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• MODELOS PLANETARIOS

  Los astrónomos griegos pensaban que el Universo era perfecto e inmutable, es decir, no sujeto a ningún cambio.
  Fenómenos como el paso de los cometas contradecían la perfección de los cielos, se pensaba que ocurrían en la atmósfera, por debajo de la esfera de la Luna.

  
  La teoría más aceptada de formación y evolución del Universo es la del “Big Bang” o “la gran explosión”. Esta teoría ha sido corroborada por muchas evidencias observacionales a lo largo de los años.

  MODELOS PLANETARIOS

  La Tierra en el universo
  El firmamento ha sido objeto de estudio por parte de los astrónomos desde la antigüedad. Su preocupación fue dar una explicación razonable al movimiento aparentemente errático de los cuerpos celestes y determinar nuestra posición en el universo.
  El empeño de la Humanidad por conocer y explicar los fenómenos celestes se pierde en la noche de los tiempos ya sea por interés religioso o por la preocupación por encontrar relación entre fenómenos tales como las fases de la Luna o la posición de algunas estrellas en el firmamento con los ciclos de los cultivos. El proceso culmina cuando, en el siglo XVII, Isaac Newton demostró que el peso de los objetos en la superficie de la Tierra y la fuerza que mantiene a la Luna en órbita alrededor de la Tierra son manifestaciones del mismo fenómeno.
  A continuación repasaremos los diferentes modelos del universo que se defendieron a lo largo de la historia hasta llegar a Newton. Este repaso histórico nos permitirá comprender las etapas del método científico; es decir, el camino que se sigue en la ciencia hasta aceptar una nueva ley.

  EL MODELO GEOCÉNTRICO DEL UNIVERSO
  La simple observación del cielo nocturno indujo a las primeras civilizaciones a considerar que la Tierra era plana y que las estrellas están incrustadas en una bóveda que gira alrededor de ella. No obstante, ciertos astros, los planetas, seguían trayectorias errantes, no circulares, alrededor de la Tierra.

  
  Hacia el siglo V a.C. está generalizada la idea de que la Tierra tiene forma de una esfera. Así se explican con facilidad fenómenos tales como: cuando un barco se aleja de la costa siempre se constata que lo primero que desparece de la vista es el casco y por último las velas y el hecho de que la sombra que la Tierra proyecta sobre la Luna durante los eclipses sea circular.

  
  Con una Tierra esférica se acaban los problemas del principio y el fin de una Tierra plana. La superficie de la esfera es finita pero sin límites. Para todos los puntos de la esfera, el caer es ir hacia el centro de la Tierra.
  Para las civilizaciones antiguas la Tierra estaba dentro de una cúpula cristalina, que contiene a las estrellas e impide que se desborde el agua de los océanos.

  EL MODELO ARISTOTÉLICO DEL UNIVERSO
  Fundamentado en los supuestos anteriores, Aristóteles elaboró y defendió un modelo geocéntrico de Universo.

  

  
    Según este modelo, la Tierra tiene la forma de una esfera, está inmóvil y ocupa el centro del Universo.
  Los astros se mueven en torno a la Tierra, transportados en esferas transparentes que giran con movimiento circular uniforme.
  A distancias crecientes de la Tierra se encuentran las esferas que transportan a la Luna, Mercurio, Venus, el Sol, Marte, Júpiter y Saturno. Englobando a todas ellas y más alejada está la esfera de las estrellas.
  

  El modelo geocéntrico no explica la trayectoria aparente que siguen los planetas. No describen trayectorias circulares en torno a la Tierra. En ocasiones retroceden, sobre el fondo de las estrellas, para luego seguir con su camino, es lo que se denomina el movimiento retrógrado.
  Tampoco explica observaciones como que los planetas Mercurio y Venus están siempre cerca de la posición que ocupa el Sol y que el brillo de todos los planetas es mucho mayor en unas ocasiones que en otras, lo que parece indicar que no siempre están a la misma distancia de la Tierra.

  EL MODELO DE PTOLOMEO
    El astrónomo griego Claudio Ptolomeo, s. II d. C., asentó el modelo geocéntrico al aplicar las construcciones geométricas de epiciclo y deferente al movimiento de los planetas y dotarlas del aparato matemático necesario para predecir las posiciones astronómicas.
  Según Ptolomeo, cada planeta se mueve siguiendo una circunferencia, que llamó epiciclo. El centro del epiciclo se mueve, a su vez, en torno a la Tierra, describiendo otra trayectoria circular llamada deferente. De esta forma el movimiento de los astros es el resultado de la suma de movimientos circulares uniformes.

