Un eclipse es el oscurecimiento de un cuerpo celeste por otro

Tema 1: el origen del universo
TEMA 1.- EL ORIGEN DEL UNIVERSO. EL SISTEMA SOLAR.
TECTÓNICA DE PLACAS.
1.- EL ORIGEN DEL UNIVERSO.
1.1.- Los primeros astrónomos.
Los babilonios (2.500 años a.C.) fueron los primeros en desarrollar la
Astrología y establecieron las bases de la Astronomía: describieron el movimiento
del Sol, la Luna y los planetas, inventaron el sistema sexagesimal (los 360º de la
circunferencia), establecieron el Zodíaco y los primeros calendarios.
CURIOSIDAD: para los babilonios, la primavera comenzaba cuando el Sol entraba
en la constelación de Aries, que marcaba el comienzo del año. Pero como el eje de
la Tierra no es perpendicular a su órbita, los equinoccios cambian, y cada 2160 años
el Sol el 21 de Marzo pasa por una constelación anterior en el Zodíaco, por tanto
los Géminis serán Tauro, los Tauro serán Aries, etc. Por eso los horóscopos son una
superstición, no existe la atracción de los planetas sobre una persona.
CURIOSIDAD: entre el 30 de Noviembre y el 17 de Diciembre, el Sol pasa por la
constelación de Ophiocus, el Serpentario, y los nacidos entre esas fechas son de
ese signo del Zodíaco. En algún momento del año los planetas pasan por
constelaciones que no están en el Zodíaco, como Orion o Pegaso.
Aristóteles (384-322 a.C.) propuso un modelo geocéntrico del Sistema
Solar, con la Tierra en el centro y el Sol, los planetas y las estrellas girando
alrededor.
Aristarco de Samos (310-230 a.C.) fue el primer científico jonio que
estableció el modelo heliocéntrico del Sistema Solar.
Eratóstenes (276-194 a.C.) realizó cálculos sobre la esfericidad terrestre,
además de hallar el perímetro y el radio de nuestro planeta.
Hiparco de Nicea (190-120 a.C.) elaboró el primer mapa estelar con cerca
de 850 estrellas.
1.2.- Influencia del contexto social en las ideas científicas.
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Ptolomeo (100-170 d.C.) retomó de nuevo las ideas de Aristóteles sobre el
universo geocéntrico. Esta hipótesis fue muy bien aceptada por las autoridades
eclesiásticas durante la Edad Media, pues era lógico que las criaturas creadas por
Dios habitaran el planeta centro del Universo. Otras hipótesis eran condenadas
como herejías, y sus autores juzgados por la Santa Inquisición y condenados a
morir en la hoguera.
Los sólidos cálculos matemáticos de Copérnico (1473-1543) establecieron el
modelo heliocéntrico, devolviendo el Sol a su posición central. Por temor a las
represalias eclesiásticas, mantuvo sus teorías en secreto hasta casi el final de su
vida.
Kepler (1571-1630) descubrió que las órbitas planetarias eran elípticas. Su
obra también fue prohibida por la Iglesia.
Galileo Galilei (1564-1642) construyó el primer telescopio, observando,
entre otras cosas, que las 4 lunas de Júpiter orbitan a su alrededor. Elaboró
razonamientos matemáticos que establecieron las bases del método científico
como única forma válida para la investigación. Estuvo a punto de morir en la
hoguera, pero tras obligarle a rechazar sus ideas, la Inquisición lo condenó
“simplemente” a un arresto domiciliario. En 1992, 350 años más tarde, la Iglesia
Católica pidió perdón y lo rehabilitó.
Newton (1667) explicó la causa del movimiento de traslación de los astros
alrededor del Sol mediante su teoría de la Gravitación Universal. Desde ese
momento se acepta universalmente el modelo heliocéntrico.
1.3.- La cosmología moderna.
Hoy día la cosmología pretende estudiar la totalidad del Universo,
describiéndolo de forma idealizada mediante la aplicación de modelos matemáticos.
