicas de dispersión de partículas alfa; éste fue el primer
análisis sobre el terreno de un cuerpo extraterrestre.
Otros satélites lanzados para preparar el alunizaje fueron los del programa Lunar
Orbiter. Entre 1966 y 1967, cinco de estos satélites dieron vueltas alrededor de la Luna
obteniendo miles de fotografías. Con este material se fueron seleccionando los lugares
de alunizaje previstos en el programa Apolo.
La URSS proyectó misiones lunares no tripuladas que alcanzaron la Luna y trajeron
muestras de vuelta a la Tierra. La nave Luna 16, lanzada el 12 de septiembre de 1970,
introdujo unos 113 g de suelo lunar en un recipiente sellado, que fue lanzado de vuelta
37
a la Tierra y recuperado por los soviéticos. El Luna 17, lanzado el 10 de noviembre de
1970, alunizó suavemente y desplegó un vehículo automático de exploración lunar, el
Lunokhod 1, que iba equipado con una cámara de televisión y baterías solares. Durante
diez días lunares, este artefacto controlado desde la Tierra recorrió 10,5 km de la
superficie lunar, transmitiendo imágenes por televisión y datos científicos. En febrero
de 1972 el Luna 20 regresó a la Tierra con muestras lunares. El Luna 21, en enero de
1973, colocó en la Luna el vehículo Lunokhod 2. En agosto de 1976, con el Luna 24,
finalizó esta serie de exploraciones lunares.
La sonda Clementine, lanzada por Estados Unidos en febrero de 1994, continuó la
exploración lunar. Orbitó la Luna durante tres meses y obtuvo los primeros datos
fiables de su topografía utilizando altímetros láser. A partir de unas señales de radar
enviadas por la sonda, un grupo de científicos estadounidenses anunció, a finales de
1996, la posible existencia de agua helada en un cráter. En enero de 1998 la sonda
Lunar Prospector de la NASA entró en órbita alrededor de la Luna. En marzo de ese
mismo año los datos enviados por la nave parecían indicar la existencia de una cantidad
significativa de agua en los polos del satélite. El 31 de julio de 1999 la NASA destruyó
la Lunar Prospector haciéndola chocar contra la superficie lunar, con el fin de poder
comprobar esta teoría. Tras dos meses y medio de análisis de los datos obtenidos por
numerosos telescopios que siguieron el impacto, la organización estadounidense
anunció la ausencia de indicios de agua en el satélite, si bien no descartó totalmente la
hipótesis. La Lunar Prospector también investigó el campo gravitacional y el campo
magnético de la Luna.
PROGRAMAS ESPACIALES TRIPULADOS
Los programas Vostok y Mercury La URSS fue la primera en poner un hombre en el espacio, el cosmonauta Yuri A.
Gagarin, que completó una órbita terrestre en la nave Vostok 1 el 12 de abril de 1961.
En su vuelo, que duró una hora y cuarenta y ocho minutos, alcanzó un apogeo de
327 km y un perigeo de 180 km, aterrizando a salvo en Siberia. En los dos años
siguientes se llevaron a cabo cinco nuevos vuelos del programa Vostok. El piloto del
38
Vostok 6 fue Valentina Tereshkova, la primera mujer astronauta. Lanzada el 16 de junio
de 1963, dio 48 vueltas alrededor de la Tierra.
Mientras tanto, el programa estadounidense Mercury, similar al soviético, seguía su
desarrollo. El 5 de mayo de 1961, el capitán de corbeta de la Armada de Estados
Unidos, Alan Bartlett Shepard, se convirtió en el primer astronauta estadounidense. La
nave del programa Mercury, bautizada Freedom 7, describió una trayectoria balística y
realizó un vuelo suborbital de 15 minutos de duración. Un vuelo similar tuvo lugar el
21 de julio, protagonizado por el capitán Grissom de las Fuerzas Aéreas
estadounidenses. El 20 de febrero de 1962, el teniente coronel John Herschell Glenn,
del cuerpo de Marines, se convirtió en el primer astronauta estadounidense en dar la
vuelta a la Tierra, en un vuelo de tres vueltas completas. Entre 1962 y 1963 se llevaron
a cabo tres vuelos más dentro del programa Mercury.
Los programas Voskhod y Gemini
El programa Voskhod era una adaptación del Vostok, modificado para acomodar dos o
tres cosmonautas a bordo. El 12 de octubre de 1964 los cosmonautas Vladímir M.