  

  

  

  
  

  

    El éxito de Ptolomeo radicó en que explicaba el movimiento retrógrado de los planetas y podía predecir con bastante exactitud sus posiciones en cualquier momento, con la consiguiente ayuda para los navegantes. El modelo de Ptolomeo explicaba la posición de las estrellas y el movimiento de los planetas. Con él se elaboraron tablas astronómicas para predecir con bastante exactitud las posiciones de los cuerpos celestes, los eclipses. Este modelo fue aceptado durante catorce siglos.
  También explicaba la diferencia observada en el brillo de los planetas, al relacionarlo con que unas veces se encuentran más cerca de la Tierra, y otras, más lejos.
  El principal inconveniente de este modelo, además de su complejidad, es que cada astro precisaba de un tratamiento individual. Su complejidad es tal que para justificar algunas posiciones de los planetas había que recurrir a varios epiciclos, cuyos centros recorrían otros epiciclos.
  El propio Ptolomeo llegó a la conclusión de que su modelo simplemente era una representación matemática de una realidad.
  Esta imagen del Universo la desarrolló en un libro conocido con el nombre de Almagesto, que fue el manual de astrónomos y geógrafos durante catorce siglos.
  Este modelo con una Tierra fija, en reposo y situada en el centro del Universo, fue aceptado durante toda la Edad Media.

  Las antiguas civilizaciones solo conocían los planetas visibles a simple vista: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno, aparte de la Tierra. Los identificaron fácilmente porque, a diferencia de las estrellas que siguen un movimiento regular de Este a Oeste noche tras noche, la posición de los planetas varía cada noche.
  Normalmente, los planetas se mueven de Oeste a Este con respecto al fondo de estrellas, pero, a veces, su movimiento se hace más lento hasta detenerse. Entonces, durante unas semanas, describen un movimiento retrógrado, es decir, de Este a Oeste, para después reanudar su movimiento habitual.

  

  EL MODELO HELIOCÉNTRICO DE COPÉRNICO
    En el siglo III a. C. (hacia el año 280 a. C), Aristarco de Samos propuso un modelo heliocéntrico de Universo que no prosperó. Situó al Sol en el centro, con la Tierra girando a su alrededor, propuso este modelo que fue olvidado, por ser contrario a nuestra percepción.
  Siglos después, el astrónomo y clérigo polaco Nicolás Copérnico (1473-1543) busco una alternativa al modelo geocéntrico que simplificara los cálculos al elaborar las tablas astronómicas. En el siglo XVI, basándose en el mayor tamaño aparente del Sol y en que ilumina al resto de planetas, concibe la idea de que el Sol, y no la Tierra, es el centro del universo.
  Propuso un modelo en el que la Tierra y los demás planetas giraban alrededor del Sol. En este modelo, además, la Tierra giraba en torno a su eje y la Luna giraba en torno a la Tierra. Y la variación observada en el brillo de Venus y Mercurio se debía a los cambios en su distancia a la Tierra.
  Copérnico suponía que los movimientos de estos astros eran circulares y, para explicar los datos astronómicos, tuvo que mantener los epiciclos tolemaicos superpuestos a las órbitas de los planetas alrededor del Sol.
  Este modelo, centrado en el Sol, se apoya en los siguientes supuestos:
  • El Sol está inmóvil en el centro de Universo.
  • Los planetas, junto a las esferas que los transportan, giran alrededor del Sol según el siguiente orden: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter y Saturno.
  • La Tierra está afectada por dos movimientos importantes: uno de rotación alrededor de su propio eje y otro de traslación en torno al Sol.
  • La Luna gira alrededor de la Tierra.
  • La esfera de las estrellas está inmóvil y muy alejada.
  Con este modelo se explican los fenómenos de la alternancia de los días y de las noches, las estaciones, las fases de la Luna y el movimiento retrógrado de los planetas.
  Los planetas parece que se mueven hacia atrás porque la Tierra, al describir una órbita de menor radio y girar más rápido alrededor del Sol, los alcanza y se produce un efecto visual sobre el fondo de las estrellas.

  Otro de sus aciertos fue el establecimiento de los períodos orbitales con bastante aproximación, así como el orden y las distancias relativas de los planetas al Sol.
  En sus cálculos matemáticos siguió utilizando la idea de los epiciclos superpuestos a las órbitas circulares de los planetas, por lo que este sistema era tan complicado como el de Tolomeo y conducía a los mismos resultados.
  No obstante, a diferencia del modelo de Tolomeo, los epiciclos y las deferentes giran todas en el mismo sentido.
  A la obra de Copérnico se le pusieron, entre otras, las siguientes objeciones:
  • Si la Tierra gira alrededor de su eje, ¿un objeto que se lance verticalmente, no quedará rezagado y caerá desplazado del punto de lanzamiento?
  • Si la Tierra se mueve, ¿no perdería su atmósfera y se desintegraría?
  • A medida que la Tierra se mueva alrededor del Sol, ¿no aparecerían las estrellas desplazadas de su lugar?
  La obra de Copérnico se publicó en una época de grandes tensiones políticas y religiosas en una Europa enfrentada por la Reforma protestante.
  La teoría heliocéntrica de Copérnico supondrá una revolución no solo en el campo de la astronomía y de la Física sino en la propia mentalidad de las personas y en la visión del mundo a partir de entonces.