Un modelo es una versión simplificada de una realidad que sirve para facilitar su
comprensión.
1.3.1.- Modelo del Universo estático e infinito.
Aceptado desde principios del siglo XX, propone un Universo eterno e
infinito, sin comienzo ni fin. Einstein, en su Teoría de la Relatividad, proponía un
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Universo en expansión, pero la idea le parecía tan descabellada que introdujo la
llamada constante cosmológica para obligar a su modelo a permanecer estático.
Más tarde reconocería que introducir dicha constante fue el mayor error de su
carrera.
1.3.2.- Modelo del Universo dinámico y finito: el Big Bang.
En 1929, Hubble demostró experimentalmente que las galaxias se alejan
unas de otras y que el Universo está en expansión. Esto hace suponer que si el
Universo se hace más grande, frío y difuso, hace mucho tiempo toda su materia
debió de estar concentrada en un punto pequeño y caliente. El modelo del Big Bang
o Gran Explosión propone que el Universo se creó por una explosión a partir de ese
punto, y desde entonces no ha dejado de expandirse. Aceptado por la mayoría de
cosmólogos actuales.
1.3.3.- Modelo del Universo dinámico e infinito: el estado estacionario.
El modelo del estado estacionario lo propusieron Hoyle, Gold y Bondi.
Admite la expansión del Universo, pero no concibe un principio definido, sino que
opina que es infinito.
1.4.- La gran explosión.
La confianza de los científicos en el modelo del Big Bang se basa en 3
observaciones que ningún otro modelo ha conseguido explicar:
I. El hecho de que el Universo esté en expansión.
II. La existencia de la radiación cósmica de fondo, vestigios de la explosión
luminosa inicial en forma de microondas.
III. El hecho de que el 25% de la materia que constituye el Universo sea helio,
una cantidad mucho mayor de la que habrían podido crear las estrellas por sí
solas.
El modelo del Big Bang deduce, a partir del actual ritmo de expansión, que en
el instante t=0, hace unos 13.700 millones de años, toda la materia del Universo se
encontraba concentrada en un punto inmaterial, infinitamente denso y caliente.
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Tras la explosión se generó una mota de luz radiante y caliente, se crearon el
espacio y el tiempo, y a partir de ese momento se formó el Universo, que no ha
dejado de expandirse lenta pero continuamente, enfriándose cada vez más y más.
Veinte minutos después del Big Bang ya se había formado casi toda la
materia del Universo, un caldo de H2 y He con una mínima cantidad de Li y Be. Unos
cientos de millones de años más tarde, en aquella masa de gas se formó una
multitud de grumos que se convirtieron en las actuales galaxias. En el interior de
aquellas nubes, la materia se acumuló por atracción gravitatoria, formándose
esferas de gas donde, si se alcanzaba la suficiente temperatura, se producían
reacciones de fusión nuclear donde el H2 se transforma en He. Así nacieron las
primeras estrellas.
1.4.1. El Bosón de Higos
El Modelo Estándar de la física de partículas establece los fundamentos de cómo
las partículas y las fuerzas elementales interactúan en el universo. Pero la teoría
fundamentalmente no explica cómo las partículas obtienen su masa.
¿De qué está formada la materia?
La materia esta formada por átomos.
Un átomo es como un Sistema Solar en miniatura: tiene un gran núcleo central
(compuesto por protones y neutrones) y a su alrededor giran los electrones.
¿De qué estan formados los protones y los neutrones?
Los protones y los neutrones están formados de unas partículas más pequeñas que
se llaman quarks.
Hay 6 tipos de quarks y fueron bautizados con nombres un poco extraños: el quark
"arriba", el quark "abajo", el quark "encanto", el quark "extraño", el quark "cima" y
el quark "fondo".
Un protón está formado por 2 quarks "arriba" y 1 quark "abajo". Un neutrón está
formado por 1 quark "arriba" y 2 quarks "abajo".
