¿Qué es el Universo?
El Universo es todo, sin excepciones.
Materia, energía, espacio y tiempo, todo lo que existe
forma parte del Universo. Es muy grande, pero no infinito. Si lo fuera, habría
infinita materia en infinitas estrellas, y no es así. En cuanto a la materia,
el universo es, sobre todo, espacio vacío.
El Universo contiene galaxias, cúmulos de galaxias y
estructuras de mayor tamaño llamadas supercúmulos, además de materia
intergaláctica. Todavía no sabemos con exactitud la magnitud del Universo, a
pesar de la avanzada tecnología disponible en la actualidad.
La materia no se distribuye de manera uniforme, sino
que se concentra en lugares concretos: galaxias, estrellas, planetas ... Sin
embargo, el 90% del Universo es una masa oscura, que no podemos observar. Por
cada millón de átomos de hidrógeno los 10 elementos más abundantes son:
Símbolo
|
Elemento químico
|
Átomos
|
H
|
Hidrógeno
|
1.000.000
|
He
|
Helio
|
63.000
|
O
|
Oxígeno
|
690
|
C
|
Carbono
|
420
|
N
|
Nitrógeno
|
87
|
Si
|
Silicio
|
45
|
Mg
|
Magnesio
|
40
|
Ne
|
Neón
|
37
|
Fe
|
Hierro
|
32
|
S
|
Azufre
|
16
|
Nuestro lugar en el Universo
Nuestro mundo, la Tierra, es minúsculo comparado con
el Universo. Formamos parte del Sistema Solar, perdido en un brazo de una
galaxia que tiene 100.000 millones de estrellas, pero sólo es una entre los
centenares de miles de millones de galaxias que forman el Universo.
La teoría del Big Bang explica cómo se formó
Dice que hace unos 13.700 millones de años la materia
tenía una densidad y una temperatura infinitas. Hubo una explosión violenta y,
desde entonces, el universo va perdiendo densidad y temperatura.
El Big Bang es una singularidad, una excepción que no
pueden explicar las leyes de la física. Podemos saber qué pasó desde el primer
instante, pero el momento y tamaño cero todavía no tienen explicación
científica.
Observación del Cosmos
Desde sus orígenes, la especie humana ha observado el cielo. Primero,
directamente, después con instrumentos cada vez más potentes.
Las antiguas civilizaciones agrupaban las estrellas formando figuras.
Nuestras constelaciones se inventaron en el Mediterráneo oriental hace unos
2.500 años. Representan animales y mitos del lugar y la época. La gente creía
que los cuerpos del cielo influían la vida de reyes y súbditos. El estudio de
los astros se mezclaba con supersticiones y rituales.
Las constelaciones que acompañan la trayectoria del Sol, la Luna y los
planetas, en la franja llamada zodíaco, nos resultan familiares: Aries, Tauro,
Géminis, Cáncer, Leo, Virgo, Libra, Escorpión, Sagitario, Capricornio, Acuario
y Piscis.
A principios del siglo XVII se inventó el telescopio. Primero se utilizaron
lentes, después espejos, también combinaciones de ambos. Actualmente hay
telescopios de muy alta resolución, como el VLT, formado por cuatro telescopios
sincronizados.
El telescopio espacial Hubble (HST), situado en órbita, captura y envía
imágenes y datos sin la distorsión provocada por la atmósfera.
Los radiotelescopios detectan radiaciones de muy diferentes longitudes de
onda. Trabajan en grupos utilizando una técnica llamada interferometría.
La fotografía, la informática, las comunicaciones y, en general, los
avances técnicos de los últimos años han ayudado muchísimo a la astronomía.
Gracias a los espectros, producidos por la descomposición de la luz,
podemos conocer información detallada sobre la composición química de un
objeto. También se aplica al conocimiento del Universo.
Las constelaciones
Las estrellas que se pueden observar en una noche
clara forman determinadas figuras que llamamos "constelaciones", y
que sirven para localizar más fácilmente la posición de los astros. En total,
hay 88 agrupaciones de estrellas que aparecen en la esfera celeste y que toman
su nombre de figuras religiosas o mitológicas, animales u objetos. Este término
también se refiere a áreas delimitadas de la esfera celeste que comprenden los
grupos de estrellas con nombre.
Los dibujos de constelaciones más antiguos que se
conocen señalan que las constelaciones ya habían sido establecidas el 4000 a.C.