  

  GIORDANO BRUNO
    Desde que el filósofo Aristóteles al igual que Platón, promulgaran su teoría geocéntrica, es decir que es la estrella la que se mueve alrededor de la Tierra y no al contrario, como sucede realmente, la ciencia asumió como un dogma esta idea, sin que pudiera ser refutada por ningún pensador hasta los albores de la edad moderna, excepto por Aristarco de Samos.
  Durante la Edad Media, con el ascenso del cristianismo al poder del Imperio Romano, las teorías escolásticas que apoyaban el geocentrismo, condenaban a todo aquel que pensara de manera diferente y se atreviera a divulgarlo. En el siglo XVI, Nicolás Copérnico fue el primer científico en proponer después de Aristarco, que era el Sol el centro de un sistema planetario del que la Tierra formaba parte.
  Sin embargo, Copérnico jamás llegó a ver el fruto de sus investigaciones en una publicación, pues murió justamente el día en que salía impresa su obra. Giordano Bruno, un monje astrónomo y poeta italiano, nacido en cercanías de Nápoles, daría un vuelco a la concepción geocéntrica y a la astronomía anquilosadas en las tinieblas dogmáticas del Medioevo.
  Al contrario de los demás miembros de su comunidad religiosa, Bruno era iconoclasta, rechazaba la adoración de santos de escayola y negaba la existencia de un dios creador del universo, lo que hizo que fuera tildado con escándalo como blasfemo y hereje. Paralelamente, Giordano Bruno trabajaba en las teorías copernicanas, sustentando que la Tierra se movía alrededor de una estrella que era parte de un todo infinito y habitado por criaturas con inteligencia, como la Tierra.

  Una de las aportaciones más novedosas y extraordinarias de Giordano Bruno está en el campo de la cosmología. Entendía, como las antiguos civilizaciones, que el Sol era una “expresión” de la Divinidad (por otra parte, como todos los seres, según hemos señalado, pero la más grande y determinante de 

  nuestro mundo). A propósito del Sol, hay que señalar que fue precisamente Bruno quien difundió con ardor por toda Europa la teoría heliocéntrica de Nicolas Copérnico, que pese haber sido publicada en 1543 apenas era considerada una rareza científica hacia 1580. Bruno refutaba también las tradicionales ideas sobre la esfera de las estrellas fijas y, por el contrario, hablaba (a finales del siglo XVI) de un universo infinito, con infinitos soles (las estrellas que vemos e innumerables más), muchos de los cuales podrían tener planetas e incluso, por qué no, podrían estar habitados.
  El interés principal de Bruno era sacar de la ignorancia dogmática a la Europa que aún no conocía el Renacimiento, por medio de tesis adelantadas para la época en libros como El Infinito Universo y sus mundos, La cena de las Cenizas y De la Causa y los principios del Uno, principalmente.
  Luego de viajar por varios países protestantes de Europa, Giordano Bruno retornó a Italia a instancias de un noble llamado Mocenigo que le contrató. Sin embargo, fue éste quien lo entregó a la Inquisición en cabeza de Roberto Belarmino –quien juzgó a Galileo−, quien hizo dictar sentencia papal para ser condenado a la hoguera en el año 1600.
  El aporte de Giordano Bruno al pensamiento científico moderno, estriba en sus concepciones adelantadas a las ideas derivadas de los dogmas de la Edad Media y el oscurantismo en que la Inquisición sumía al pensamiento filosófico y científico. Bruno es tenido, como muchos otros pensadores, como un mártir defensor de las ideas científicas ante la cerrazón del dogma.

