Tema: La Tierra y su entorno Eje temático: Física.

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1 Tema: La Tierra y su entorno Eje temático: Física. El movimiento El calor - La Tierra y su entorno Contenido: El Sol; Los planetas; La luna y los satélites naturales; Los asteroides; Los cometas; La dinámica del Sistema Solar. El sistema solar El Sol Sin duda es el astro más importante para los habitantes de la Tierra y para el conjunto de astros que constituyen el Sistema Solar. Casi toda la masa de este sistema se concentra en él y prácticamente toda la energía de que disponemos en el planeta procede, en última instancia, del Sol. El Sol es una estrella más de un Universo extraordinariamente grande, en que el conjunto de astros que lo componen no son más que puntos insignificantes. Su diámetro ( km) es casi 110 veces el de la Tierra y su masa es de aproximadamente (1,9 x kg) veces la del planeta que habitamos. En su superficie, o más bien en la fotosfera (o esfera de luz), que es lo que podemos ver, posee una temperatura de unos C, bastante frío en relación a su centro, donde posiblemente la temperatura es del orden de los 20 millones de grados Celsius. Las presiones allí son lo suficientemente grandes como para que se produzcan reacciones termonucleares en que, al igual que en una bomba de hidrógeno, los átomos se fusionan, produciendo elementos más pesados y liberando energía, que lentamente viaja calentando los gases que lo forman y que producen la luz que nos ilumina. Para los astrónomos es de gran importancia porque es la única estrella que pueden estudiar con el detalle que permite su proximidad. En efecto, se encuentra aproximadamente a 150 millones de kilómetros, gran distancia a escala humana, pero insignificante a escala cósmica, siendo la única estrella de la que podemos ver detalles como sus manchas (descubiertas por Galileo Galilei), sus protuberancias, fáculas, granulaciones, etc. En la foto de la figura 20 se pueden apreciar varios grupos de manchas solares.

2 El número de manchas solares varía permanentemente, incrementándose y reduciéndose en períodos de alrededor de 11 años. Su seguimiento nos permite concluir que el Sol rota en torno a un eje casi perpendicular al plano de la órbita terrestre, más o menos en un mes. La manchas no son realmente negras, solo son un poco menos brillantes que el resto del disco solar. En ellas la temperatura es de unos C; es decir, unos C más baja que en el resto de la fotosfera. Se cree que son ocasionadas por fuertes corrientes de convección acompañadas de enormes campos magnéticos. El esquema de la figura 21 muestra la que se cree es la estructura interna de nuestra estrella y algunos de los principales fenómenos que se observan en su superficie. Durante los eclipses totales de Sol, cuando la Luna lo cubre completamente, es posible observar su corona, cuya forma variable no termina de sorprender a los astrónomos. Otro fenómeno sorprendente es el del viento solar, verdaderos chorros de partículas que inesperadamente emite el Sol, ocasionando aquí en nuestro planeta problemas de interferencia en las comunicaciones radiales y poniendo en peligro a los astronautas cuando realizan caminatas espaciales. Mirar directamente al Sol puede producir un daño irreversible a la vista. De hecho, muchos astrónomos, entre ellos el propio Galileo, quedaron ciegos por hacerlo. Para observarlo tampoco es conveniente emplear lentes oscuros comunes ni vidrios ahumados. Solamente debe hacerse con filtros especiales.

3 Los planetas A simple vista podemos identificar cinco planetas: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno, que prácticamente por no presentar titilaciones como las estrellas, son fácilmente reconocibles. Los restantes planetas: Urano, Neptuno y Plutón, solamente pueden verse con instrumentos especiales. Todos los planetas se mueven en el firmamento prácticamente por el mismo camino que sigue el Sol durante el día y en el mismo sentido en que lo hacen las estrellas; no obstante, sus movimientos son muy diferentes a los de éstas, tanto así que su desplazamiento constituyó un verdadero problema para los astrónomos y astrólogos durante miles de años. Es interesante saber que la palabra planeta significa astros errantes, pues en un comienzo no les era posible predecir con precisión sus movimientos. En la tabla de la figura 22 se pueden ver algunas de las principales características de los planetas: Mercurio (el mensajero de los astros) es un planeta pequeño. Tarda alrededor de 88 días en completar una órbita alrededor del Sol. Por ser el más cercano a éste, esperaríamos que fuera el que posee mayor temperatura en su superficie; pero como tiene un largo período de rotación (alrededor de 59 días), y si tuvo atmósfera ya no la posee, las temperaturas durante el día efectivamente son elevadísimas, pudiendo superar los 400 C; pero durante las largas noches son extremadamente bajas, pudiendo llegar a -200 C. Es, pues, paradójicamente, el planeta que presenta mayor variación de temperatura entre el día y la noche. Su aspecto, como lo ilustra la foto de la figura 23, es muy semejante al de nuestra Luna.