Los sumerios le dieron el nombre a la constelación Acuario, en honor a su dios
An, que derrama el agua de la inmortalidad sobre la Tierra. Los babilonios ya
habían dividido el zodíaco en 12 signos iguales hacia el 450 a.C.
Las actuales constelaciones del hemisferio norte se
diferencian poco de las que conocían los caldeos y los antiguos egipcios.
Homero y Hesíodo mencionaron las constelaciones y el poeta griego Arato de
Soli, dio una descripción en verso de 44 constelaciones en su Phaenomena.
Tolomeo, astrónomo y matemático griego, en el Almagesto, describió 48
constelaciones, de las cuales, 47 se siguen conociendo por el mismo nombre.
Muchos otras culturas agruparon las estrellas en
constelaciones, aunque no siempres se corresponden con las de Occidente. Sin
embargo, algunas constelaciones chinas se parecen a las occidentales, lo que
induce a pensar en la posibilidad de un origen común.
A finales del siglo XVI, los primeros exploradores
europeos de los mares del Sur trazaron mapas del hemisferio austral. El
navegante holandés Pieter Dirckz Keyser, que participó en la exploración de las
Indias orientales en 1595 añadió nuevas constelaciones. Más tarde fueron
añadidas otras constelaciones del hemisferio sur por el astrónomo alemán Johann
Bayer,que publicó el primer atlas celeste extenso.
Muchos otros propusieron nuevas constelaciones, pero
los astrónomos acordaron finalmente una lista de 88. No obstante, los límites
de las constelaciones siguieron siendo tema de discusión hasta 1930, cuando la
Unión Astronómica Internacional fijó dichos límites.
Para designar las aproximadamente 1.300 estrellas
brillantes, se utiliza el genitivo del nombre de las constelaciones, precedido
por una letra griega; este sistema fue introducido por Johann Bayer. Por
ejemplo, a la famosa estrella Algol, en la constelación Perseo, se le llama
Beta Persei.
Entre las constelaciones más conocidas se hallan las
que se encuentran en el plano de la órbita de la Tierra sobre el fondo de las
estrellas fijas. Son las constelaciones del Zodíaco. Ademas de estas, algunas
muy conocidas son Cruz del Sur, visible desde el hemisferiosur, y Osa Mayor,
visible desde el hemisferio Norte. Estas y otras constelaciones permiten ubicar
la posición de importantes puntos de referencia como, por ejemplo, los polos
celestes.
La mayor constelación de la esfera celeste es la de
Hydra, que contiene 68 estrellas visibles a simple vista. La Cruz del Sur, por
su parte, es la constelación más pequeña.
Clasificación de las Estrellas
El estudio fotográfico de los espectros estelares lo
inició en 1885 el astrónomo Edward Pickering en el observatorio del Harvard
College y lo concluyó su colega Annie J. Cannon. Esta investigación condujo al
descubrimiento de que los espectros de las estrella están dispuestos en una
secuencia continua según la intensidad de ciertas líneas de absorción. Las
observaciones proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de
sus grados de desarrollo.
Las diversas etapas en la secuencia de los espectros,
designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, permiten una clasificación
completa de todos los tipos de estrellas. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan
para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase.
Clase O: Líneas del helio, el oxígeno y el nitrógeno, además de
las del hidrógeno. Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que
muestran espectros de línea brillante del hidrógeno y el helio como las que
muestran líneas oscuras de los mismos elementos.
Clase B: Líneas del helio alcanzan la máxima intensidad en la
subdivisión B2 y palidecen progresivamente en subdivisiones más altas. La
intensidad de las líneas del hidrógeno aumenta de forma constante en todas las
subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella Epsilon Orionis.
Clase A: Comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con
espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella
típica de este grupo es Sirio.
Clase F: En este grupo destacan las llamadas líneas H y K del
calcio y las líneas características del hidrógeno. Una estrella notable en esta
categoría es Delta Aquilae.
Clase G: Comprende estrellas con fuertes líneas H y K del
calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes. También están presentes los
espectros de muchos metales, en especial el del hierro. El Sol pertenece a este
grupo y por ello a las estrellas G se les denomina "estrellas de tipo
solar".
Clase K: Estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y otras
que indican la presencia de otros metales. Este grupo está tipificado por
Arturo.
Clase M; Espectros dominados por bandas que indican la
presencia de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de titanio. El final
violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella
Betelgeuse es típica de este grupo.