  LAS APORTACIONES DE GALILEO
  Galileo apunta su telescopio al Sol y le encuentra manchas, a la luna y ve cicatrices, a Júpiter, y observa pequeños mundos circundando el planeta. Sus observaciones, en total contradicción con las nociones dominantes, encuentran a un universo poblado por cuerpos imperfectos. Mientras que para Galileo la observación directa del cielo es el método apropiado para desvelar la naturaleza, para los teólogos de turno, que rehusaban mirar por el telescopio de Galileo, el mundo seguiría siendo ese planeta privilegiado en el centro de un universo protegido por una esfera celeste perfecta y etérea. Guiado por la observación directa del cielo, Galileo acumula razones para dudar profundamente del modelo Ptolemaico y aceptar el modelo heliocéntrico de Copérnico. "Eppur si muove" se convertirán en las tres palabras más potentes para resumir el choque cultural entre modelos del mundo impuestos por la autoridad filosófica de turno y la naciente era científica.
  Con Galileo queda establecido el hecho de que el universo es susceptible de ser observado y estudiado de forma sistemática lo cual rompe con la tradición de elaborar modelos basados en preferencias filosóficas. No queremos con esto decir que el modelo de Ptolomeo sea puramente especulativo. De hecho el método usado por Ptolomeo para llegar al modelo geocéntrico se basa en los conocimientos de geometría de los griegos y sigue pasos similares a la práctica científica actual. El modelo de Ptolomeo tiene poder predictivo y se ajusta a las observaciones. Para poder explicar el movimiento retrogrado de los planetas Ptolomeo introduce una serie de órbitas (o epiciclos) que siguen los planetas en torno a su esfera geocéntrica.
  Las ideas de Copérnico fueron calando entre los astrónomos de la época. Uno de ellos fue el danés Tycho Brahe, quien realizó observaciones muy precisas de los planetas, en una época en la que aún no se había inventado el telescopio. En 1572, Tycho Brahe observó una estrella que nunca antes había percibido. Era un punto tan brillante como Venus, que los días siguientes decreció en luminosidad hasta desaparecer año y medio más tarde. De sus observaciones dedujo que pertenecía a la esfera de las estrellas. También demostró que los cometas son un fenómeno que se produce más allá de la esfera de la Luna, por lo que en su recorrido debían atravesar las diferentes esferas de los planetas.

  Estos hechos le permitieron afirmar que los cielos no son inmutables.
  El científico italiano Galileo Galilei, además de contribuir al desarrollo de la cinemática y de la dinámica del movimiento, realizó grandes aportaciones como astrónomo, gracias a la construcción y utilización de los primeros telescopios.
  Los primeros días del año 1610 descubrió cuatro astros que giraban alrededor de Júpiter. Había encontrado un sistema copernicano en miniatura, que consideró prueba suficiente para rechazar el modelo geocéntrico de universo.
  También descubrió los cráteres de la Luna y las manchas solares, por lo que los cuerpos celestes no son esferas cristalinas como se pensaba hasta entonces.
  Esto suponía que el mundo supralunar no era tan perfecto como exigía la tradición aristotélica.
  Las estrellas no parecían aumentar de tamaño a través del telescopio, lo que indicaba que estaban increíblemente lejos.
  Más tarde descubrió que Venus presenta fases como las de la Luna, lo que demuestra que gira alrededor del Sol y que no brilla con luz propia.
  La defensa que hace Galileo del sistema copernicano, la exposición de su principio de la inercia y comprobación experimental de que la caída libre es independiente de su masa suponen la ruptura con la tradición aristotélica.
  La publicación de sus ideas le generó numerosos problemas al ser contrarias al pensamiento de la época a la vez que surge una nueva forma de abordar y explicar los fenómenos naturales.
  

  MODELO DE TYCHO BRAHE
    Brahe nunca llegó a considerar del todo correcta la Teoría Copernicana, por ello intento buscar una teoría sobre el Universo que supusiera un término medio entre las creencias antiguas y las averiguaciones posteriores. Por eso su modelo se basó en lo siguiente: los cincos planetas conocidos hasta la fecha giraban alrededor del Sol, este mismo junto a todos estos planetas daba una vuelta alrededor de la Tierra en un año, en cuanto al movimiento de rotación este creía que era la esfera donde se encontraban las estrellas las que giraban alrededor de ellas una vez al día mientras esta permanecía inmóvil. Aunque la teoría que este expuso fue defectuosa muchas de sus investigaciones tomaron un papel fundamental posteriormente para el conocimiento del Universo en la actualidad.

  LEYES DE KEPLER
   

  El astrónomo alemán Johannes Kepler, entusiasmado por las ideas de Copérnico y utilizando los precisos datos astronómicos que sobre el planeta Marte había recogido Tycho Brahe, entre los años 1609-1619, llegó a la conclusión de que las observaciones no se adaptaban a una trayectoria circular.

  Dedujo que los datos encajaban para una elipse con el Sol situado en uno de sus focos, estableciendo la que se conoce como primera ley de Kepler.
  

  

  

  - Primera ley de Kepler: los planetas describen órbitas elípticas alrededor del Sol, encontrándose este en uno de sus focos.

  
  Como consecuencia de la 1ª ley de Kepler, hay un momento en el que el planeta se encuentra más próximo al Sol y otro en el que está más alejado. El punto de máxima aproximación al Sol se denomina Perihelio, y el punto de máximo alejamiento se denomina Afelio. En particular, la Tierra pasa por el Perihelio alrededor del 4 de Enero, y pasa por el Afelio alrededor del 4 de Julio.
  Esta ley rompe con la ciencia antigua, según la cual el movimiento perfecto es el circular uniforme y por ello el de los planetas. No obstante, la diferencia de distancias entre los semiejes de la elipse es pequeña, por lo que las órbitas de los planetas se consideran circulares.