Komarov, Borís B. Yegorov y Konstantín P. Feoktistov realizaron un vuelo de 15
órbitas en la nave Voskhod 1. Éste fue el único vuelo tripulado en ese año y situó el
número de horas de vuelo de los cosmonautas soviéticos en un total de 455. En aquel
momento, el total de horas de vuelo de los astronautas estadounidenses sólo llegaba a
las 54 horas. El 18 de marzo de 1965 los cosmonautas Pável I. Belyayev y Alexéi A.
Leonov fueron lanzados a bordo del Voskhod 2. En un vuelo de 17 vueltas a la Tierra,
Leonov se convirtió en el primer hombre en realizar un paseo espacial, llevando a cabo
la primera actividad extravehicular (EVA, siglas en inglés), al salir de la nave unido a
ella por medio de un cable.
El programa estadounidense Gemini estaba diseñado para desarrollar una tecnología
que permitiera llegar a la Luna. En mayo de 1961 el presidente de Estados Unidos, John
F. Kennedy, puso en marcha el programa Apolo, con el objetivo de llevar un hombre a
la Luna y que pudiera regresar a salvo "antes del fin de la década". Esta decisión se
materializó en un intenso programa de vuelos espaciales tripulados a gran escala. Las
39
naves Gemini albergaban dos tripulantes y estaban construidas para funcionar largos
periodos de tiempo y desarrollar técnicas espaciales de encuentros y ensamblajes con
otras naves. Entre 1965 y 1966 se llevaron a cabo diez misiones dentro de este
programa.
Durante el vuelo del Gemini 4, el comandante Edward H. White, de las fuerzas aéreas,
se convirtió en el primer astronauta estadounidense en realizar un paseo espacial. Con
la ayuda de un sistema autopropulsado de gas a presión, permaneció 21 minutos en el
espacio. Mientras las naves Gemini 6 y 7 se hallaban juntas en órbita, en diciembre de
1965 se acercaron a muy pocos metros una de otra. Al cabo de 20 horas, mientras la
Gemini 6 aterrizaba, la Gemini 7 continuó orbitando, hasta completar un total de 334
horas. Este vuelo de casi 14 días de duración obtuvo datos e información médica sobre
los seres humanos en el espacio, vitales para asegurar el éxito de la misión lunar Apolo,
que duraría 10 días. Además, sirvió para poner a prueba la viabilidad de los sistemas de
compartimentos de combustible de hidrógeno y oxígeno. En los vuelos de los
Gemini 10, 11 y 12 se llevaron a cabo varios encuentros y acoplamientos con vehículos
espaciales que habían sido puestos en órbita previamente.
Al finalizar el último vuelo del programa Gemini, los astronautas estadounidenses
habían acumulado un total de 2.000 horas de vuelos tripulados en el espacio,
aventajando a los soviéticos, y unas 12 horas en paseos espaciales (EVA).
Los programas Soyuz y Apolo El año 1967 fue trágico para ambas potencias espaciales. El 27 de enero, durante una
prueba en Tierra de la nave Apolo en cabo Kennedy, se inició un fuego en el módulo de
control de la tripulación, con tres hombres a bordo. Debido a la atmósfera de oxígeno
puro presurizado en el interior de la nave, un incendio repentino rodeó y causó la
muerte de los astronautas Grisson, White y Roger B. Chaffee. Como consecuencia de
este incidente, el programa Apolo sufrió un retraso de más de un año, mientras se
volvía a revisar el diseño de la nave y los materiales.
El 23 de abril de 1967, el cosmonauta Komarov despegó en el primer vuelo tripulado de
la nueva nave soviética Soyuz. La nave tenía espacio para tres cosmonautas, además de
40
un compartimento para trabajar y realizar experimentos, accesible a través de una
escotilla. Cuando entró en la atmósfera terrestre y desplegó los paracaídas de aterrizaje,
las cuerdas de éste se enredaron, provocando la muerte del piloto. El programa
soviético se reanudó dos años más tarde.
En octubre de 1968 se lanzó el primer vuelo tripulado del proyecto Apolo mediante el
sistema propulsor Saturno 1B. Los astronautas Schirra, R. Walter Cunningham y Donn
F. Eisele, dieron 163 vueltas alrededor de la Tierra, comprobando el funcionamiento de
los equipos, haciendo fotografías y transmitiendo imágenes de televisión. En diciembre
de 1968 el Apolo 8, que llevaba a bordo a los astronautas Borman, Lovell y William A.
