El Sistema Solar

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




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

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

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


Pertenece a la galaxia llamada Vía Láctea, que esta formada por unos cientos de miles de millones de estrellas que se extienden a lo largo de un disco plano de 100.000 años luz.

 Está situado en uno de los tres brazos en espiral de esta galaxia llamado Orión, a unos 32.000 años luz del núcleo, alrededor del cual gira a la velocidad de 250 Km. por segundo, empleando 225 millones de años en dar una vuelta completa, lo que se denomina año cósmico.

Los astrónomos clasifican los planetas y otros cuerpos en nuestro Sistema Solar en tres categorías:

Primera categoría: Un planeta es un cuerpo celeste que está en órbita alrededor del Sol, que tiene suficiente masa para tener gravedad propia para superar las fuerzas rígidas de un cuerpo de manera que asuma una forma equilibrada hidrostática, es decir, redonda, y que ha despejado las inmediaciones de su órbita.

Segunda categoría: Un planeta enano es un cuerpo celeste que está en órbita alrededor del Sol, que tiene suficiente masa para tener gravedad propia para superar las fuerzas rígidas de un cuerpo de manera que asuma una forma equilibrada hidrostática, es decir, redonda; que no ha despejado las inmediaciones de su órbita y que no es un satélite.


Tercera categoría: Todos los demás objetos que orbitan alrededor del Sol son considerados colectivamente como "cuerpos pequeños del Sistema Solar".

ANEXO: Plutón dejo de ser considerado en el 2006 por una resolución de la Unión Astronómica Internacional  (UAI); esta desición fue tomada debido a: 

• a) Las pequeñas dimensiones del ahora considerado planeta enano. 
• b) La exentricidad de su órbita que a veces lo hace estar mas cerca del sol que Neptuno.

 

 








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

Casi todos los planetas orbitan alrededor del Sol en el mismo plano, llamado eclíptica. Plutón es un caso especial ya que su órbita es la más inclinada y la más elíptica de todos los planetas. El eje de rotación de muchos de los planetas es casi perpendicular al eclíptico. Las excepciones son Urano y Plutón, los cuales están inclinados hacia sus lados.

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

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

Casi todo el sistema solar por volumen parece ser un espacio vacío que llamamos "medio interplanetario". Incluye varias formas de energía y se contiene, sobre todo, polvo y gas interplanetarios.

Más allá, la estrella más cercana es Alfa Centauro. Su luz tarda 4,3 años en llegar hasta aquí. Ella y el Sol son sólo dos entre los 200 billones de estrellas que forman la Vía Láctea, nuestra Galaxia.

 

Formación del Sistema Solar

Es difícil precisar el origen del Sistema Solar. Los científicos creen que puede situarse hace unos 4.650 millones de años. Según la teoría de Laplace, una inmensa nube de gas y polvo se contrajo a causa de la fuerza de la gravedad y comenzó a girar a gran velocidad, probablemente, debido a la explosión de una supernova cercana.

 

¿Cómo se formó el Sol?

La mayor parte de la materia se acumuló en el centro. La presión era tan elevada que los átomos comenzaron a partirse, liberando energía y formando una estrella. Al mismo tiempo se iban definiendo algunos remolinos que, al crecer, aumentaban su gravedad y recogían más materiales en cada vuelta.

También había muchas colisiones. Millones de objetos se acercaban y se unían o chocaban con violencia y se partían en trozos. Los encuentros constructivos predominaron y, en sólo 100 millones de años, adquirió un aspecto semejante al actual. Después cada cuerpo continuó su propia evolución.

 

 Origen de los Planetas

Cualquier teoría que pretenda explicar la formación del Sistema Solar deberá tener en cuenta que el Sol gira lentamente y sólo tiene 1 por ciento del momento angular, pero tiene el 99,9% de su masa, mientras que los planetas tienen el 99% del momento angular y sólo un 0,1% de la masa.

 

Hay cinco teorías consideradas razonables:

La teoría de Acreción asume que el Sol pasó a través de una densa nube interestelar, y emergió rodeado de un envoltorio de polvo y gas.

La teoría de los Proto-planetas dice que inicialmente hubo una densa nube interestelar que formó un cúmulo. Las estrellas resultantes, por ser grandes, tenían bajas velocidades de rotación, en cambio los planetas, formados en la misma nube, tenían velocidades mayores cuando fueron capturados por las estrellas, incluido el Sol

La teoría de Captura explica que el Sol interactuó con una proto-estrella cercana, sacando materia de esta. La baja velocidad de rotación del Sol, se explica como debida a su formación anterior a la de los planetas.

La teoría Laplaciana Moderna asume que la condensación del Sol contenía granos de polvo sólido que, a causa del roce en el centro, frenaron la rotación solar. Después la temperatura del Sol aumentó y el polvo se evaporó.

La teoría de la Nebulosa Moderna se basa en la observación de estrellas jóvenes, rodeadas de densos discos de polvo que se van frenando. Al concentrarse la mayor parte de la masa en el centro, los trozos exteriores, ya separados, reciben más energía y se frenan menos, con lo que aumenta la diferencia de velocidades.

Los asteroides

Los asteroides son pequeños cuerpos celestes cuyos diámetros en general son inferiores a los 1000 kilómetros que giran en torno al Sol. La mayoría de ellos se encuentran entre las órbitas de Marte y Júpiter, y se han catalogado mas de 7000 y cientos mas se descubren cada año.
Titius y Bode en el siglo XVIII observaron cierta relación matemática entre las órbitas de los planetas que hoy se conoce como Ley de Titius – Bode. De esta relación se supuso la existencia de un planeta entre Marte y Júpiter. La idea de encontrar este nuevo planeta fue un gran estímulo para los astrónomos de la época. Giuseppi Piazzi el 1 de Enero de 1801 descubrió un pequeño objeto en movimiento en la zona descrita pero su observación solo fue comprobada por Franz Xaver, Baron von Zach en diciembre del mismo año siguiendo los cálculos hechos por Johann Carl Friedrich Gauss. Este cuerpo fue bautizado como Ceres por el dios siciliano de la cosecha.