  

  

  

  Kepler, después de realizar laboriosos cálculos sobre la órbita de Marte, enunció la segunda ley.
  

  - Segunda ley de Kepler o ley de las áreas barridas:
  La línea que une el Sol con un planeta recorre áreas iguales en tiempos iguales, es decir, el vector posición que une el planeta y el Sol, barre áreas iguales en tiempos iguales.

  

  

  

  Así se explica el que el movimiento de los planetas no sea uniforme, estos van más rápidos en la parte de la órbita que está más próxima al Sol que en la parte más alejada del mismo. De esta forma se rompe con la creencia de la uniformidad del movimiento de los planetas.
  

  

  - Tercera ley de Kepler: Los cuadrados de los períodos del movimiento de los planetas alrededor del Sol son proporcionales a los cubos de sus distancias medias al Sol.

  

  
  

   Esta ley permite conocer las distancias relativas entre los planetas, ya que el tiempo que tarda un planeta en recorrer su órbita se conoce desde la antigüedad.

  También justifica el que los planetas más alejados del Sol tardan más tiempo en recorrer su órbita que los que están más cerca del mismo.

  

  

  

  

  Las leyes de Kepler se pueden aplicar a cualquier astro y su conjunto de satélites, como por ejemplo al grupo formado por la Tierra, la Luna y los satélites artificiales.
  Las tres leyes de Kepler se refieren a la cinemática de los astros, es decir, a sus movimientos, sin plantear nada sobre las causas que los originan.

  LEY DE GRAVITACIÓN UNIVERSAL
  Hasta ahora, en cursos anteriores, hemos usado como definición de fuerza gravitatoria (peso) la siguiente:
  “Fuerza de atracción que ejerce la tierra sobre un cuerpo” Pero ¿El cuerpo no ejerce ninguna fuerza de atracción sobre la Tierra? ¿No se cumple el principio de acción-reacción? ¿Pesa igual un objeto en la Tierra que en la Luna, al nivel del mar o en la cima de una montaña? ¿Por qué el valor de 9,8 para la gravedad?
    A finales del siglo XVII Isaac Newton formuló la ley de gravitación universal, con la que se explicaban los movimientos que se observan en los planetas del sistema solar, así como los movimientos de caída libre de los cuerpos. Así, el movimiento de caída de una manzana se explica de la misma forma que las órbitas de la Luna en torno a la Tierra.

  

  La ley de gravitación universal dice así:

  “Todos los cuerpos, por el hecho de tener masa, se atraen entre sí con una fuerza gravitatoria, que es directamente proporcional al producto de las masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que las separa”.

  

  

  
    Newton comprobó que el peso de un objeto y la fuerza de atracción de la Tierra sobre la Luna eran el mismo fenómeno. Resumió sus cálculos e hipótesis en una única fórmula, válida para dos masas cualesquiera, sean: estrellas, planetas o cualquier otro objeto.
  El módulo de la fuerza de atracción entre dos objetos es:
  La constante G tiene la característica de no depender del lugar en el que se encuentren las masas y su valor es:

  
  Como el valor de G es muy pequeño, los efectos gravitatorios solo son observables cuando, al menos, la masa de uno de los objetos es muy grande.
  La ley anterior rige toda la mecánica celeste y permitió asentar definitivamente el sistema copernicano. Gracias a ella se han descubierto planetas, determinado las órbitas de los cometas y previsto eclipses. Esta ley y las enunciadas por él mismo sobre la dinámica del movimiento, leyes de Newton, acabaron por asentar la Física Clásica.
  Henry Cavendish determinó, en 1798, el valor de G midiendo, con una balanza de torsión, la fuerza de atracción entre dos bolas de plomo.

  Las fuerzas gravitatorias son siempre atractivas y que se presentan a pares, por la ley de acción y reacción. Es decir, entre dos cuerpos actúa una fuerza atractiva sobre cada uno. Ambas fuerzas tienen el mismo modulo y la misma dirección, pero sentidos contrarios.
  Excepto en cuerpos de gran masa, las fuerzas gravitatorias son débiles. Otra característica de las fuerzas gravitatorias es que su expresión matemática se aplica a masas puntuales, es decir a, cuerpos de dimensiones despreciables comparadas con su distancia de separación.