Anders dio diez vueltas alrededor de la Luna y volvió a la Tierra. El Apolo 9, tripulado
por James A. McDivitt, David R. Scott y Russel L. Schweickart, realizó pruebas de
separación, encuentro y acoplamiento del módulo lunar (ML) de aterrizaje, en una
misión de 151 vueltas a la Tierra. El vuelo del Apolo 10, que llevaba a bordo al
astronauta Stafford, al capitán de corbeta John W. Young y al capitán de fragata Eugene
A. Cernan, dio 31 vueltas a la Luna, en preparativos para un posterior alunizaje. Según
estaba planeado, Stafford y Cernan se trasladaron desde el módulo de comando del
Apolo (MC) al módulo lunar, con el que descendieron hasta una distancia de 16 km de
la superficie de la Luna, mientras el astronauta Young pilotaba el módulo de comando.
Después, en la fase ascendente, realizaron con éxito las maniobras de aproximación y
acoplamiento al módulo de comando, entraron en él y abandonaron el módulo lunar,
encendiendo los cohetes para regresar a la Tierra. El programa Apolo estaba ya listo
para llevar astronautas a la Luna. Véase Seres humanos en la Luna, más abajo.
Mientras tanto, la URSS lanzó la nave no tripulada Zond a una órbita lunar, llevando
cámaras y especies biológicas a bordo. En octubre de 1968 el coronel Gueorgui T.
Beregovoi dio 60 vueltas a la Luna con la nave Soyuz 3. Las naves Soyuz 4 y Soyuz 5
completaron en órbita terrestre maniobras de aproximación y acoplamiento en enero de
1969. Con ambas naves acopladas, los cosmonautas Alexéi S. Yeliseyev y el teniente
coronel Yevgueni V. Khrunov salieron en un paseo espacial de la Soyuz 5 a la Soyuz 4,
pilotada por el coronel Vladímir A. Shatalov. En octubre de 1969 despegaron las naves
Soyuz 6, 7 y 8 con un día de diferencia, se encontraron en órbita, pero no llegaron a
41
acoplarse. La Soyuz 9, tripulada por dos cosmonautas, batió el récord de duración de un
vuelo, permaneciendo en el espacio casi 18 días en junio de 1970.
ENUNCIADO Y ECUACIÓN DE LA LEY GRAVITACIÓN UNIVERSAL
La gravitación universal: Newton y Einstein.
La gravitación constituye otro caso extraordinario de ley universal. Isaac Newton elaboró
la primera versión, seguida dos siglos y medio después por otra más exacta, la teoría de
la relatividad general de Albert Einstein.
Newton tuvo su brillante intuición sobre la universalidad de la gravitación a la edad de
veintitrés años. En 1665 la Universidad de Cambridge se vio obligada a cerrar sus
puertas debido a la peste, y Newton, licenciado de nuevo cuño, regresó a la casa de su
familia en Woolsthorpe, Lincolnshire. Allí, entre 1665 y 1669, comenzó a desarrollar el
cálculo diferencial e integral, así como la ley de la gravitación y sus tres leyes del
movimiento. Además, llevó a cabo el famoso experimento de la descomposición de la
luz blanca en los colores del arco iris por medio de un prisma. Cada uno de estos
trabajos representó por sí solo un hito, y aunque a los historiadores de la ciencia les
gusta recalcar que Newton no los completó en un único annus mirabilis, admiten que
dio un buen impulso a todos ellos en ese período de tiempo. Como le gusta decir a mi
esposa, la poetisa Marcia Southwick, sin duda podría haber escrito una redacción
impresionante sobre el tema «Qué he hecho en mis vacaciones de verano».
La leyenda relaciona el descubrimiento de Newton de una ley universal de la gravitación
con la caída de una manzana. ¿Sucedió realmente dicho episodio? Los historiadores de
la ciencia no están seguros, pero no rechazan completamente esta posibilidad, pues hay
cuatro fuentes distintas que hacen referencia al mismo. Una de ellas es la versión del
historiador Conduitt:
«En 1666 se retiró de nuevo... a su casa natal en Lincolnshire y, mientras estaba
descansando en un jardín, se le ocurrió que la fuerza de la gravedad (que hace caer al
42
suelo las manzanas que cuelgan del árbol) no estaba limitada a una cierta distancia desde
la superficie de la Tierra, sino que podría extenderse mucho más lejos de lo que se
pensaba. ¿Por qué no tan lejos como la Luna?, se dijo, y si así fuese tal vez podría influir
en su movimiento y retenerla en su órbita. Inmediatamente comenzó a calcular cuáles
serían las consecuencias de esta suposición, pero como no tenía libros a mano, empleó la
estimación en uso entre geógrafos y marinos desde que Norwood había establecido que
un grado de latitud sobre la superficie de la Tierra comprende 60 millas inglesas. Con
esta aproximación sus cálculos no concordaban con su teoría. Este fracaso le llevó a
considerar la idea de que, junto con la fuerza de gravedad, podría superponerse la que la
Luna experimentaría si se viese arrastrada en un vórtice...»