Ceres que desde 2006 se considera como un planeta menor ya que comparte la constitución rocosa y la forma de los planetas terráqueos, orbita al Sol cada 4.6 años a una distancia promedio de 2.77 UA. Su diámetro se estima en 930 km. Ceres fue clasificado como un asteroide, palabra acuñada por William Herschel la cual, en Griego, quiere decir parecido a una estrella.
El 28 de Marzo de 1802 Heinrich Olbers descubrió otro objeto que se movía rápidamente al cual llamó Pallas que al igual que Ceres orbita al Sol a una distancia promedio de 2.77 UA en un periodo de 4.6 años, su diámetro fue calculado en 522 km. Dos cuerpos mas fueron descubiertos en los siguientes años Juno en 1804 y Vesta a mediados del siglo XIX.
A finales del siglo XIX con la utilización de técnicas fotográficas se habían encontrado 228 asteroides, en la actualidad cientos de asteroides son descubiertos cada año. No se sabe exactamente cuantos son y es probable que ya se hayan detectado la mayoría de los que miden mas de 100 km de diámetro y casi la mitad de los que llegan a 10 km, pero pueden haber mas un millón de no más de 1 km. A la franja en donde orbitan estos cuerpos que se encuentra entre 2 a 3.5 UA de distancia del Sol se le conoce como el cinturón de asteroides.
 
Los asteroides muestran variaciones de brillo periódicas que revelan que se encuentran en rotación sobre si mismos, un periodo de rotación típico es de 5 a 20 horas. Las órbitas alrededor del Sol son elípticas y ocasionalmente pueden cruzar las órbitas planetarias, estos acercamientos planetarios podrían alterar su curso y eventualmente llevarlos a colisionar con algún planeta. En la Tierra el choque de un asteroide o cometa hace 60 millones de años condicionó la desaparición de los grandes dinosaurios y el desarrollo de pequeños mamíferos en cuya evolución apareció el hombre moderno. Existen actualmente programas de observación telescópica que realizan un permanente rastreo en  búsqueda  de objetos que puedan acercarse a nosotros, dos de ellos son el Near Earth Asteroid Tracking Telescope localizado en el cráter Haleakala en Maui, Hawaii y el Spacewatch Telescope en Kitt Peak, Arizona.

 Se han clasificado de acuerdo a su posición en el sistema solar

• Cinturón principal: localizados entre Marte y Júpiter (entre 2 – 4 U.A. del Sol), a su vez se subdividen en : Hungarias, Floras, Phocaea, Koronis, Eos, Themis, Cybeles e Hildas (cuyo nombre proviene del principal asteroide en el grupo).
• Asteroides que cruzan la órbita de Marte o que están dentro de su órbita, son los Near-Earth Asteroids (NEARs) debido a que se encuentran cerca o se aproximan a la Tierra.
• Atens: eje semimayor < 1 UA y distancia en el afelio mayor a 0.983 UA;
• Apolos: eje semimayor > 1 UA y distancia en perihelio < 1.017 UA
• Amors: Distancia en perihelio entre 1.017 y 1.3 UA;
• Troyanos. Localizados cerca a los puntos Lagrangianos de Júpiter (60º por delante y por detrás del planeta). Estos puntos fueron fueron predichos por el matemático francés Joseph Louis Lagrange y están dados por las fuerzas gravitacionales de Júpiter y el Sol.

Los Asteroides pertenecientes al cinturón principal no tienen una distribución uniforme, existen zonas que tienen un numero reducido y se denominan Zonas de Kirkwood. Estas regiones poseen objetos con periodos orbitales que son fracción de la de Júpiter y por tanto los objetos en estas zonas pueden ser acelerados por el gigante gaseoso y enviados a otras zonas.
Existen Asteroides en otras zonas del sistema solar como son los Centauros: 2060 Chiron (95 P/Chiron) orbitan entre Saturno y Urano; La órbita de 5335 Damocles se encuentra entre Marte y Urano; 5145 Pholus orbita entre Saturno y Neptuno.
Las primeras imágenes cercanas que se obtuvieron de un asteroide las realizo la misión Galileo en 1991 cuando pasó por el cinturón principal en su ruta a Júpiter, mostró a Gaspra e Ida como objetos irregulares con presencia de cráteres y grietas uno de ellos (Ida) con un pequeño asteroide orbitándolo el cual se nombró como Dactyl.

Observación:
La observación de los Asteroides es difícil, pero con un telescopio refractor de 60 mm pueden observarse algunos de ellos. Algunos pueden ser apreciados con binóculos como Vesta, el más brillante de todos con magnitud 6, su diámetro angular no supera el segundo de arco aún estando en su mejor periodo de observación: la oposición.

Meteoritos

Como un asteroide un meteoroide es una roca que cruza el espacio, la diferencia entre meteoroide y asteroide está dada básicamente por su tamaño. Un meteoro es una luz breve brillante que aparece en la atmósfera cuando un meteorito entra en ella incinerándose por la fricción con el gas. Si parte del meteoro sobrevive como para llegar a la Tierra esta fracción se conoce como meteorito. Alrededor de 300 toneladas de meteoritos caen a la Tierra diariamente. Casi todos los meteoritos son fragmentos de asteroides y el encontrar alguno da la oportunidad de estudiar estos cuerpos a larga distancia.