  LA LEY DE GRAVITACIÓN Y EL MOVIMIENTO DE LOS ASTROS
  Si sobre la Luna no actuara ninguna fuerza, se movería en línea recta y con velocidad constante. Sin embargo describe un movimiento circular uniforme. Para describir este movimiento se necesita una fuerza perpendicular a la trayectoria que produzca una aceleración capaz de modificar la dirección del vector velocidad. Esta fuerza centrípeta la proporciona la interacción gravitatoria entre la Tierra y la Luna.
  La atracción gravitatoria es la causa de la aceleración normal que modifica continuamente a la dirección del vector velocidad y obliga a la Luna a seguir una trayectoria circular.
  De igual forma se explica el movimiento de los planetas y de los satélites de los planetas y de los satélites artificiales en torno a la Tierra.
  Las dos fuerzas forman un par de fuerzas de acción y reacción. Con la misma intensidad interacciona el objeto grande con el pequeño que el pequeño con el grande.
  La interacción gravitatoria proporciona la fuerza centrípeta necesaria para mantener a la Luna en su órbita.
  

  LEY DE GRAVITACIÓN Y EL PESO DE LOS OBJETOS
  El peso de un objeto es la fuerza gravitatoria resultante que actúa sobre él, debida a todos los demás objetos del Universo. En la superficie de la Tierra o cerca de ella la fuerza de atracción terrestre es tan grande que el peso de un objeto solo depende de ella, y lo mismo ocurre en la superficie de la Luna o de otro planeta.
  El peso de un objeto, de masa m, es el mismo tanto si se determina aplicando la segunda ley de Newton, como utilizando la ley de gravitación universal.
  Denominando g₀ a la aceleración con la que caen los objetos en la superficie de la Tierra, de masa m_Tierra y radio r_Tierra, se tiene que:

  

  Esta expresión permitió calcular la masa de Tierra después de determinar el valor de la constante de gravitación G.
  Despejando, resulta que la masa de la Tierra es:

  

  La ley de gravitación explica por qué los objetos pesan menos en la Luna que en la Tierra.

  

  La síntesis de Newton:
   La gran aportación de Newton fue considerar que las mismas leyes que causan el movimiento de los cuerpos celestes son las que rigen la caída de los cuerpos en la Tierra.
  Por esta razón, se dice de él que rompió la barrera entre las dos regiones aristotélicas: el cielo y la Tierra.

  

  LAS MAREAS, CONSECUENCIA GRAVITATORIA

     La marea es un fenómeno que se produce por el movimiento periódico de grandes masas de agua debido a la fuerza de atracción gravitatoria que ejercen las masas de la luna y el sol sobre la superficie de la tierra. Esta fuerza de atracción, en mucha mayor medida por la luna que por el sol, actúa combinada con la fuerza de inercia que genera la rotación de la tierra y que conocemos como fuerza circunferencial. El resultado de estas dos fuerzas es lo que conocemos como la marea.
  La fuerza de atracción de la luna, al estar mucho más cerca de la tierra que el sol, es la fuerza o causa principal de la marea, siendo 2,3 veces superior a la del sol.
  Los marinos siempre supieron que hay una relación entre las mareas y la Luna; sin embargo, nadie pudo ofrecer una teoría satisfactoria que explicara las dos pleamares diarias. Newton demostró que las mareas son causadas por diferencias en los tirones gravitacionales entre la Luna y la Tierra, en los lados opuestos de la Tierra. La fuerza gravitacional entre la Luna y la Tierra es mayor en la cara de la Tierra más cercana a la Luna, y es menor en la cara de la Tierra alejada de la Luna. Tan sólo se debe a que la fuerza gravitacional es más débil cuando la distancia es mayor.
  También el Sol contribuye con las mareas, aunque con menos de la mitad de la eficacia que la Luna, aun cuando su tirón sobre la Tierra es 180 veces mayor que el de la Luna. ¿Por qué el Sol no causa mareas 180 veces mayores que las de la luna? Debido a la gran distancia al Sol, la diferencia de sus tirones gravitacionales en las caras opuestas de la Tierra es muy pequeña. El porcentaje de diferencia de los tirones solares sólo es aproximadamente 0.017%, en comparación con el 6.7% debido a la Luna. Sólo porque el tirón del Sol es 180 veces mayor que el de la Luna, las mareas solares tienen casi la mitad de la altura.
  Newton dedujo que la diferencia entre los tirones disminuye de acuerdo con el cubo de la distancia entre los centros de los cuerpos: dos veces más lejos produce 1/8 de la marea; tres veces más lejos, sólo 1/27 de la marea, y así sucesivamente.
  Sólo las distancias relativamente cortas producen mareas apreciables, por lo que nuestra cercana Luna le gana al Sol, mucho más masivo pero más alejado.

  CLASIFICACIONES DE TIPOS DE MAREAS
  Usaremos dos clasificaciones para definir los tipos de mareas. La primera de ellas es el valor de la altura de la marea. La segunda, es la fase de la luna.
  Según la altura de la marea:
  - Marea alta o pleamar: cuando el agua del mar alcanza su altura más alta dentro del ciclo de las mareas.
  - Marea baja o bajamar: cuando el agua del mar alcanza su altura más baja dentro del ciclo de las mareas.
  Normalmente se producen dos pleamares y dos bajamares por día lunar ya que, al mismo tiempo que la Luna eleva el agua sobre la Tierra en el lado que mira hacia ella, también separa la Tierra del agua en el lado opuesto.
  El resultado es que el agua se eleva por encima de la superficie terrestre en dos lados diametralmente opuestos del planeta.
  