¿Y de qué están formados los electrones?
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Al contrario que los protones y los neutrones, los electrones son partículas
elementales, es decir, no se pueden dividir más.
Vale, entonces el electrón y los quarks son partículas elementales, ¿cuál es el
problema?
El problema es que no comprendemos por qué estas partículas tienen masas tan
diferentes. Por ejemplo, un quark "cima" pesa 350.000 veces más que un electrón.
Para que os hagáis una idea de lo que significa este número: es la misma diferencia
de peso que hay entre una sardina y una ballena.
¿Cuál es la solución a este problema?
En 1964, el físico inglés Peter Higgs, junto a otros colegas, propuso la siguiente
solución: todo el espacio está relleno de un campo (que no podemos ver) pero que
interacciona con las partículas fundamentales. El electrón interactúa muy poquito
con ese campo y por eso tiene una masa tan pequeña. El quark "cima" interacciona
muy fuertemente con el campo y por eso tiene una masa mucho mayor.
Para comprender esto, volvamos a la analogía de la sardina y la ballena. La sardina
nada muy rapidamente porque es pequeñita y tiene poco agua alrededor. La ballena
es muy grande, tiene mucho agua alrededor y por eso se mueve más despacio. En
este ejemplo, "el agua" juega un papel análogo al "campo de Higgs".
Si lo pensáis despacio, la teoría de Higgs es muy profunda pues nos dice que la
masa de todas las partícula está originada por un campo que llena todo el Universo.
¿Problema resuelto?
No tan rápido, en física, una teoría sólo es válida si podemos verificarla con
experimentos. La historia de la ciencia está repleta de teorías hermosísimas que
resultaron ser falsas.
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El campo de Higgs es sólo una teoría. Para comprobarla necesitamos encontrar la
partícula asociada al campo de Higgs: el llamado "bosón de Higgs".
¿Por qué es tan difícil observar el bosón de Higgs?
Cuando queremos detectar el bosón de Higgs nos enfrentamos a 2 problemas
fundamentales:
1) Para generar un bosón de Higgs, se necesita muchísima energía. De hecho, se
necesitan intensidades de energía similares a las producidas durante el Big Bang.
Por eso hemos necesitado construir enormes aceleradores de partículas.
2) Una vez producido, el bosón de Higgs se desintegra muy rápidamente. Es más, el
bosón de Higgs desparece antes de que podamos observarlo. Sólo podemos medir
los "residuos" que deja al desintegrarse.
Estos dos problemas son de una complejidad tan tremenda que para resolverlos
hemos necesitado el trabajo de miles de físicos durante varias décadas.
¿Y el término "la particula de Dios"? ¿Acaso no éramos científicos?
El origen del apelativo "la partícula de Dios" es una de mis anécdotas favoritas en
física.
Allá por los años 90, Leo Lederman, un Premio Nobel, decidió escribir un libro de
divulgación sobre la física de partículas. En el texto, Lederman se refería al bosón
de Higgs como "The Goddamn Particle" ("La Partícula Puñetera") por lo difícil que
resultaba detectarla.
El editor del libro, en un desastroso arranque de originalidad, decididió cambiar el
término "The Goddamn Particle" por "The God Particle" y así "La Partícula
Puñetera" se convirtió en "La Partícula de Dios".
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¿Una vez se confirme la teoría de Higgs, la física de partículas se ha
terminado?
No. Todavía quedan decenas de problemas que estamos muy lejos de resolver.
Algunos ejemplos: ¿qué es la materia oscura? ¿cómo formular una teoría cuántica
de la gravedad? ¿los quarks y los leptones son verdaderamente partículas
elementales o tienen una subestructura? ¿todas las fuerzas se unifican a una
energía suficientemente alta?
1.4.2. ¿Cuál es el futuro del Universo?
Hay muchas teorías:
- Big Chill (el gran enfriamiento).