 

Rocosos. pueden ser acondritas y condritas. Son similares a rocas terrestres a primera vista pero están cubiertos por una corteza adquirida durante la entrada por la atmósfera. En su interior se pueden encontrar trazas de hierro. Estos constituyen el 98% de los meteoritos que alcanzan la Tierra pero son difíciles de encontrar ya que su exposición al clima los hace prácticamente indiferenciables del entorno. La diferencia entre entre condritas y acondritas es que las primeras no han sufrido procesos de fusión y diferenciación.

Una clase especial de asteroides se denomina condritas carbonaceas y contienen cantidades de material de carbono y compuestos de carbono incluyendo moléculas orgánicas con un 20% de agua. Se considera que estos meteoritos son muestras del material primordial del cual fue creado el Sistema Solar. También se han encontrado amino ácidos que son los ladrillos constructores de la vida.
Férricos. Son de hierro puro y constituyen el 4% de los que caen a la Tierra. Pueden contener un 10 a 20% de níquel.

Rocosos Férricos (litosiderito). tienen una composición en cantidad similar de roca y hierro constituyen el 1%.

Los cometas

    La palabra cometa nos ha llegado a través del latín cometes, del griego kome, que significa “cabello de la cabeza”. Aristóteles fue el primero que utilizó la derivación “kometes” para describir a estos astros como “estrellas con cabello”. Los cometas son cuerpos celestes constituidos por hielo y rocas. Se mueven alrededor del Sol siguiendo órbitas muy elípticas de gran excentricidad. Al acercarse a unas 5 UA del Sol, la radiación solar sublima los materiales volátiles del núcleo cometario y desarrollan una atmósfera, que envuelve al núcleo, llamada coma o cabellera. Esta coma está formada por gas y polvo. Conforme el cometa se acerca al Sol, el viento solar azota la coma y se genera la cola característica. La cola está formada por polvo y el gas, de la coma, ionizado.

Estructura y observación: 

Debido a su pequeño tamaño y órbita muy alargada, solo es posible ver los cometas cuando están cerca del Sol y por un periodo corto de tiempo. Generalmente es visible un pequeño núcleo brillante (menos de 10 kilómetros de diámetro) en el centro de la cabellera. La cabellera y el núcleo juntos constituyen la cabeza del cometa. La cabeza, incluida su difusa cabellera, puede ser mayor que el planeta Júpiter. Sin embargo, la parte sólida de la mayoría de los cometas tiene un volumen de algunos kilómetros cúbicos solamente. Por ejemplo, el núcleo del cometa Halley tiene un tamaño aproximado de 15 por 4 kilómetros.

   Los cometas presentan diferentes tipos de colas. Las más comunes son la de polvo y la de gas. La cola de gas o cola iónica (moléculas ionizadas, incluyendo el monóxido de carbono y el dióxido de carbono) se dirige siempre en el sentido perfectamente contrario al de la luz del Sol, mientras que la cola de polvo retiene parte de la inercia orbital, alineándose entre la cola principal y la trayectoria del cometa. La presión de la radiación solar y los vientos solares aceleran los materiales alejándolos de la cabeza del cometa a diferentes velocidades de acuerdo con el tamaño y masa de los materiales. Por esto, las colas de polvo relativamente masivas son aceleradas más despacio y tienden a ser curvadas. La cola iónica es mucho menos masiva, y es acelerada tanto que aparece como una línea casi recta que se extiende desde el cometa en el lado opuesto al sol. En el cometa Hale-Bopp se descubrió un tercer tipo de cola compuesta por iones de sodio.

    Origen de los cometas: Los cometas provienen principalmente de dos lugares, la Nube de Oort, situada entre 50.000 y 100.000 UA del Sol, y el Cinturón de Kuiper, localizado más allá de la órbita de Neptuno.

    Se cree que los cometas de largo periodo tienen su origen en la Nube de Oort. Esto significa que muchos de los cometas que se acercan al Sol siguen órbitas elípticas tan alargadas que sólo regresan al cabo de miles de años. Cuando alguna estrella pasa muy cerca del Sistema Solar, las órbitas de los cometas de la Nube de Oort se ven perturbadas: algunos salen despedidos fuera del Sistema Solar, pero otros acortan sus órbitas. Para explicar el origen de los cometas de corto periodo, como el Halley, Gerard Kuiper propuso la existencia de un cinturón de cometas situados más allá de Neptuno, el Cinturón de Kuiper.

    Las órbitas de los cometas están cambiando constantemente: sus orígenes están en el sistema solar exterior, y tienen la propensión a ser altamente afectados (o perturbados) por acercamientos relativos a los planetas mayores. Algunos son movidos a órbitas muy cercanas al Sol (a ras del césped solar) que los destruyen cuando se aproximan, mientras que otros son enviados fuera del sistema solar para siempre.

    Composición: Los cometas están compuestos de agua, hielo seco, amoníaco, metano, hierro, magnesio y silicatos. Debido a las bajas temperaturas de los lugares donde se hallan, estas sustancias que componen al cometa se encuentran congeladas. Llegan a tener diámetros de algunas decenas de kilómetros. El astrónomo estadounidense Fred L. Whipple describió en 1949 el núcleo de los cometas como una "bola de nieve sucia" compuesta por una mezcla de hielo y polvo. Los astrónomos sugieren que los cometas retienen, en forma de hielo y polvo, la composición de la nebulosa primitiva con que se formó el Sistema Solar y de la cual se condensaron luego los planetas y sus lunas. Por esta razón el estudio de los cometas puede dar indicios de las características de aquella nube primordial.