  

  Según la fase de la luna:
  De acuerdo a la fase lunar, distinguimos dos tipos de marea:
  - Mareas vivas o sicigia: Durante las fases de luna llena y luna nueva, la Luna y el Sol están alineados y sus efectos se suman, se trata de las mareas vivas. Existe un comprobado aumento en la actividad de los peces cuando se producen mareas vivas, sobre todo si estas coinciden con el amanecer o el ocaso, siendo éstos los días más propicios para la pesca.

  

  
  
  - Mareas muertas o de cuadratura: Durante las fases de cuarto creciente y cuarto menguante, por el contrario, los efectos se restan, obteniéndose mareas de menor amplitud (coeficiente de mareas más bajo), denominadas mareas muertas.
  El movimiento en los fondos marinos suele ser menor y normalmente resultan días menos propicios para la pesca que los días con mareas vivas.

  

  El ciclo de la marea

  Es fácil de entender que la fuerza de la gravedad que la luna ejerce sobre la tierra hace elevar el nivel de las aguas del mar en la parte de la tierra que mira alineada hacia la luna, haciendo subir lo que llamamos la marea.

  

  Ahora bien, la tierra tarda 24 horas en dar una vuelta completa así misma, es decir, que desde el punto de vista de un observador, solo una vez cada 24 horas la tierra está alineada con la luna, y por lo tanto, sería de lógica pensar que debería haber una única marea alta a lo largo del día. Como sabemos, esto no ocurre así, a lo largo del día (24 horas) se producen dos mareas altas en un ciclo aproximado de 12 horas, con dos mareas bajas entre medias.
  En promedio mundial, los abultamientos del mar son casi de 1 metro sobre su nivel normal. La Tierra gira una vez cada día, por lo que un punto fijo en la Tierra pasa bajo los dos abultamientos una vez al día. Eso produce dos conjuntos de mareas por día. Cualquier parte de la Tierra que pase bajo uno de los abultamientos tiene marea alta, o pleamar. Cuando la Tierra ha dado un cuarto de vuelta, 6 horas después, el nivel del agua en la misma parte del océano está casi a 1 m abajo del nivel promedio del mar. A esto se le llama marea baja o bajamar.
  

  ¿Por qué en el Mediterráneo no hay mareas?
  La cantidad de marea también depende del tamaño del cuerpo que tienen las mareas. Aunque la Luna produce una marea considerable en los océanos de la Tierra, que están a miles de kilómetros de distancia, casi no produce nada en un lago. Eso se debe a que ninguna parte del lago está apreciablemente más cercana a la Luna, que cualquier otra parte del mismo lago, y así no hay diferencia apreciable entre los tirones de la Luna sobre el lago. Igual sucede con los fluidos de tu cuerpo. Todas las mareas causadas por la Luna en los fluidos de tu cuerpo son ínfimas. En el Mediterráneo las mareas son prácticamente inapreciables, ello se debe, a que es un mar cerrado con una única entrada a través del Estrecho de Gibraltar. Este paso tan pequeño, es incapaz de absorber la gran cantidad de litros de agua del Océano Atlántico, que tiene una profundidad media de 4000 m y que por tanto, este gran volumen de aguas quedan retenidas en el estrecho, actuando como un grifo que cierra el flujo y crea una fuerte corriente de entrada de millones de metros cúbicos de agua pero incapaces de llenar el Mediterráneo al no haber la velocidad suficiente para el tiempo que dura el ciclo de la marea. Durante la vaciante, pasa lo contrario y en el Estrecho se genera una fuerte corriente de salida hacia el Atlántico.

  Al ser el Mar Mediterráneo un Mar pequeño, el efecto de atracción de la luna sobre esta pequeña extensión de agua en los diferentes puntos o costas es muy pequeño y la amplitud de marea que forma es de centímetros y por tanto despreciable para la navegación.
  

  GRAVEDAD Y NAVES ESPACIALES
    Habiendo aclarado los conceptos básicos gravitación veamos a ver cómo funciona la navegación espacial empezando por los cohetes de combustible líquido. La potencia propulsora de éstos es la clave de la capacidad humana para penetrar en el áspero vacío del espacio y necesitan tener una gran potencia para vencer la fuerza terrestre y situarse en órbita o salir al espacio exterior alcanzando la "velocidad de escape".
  Al lanzar un cohete, éste debe alcanzar cierta velocidad antes de salir al espacio. Cuando alcanza esta velocidad crítica, conocida como "velocidad de escape", el cohete tendrá suficiente energía para vencer la atracción de la gravedad y abandonar el planeta.