Esta otra teoría, dice que en realidad, la gravedad no alcanzará a contrarrestar la
expansión del universo, el que finalmente perecerá en una eternidad fría y sombría,
con todos los objetos alejándose unos de otros indefinidamente. Sombría, debido a
que el material para formar estrellas nuevas escaseará cada vez más y ya no se
formarán nuevas estrellas, mientras que las existentes, continuarán apagándose
luego de agotar su combustible.
- - Big Crunch (la gran contracción):
Según esta teoría, llegará un momento en que la fuerza expansiva del Big Bang será
contrarrestada por la gravedad, haciendo que todos los objetos se acerquen unos a
otros, lo que haría que todo se calentara, y volviera a ser como al principio: una
'sopa de partículas'. De esta manera, el Universo terminaría en la singularidad que
le dio origen. Esta teoría, incluye un atractivo extra: al volver a la singularidad
inicial, el universo podría estallar nuevamente en otro Big Bang. Esta posible
continuidad, podría incluso ya haberse producido, no siendo el Universo que
conocemos, el primero ni el último. Esto es conocido como "Universo Oscilante"
- Big Rip (el gran desgarramiento): El cumplimiento de esta hipótesis depende de la
cantidad de energía oscura en el Universo. Si el Universo contiene suficiente
energía oscura, podría acabar en un desgarramiento de toda la materia. Primero,
las galaxias se separarían entre sí, luego la gravedad sería demasiado débil para
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mantener integrada a cada una de ellas; los sistemas planetarios perderían su
cohesión gravitatoria; estallarían estrellas y planetas y, al final, hasta los átomos
se destruirían en segundos.
2.- LA MATERIA VISIBLE EN EL UNIVERSO.
2.1.- Galaxias.
Las galaxias son enormes acumulaciones de materia en forma de polvo
cósmico, nebulosas, estrellas, planetas y materia interestelar, todo ello unido por la
fuerza de gravedad.
El Sistema Solar donde se encuentra la Tierra forma parte de una galaxia
llamada Vía Láctea, de forma espiral y con alrededor de 200.000 millones de
estrellas. El Sistema Solar está en uno de los brazos de la espiral.
En el Universo aparecen miles de millones de galaxias agrupadas debido a la
gravedad en pares, grupos (varias decenas), cúmulos (cientos) y supercúmulos
(varios cúmulos). Las galaxias se clasifican en 5 clases principales:

Galaxia espiral. Con un núcleo central repleto de estrellas y varios brazos
espirales

Galaxia espiral barrada. Espiral con una estructura similar a una barra
atravesando el núcleo.

Galaxia lenticular. Forma de disco.

Galaxia elíptica. Forma esférica u ovalada, con muchas estrellas viejas.

Galaxia irregular. Agrupación sin orden de estrellas y nebulosas.

Otras: las galaxias enanas, las de bajo brillo, etc.
2.2.- Estrellas.
Una estrella es una esfera formada por H2 y He que genera constantemente
energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía se emite al
espacio en forma de radiación electromagnética (principalmente luz), neutrinos y
viento estelar (flujo de protones de alta energía).
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La estrella existe gracias al equilibrio entre fuerzas contrarias: la fuerza
gravitatoria, que la mantiene unida, y la presión de radiación, que tiende a
separarla.
Existen estrellas dobles, como las Cefeadas, y múltiples, como en la
constelación de Lira. La estrella más cercana al Sol es Alfa Centauro, un sistema
de tres estrellas.
2.2.1.- Nacimiento y vida de una estrella
Nebulosa del Rectángulo Rojo.
La formación de las estrellas se produce en regiones densas de polvo y gas
molecular, conocidas como nebulosas interestelares. La fuerza de gravedad acerca
a los átomos de hidrógeno hacia el centro de la acumulación, haciéndolo más y más
denso. Llega un punto en que sus velocidades son tan grandes que el protón de un
núcleo de hidrógeno logra vencer la repulsión eléctrica del núcleo en el que
impacta, fusionándose con él y otros más hasta formar un núcleo estable de helio.