    Efectos del Sol: Cuando se descubre un cometa se ve aparecer como un punto luminoso, con un movimiento perceptible del fondo de estrellas, llamadas fijas. Lo primero que se ve es el núcleo o coma. Luego, cuando el astro se acerca más al Sol, comienza a desarrollar lo que conocemos como la cola del cometa, que le confiere un aspecto fantástico.

    Los fotones que provienen del Sol (viento solar, a un promedio de 450 km/s) hacen que las sustancias que forman al cometa se empiecen a calentar y se sublimen, pasando directamente de hielo a gas. Los gases del cometa se proyectan hacia atrás, lo que motiva la formación de la cola apunta en dirección opuesta al Sol y extendiéndose millones de kilómetros (en el caso del cometa 1P/Halley, en su aparición de 1910, la cola llegó a medir cerca de 30 millones de kilómetros, un quinto de la distancia de la Tierra al Sol). El choque de los fotones que recibe el cometa como una lluvia, aparte de calor, aportan luz, siendo visible al ejercer el cometa de pantalla; reflejando así cada partícula de polvo la luz solar. Cuando el núcleo está congelado, puede ser visto solamente debido a la luz solar reflejada. Sin embargo, cuando se crea la cabellera, el polvo refleja más luz solar y el gas de la cabellera absorbe la radiación ultravioleta y empieza a fluorescer. A unas 5 UA del sol, la fluorescencia generalmente se hace más intensa que la luz reflejada.

    Alrededor del cometa también se desarrolla una tenue envoltura de hidrógeno: como el cometa absorbe luz ultravioleta, por procesos químicos se escapa hidrógeno y forma una especie de envoltura. Sin embargo, esto no puede ser observado desde la Tierra, pues su luz es absorbida por la atmósfera y únicamente es posible verlo desde el espacio.

    A medida que un cometa se retira del Sol pierde menos gas y polvo, y la cola desaparece. Del mismo modo cada vez que un cometa pasa cerca del Sol se desgasta, debido a que el material que va perdiendo ya nunca es repuesto. Se espera que, en promedio, un cometa pase unas 2 mil veces cerca del Sol antes de sublimarse completamente.

    A lo largo de la trayectoria de un cometa, éste va dejando grandes cantidades de pequeños fragmentos de material. Cuando la Tierra atraviesa la órbita de un cometa, estos fragmentos penetran en la atmósfera en forma de estrellas fugaces o también llamadas lluvia de meteoros. En mayo y octubre se pueden observar las lluvias de meteoros producidas por el material del cometa Halley: las eta Acuáridas y las Oriónidas.

    Periodos de los cometas: Como se ha indicado, los cometas pueden clasificarse de acuerdo con sus períodos orbitales, que además, también les confiere otras características propias como vamos a ver a continuación.

    Los cometas de corto período son aquellos que necesitan menos de 20 años para describir una órbita completa alrededor del Sol. Por tanto, se sobreentiende que son periódicos, es decir, que repiten sus pasos por el perihelio como si se tratara de planetas. orbitales respecto a la eclíptica.

    Los cometas de largo período son los que completan su órbita en más de 200 años. Sus inclinaciones pueden adquirir cualquier valor y están distribuidos de forma más o menos aleatoria por la esfera celeste. Sin embargo, una característica es que sus semiejes mayores hacen suponer que proceden de un remoto halo cometario situado entre las 10.000 y 100.000 unidades astronómicas. Fue este hecho el que hico postular a Oort la existencia de una nube o esfera donde se hallaban confinados y que hoy conocemos con el nombre de nube de Oort. Se calcula que para mantener constante el número observado de cometas de corto período, deberían transitar cada año entre 1.000 y 3.000 pequeños cometas de largo período entre 4 y 6 unidades astronómicas del Sol.

    Los cometas de período medio poseen períodos orbitales entre 20 y 200 años. Se conocen varias docenas de ellos y cuatro se mueven en sentido retrógrado. El más famoso es el cometa Halley que describe una órbita en unos 76 años en sentido retrógrado, con una inclinación de 162° con respecto a la eclíptica. Tienen el mismo origen que los cometas de corto período, pero como sus órbitas los llevan con menos frecuencia a las proximidades del Sol, conservan bastantes características de los cometas nuevos o jóvenes.

    Los nombres de los cometas: Hasta el año 1995, el sistema de designación de nombres de cometas era diferente al actual. Primero, se otorgaba una denominación provisional que incluía el año del descubrimiento seguido de una letra minúscula (a, b, c, d...), a fin de indicar el orden de descubrimiento en ese año. Así, por ejemplo, el cometa 1969i fue el noveno en ser descubierto durante el año 1969. De no ser suficientes la letras de la a a la z, se volvía a iniciar el conteo desde el principio del alfabeto, agregando a continuación un número; por ejemplo: 1991a1.

    Una vez determinada la órbita del cometa, la Unión Astronómica Internacional otorgaba al cometa una designación permanente que incluía el año del descubrimiento seguido por un número romano, que señalaba el orden del paso por el perihelio de dicho cometa. Así, el cometa con la designación provisional 1969i pasó a ser 1970 II, es decir, el segundo cometa en pasar por el perihelio durante el año 1970.

    Este sistema tenía evidentes inconvenientes, ya que después de haberse establecido la designación definitiva de un cometa, frecuentemente se descubría otro cometa que pasaba antes que el primero por el perihelio, alterando el conteo en números romanos y haciendo que resultara poco práctico en su uso.

    Desde 1995, el nombre con que actualmente se designa a los cometas incluye un prefijo que indica la clase de órbita que posee el objeto, seguido del año de su descubrimiento. A continuación, una letra mayúscula indica la quincena anual de su descubrimiento, y un número adicional señala el orden de descubrimiento durante dicha quincena. Finalmente, se incluye el apellido de su descubridor o descubridores.