4 Es relativamente difícil de observar, pues la luz del Sol suele ocultarlo. Cuando está en la posición adecuada y la atmósfera terrestre en el horizonte lo permite, lo podemos ver durante algunos minutos, ya sea inmediatamente después de la puesta de Sol o poco antes del amanecer. Venus, en cambio, es muy fácil de observar; de hecho, después del Sol y la Luna, es el astro más brillante en el cielo y es popularmente conocido como lucero. Al igual que Mercurio, solamente se lo puede ver, por casi dos horas, antes del amanecer o después de la puesta de Sol. En muchos aspectos es similar a la Tierra y se le considera un planeta gemelo, pero también presenta grandes diferencias. Posee una atmósfera muy densa que impidió por muchos años que con sus telescopios los astrónomos pudieran ver algún detalle de su superficie que permitiera, por ejemplo, conocer su período de rotación. Durante algún tiempo se pensó que el planeta podría tener grandes océanos y continentes bajo esas nubes y tal vez albergar algún tipo de vida; pero hoy sabemos, gracias a sondas enviadas a Venus, que es inhóspito. No posee océanos y los gases de su atmósfera, con un gran contenido de monóxido de carbono, producen un gran efecto invernadero que lo hace el planeta más caluroso del sistema solar. Galileo, al observarlo por su telescopio, descubrió que, como se muestra en la fotografía de la figura 24, presentaba fases semejantes a las que vemos en la Luna. Marte (dios de la guerra), conocido también como el planeta rojo, es con seguridad el próximo astro sobre el que caminará el ser humano. Es de menor tamaño que la Tierra y su paisaje puede compararse con el que apreciamos en el desierto de Atacama, pero con una temperatura muy inferior. Con un telescopio de mediana potencia pueden verse sus casquetes polares blancos, así como manchas oscuras que el astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli confundió en 1877 con canales artificiales, dando origen a una creencia muy generalizada sobre una eventual civilización marciana. Hoy aún existe una pequeña posibilidad de encontrar vida a nivel microscópico o descubrir fósiles que pongan en evidencia la existencia de vida marciana en el pasado, pues ya se sabe que en Marte hubo agua en abundancia. De hecho hay gigantescos canales producidos por dicho elemento. También en Marte está el monte más grande del Sistema Solar,

5 el monte Olimpo, siendo casi tres veces más alto que nuestro monte Everest. Por otra parte, Marte posee dos lunas: Deimos y Fobos, tan pequeñas que ni siquiera son esféricas. Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, los gigantes del Sistema Solar, son muy parecidos en estructura y composición química. Todos presentan un gran achatamiento polar y en sus atmósferas, que es lo que predomina en ellos, abunda el metano a muy bajas temperaturas. En Júpiter (figura 25) y Saturno, que son visibles a simple vista, destacan bandas de diferentes colores y paralelas a su ecuador, que nos indican sus rápidas rotaciones. Todos presentan manchas cambiantes en forma y color. En Júpiter destaca la gran mancha roja, que no es otra cosa que una gigantesca tormenta, casi tan grande como nuestro planeta, que probablemente se inició hace unos 500 años. Todos poseen anillos, aunque los únicos que pueden verse desde la Tierra con un telescopio pequeño (o incluso binoculares) son los de Saturno. Quien primero los observó fue Galileo, pero quien los identificó como tales fue el físico y astrónomo Christian Huygens, en Galileo descubrió los cuatro satélites más grandes de Júpiter (Io, Ganímides, Europa y Calisto) y Huygens descubrió Titán en Saturno. Urano, prácticamente en el límite de ser visible a simple vista, fue descubierto casualmente por el astrónomo inglés William Herschel ( ) en 1781, quien descubriera también varios satélites en Saturno. En 1846, el astrónomo francés Urbain Le Verrier ( ) calculó la existencia y la posición del planeta Neptuno. Plutón es una excepción en todo sentido. En 1930 el astrónomo estadounidense Clyde William Tombaugh ( ) lo descubrió después de una larga búsqueda. Más recientemente, y a pesar de la escasa luz que le llega del Sol y las dificultades que por ello presenta su observación, se ha