Tamaño
y brillo de las Estrellas
Las estrellas más grandes que se conocen son las
supergigantes, con diámetros unas 400 veces mayores que el del Sol, en tanto
que las estrellas conocidas como "enanas blancas" pueden tener
diámetros de sólo una centésima del Sol. Sin embargo, las estrellas gigantes
suelen ser difusas y pueden tener una masa apenas unas 40 veces mayor que la
del Sol, mientras que las enanas blancas son muy densas a pesar de su pequeño
tamaño.
Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces mayor
que la del Sol y, a escala menor, bolas de gas caliente demasiado pequeñas para
desencadenar reacciones nucleares. Un objeto que puede ser de este tipo (una
enana marrón) fue observado por primera vez en 1987, y desde entonces se han
detectado otros.
El brillo de las estrellas se describe en términos de
magnitud. Las estrellas más brillantes pueden ser hasta 1.000.000 de veces más
brillantes que el Sol; las enanas blancas son unas 1.000 veces menos
brillantes.
Las clases establecidas por Annie Jump Cannon se
identifican con colores:
- Color
azul, como la estrella I Cephei
- Color blanco-azul, como la estrella Spica
- Color blanco, como la estrella Vega
- Color blanco-amarillo, como la estrella Proción
- Color amarillo, como el Sol
- Color naranja, como Arcturus
- Color rojo, como la estrella Betelgeuse.
- Color blanco-azul, como la estrella Spica
- Color blanco, como la estrella Vega
- Color blanco-amarillo, como la estrella Proción
- Color amarillo, como el Sol
- Color naranja, como Arcturus
- Color rojo, como la estrella Betelgeuse.
A menudo las estrellas se nombran usando la referencia
a su tamaño y a su color: enanas blancas, gigantes rojas, ...
Evolución de las Estrellas
Las estrellas evolucionan durante millones de años.
Nacen cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio.
Se comprime y se calienta hasta que empieza una reacción nuclear, que consume
la materia, convirtiéndola en energía. Las estrellas pequeñas la gastan
lentamente y duran más que las grandes.
Las teorías sobre la evolución de las estrellas se
basan en pruebas obtenidas de estudios de los espectros relacionados con la
luminosidad. Las observaciones demuestran que muchas estrellas se pueden
clasificar en una secuencia regular en la que las más brillantes son las más
calientes y las más pequeñas, las más frías.
Esta serie de estrellas forma una banda conocida como
la secuencia principal en el diagrama temperatura-luminosidad conocido como
diagrama Hertzsprung-Russell. Otros grupos de estrellas que aparecen en el
diagrama incluyen a las estrellas gigantes y enanas antes mencionadas.
La
vida de una estrella
El ciclo de vida de una estrella empieza como una gran
masa de gas relativamente fría. La contracción del gas eleva la temperatura
hasta que el interior de la estrella alcanza 1.000.000 °C. En este punto tienen
lugar reacciones nucleares, cuyo resultado es que los núcleos de los átomos de
hidrógeno se combinan con los de deuteriopara formar núcleos de helio. Esta
reacción libera grandes cantidades de energía, y se detiene la contracción de
la estrella.
Cuando finaliza la liberación de energía, la
contracción comienza de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a
aumentar. En un momento dado empieza una reacción entre el hidrógeno, el litio
y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la estrella. De nuevo se
libera energía y la contracción se detiene.
Cuando el litio y otros materiales ligeros se
consumen, la contracción se reanuda y la estrella entra en la etapa final del
desarrollo en la cual el hidrógeno se transforma en helio a temperaturas muy
altas gracias a la acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción
termonuclear es característica de la secuencia principal de estrellas y
continúa hasta que se consume todo el hidrógeno que hay.
La estrella se convierte en una gigante roja y alcanza
su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si
sigue brillando, la temperatura del núcleo debe subir lo suficiente como para
producir la fusión de los núcleos de helio. Durante este proceso es probable
que la estrella se haga mucho más pequeña y más densa.
Cuando ha gastado todas las posibles fuentes de
energía nuclear, se contrae de nuevo y se convierte en una enana blanca. Esta
etapa final puede estar marcada por explosiones conocidas como
"novas". Cuando una estrella se libera de su cubierta exterior
explotando como nova o supernova, devuelve al medio interestelar elementos más
pesados que el hidrógeno que ha sintetizado en su interior.