    La naturaleza de la orbita del cometa es indicada por un prefijo: P/ para cometas periódicos, C/ para cometas de largos períodos, D/ para cometas extintos y X/ para cometas inciertos. Adicionalmente  A/ es usado para indicar que el objeto es un planeta menor. La Unión Astronómica Internacional (IAU) define como periódicos (indicados con el prefijo "P/") a todos aquellos cometas cuyo período entre dos pasos consecutivos por el perihelio es menor a los 200 años. Los cometas que exceden ese período son señalados como no periódicos (identificados con el prefijo "C/").  

Tabla de la asignación de las quincenas:

A  Ene. 1-15	G  Abr. 1-15	N  Jul. 1-15	T  Oct. 1-15
B  Ene. 16-31	H  Abr. 16-30	O   Jul. 16-31	U   Oct. 16-31
C  Feb. 1-15	J  May  1-15	P  Ago. 1-15	V  Nov. 1-15
D  Feb. 16-29	K  May  16-31	Q  Ago. 16-31	W  Nov. 16-30
E  Mar. 1-15	L  Jun. 1-15	R  Sep.1-15	X  Dic. 1-15
F   Mar. 16-31	M  Jun. 16-30	S   Sep.16-30	Y   Dic. 16-31

   
    COMETAS DENOMINADOS INICIALMENTE COMO ASTEROIDES. Si un cuerpo fue identificado como asteroide, y más tarde se reconoce su naturaleza cometaria, éste hereda su designación de asteroide.

    COMETAS CON NOMBRES PROPIOS. La Comisión 20 de la Unión Astronómica Internacional es la encargada de designar con un nombre a cada nuevo cometa descubierto. Normalmente se le asigna el apellido del observador que primero lo reportó; sin embargo, la Comisión espera algunos días para oficializar el nombre del cometa, y en el caso de un descubrimiento independiente o compartido se incluyen los apellidos de hasta tres de sus descubridores. Por ejemplo: Hale-Bopp, Churyumov-Gerasimenko, o Du Toit-Neujmin-Delporte.

    Si el observador o los observadores ya han descubierto otros cometas anteriormente, se agrega un número para diferenciarlos. Por ejemplo: Tempel 1 a Tempel 2; Shoemaker-Levy 1 a Shoemaker-Levy 9.

    Con la aparición de los satélites y observatorios robóticos, con frecuencia muchos cometas llevan ahora el nombre del sistema que los detectó por primera vez: LINEAR (Lincoln Near-Earth Asteroid Research), NEAT (Near-Earth Asteroid Tracking), LONEOS (Lowell Observatory Near-Earth Object Search), SOHO (Solar Heliospheric Observatory), SpaceWatch, o Catalina Sky Survey.

    Un caso especial es el del cometa Halley; en la actualidad sabemos que fue observado en numerosas oportunidades desde la antiguedad, pero a modo de homenaje lleva el nombre de Edmond Halley, quien por primera vez calculó su órbita y predijo exitosamente su retorno periódico.

    COMETAS CON NÚCLEOS DIVIDIDOS. Si un núcleo cometario se fragmenta, sus componentes son identificados con letras mayúsculas (A, B, C, D...) Por ejemplo: C/1999 S4-A (LINEAR).

SOL

  ADVERTENCIA IMPORTANTE:

        BAJO NINGÚN CONCEPTO SE DEBE MIRAR DIRECTAMENTE AL SOL SIN PROTECCIÒN Y MENOS UTILIZAR UNOS PRISMÁTICOS O UN TELESCOPIO SIN USAR FILTROS ESPECIALES ADECUADOS O EL MÉTODO DE PROYECCIÓN POR OCULAR.

       HACER CASO OMISO DE ESTA ADVERTENCIA PUEDE PROVOCAR CEGUERA PERMAMENTE O IMPORTANTES DAÑOS EN LA VISTA.

 

El Sol es una inmensa bola de gas con un diámetro unas 100 veces mayor que el diámetro de la Tierra y una masa 332.946 veces más que la Tierra. Se encuentra en el interior de una enorme estructura, formada por cerca de 200.000 millones de estrellas, que recibe el nombre de Vía Láctea, nuestra Galaxia. El Sol se encuentra en la periferia, en un brazo espiral que dista del centro unos 27.000 años luz.








Alrededor del Sol giran ocho planetas que podemos ver en un dibujo comparativo de sus tamaños en la parte derecha. En uno de esos ocho planetas la vida se ha desarrollado, propiciada por unas condiciones atmosféricas y una temperatura adecuada. Ese planeta es el nuestro: La Tierra.







En el interior del Sol se alcanzan temperaturas de 15 millones de grados centígrados. A esa temperatura tan alta se produce un fenómeno llamado fusión nuclear por el cual 4 núcleos de hidrógeno se fusionan transformándose en un núcleo de helio. En este proceso se pierde una pequeña cantidad de masa que se transforma en energía como predice la ecuación de Einstein E=m*c² donde E es la energía, m es la masa que se pierde y c es la velocidad de la luz (300.000 km/s).
Cada segundo el Sol pierde 5 millones de toneladas de masa para producir energía ... pero podrá mantener el nivel actual de producción durante unos 5.000 millones de años más.
Características principales del Sol:

Edad aproximada	5.000 millones de años
Tipo espectral	G2V
Masa	1,98*1030kg.
Volumen	1,41*1018 km3
Diámetro ecuatorial	1.392.000 km.
Distancia media a la Tierra	149.600.000 km.
Magnitud aparente	-26,7
Magnitud absoluta	4,8
Período de rotación ecuatorial	25 días terrestres
Período de rotación polar	35 días terrestres
Temperatura	Fotosfera: 5000ºC; Núcleo: 15.000.000°C
Composición química	Hidrógeno: 73.5 %; Helio: 25.5 %; Otros: 1 %

La actividad del Sol tiene un período de 11 años en los cuales se produce un pico máximo en la actividad solar (mayor número de manchas, fulguraciones y protuberancias) y un valle (período de mínima actividad, con casi una ausencia total de manchas). Este ciclo fue descubierto por Heinrich Schwab, astrónomo aficionado alemán, que realizó observaciones entre 1.826 y 1.843.