Una estrella desde su nacimiento tiene diferentes fases de evolución. En sus
primeras etapas como embrión es rodeada por los restos de la nube de gas desde la
cual se formó. Esa nube de gas es gradualmente disipada por la radiación que
emana de la estrella, posiblemente quedando atrás un sistema de objetos menores
como planetas, etc.
Pasada la etapa de la infancia, una estrella entra a su madurez, que se caracteriza
por un período largo de estabilidad durante el cual, en su núcleo, el hidrógeno se va
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convirtiendo en helio, liberando enormes cantidades de energía. A esa etapa de
estabilidad de la estrella se la llama secuencia principal.
Las características de la estrella resultante dependerán de la magnitud de su
masa. Cuanto más masiva sea la estrella, mayor será su luminosidad y con mayor
velocidad agotará el hidrógeno de su núcleo, lo que la hará más luminosa, más
grande y más caliente. La rápida fusión de hidrógeno en helio también implica un
agotamiento de las reservas del primero más pronto en estrellas masivas que para
las de menor tamaño. Para una estrella como el Sol su permanencia en la secuencia
principal es de unos 10 mil millones de años; una estrella diez veces más masiva
será 10 000 veces más brillante pero durará en la secuencia principal sólo unos 100
millones de años.
Cuando todo el hidrógeno del núcleo de la estrella se haya convertido en helio, ésta
comenzará su desarrollo. La fusión del helio requiere una mayor temperatura en el
núcleo, por lo que la estrella incrementará tanto su tamaño como la densidad de su
núcleo.
2.2.2.- Evolución y muerte de una estrella
No todas las estrellas evolucionan del mismo modo. La masa de la estrella es, de
nuevo, determinante a la hora de hacer un estudio sobre las distintas fases que
experimenta a lo largo de su vida.
2.2.3.-Estrellas de masa pequeña
Este tipo de estrellas tienen una vida larga. Nuestro conocimiento sobre su
evolución es mera teoría, ya que su etapa en la secuencia principal tiene mayor
duración que la actual edad del universo. Los astrofísicos consideran que deberían
tener una evolución muy parecida a las estrellas de masa intermedia, a excepción
de que en la fase final la estrella se enfriaría convirtiéndose tras un billón de años
en una enana negra.
2.2.4.- Estrellas de masa intermedia
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Nuestro Sol se encuentra dentro de esta división. Son estrellas que durante la
fase de la secuencia principal transmutan hidrógeno en helio en su núcleo central,
pero el primero, en millones de años, se va agotando hasta llegar a un instante en
que las fusiones son insuficientes para generar las presiones necesarias para
equilibrar la gravedad. Así, el centro de la estrella se empieza a contraer hasta que
llega a una temperatura tan elevada que el helio entra en fusión y convierte en
carbono. El remanente de hidrógeno se aloja como una cáscara quemándose y
transmutándose en helio y las capas exteriores de la estrella se expanden. Esa
expansión convierte a la estrella en una gigante roja más brillante y fría que en su
etapa en la secuencia principal.
Ciclo vital del Sol.
Durante esta fase, una estrella pierde muchas de sus capas exteriores las cuales
son eyectadas hacia el espacio por la radiación que emana. Eventualmente, las
estrellas más masivas de este tipo logran encender el carbono para que se
transmute en elementos más pesados, pero lo normal es que la estrella se
derrumbe hacia su interior debido a la presión de la gravedad transformándose en
una enana blanca.
2.2.5..- Estrellas de masa mayor y estrellas masivas
Son estrellas de rápida combustión. La corta extensión de sus vidas hace extrañas
a las grandes estrellas, pues sólo aquellas formadas en los últimos 30 millones de
años -y no todas ellas- existen todavía.