Las generaciones futuras de estrellas formadas a
partir de este material comenzarán su vida con un surtido más rico de elementos
pesados que las anteriores generaciones. Las estrellas que se despojan de sus
capas exteriores de una forma no explosiva se convierten en nebulosas
planetarias, estrellas viejas rodeadas por esferas de gas que irradian en una
gama múltiple de longitudes de onda.
De
estrella a Agujero Negro
Las estrellas con una masa mucho mayor que la del Sol
sufren una evolución más rápida, de unos pocos millones de años desde su
nacimiento hasta la explosión de una supernova. Los restos de la estrella
pueden ser una estrella de neutrones.
Sin embargo, existe un límite para el tamaño de las
estrellas de neutrones, más allá del cual estos cuerpos se ven obligados a
contraerse hasta que se convierten en un agujero negro, del que no puede
escapar ninguna radiación.
Estrellas típicas como el Sol pueden persistir durante
muchos miles de millones de años. El destino final de las enanas de masa baja
es desconocido, excepto que cesan de irradiar de forma apreciable. Lo más
probable es que se conviertan en cenizas o enanas negras.
Agujeros negros
Los llamados agujeros negros son cuerpos con un campo
gravitatorio muy grande, enorme.
No puede escapar ninguna radiación electromagnética ni
luminosa, por eso son negros. Están rodeados de una "frontera"
esférica que permite que la luz entre pero no salga.
Hay dos tipos de agujeros negros: cuerpos de alta
densidad y poca masa concentrada en un espacio muy pequeño, y cuerpos de
densidad baja pero masa muy grande, como pasa en los centros de las galaxias.
Si la masa de una estrella es más de dos veces la del
Sol, llega un momento en su ciclo en que ni tan solo los neutrones pueden
soportar la gravedad. La estrella se colapsa y se convierte en agujero negro.
Stephen
Hawking y los conos luminosos
El científico británico Stephen W. Hawking ha dedicado
buena parte de su trabajo al estudio de los agujeros negros.
En su libro Historia del Tiempo explica cómo, en una estrella que se
está colapsando, los conos luminosos que emite empiezan a curvarse en la
superficie de la estrella.
Al hacerse pequeña, el campo gravitatorio crece y los
conos de luz se inclinan cada vez más, hasta que ya no pueden escapar. La luz
se apaga y se vuelve negro.
Si un componente de una estrella binaria se convierte
en agujero negro, toma material de su compañera. Cuando el remolino se acerca
al agujero, se mueve tan deprisa que emite rayos X. Así, aunque no se puede
ver, se puede detectar por sus efectos sobre la materia cercana
Los agujeros negros no son eternos. Aunque no se
escape ninguna radiación, parece que pueden hacerlo algunas partículas atómicas
y subatómicas.
Alguien que observase la formación de un agujero negro
desde el exterior, vería una estrella cada vez más pequeña y roja hasta que,
finalmente, desaparecería. Su influencia gravitatoria, sin embargo, seguiría
intacta.
Como en el Big Bang, en los agujeros negros se da una
singularidad, es decir, las leyes físicas y la capacidad de predicción fallan.
En consecuencia, ningún observador externo puede ver qué pasa dentro.
Las ecuaciones que intentan explicar una singularidad
de los agujeros negros han de tener en cuenta el espacio y el tiempo. Las
singularidades se situarán siempre en el pasado del observador (como el Big
Bang) o en su futuro (como los colapsos gravitatorios). Esta hipótesis se
conoce con el nombre de "censura cósmica".
La Vía Láctea
Un
camino en el cielo
En noches serenas podemos ver una franja blanca que
atraviesa el cielo de lado a lado, con muchas estrellas.
Son sólo una pequeña parte de nuestros vecinos. Entre
todos formamos la Vía Láctea. Los romanos la llamaron "Camino de
Leche", que es lo que significa via lactea en latín.
La
Vía Láctea es nuestra galaxia
El Sistema Solar está en uno de los brazos de la
espiral, a unos 30.000 años luz del centro y unos 20.000 del extremo.
La Via Láctea és una galaxia grande, espiral y puede
tener unos 100.000 millones de estrellas, entre ellas, el Sol. En total wide
unos 100.000 años luz de diámetro y tiene una masa de más de dos billones de
veces la del Sol.
Cada 225 millones de años el Sistema Solar completa un
giro alrededor del centro de la galaxia. Se mueve a unos 270 km. por segundo.