En esta narración de los hechos pueden verse en acción algunos de los procesos que de
vez en cuando tienen lugar en la vida de un científico teórico. Una idea le asalta a uno
repentinamente. La idea hace posible la conexión entre dos conjuntos de fenómenos que
antes se creían separados. Se formula entonces una teoría, algunas de cuyas
consecuencias pueden predecirse; en física, el teórico «deja caer un cálculo» para
determinarlas. Las predicciones pueden no estar de acuerdo con la experiencia, incluso
aunque la teoría sea correcta, ya sea porque haya un error en las observaciones previas
(como en el caso de Newton), ya sea porque el teórico haya cometido un error
conceptual o matemático al aplicar la teoría. En este caso, el teórico puede modificar la
teoría correcta (simple y elegante) y elaborar otra, más complicada, remendada a fin de
acomodar el error. ¡Observemos el fragmento final de la cita de Conduitt sobre la
peregrina fuerza de «vórtice» que Newton pensó añadir a la fuerza de gravedad!
Finalmente, las discrepancias entre teoría y observación se resolvieron y la teoría de la
gravitación universal de Newton fue aceptada hasta su sustitución en 1915 por la teoría
de la relatividad general de Einstein, que concuerda con la de Newton en el dominio en
que todos los cuerpos se mueven muy lentamente en comparación con la velocidad de la
luz. En el sistema solar, los planetas y satélites viajan a velocidades del orden de
decenas de kilómetros por segundo, mientras que la velocidad de la luz es de alrededor
43
de 300.000 kilómetros por segundo. Las correcciones einsteinianas de la teoría de
Newton son pues prácticamente inapreciables, y sólo pueden detectarse en un número
muy reducido de observaciones. La teoría de Einstein ha superado todas las pruebas a
las que ha sido sometida.
El reemplazo de una teoría excelente por otra aún mejor ha sido descrito de modo
particular en el libro de Thomas Kuhn La estructura de las revoluciones científicas,
cuyo punto de vista ha ejercido una enorme influencia. Este autor presta especial
atención a los «cambios de paradigma», usando la palabra «paradigma» en un sentido
bastante especial (¡podría decirse que abusando de ella!). Su tratamiento enfatiza los
cambios que, en cuestiones de principio, se producen al imponerse una teoría mejorada.
En el caso de la gravitación, Khun podría señalar el hecho de que la teoría newtoniana
hace uso de la «acción a distancia», es decir, de una fuerza gravitatoria que actúa
instantáneamente, mientras que en la teoría einsteniana la interacción gravitatoria se
propaga a la velocidad de la luz, al igual que la interacción electromagnética. En la
teoría no relativista de Newton, el espacio y el tiempo se consideran separados y
absolutos, y la gravedad no está relacionada en forma alguna con la geometría; por su
parte, en la teoría de Einstein, el espacio y el tiempo se confunden (como ocurre siempre
en la física relativista) y la gravedad se halla íntimamente relacionada con la geometría
del espacio-tiempo. La relatividad general, a diferencia de la gravitación newtoniana,
está fundamentada en el principio de equivalencia: es imposible distinguir localmente
entre un campo gravitatorio y un sistema de referencia uniformemente acelerado (como
un ascensor). Lo único que un observador puede percibir o medir localmente es la
diferencia entre su aceleración propia y la aceleración local debida a la gravedad.
La interpretación basada en el cambio de paradigma se centra en las profundas
diferencias filosóficas y de lenguaje entre la teoría antigua y la nueva. Kuhn no subraya
el hecho (aunque, por supuesto, lo menciona) de que la vieja teoría puede proporcionar
una aproximación suficientemente válida para realizar cálculos y predicciones dentro del
44
dominio para el que fue desarrollada (en este caso sería el límite de velocidades relativas
muy bajas). Sin embargo, me gustaría destacar esta característica, pues en la
competencia entre esquemas en el marco de la empresa científica, el triunfo de un
esquema sobre otro no implica necesariamente que el anterior sea abandonado y
olvidado. De hecho, al final puede ser utilizado con mucha mayor frecuencia que su más
preciso y sofisticado sucesor. Eso es lo que pasa ciertamente con las mecánicas
newtoniana y einsteniana restringidas al sistema solar. La victoria en la pugna entre
teorías científicas competidoras puede ser más una cuestión de degradación de la teoría
antigua y promoción de la nueva que de muerte de la teoría desbancada. (Ni que decir
tiene que a menudo la vieja teoría pierde todo valor, y entonces sólo los historiadores de
la ciencia se molestan en discutir sobre ella.)