Al principio pasan rápidamente a través de casi las mismas fases que una estrella
de masa intermedia, pero las estrellas masivas tienen núcleos tan calientes que
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transmutan hidrógeno en helio de una manera diferente, usando restos de carbono,
nitrógeno y oxígeno. Una vez que la estrella haya agotado el hidrógeno en el núcleo
y alojado el remanente de éste como cáscaras, entra a una fase que se conoce
como de supergigante roja. Cuando sus núcleos se hayan convertido en helio, la
enorme gravedad de las estrellas permite continuar la fusión, convirtiendo el helio
en carbono, el carbono en neón, el neón en oxígeno, el oxígeno en silicio, y
finalmente el silicio en hierro. Llegado a este punto, como el hierro no se fusiona,
el núcleo de la estrella se colapsa, resultando de ello una explosión de supernova.
Imagen del Hubble de la Supernova 1994D(SN1994D)en la galaxia NGC 4526.
Se piensa que los restos de una supernova son generalmente una estrella de
neutrones. Un púlsar en el centro de la Nebulosa del Cangrejo hoy se identifica con
el núcleo de la supernova de 1054. En el caso de que la masa persistente de la
estrella es de dos a tres veces la del Sol, la contracción continuará hasta formar
un agujero negro.
Las estrellas binarias pueden seguir modelos de evolución mucho más complejos,
podrían transferir parte de su masa a su compañera y generar una supernova.
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Las nebulosas planetarias y las supernovas son muy necesarias para la distribución
de metales a través del espacio, sin ellas, todas las nuevas estrellas (y sus sistemas
planetarios) estarían formados exclusivamente de hidrógeno y helio.
2.3.- Planetas.
Son cuerpos celestes que carecen de luz propia y describen una órbita,
generalmente elíptica y de poca excentricidad, alrededor del Sol u otra estrella.
Su brillo se debe a que reflejan la luz que les llega desde la estrella alrededor de
la cual gravitan.
3.- EL SISTEMA SOLAR.
El Sistema Solar es el conjunto formado por una estrella (el Sol), los
planetas y sus satélites, y otros cuerpos que orbitan a su alrededor, como los
planetas enanos, los asteroides, los cometas, los meteoritos, la materia
interplanetaria, etc.
3.1.- El Sol.
Es una estrella de tamaño medio, además de ser el objeto más importante y
grande del Sistema Solar, pues supone el 98% de su masa.
Está constituido por un 81% de H2 y un 18% de Helio. En cuanto a su
estructura, el Sol estaría formado por el núcleo, la zona radiante, la zona
convectiva y la atmósfera solar, constituida a su vez por la fotosfera, la
cromosfera y la corona.
o
Núcleo. En él se producen las reacciones termonucleares. Supone 1/5 del
radio total
o
Zona radiante. Formada por plasma (H2 y He ionizado), es atravesada por
fotones que alcanzan la superficie.
o
Zona convectiva. Sus gases no están ionizados, se absorben los fotones, por
lo que esta zona es opaca al paso de radiación, siendo su transporte
convectivo.
o
Fotosfera. Aquí se emite la mayor parte de la luz solar. Aparecen manchas
solares.
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o
Cromosfera. Aquí se producen las fáculas (nubes de H2 luminosas y
brillantes) y los destellos (filamentos de gases a mucha Tª que surgen a
partir de las manchas).
o
Corona. Formada por las capas más tenues de la atmósfera solar. Aquí se
producen las erupciones solares y el viento solar.
3.2.- Los planetas.
En el Sistema Solar existen dos tipos: pequeños y gigantes. Todos ellos
carecen de luz propia y tienen diversos movimientos, de los cuales los más
importantes son:
- La rotación, un giro sobre sí mismo alrededor de su eje, que determina la
duración del día del planeta.
- La traslación, un giro del planeta alrededor del Sol, determinando un año del
planeta.
Los planetas tienen una forma parecida a una pera achatada, denominada
geoide. Los materiales más densos se hallan en el núcleo, mientras que los gases
forman una atmósfera sobre la superficie.