6 descubierto un satélite denominado Caronte. Plutón posee una órbita bastante excéntrica y hay períodos en que se encuentra más cerca del Sol que Neptuno. Sedna. También es un caso extraordinario. Fue descubierto hace pocos años, es muy pequeño y presenta una órbita mucho más excéntrica que la de Plutón. Los astrónomos discuten si considerarlo o no un planeta. La Luna y los satélites naturales La Luna es bastante grande en relación con los satélites de otros planetas. Se mueve en torno a la Tierra en una órbita prácticamente circular de unos km de radio, por lo que la luz que refleja tarda un poco más de 1 segundo en llegar a la Tierra. Su período de rotación y de traslación, en relación con la Tierra, son aproximadamente iguales y de alrededor de 27 días, por lo que parte de su superficie (la cara oculta ) nunca se ve desde nuestro planeta. Con respecto a su origen, la teoría evolucionista establece que la Luna se formó en un proceso prácticamente simultáneo con la Tierra y los demás planetas del Sistema Solar; las teorías más recientes sostienen que se formó por el impacto de un gran asteroide con la Tierra. Algunos planetas no tienen satélites, como Mercurio y Venus. Otros tienen muchos satélites, como Júpiter, Saturno y Urano, donde permanentemente se están descubriendo pequeños satélites.

7 Los asteroides Son cuerpos en general rocosos y se ubican preferentemente entre las órbitas de los planetas Marte y Júpiter. Entre los más grandes, de alrededor de km de diámetro, están Ceres, Juno y Vesta, que constituyen un anillo que gira alrededor del Sol semejante a los conocidos anillos de Saturno. Algunos astrónomos sospechan que podría tratarse de un planeta que se fragmentó; otros, que se trata de un planeta que nunca se llegó a formar. De cualquier manera, la masa de todos juntos resulta insignificante comparada con cualquiera de los planetas. Un número importante de asteroides (alrededor de 300) tienen órbitas que cruzan de vez en cuando la órbita de la Tierra, constituyendo cierto peligro. No obstante, la probabilidad de que uno de ellos nos impacte, afortunadamente es pequeña. Posiblemente, la frecuencia con que impactan a la Tierra, la Luna y los restantes planetas, donde abundan los cráteres que testimonian dichos eventos, ha ido reduciéndose en el transcurso del tiempo. Los cometas Estos astros, posiblemente los más bellos, los más enigmáticos y los que más temor han producido al ser humano, suelen tener espectaculares apariciones en forma esporádica y sorpresiva. Hoy sabemos que esa espectacularidad no guarda relación con sus dimensiones físicas reales, pues son en general muy pequeños, de solo unos pocos cientos de kilómetros de diámetro. Muchos ni siquiera logran ser esféricos. A diferencia de los asteroides, mayoritariamente rocosos, los cometas están principalmente hechos de agua en estado sólido, por cuanto las temperaturas donde se encuentran son muy bajas. Un astrónomo los definió como bolas de hielo sucio. Se caracterizan además por poseer órbitas muy excéntricas y períodos de traslación muy grandes, lo que significa que la mayor parte del tiempo están muy lejos del Sol, pero cuando se aproximan a él, el agua se sublima (pasa de sólido a gas) y se forma a su alrededor una especie de atmósfera de grandes proporciones, de cuya interacción con la radiación solar nacen gigantescas colas, en algunos casos de cientos de millones de kilómetros. La materia que ellos contienen es, sin embargo, insignificante: se acomodaría fácilmente en una caja de fósforos. Estas colas poseen una estructura compleja, pudiéndose distinguir en muchas ocasiones varias diferentes, pero en todos los casos se encuentran en oposición al Sol (como se ilustra en la figura 27), creciendo a medida que el cometa se aproxima a él.

