SISTEMA SOLAR: TEORÍAS SOBRE SU ORIGEN

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
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.
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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
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 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.
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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
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.
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'.
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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 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
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
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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 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.
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.
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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.
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 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
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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 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.
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
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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.
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.
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
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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 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 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.
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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.
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 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
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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 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.
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
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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 SOL
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 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.
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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 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 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
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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.
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
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
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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.
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
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
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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 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 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
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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.
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 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
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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.
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 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
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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 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 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
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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 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 naves Gemini albergaban dos tripulantes y estaban construidas para funcionar largos periodos de tiempo y
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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 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
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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 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 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
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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 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 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
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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.
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
• Origen del universo.................................................................2
• La teoría inflacionaria...........................................................2
• Formación de átomos y núcleos............................................4
• 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
24
8.2.Manchas solares......................................................................24
8.3.Campo magnético....................................................................25
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
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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