En la época de máxima actividad solar es cuando aparece un mayor número de manchas solares. Éstas aparecen como zonas oscuras (manchas) en la superficie del Sol. Aparecen oscuras debido al contraste con la superficie porque tienen una temperatura inferior (unos 500°C menos) a la fotosfera. Pero si pudiésemos separar y aislar una mancha de la superficie sería brillantísima. Su existencia está relacionada con la actividad del campo magnético del Sol.




La estructura del Sol se divide en diversas capas:

• NÚCLEO: Es la zona del Sol donde se produce la fusión nuclear debido a la alta temperatura que allí se produce (15 millones de grados centígrados) convirtiéndose así en el generador de la energía del Sol.

• ZONA RADIATIVA: Aquí las partículas que transportan la energía (fotones) intentan escapar al exterior en un viaje que puede durar unos 100.000 años debido a que éstos fotones son absorbidos continuamente y reemitidos en otra dirección distinta a la que tenían originalmente.

• ZONA CONVECTIVA: Llamada así porque en ésta zona se produce el fenómeno de la convección: columnas de gas caliente ascienden hasta la superficie desde donde vuelven a descender debido al enfriamiento del gas.

• FOTOSFERA: Es una capa delgada, de unos 300 Km de espesor, y que es la parte del Sol que nosotros vemos, la superfície. Desde ésta capa se irradia la totalidad de luz y calor al espacio. La temperatura de la fotosfera es de unos 5.000°C. Aquí aparecen las manchas oscuras y las fáculas que son regiones brillantes alrededor de las manchas, con una temperatura superior a la normal de la fotosfera (alcanzan temperaturas de unos 10.000°C) y que están relacionadas con los campos magnéticos del Sol.

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• CROMOSFERA: Sólo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de Sol. Es de color rojizo. Su densidad es muy baja y su temperatura altísima (unos 500.000° C), esto último es uno de los fenómenos más sorprendentes de nuestro Sol, ya que realmente a esta distancia del centro de la estrella la temperatura debería ser mucho menor. Esta formada por gases enrarecidos y en ella existen fortísimos campos magnéticos. Se producen las fulguraciones (estallidos de intensa energía debido a los campos magnéticos solares que afectan, cuando se producen, a las comunicaciones terrestres y son las causantes de las auroras) y las protuberancias (estructuras arqueadas en las que la materia de la cromosfera se aglutina siguiendo las líneas de campo magnético).
  
  

• CORONA: Capa de gran extensión temperaturas altas y de bajísima densidad. Está formada por gases enrarecidos y gigantescos campos magnéticos que varían su forma de hora en hora. Esta capa es impresionante vista durante la fase de totalidad de un eclipse de Sol.

Debido a la proximidad del Sol a nuestro planeta el tamaño aparente del Sol en el cielo es de medio grado (si extendemos el brazo con el puño cerrado éste abarca una distancia de unos 10° por lo que podremos observar gran cantidad de detalles en su superficie).
El método más seguro para observar el Sol si no tenemos filtros es utilizar el método de proyección por ocular. Consiste en proyectar la imagen del Sol captada por un telescopio en una cartulina blanca colocada detrás del ocular recordando que nunca debemos mirar al Sol a través del telescopio, ni siquiera para enfocar.

Podemos realizar un seguimiento de las manchas solares viendo como evolucionan con el paso de los días realizando dibujos. El ecuador solar gira en aproximadamente 25 días con lo cual podemos seguir su evolución durante 10 días como vemos en la siguiente imagen animada.

Teoría del Big Bang

Hay muchos indicios que confirman que el universo pudo empezar con el Big Bang

Actualmente, el modelo del Big Bang como teoría del origen del Universo está aceptado por la mayoría de los cosmólogos porque hay indicios substanciales que permiten pensar que es correcto.

 

¿Qué dice la teoría del Big Bang?

Se suele describir al Big Bang como el instante en el que una bola concentrada de energía estalló convirtiéndose en materia y expandiéndose a enorme velocidad.

Se postula que esto sucedió hace unos 15.000 millones de años, y que en ese momento la temperatura alcanzó valores gigantescos: 10²⁸ grados de temperatura y tal vez 10.000 millones de grados (10¹⁰ grados) tan sólo unos minutos más tarde. 

Hay que saber que en el borde de una temperatura de 10³² grados, todo tipo de fórmulas y definiciones de la física actual deja de tener sentido. Por lo cual, nada se puede afirmar con certeza matemática acerca de ese momento cero del universo. El volumen del cosmos era mínimo y la densidad tendía al infinito.

Si se acepta que a partir de esta situación, el universo empezó a expandirse y a enfriarse, podemos hablar de que en ese instante se produjo el comienzo del  universo actual. 

-Mencionaré cuatro indicios científicos por los que la comunidad científica acepta com válida la teoría del Big Bang:

• Un primer argumento para pensar que la teoría del Big Bang es correcta se basa en el hecho comprobado de que las galaxias se están alejando unas de otras.
  
  Actualmente, todo parece indicar que el universo, incluido el espacio entre galaxias, se está expandiendo a una velocidad creciente, a decenas de miles de kilómetros por segundo.
  