No podemos ver el brillante centro porque se
interponen materiales opacos, polvo cósmico y gases fríos, que no dejan pasar
la luz. Se cree que contiene un poderoso agujero negro.
La Vía Láctea tiene forma de lente convexa. El núcleo
tiene una zona central de forma elíptica y unos 8.000 años luz de diámetro. Las
estrellas del núcleo están más agrupadas que las de los brazos. A su alrededor
hay una nube de hidrógeno, algunas estrellas y cúmulos estelares.
La
Vía Láctea forma parte del Grupo Local
Junto con las galaxias de Andrómeda (M31) y del
Triángulo (M33), las Nubes de Magallanes (satélites de la Vía Láctea), las
galaxias M32 y M110 (satélites de Andrómeda), galaxias y nebulosas más pequeñas
y otros sistemas menores, forman un grupo vinculado por la gravedad.
En total hay unas 30 galaxias que ocupan un área de
unos 4 millones de años luz de diámetro.
Todo el gupo orbita alrededor del gran cúmulo de
galaxias de Virgo, a unos 50 millones de años luz.
Origen del Universo
Edwin Hubble descubrió que el Universo se expande. La
teoría de la relatividad general de Albert Einstein ya lo había previsto.
Rebobinar
Se ha comprobado que las galaxias se alejan, todavía
hoy, las unas de las otras. Si pasamos la película al revés, ¿dónde llegaremos?
Los científicos intentan explicar el origen del
Universo con diversas teorías, apoyadas en observaciones y unos cálculos
matemáticos coherentes. Las más aceptadas son la del Big Bang y la teoría
Inflacionaria, que se complementan entre si.
Teoría
del Big Bang
La teoría del Big Bang o gran explosión, supone que,
hace entre 13.700 y 13.900 millones de años, toda la materia del Universo
estaba concentrada en una zona extraordinariamente pequeña del espacio, un
único punto, y explotó. La materia salió impulsada con gran energía en todas
direcciones.
Los choques que inevitablemente de sprodujeron y un
cierto desorden hicieron que la materia se agrupara y se concentrase más en
algunos lugares del espacio, y se formaron las primeras estrellas y las
primeras galaxias. Desde entonces, el Universo continúa en constante movimiento
y evolución.
Esta teoría sobre el origen del Universo se basa en
observaciones rigurosas y es matemáticamente correcta desde un instante después
de la explosión, pero no tiene una explicación para el momento cero del origen
del Universo, llamado "singularidad".
Teoría
inflacionaria
La teoría inflacionaria de Alan Guth intenta explicar
el origen y los primeros instantes del Universo. Se basa en estudios sobre
campos gravitatorios fortísimos, como los que hay cerca de un agujero negro.
La teoría inflacionaria supone que una fuerza única se
dividió en las cuatro que ahora conocemos, produciendo el origen al Universo.
El empuje inicial duró un tiempo prácticamente
inapreciable, pero la explosión fue tan violenta que, a pesar de que la
atracción de la gravedad frena las galaxias, el Universo todavía crece, se
expande.
Momento
|
Suceso
|
Big Bang
|
Densidad infinita, volumen cero.
|
10 e-43 segs.
|
Fuerzas no diferenciadas
|
10 e-34 segs.
|
Sopa de partículas elementales
|
10 e-10 segs.
|
Se forman protones y neutrones
|
1 seg.
|
10.000.000.000 º. Universo tamaño Sol
|
3 minutos
|
1.000.000.000 º. Nucleos de átomos
|
30 minutos
|
300.000.000 º. Plasma
|
300.000 años
|
Átomos. Universo transparente
|
1.000.000 años
|
Gérmenes de galaxias
|
100 millones de años
|
Primeras galaxias
|
1.000 millones de años
|
Estrellas. El resto, se enfría
|
5.000 millones de años
|
Formación de la Vía Láctea
|
10.000 millones de años
|
Sistema Solar y Tierra
|
No se puede imaginar el Big Bang como la explosión de
un punto de materia en el vacío, porque en este punto se concentraban toda la
materia, la energía, el espacio y el tiempo. No había ni "fuera" ni
"antes". El espacio y el tiempo también se expanden con el Universo.
Transbordador
espacial. Es un vehículo reutilizable de transporte espacial. La principal
diferencia con los tradicionales cohetes es la posibilidad de su reingreso en
la atmósfera terrestre, pudiendo realizar un aterrizaje totalmente controlado.