Los planetas del Sistema Solar son:
 Pequeños: Mercurio, Venus, La Tierra, Marte. Son rocosos, con densidad
alta, su rotación es lenta, tienen pocas o ninguna luna (Luna de la Tierra y
Phobos y Deimos de Marte) y su forma es bastante esférica.
 Gigantes: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Son gaseosos y ligeros,
formados por gas y hielo. Su rotación es rápida y tienen muchos satélites y
anillos.
3.2.1.- Formación de los planetas del Sistema Solar.
Según la teoría de los planetesimales, el Sistema Solar procede de una
nebulosa fría formada por gas, polvo de hielo y silicatos, que hace unos 5.000
millones de años comenzó a contraerse y a girar sobre sí misma.
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La mayor parte de la masa se concentró en el centro de la nebulosa,
mientras que el resto de la materia de la periferia giraba alrededor de esta masa
central.
En el núcleo de la masa central o protosol comenzaron a producirse
reacciones de fusión nuclear de H2, formándose He y liberándose energía. Así
surgió nuestro Sol.
En el disco de materia que giraba alrededor se producían choques entre las
partículas, que se agregaban unas a otras e iban originando cuerpos cada vez
mayores: los planetesimales, planetoides y planetas. Como éstos giran sobre sí
mismos, adquieren forma esférica, y sus materiales se van disponiendo en capas:
núcleo, manto, corteza y atmósfera.
Posteriormente, el viento solar arrastró hacia la parte externa del sistema
todos los pequeños cuerpos que aún no se habían unido para formar planetas o
satélites.
Los pequeños cuerpos que fueron barridos se concentraron en el exterior
del Sistema Solar y dieron lugar a los cometas.
3.3.- Planetas enanos.
Esta categoría la creó la Unión Astronómica Internacional en agosto de
2006. Los planetas enanos son cuerpos esféricos que no son satélites de un planeta
u otro cuerpo no estelar. En este grupo se incluye actualmente a Plutón, Ceres y
Eris.
3.4.- Satélites
Giran alrededor de los planetas. La tierra tiene un único satélite que es la
luna.
3.4.1.- La Luna
Hay, básicamente, tres posibilidades en cuanto a la formación de la luna:
1.- Era un astro independiente que, al pasar cerca de la Tierra, quedó capturado en
órbita.
2.- La Tierra y la Luna nacieron de la misma masa de materia que giraba alrededor
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del sol .
3.- La luna surgió de una especie de "hinchazón" de la Tierra que se desprendió por
La fuerza centrífuga
Actualmente se admite una cuarta teoría que es como una mezcla de las
otras tres: cuando la Tierra se estaba formando, sufrió un choque con un gran
cuerpo del espacio. Parte de la masa salió expulsada y se aglutinó para formar
nuestro satélite. Y, aún, una quinta teoría que describe la formación de la Luna a
partir de los materiales que los monstruosos volcanes de la época de formación
lanzaban a grandes alturas.
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.
Las fases de la luna son las diferentes iluminaciones que presenta nuestro
satélite en el curso de un mes. 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 órbita de la tierra forma un ángulo de 5º con la órbita de la luna, de manera que
da lugar a las siguientes fases:
Luna Nueva : 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.
Cuarto Creciente : 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.
Luna llena: Una semana más tarde percibimos todo el hemisferio iluminado.
Cuarto Menguante: A la semana siguiente, la superficie iluminada empieza a
decrecer o menguar, hasta llegar a la mitad: es el cuarto menguante.
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Al final de la cuarta semana llega a su posición inicial y desaparece completamente
de nuestra vista, para recomenzar un nuevo ciclo.
3.4.2. 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
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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.
3.4.- Asteroides.
Son cuerpos rocosos o metálicos que orbitan alrededor del Sol,
principalmente en el cinturón de asteroides, situado entre Marte y Júpiter. Su
tamaño varía desde unos pocos km hasta unos 250 km. Cuando entran en la
atmósfera terrestre a gran velocidad, la mayoría se queman y se transforman en
meteoritos.
3.5.- Cometas.