La ecuación de Einstein para la relatividad general
Gµv = 8 pKTµv
representa para la gravitación lo que las ecuaciones de Maxwell para el
electromagnetismo. El lado izquierdo de la ecuación hace referencia a la curvatura del
espacio-tiempo (al campo gravitatorio), y el lado derecho a la densidad de energía, etc.,
de todo lo que no es campo gravitatorio. Expresa en una única y pequeña fórmula las
características universales de los campos gravitatorios en todo el cosmos. A partir de las
masas, las posiciones y las velocidades de todas las partículas materiales, puede
calcularse el campo gravitatorio (y por lo tanto el efecto de la gravitación sobre el
movimiento de un cuerpo de prueba) sea cual sea el lugar y momento. Es éste un
esquema particularmente poderoso, que resume en un breve mensaje las propiedades
generales de la gravedad en cualquier lugar.
Un crítico podría exigir de nuevo que incluyéramos como parte del esquema no sólo la
fórmula, sino también una explicación de los símbolos que la componen. Mi padre, un
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abogado culto que batalló por comprender la teoría de Einstein, solía decir: «Mira qué
simple y hermosa es esta teoría, pero ¿qué significan Tµv y Gµv?» Como en el caso del
electromagnetismo, aunque se tenga que incluir todo un curso de matemáticas dentro del
esquema, la ecuación de Einstein seguirá siendo un prodigio de compresión, puesto que
describe el comportamiento de todos los campos gravitatorios dondequiera que se
encuentren. El esquema será todavía extraordinariamente pequeño, y su complejidad
muy baja. La teoría de la relatividad general de Einstein para la gravedad es, pues,
simple.
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CITAS BIBLIOGRÁFICAS
Enciclopedia® Microsoft® Encarta 2001. © 1993-2000 Microsoft Corporation. Reservados todos los derechos.
Libro GEOGRAFIA I Santillana para secundaria serie 2000
Índice
1. Sistema solar teorías sobre su origen..........................................1
1.1. Origen del universo.................................................................2
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1.1.1. La teoría
inflacionaria...........................................................2
1.1.2. Formación de átomos y
núcleos............................................4
1.1.3. Materia
oscura........................................................................6
1.2.La convergencia de la física y la cosmología...........................7
2.Concepto y tipos de galaxia, asteroide y planetas.......................10
2.1.Clasificación de galaxias..........................................................10
2.2.Distribución de galaxias...........................................................11
2.3.Asteroide..................................................................................12
2.4.Tamaño y orbitas......................................................................12
2.5.Planetas....................................................................................14
3.Características y propiedades de los planetas interiores y e
exteriores.......................................................................................15
4.Teoría geocéntrica......................................................................19
5.Teoría heliocéntrica...................................................................19
6.Leyes de Kepler..........................................................................19
7.Características y propiedades de la luna.....................................20
8.Características y propiedades del sol..........................................23
8.1.Composición y estructura........................................................23
8.2.Manchas solares......................................................................24
8.3.Campo magnético....................................................................25
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8.4.La corona.................................................................................26
8.5.Viento solar.............................................................................27
9.Teoría de Albert Einstein...........................................................27
10.Newton La gravitación universal.............................................29
11.Viaje del hombre a la luna........................................................33
12.Ideas y teorías recientes acerca de Marte..................................35
13.Viajes interplanetarios..............................................................37
13.1.Misiones lunares no tripuladas..............................................37
13.2.Programas espaciales tripulados...........................................39
13.2.1.Los programas Vostok y Mercury......................................39
13.2.2.Los programas Voskhod y Gemini.....................................39
13.2.3.Los programas Soyuz y Apolo............................................40
14.Enunciado y ecuación de la Ley de gravitación universal........42
15.Citas bibliográficas...................................................................47
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Mi conclusión es de que esta es solamente una reseña histórica de
todo lo que pasa o paso aquí en la tierra
que es nuestro hogar.
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