El primero de estos fue lanzado por los Estados Unidos el 1 de febrero de 1981 luego de comenzar su desarrollo en la
década del 60.
Los
transbordadores de la NASA han sido utilizados en numerosas
misiones, siempre llevando cargas pesadas y colocándolas en diferentes órbitas,
misiones de mantenimiento como al telescopio
espacial Hubble o de
carga de suministros hacia y desde la Estación
Espacial Internacional (ISS
por sus siglas en inglés).
Datos técnicos
El
transbordador espacial tiene los siguientes componentes principales: El propio
vehículo transbordador Orbitador reutilizable. Dimensiones al estar sobre sus
ruedas: 17,25 metros de altura (incluye cola timón), 37,24 metros de largo y
envergadura 23,79 metros (entre extremo de las alas). Capacidad de tripulación:
5 a 7 personas.
Un gran
tanque externo desechable de combustible (ET por sus siglas en inglés) que
contiene hidrógeno y oxígeno líquidos en tanques interiores para alimentar los
tres motores principales. El tanque se libera 8,5 minutos después del
lanzamiento, a una altitud de 109 km, rompiéndose en pedazos que caen al mar
sin ser recogidos. Dimensiones: 46,14 metros de altura y 8,28 metros de
diámetro.
Dos
tanques recuperables de combustible sólido (SRB por sus siglas en inglés) que
contienen un propulsante compuesto principalmente de perclorato de amonio
(oxidante, 70% en peso) y aluminio (combustible, 16% en peso). Ambos tanques se
separan 2 minutos después del lanzamiento a una altura de 66 km, abren sus
paracaídas y luego son recogidos tras su amerizaje. Dimensiones: 44,74 metros
de altura y 3,65 metros de diámetro. Cada tanque pesa 96.000kilogramos.
La Luna
La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Su
diámetro es de unos 3.476 km, aproximadamente una cuarta parte del de la
Tierra. La masa de la Tierra es 81 veces mayor que la de la Luna. 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.
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. 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, siempre nos muestra la
misma cara. Aunque parece brillante, sólo refleja en el espacio el 7% de la luz
que recibe del Sol.
Después de la Tierra, la Luna es el cuerpo espacial
más estudiado.
Movimientos de la Luna
La Luna es el único satélite natural de la Tierra. La
luna gira alrededor de su eje (rotación) en aproximadamente 27.32 días (mes
sidéreo) y se traslada alrededor de la Tierra (traslación) en el mismo
intervalo de tiempo, de ahí que siempre nos muestra la misma cara. Además,
nuestro satélite completa una revolución relativa al Sol en aproximadamente
29.53 días (mes sinódico), período en el cual comienzan a repetirse las fases
lunares.
Los instantes de salida, tránsito y puesta del Sol y
de la Luna están relacionados con las fases. La Luna se traslada alrededor de
la Tierra en sentido directo, en dirección Este. Como el Sol se mueve 1° por
día hacia el Este. La Luna atrasa diariamente su salida respecto a la del Sol
unos 50 minutos.
Rotación
y traslación de la Luna
La Luna gira alrededor de la Tierra aproximadamente
una vez al mes. Si la Tierra no girara en un día completo, sería muy fácil
detectar el movimiento de la Luna en su órbita. Este movimiento hace que la
Luna avance alrededor de 12 grados en el cielo cada día.
Si la Tierra no rotara, lo que veríamos sería la Luna
cruzando la bóveda celeste durante dos semanas, y luego se iría y tardaría dos
semanas ausente, durante las cuales la Luna sería visible en el lado opuesto
del Globo.
Sin embargo, la Tierra completa un giro cada día,
mientras que la Luna se mueve en su órbita también hacia el este. Así, cada día
le toma a la Tierra alrededor de 50 minutos más para estar de frente con la
Luna nuevamente (lo cual significa que nosotros podemos ver la Luna en el
Cielo.) El giro de la Tierra y el movimiento orbital de la Luna se combinan, de
tal suerte que la salida de la Luna se retrasa del orden de 50 minutos cada
día.
Las fases de la luna
Según la disposición de la Luna, la Tierra y el Sol,
se ve iluminada una mayor o menor porción de la cara visible de la luna.
La Luna Nueva o novilunio es cuando la Luna está entre
la Tierra y el Sol y por lo tanto no la vemos.