Son cuerpos pequeños, de forma irregular, formados por una mezcla de
rocas (agua, hielo seco, amoníaco, metano, hierro, magnesio y silicatos) y gases
congelados. Pueden tener tamaños de varias decenas de km.
Al aproximarse al Sol, el viento solar provoca el calentamiento del cometa,
que pasa de hielo a gas (sublimación), formándose una cola. Estos gases se
proyectan hacia atrás, por eso la cola de los cometas siempre apunta en dirección
opuesta al Sol. Al alejarse de él se enfría, los gases se hielan y la cola desaparece.
3.6.- Meteoritos.
Son partículas pequeñas (del tamaño de una piedra) que, procedentes del
espacio, caen a la Tierra. Al entrar en contacto con la atmósfera, la fricción hace
que se calienten y entren en ignición, emitiendo luz y produciendo una estrella
fugaz.
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4.- LA TEORÍA DE LA TECTÓNICA DE PLACAS.
4.1.- Estructura interna de la Tierra.
4.2.- La teoría de la Deriva Continental.
A principios del siglo XX, un científico alemán, Alfred Wegener, se
sorprendía no sólo por la manera en que parecen encajar las costas sudamericanas
y africanas, algo que ya se sabía en el siglo XVI, sino también por las coincidencias
existentes en sus registros fósiles y por otras similitudes geológicas que veremos
a continuación:
o
Pruebas paleontológicas. Se han hallado fósiles del mismo helecho en
Sudamérica, Sudáfrica, la Antártida, India y Australia, así como fósiles de
una misma especie de reptil en Sudáfrica, India y la Antártida. Esto indica
que estas especies pertenecían a una misma zona que se habría ido
separando con el paso del tiempo.
o
Pruebas geográficas. Las costas africana y sudamericana encajan como las
dos piezas de un puzzle.
o
Pruebas
geológicas.
Cadenas
montañosas
del
continente
americano
continúan en cadenas africanas y europeas, separadas hoy por el océano
Atlántico.
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Tema 1: el origen del universo
o
Pruebas paleomagnéticas. Gracias a la observación de la orientación de los
minerales magnéticos con el paso del tiempo se ha deducido que en el
pasado los continentes estaban muy próximos.
o
Pruebas paleoclimáticas. Lugares de diversos continentes (Sudáfrica,
Sudamérica, India, Australia) sufrieron un mismo fenómeno climatológico
(ej.- glaciación) en la misma época, lo que indica que tenían que estar unidos.
Todas estas observaciones le llevaron a formular en 1912 su teoría de la
Deriva Continental, en la que proponía que los continentes se están separando poco
a poco, y que en un principio todos ellos formaban parte de un único y enorme
continente llamado Pangea, que fue fracturándose en varios trozos, dando lugar a
los continentes actuales.
4.3.- La Teoría de la Tectónica de Placas.
Esta teoría se construyó a partir de la anterior, y actualmente es la
aceptada.
Considera que los materiales rocosos de la corteza y de la parte
superior del manto constituyen una unidad rígida y quebradiza que recibe el
nombre de litosfera. Va de los 0 a los 150 km de profundidad y está fragmentada
en placas litosféricas, que encajan entre sí como un gigantesco puzzle.
Las placas litosféricas flotan sobre el manto superior fundido (astenosfera)
y no son estáticas: se mueven, se crean y se destruyen, separan los continentes y
vuelven a juntarlos por otro lado, aplastan las rocas y levantan montañas en lugares
que antes eran mares. Las causas de este movimiento se explican mediante esta
teoría: la litosfera oceánica se crea en las dorsales (cordilleras submarinas) y se
destruye en las zonas de subducción. El motor que mueve horizontalmente las
placas litosféricas es el calor interno de la Tierra, que crea corrientes de
convección en la astenosfera. En las zonas limítrofes entre placas litosféricas hay
una enorme actividad sísmica y volcánica debida al roce entre placas, a la salida de
magma por las dorsales y a la subducción de unas placas bajo otras.
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