  Esta afirmación se basa en que se ha verificado repetidas veces que la luz de las galaxias se desplaza hacia el extremo rojo del espectro, lo que indica que las longitudes de ondas de la luz detectada son más largas; este corrimiento hacia el rojo, que se denomina “efecto doppler”, indica que las galaxias se alejan de nosotros y que lo hacen a velocidades cada vez más grandes.

El alejamiento de las galaxias fue descubierto por primera vez en el año 1929 por Edwin Hubble. 

Nunca se ha visto ningún desplazamiento hacia el azul en las galaxias más distantes.

Este descubrimiento, la expansión del universo, produjo la revolución intelectual más importante del siglo XX, e implica que, a medida que se produce la fuga de las galaxias, el universo queda más vacío y, por lo tanto, se enfría.

La temperatura actual del cosmos es de unos tres grados absolutos (3ºK), es decir, 270 grados Celsius bajo cero. El enfriamiento avanza desde que comenzó la expansión del universo. 

Edwin Hubble (1889-1953)

• Un segundo argumento en apoyo de la teoría del Big Bang es la cantidad de hidrógeno y de helio presente en el cosmos.
  
  La teoría del Big Bang afirma que en el comienzo de todo, debido al enorme calor, con temperaturas de 10³² grados, los núcleos de hidrógeno chocaban entre sí a velocidades tan grandes que empezaron a fusionarse de dos en dos y a formar núcleos de helio.
  
  En base a este postulado, la teoría predice que en el Universo la proporción de hidrógeno comparada con la de helio, debe ser de 3 a 1.
  Los resultados observacionales confirman que efectivamente en el Universo hay un 25% de helio frente al 75% de hidrógeno.

• Un tercer argumento en apoyo de la teoría del Big Bang es algo más complicado y largo de explicar; se refiere a la radiación fósil (de fotones) o radiación de fondo en el Universo. Este descubrimiento ha sido la confirmación científica más espectacular de la teoría del Big Bang. Vamos a ello.
  
  Todos los cuerpos calientes irradian. Mientras más calientes están, más irradian. El cuerpo humano, por ejemplo, emite rayos infrarrojos que nuestro ojo no puede detectar, pero que con un visor nocturno es posible hacerlo. Las serpientes no necesitan visor nocturno artificial pues en la frente tienen un tercer ojo que detecta el infrarrojo.
  
  Los cuerpos muy calientes emiten una radiación de onda más corta, por lo que se ven de color azul y violeta. A medida que se van enfriando, la onda de radiación se va haciendo más larga y el color percibido va cambiando del azul al verde, amarillo, naranja, rojo, hasta llegar al infrarrojo. Esta luz emitida por un cuerpo caliente se denomina “luz térmica”.
  

Poco después del Big Bang, cuando el universo primitivo estaba a temperaturas de millones de grados Kelvin, la agitación térmica hacía que la materia estuviera totalmente disociada, los electrones no conseguían unirse a los protones y formar átomos. La materia tenía la forma de plasma eléctrico opaco a la luz, pues no se generaban fotones. Ese universo estaba absolutamente oscuro. Sin embargo, empezó a expandirse.

El universo inicial estaba completamente desorganizado, no poseía galaxias, ni estrellas, ni moléculas, ni átomos, ni siquiera núcleos de átomos. Sólo era un caldo de materia informe, a una temperatura de miles de millones de grados.

Cuando había pasado unos 380.000 años después del Big Bang, el Universo había experimentado una expansión que, a su vez, había producido un fuerte enfriamiento.

Cuando la temperatura bajó a menos de 3.000ºK la interacción electromagnética ya fue capaz de que los electrones empezaran a ligarse con los protones. Se generaron  átomos de hidrógeno y de helio, los fotones pudieron escapar y así fue como el universo se hizo transparente a la luz.

A una temperatura inicial tan elevada, los procesos físicos se aceleraron de forma increíble. Ocurrieron más procesos en un segundo, que los que ocurren en millones de años en un mundo más frío.

 

El físico y astrónomo ucraniando George Gamow (1904-1968) hizo el siguiente razonamiento: si el universo actual presenta una imagen de enfriamiento debido a la expansión, significa que en un principio era muy caliente y, por lo tanto, emitía radiación. 

 

Gamow se preguntaba ¿qué sucedió con esa radiación resplandeciente que existía al comienzo del universo? ¿dónde han ido los fotones que se generaban? Supuso que la expansión del espacio había alargado la longitud de onda de los fotones primordiales. Sus cálculos le llevaron a deducir que la temperatura de la radiación original se había reducido ya a unos 8º K (8º por encima del cero absoluto).

En 1948, poco después de finalizar la segunda guerra mundial, predijo que tenía que existir una huella de esta primitiva radiación y que ésta sería de una longitud de onda milimétrica, es decir debían de ser microondas. Nadie tomó en serio esta predicción y se pensó que sería una extravagancia intentar captar el eco del Big Bang.

Y quería explicar de donde provenían esos ruidos lejanos captados por los radares que daba la impresión de pertenecer a galaxias muy lejanas.

 

Por tal motivo la NASA decidió fabricar el COBE (Cosmic Background Explorer) construido especialmente para llevar a cabo, fuera de la atmósfera terrestre, los estudios de precisión que pudieran confirmar los postulados de la teoría del Big Bang.

El COBE fue lanzado al espacio el 18 de noviembre de 1989

Los resultados obtenidos por el COBE, mostraron una coincidencia perfecta entre lo predicho por la teoría del Big Bang y lo observado en el fondo de microondas. 