En el Cuarto Creciente, la Luna, la Tierra y el Sol
forman un ángulo recto, por lo que se puede observar en el cielo la mitad de la
Luna, en su período de crecimiento.
La Luna Llena o plenilunio ocurre cuando La Tierra se
ubica entre el Sol y la Luna; ésta recibe los rayos del sol en su cara visible,
por lo tanto, se ve completa.
Finalmente, en el Cuarto Menguante los tres cuerpos
vuelven a formar ángulo recto, por lo que se puede observar en el cielo la otra
mitad de la cara lunar.
Las fases de la luna son las diferentes iluminaciones
que presenta nuestro satélite en el curso de un mes.
La órbita de la tierra forma un ángulo de 5º con la
órbita de la luna, de manera que cuando la luna se encuentra entre el sol y la
tierra, uno de sus hemisferios, el que nosotros vemos, queda en la zona oscura,
y por lo tanto, queda invisible a nuestra vista: a esto le llamamos luna nueva
o novilunio.
A medida que la luna sigue su movimiento de
traslación, va creciendo la superficie iluminada visible desde la tierra, hasta
que una semana más tarde llega a mostrarnos la mitad de su hemisferio
iluminado; es el llamado cuarto creciente.
Una semana más tarde percibimos todo el hemisferio
iluminado: es la llamada luna llena o plenilunio.
A la semana siguiente, la superficie iluminada empieza
a decrecer o menguar, hasta llegar a la mitad: es el cuarto menguante.
Al final de la cuarta semana llega a su posición
inicial y desaparece completamente de nuestra vista, para recomenzar un nuevo
ciclo.
Los eclipses
Un eclipse es el oscurecimiento de un cuerpo celeste
por otro. Como los cuerpos celestes no están quietos en el firmamento, a veces
la sombra que uno proyecta tapa al otro, por lo que éste último se ve oscuro.
En el caso de la Tierra, la Luna y el Sol tenemos dos
modalidades: eclipses de Sol, que consisten en el oscurecimiento del Sol visto
desde la Tierra, debido a la sombra que la Luna proyecta; y eclipses de Luna,
que son el oscurecimiento de la Luna vista desde la Tierra, debido que ésta se
situa en la zona de sombra que proyecta la Tierra.
Si colocamos una pelota entre la luz y la pared se
observará sobre la pared una sombra circular intensa y otra mayor, pero más
débil. De igual manera, la luna y la tierra proyectan en el espacio gigantescos
conos de sombra producidos por la iluminación del sol.
Cuando la luna se interpone entre la tierra y el sol,
el cono de su sombra se proyecta sobre una zona de la tierra, y las personas
que habitan en esa zona quedan en la oscuridad, como si fuese de noche, porque
la luna eclipsa, tapa al sol. Este astro se ve como cubierto, que no es otra
cosa sino la luna. Esto es un eclipse de sol.
Del mismo modo, cuando la luna cruza el cono de sombra
de la tierra, desaparece a la vista de los habitantes del hemisferio no
iluminado (noche) los cuales pueden presenciar, en su totalidad, el eclipse de
luna.
El eclipse de sol se produce solamente sobre una
pequeña faja de la tierra, porque la luna, por su menor tamaño, no oculta
completamente al sol para la totalidad de la tierra.
Los eclipses de luna pueden ser de dos tipos: Totales:
cuando están en el cono de sombra de la tierra, y parciales: cuando sólo se
introduce parcialmente en la sombra.
Por su parte, los eclipses de sol pueden ser de tres
tipos:
Totales: Cuando la luna se interpone entre el sol y la
tierra, Y los habitantes no ven la luz solar durante algunos minutos.
Parciales: Cuando la penumbra abarca una extensión de
tierra y los habitantes que están en ella sólo ven una porción de sol.
Anulares: Cuando el cono de sombra de la luna no llega
hasta la tierra porque se encuentra demasiado lejos del planeta para ocultar el
disco solar.
El cono de sombra se divide en dos partes: umbra o
sombra total, y penumbra o sombra parcial. Para las personas que se encuentran
en la zona de la umbra, el eclipse será total, mientras que para las personas
que se encuentran en la penumbra el eclipse será parcial. La faja de sombra o
umbra es de 270 Km. Y la penumbra alcanza hasta 6400 Km de anchura. En un año
puede haber un máximo de 7 eclipses y un mínimo de 2.