8 El Halley es el cometa más popular de todos y por buenas razones. Edmundo Halley, revisando documentación histórica, se dio cuenta de que cometas aparentemente distintos que habían sido observados en el pasado correspondían a un mismo cometa que aparecía periódicamente cada 76 años, aproximadamente. A partir de esta información pudo predecir con éxito su próxima manifestación. Sus últimas apariciones causaron un gran impacto social, como en 1910, cuando muchos creyeron que, por lo próximo a la Tierra que pasaría, sería el fin del mundo, o en 1986, año en que los productos con la marca Halley batieron todos los récords de ventas. La dinámica del Sistema Solar La imagen del Sistema Solar ha cambiado paralelamente al desarrollo científico. Desde tiempos muy remotos se pensaba que la Tierra era el centro del Universo. Este modelo geocéntrico, propuesto por el gran astrónomo, geógrafo y matemático Claudio Ptolomeo ( ) en su obra Almagesto, perduró por más de 1400 años, hasta que, en una época que denominamos Renacimiento, Nicolás Copérnico ( ), Johannes Kepler ( ), Galileo Galilei ( ) y otros grandes pensadores propusieron el modelo heliocéntrico. Este cambio fue una verdadera revolución en el ámbito científico, y su exposición excede los alcances de estos apuntes. Los planetas describen en el cielo un complejo movimiento para un observador terrestre. La discusión de este particular problema fue la que terminó por desplazar el centro del Universo al Sol, caso en el que la descripción de sus movimientos resulta mucho más simple. Johannes Kepler descubrió tres importantes leyes. Con la primera mostró que las órbitas que siguen los planetas alrededor del Sol no son rigurosamente circulares, tratándose en realidad de elipses en que el Sol ocupa uno de sus focos (F). Con la segunda mostró que los movimientos de los planetas no eran uniformes; es decir, que se movían más rápido cuando se encontraban en las cercanías del Sol o perihelio y más lentos en el afelio. Su tercera ley establece que los cuadrados de los períodos de traslación (T) de los planetas son directamente proporcionales a los cubos de los semiejes mayores (a) de las órbitas; es decir, que T 2 a 3. En la figura 28 se ilustran algunos de los conceptos orbitales mencionados.

9 Galileo utiliza por vez primera un sistema de lentes (el telescopio) para observar los astros y realiza con él un gran número de importantes descubrimientos: las manchas solares, los cráteres en la Luna, cuatro satélites en Júpiter, entre otros, que contribuyeron a modificar considerablemente la imagen que se tenía del Universo hasta ese momento. Basado en los descubrimientos de tres gigantes: Copérnico, Kepler y Galileo, le corresponde a Sir Isaac Newton ( ) descubrir con la ley de gravitación universal una unificadora y cuantitativamente muy exacta explicación del movimiento de los planetas, las mareas y muchos otros fenómenos astronómicos. La ley de gravitación universal de Newton establece que dos masas cualesquiera m 1 y m 2 se atraen con una fuerza F (ver figura 29) que es directamente proporcional al producto de dichas masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia d que separa sus centros. donde G (constante de gravitación universal) tiene el valor 6, N kg 2 /m 2. Esta es la fuerza que se ejercen mutuamente el Sol y los planetas, y también la Tierra y la Luna, y la Tierra sobre nosotros y las manzanas, correspondiendo a lo que denominamos peso. Si una de las dos masas es muy grande respecto de la otra (lo que ocurre para el Sol respecto de los planetas y para estos respecto de sus satélites, y para la Tierra en relación