• El cuarto argumento en apoyo de la teoría del Big Bang es que los objetos más antiguos del universo tienen una antigüedad de entre 10.000 y 15.000 millones de años. No hay evidencia de objetos más viejos que el Big Bang. Las estrellas más viejas de la Vía Láctea se remontan a unos 10.000 millones de años.

A la pregunta de si había algo antes del Big Bang, la respuesta es que no tenemos ningún indicio que nos permita retroceder más tiempo en el pasado.

Según el modelo del Big Bang, el universo primigenio era un plasma compuesto principalmente por electrones, quarks y neutrinos totalmente disociados unos de otros. Los electrones no se podían unir a los protones y otros núcleos atómicos para formar átomos porque la energía media de dicho plasma era muy alta, por lo que los electrones interactuaban constantemente con los fotones mediante el proceso conocido como dispersión Compton.

A medida que el cosmos se fue enfriando, las partículas elementales se fueron aglutinando y formando núcleos, átomos, moléculas, nebulosas, estrellas, galaxias y planetas.

Si la teoría del Big Bang es correcta, actualmente toda la materia estelar debería estar repartida en la superficie de una inmensa esfera que se va haciendo más extensa cada segundo. En el interior de esta esfera universal, no quedaría más que las radiaciones producidas por las estrellas. 

En el año 2007, el prestigioso científico Stephen Hawking decía que, según los cálculos, si 1 segundo después del Big Bang la velocidad de expansión hubiera sido menor de una parte en 100.000 billones, el Universo habría vuelto a colapsar sobre sí mismo antes de ahora, debido a la atracción de la fuerza de gravedad. Pero que si la  velocidad de expansión 1 segundo después del Big Bang hubiera sido mayor en una parte en 100.000 billones, el universo, superando la fuerza de gravedad, se habría expandido tanto que ahora estaría prácticamente vacio. La situación actual es una "casualidad".

Nacimiento, evolución y muerte de las estrellas.

 

Una enorme, fría y densa nube de gas, principalmente hidrógeno, y microscópicaspartículas de polvo constituyen la cuna dentro de la cual se formarán las estrellas, como el Sol, y los sistemas planetarios como el Sistema Solar.

 

 

Durante mucho tiempo la materia dentro de la nube queda quieta, pero si alguna estrella termina su vida con una gran explosión cerca de la nube, entonces…

  

el polvo y los gases empiezan a juntarse y compactarse, debido a que la energía emitida por la explosión de la estrella provoca la acumulación de materia dentro de la nube(como cuando un soplido de viento acumula los granos de polvo y arena). Empieza a girar sobre si misma y se forma un disco.

 

Si observamos el disco detenidamente y desde muy cerca, podemos ver que no esuniforme, en las partes donde hay mayor acumulación de materia se formaráun planeta.

 

Este proceso de acumulación es debido a que la fuerza de gravedad actúa sobre cada partícula, obteniendo así, con el paso del tiempo, primero pequeños grumos hasta rocas y finalmente un objeto redondo con un diámetro de cientos y miles de kilómetros.

 

Conforme se acumula más materia, su temperatura se incrementa y cuando alcanza unos 10millones de grados, los átomos de hidrógeno se transforman en átomos de helio y se genera mucha energía (como durante la explosión de una bomba atómica). En este momento la estrella empieza a brillar y se dice que ha nacido formalmente.

El tamaño, el color y la duración de la vida de una estrella dependen de la cantidad de materia que estaba contenida en la nube y que la estrella ha podido acumular durante su formación.

 En el cielo nocturno podemos observar estrellas blancas y azules, que son muy grandes y calientes.

Otras, de color amarillo (como nuestro Sol) y anaranjado, que son más pequeñas y más frías. Otras más, tienen un color rojizo, son grandes pero frías. 

Si la nube de gas y polvo era demasiado grande, se pueden formar muchas estrellas al mismo tiempo, en algunos casos las estrellas están muy cerca unas de otras, en otros casos están más esparcidas.

 

Si la estrella es más grande que nuestro Sol, es muy caliente, quema el hidrógeno que contiene en pocos millones de años, durante este tiempo en su interior se forman los primeros 26 elementos químicos (como el oxigeno, el carbono, el sodio, el neón, etc., hasta el fierro). 

Cuando se acaba el combustible (hidrógeno), ya no hay energía que mantenga a la estrella inflada y en pocos minutos toda la materia se colapsa sobre el núcleo que es de fierro. La materia rebota y la estrella explota (supernova) diseminando en el espacio todo su contenido.

Estos elementos se distribuyen entre el espacio inter-estelar para que las siguientes generaciones de estrellas se formen con un mayor contenido de elementos químicos.

  Poco despues de la explosión y durante los siguientes miles de años podemos observar unanebulosa que se expande en el espacio. Durante este periodo se forman los elementosquímicos más pesados que el fierro.

 

Ahora, si la estrella era mucho más grande que el Sol, se forma un agujero negro el cual atrae toda la materia y estrellas que estés a su alrededor.

Si la estrella era solo algunas veces mayor que nuestro Sol, toda la materia del núcleo se comprime y se forma una estrella de neutrones (extremadamente pesada), la cual gira muy rápido sobre si misma (más que una licuadora en su máxima velocidad) y emite ondas de radio a cada vuelta como si fuese un faro cósmico.

 Si la estrella es del tamaño de nuestro Sol, entonces se infla y su diámetro aumenta hasta 100 veces y se hace más fría, convirtiéndose en una estrella gigante roja.

Después empieza a arrojar parte de los gases que la componen al espacio creando una bella nebulosa planetaria.

Lo que queda de la estrella es ahora solo una pequeña fracción de lo que era (enana blanca), poco a poco se irá enfriando hasta apagarse completamente y desaparecer de la vista.