10 a nosotros y los objetos que nos rodean), la mayor experimentará una aceleración muy pequeña, que en una primera aproximación podemos despreciar, mientras que la masa menor describirá alrededor de la mayor una órbita elíptica. Esta ley predice con gran rigurosidad el movimiento de los planetas alrededor del Sol y el de los satélites que ellos poseen, como es el caso de la Luna. Lo mismo ocurre con el movimiento de los cometas y asteroides. También gracias a ella nos ha sido posible poner en órbita terrestre satélites artificiales, enviar sondas a otros astros del Sistema Solar y poder caminar en el suelo lunar. Veamos con algún detalle el caso de la Luna. Por qué si es atraída por la Tierra no cae sobre ella? Según cuenta la leyenda, reflexionando sobre esto Newton se habría dado cuenta de que la fuerza que hace que una manzana caiga debido a la atracción terrestre es la misma que mantiene a la Luna en su órbita alrededor de la Tierra. Lo importante es que la Luna, como se ilustra en la figura 30, posee la rapidez v adecuada y se mueve en la dirección apropiada para permanecer en órbita constantemente. En la figura se muestran las trayectorias que seguiría la Luna si su rapidez fuera distinta (mayor o menor) a la que realmente tiene. Nótese que sobre la Luna no actúa ninguna fuerza dirigida hacia fuera (o centrífuga) como muchos piensan. Otro de los muchos méritos de la teoría de Newton fue el haber explicado las mareas que se producen en nuestros océanos. En efecto, la fuerza gravitacional que la Luna y el Sol ejercen sobre nuestro planeta literalmente lo deforman, afectando más a las aguas que a las rocas. La periodicidad de estas deformaciones se debe a la rotación de la Tierra. Este tipo de efecto gravitacional denominado genéricamente mareas (aunque no haya mares involucrados), es muy común en nuestro Sistema Solar. De hecho, las mareas que alguna vez la Tierra produjo sobre la Luna terminaron por capturar su rotación y es por ello que hoy nos muestra siempre la misma cara.

11 En relación con el Sol, la Tierra gira muy regularmente sobre su eje, demorando 24 horas y dando origen, de este modo, al día y la noche. Se traslada alrededor del Sol, también muy uniformemente, con una rapidez de casi 30 km/s, demorando aproximadamente 1 año y seis horas en completar su órbita. Se ajusta el calendario para que estas 6 horas signifiquen, cada cuatro años, un año bisiesto con 366 días. El eje terrestre posee una inclinación de unos 23,5º respecto de una perpendicular al plano de su órbita y permanece prácticamente paralelo a sí mismo. A esto se debe que el Sol no salga y se ponga todos los días en el mismo punto del horizonte, y que no siga durante el día siempre el mismo camino en el cielo. A esto se debe también que durante el invierno las sombras de los edificios sean más largas que en el verano, encontrándose aquí la explicación de las estaciones, que los tiempos de luz y oscuridad varíen durante el año, y que en los polos el Sol se ponga sólo cada seis meses, como se ilustra en la figura 17. El eje terrestre (figura 31), tal como se observa en el giro de un trompo, experimenta un movimiento de precesión, con un período de alrededor de 26 mil años, que hace que las estaciones se desplacen muy lentamente, al igual que las posiciones de las constelaciones. El movimiento de la Luna también es muy regular: tarda casi un mes en completar una órbita y sigue en el cielo un camino muy cercano al que hace el Sol. Es decir, el plano de la órbita que sigue la Luna alrededor de la Tierra no coincide siempre con el plano de la órbita de la Tierra alrededor del Sol. Esta es la explicación de por qué no se producen eclipses todos los meses.

12 La figura 32 muestra la órbita de la Luna alrededor de la Tierra y explica cómo se suceden sus fases, a partir del cuarto creciente (1), Luna llena (3), cuarto menguante (5) y Luna nueva (7), en relación a los rayos de luz provenientes del Sol. Esto es lo que ocurre normalmente cuando los planos de las órbitas no coinciden. Cuando dichos planos coinciden es posible apreciar eclipses. La figura 33 ilustra un eclipse de Sol. Quienes tienen la suerte de encontrarse en la estrecha zona (de unos pocos cientos de kilómetros) por donde pasa la sombra que proyecta la Luna, apreciarán un eclipse total de Sol, el que dura solo unos minutos. Los que estén dentro de la zona de penumbra, en cambio, apreciarán un eclipse parcial de Sol. La figura 33 describe en forma aproximada el desarrollo de un eclipse de Luna. Antes del eclipse, la Luna se ve en su fase de llena (posición 1) y se empieza a oscurecer cuando entra en el cono de penumbra que proyecta la Tierra en el espacio (posición 2). Hasta aquí, desde la Tierra vemos un eclipse parcial de Luna. Luego, si entra en el cono de sombra, se empieza a oscurecer mucho más, siendo posible apreciar durante el proceso la curvatura de nuestro planeta. Si llega a entrar completamente en el cono de sombra, prácticamente desaparecerá (posición 3), constituyendo un eclipse total de Luna.