  A velocidades inferiores a la de escape, el proyectil se convertiría en un satélite artificial en órbita elíptica alrededor del astro que lo atraiga. Según las dimensiones del astro y la velocidad inicial del proyectil, puede ocurrir que esa trayectoria elíptica se complete o que termine en colisión con el astro que atrae al proyectil. En este segundo caso, suele aproximarse la trayectoria elíptica por una parábola (Tiro parabólico).
  Desde la Cima de una montaña, un cañón dispara proyectiles con cada vez más velocidad. Los proyectiles A y B caen en tierra. El proyectil C entra en órbita circular acoplándose a la curvatura de la Tierra y el D en órbita elíptica. El proyectil E se libera de la atracción terrestre.
  

  Velocidad orbital: Se sabe que la Tierra crea un campo gravitatorio causante de la atracción de los cuerpos en dirección perpendicular a la superficie de la misma. En consecuencia, los primeros problemas que han de resolverse para posibilitar un vuelo espacial están directamente relacionados con la cuestión de vencer la fuerza de atracción gravitatoria.
  La física indica que esto sólo es posible confiriendo velocidad a un cuerpo, de modo que consiga escapar a la influencia del campo gravitatorio terrestre para, luego, proseguir en vuelo gravitacional y, finalmente, si procede, hacerlo regresar a la Tierra. En astronáutica se consideran tres valores principales de velocidad.
  Se la denomina también "velocidad de satelización u orbital". Esa velocidad es la mínima necesaria para que un cuerpo se convierta en satélite terrestre siguiendo una trayectoria circular (en ausencia de aire) y sin precipitarse sobre nuestro planeta. Esta velocidad depende de la altura a la que el cuerpo se encuentre con respecto a la superficie terrestre, y se considera suponiendo ausencia de atmósfera.

  Segunda velocidad orbital: También llamada "velocidad parabólica o de escape" es la mínima velocidad inicial que ha de comunicarse a un cuerpo para que, comenzando el movimiento próximo a la superficie de la Tierra, supere la fuerza gravitatoria terrestre. Dicha velocidad depende también de la altura a la que se halle el cuerpo.
  

  Tercera velocidad cósmica: También llamada "velocidad hiperbólica", es la mínima velocidad inicial bajo la cual un cuerpo, comenzando su movimiento en las proximidades de la superficie terrestre, supera en primer lugar la atracción gravitatoria de la Tierra, en segundo lugar la del Sol y, finalmente, abandona el Sistema Solar. En la superficie terrestre esta tercera velocidad cósmica es de 16,7 km/s.

  

  LA TEORÍA FUNDAMENTAL DE LA ASTRONÁUTICA
    Para enviar un vehículo al espacio exterior, normalmente lo primero que se hace es situarlo en una órbita de estacionamiento próxima a la de la Tierra. Oportunamente se incrementa su velocidad a fin de que salte a otra trayectoria, definitiva o no (en este caso se tiene una órbita de transferencia).
  El problema principal que existe en la navegación espacial es que para alcanzar una determinada órbita cuando se están atravesando las capas atmosféricas es el de encontrar una solución de compromiso entre el incremento necesario de velocidad y la capacidad de la resistencia a las altas temperaturas propia del material con el que está construida la nave.
  

  Cohetes, conceptos básicos
    Es el vehículo de la astronáutica que ha permitido al hombre salir de la Tierra para iniciar la gran epopeya de la exploración espacial. Conocido desde la antigüedad y utilizado durante siglos como instrumento de guerra, sólo desde hace relativamente poco tiempo el cohete ha sido tomado en consideración como pacífico medio de propulsión capaz de vencer la fuerza de atracción que nos mantiene unidos a nuestro planeta. Su desarrollo efectivo comenzó poco después de la última guerra mundial y después de haber sido, una vez más, empleado por el hombre como instrumento de muerte.
  Características: Por cohete se entiende habitualmente un uso aerodinámico que contiene en su interior un motor a reacción, los depósitos para los propulsores y la llamada «carga útil» para transportar, y que es capaz de elevarse verticalmente o con una determinada inclinación desde el suelo o desde el aire. El corazón de un vehículo de este tipo es el motor a reacción o cohete, que está en condiciones de proporcionar el empuje necesario a su movimiento aprovechando el principio físico de acción y reacción.
  En base a este principio, enunciado por primera vez por Isaac Newton (1642-1727), a toda acción corresponde una reacción igual y contraria (tercera ley del movimiento). En este motor la acción está representada por un flujo de partículas producidas por medio de procesos químicos y/o físicos de diverso tipo, que son expulsadas a altísimas velocidades en una determinada dirección; la reacción, en cambio, está representada por el movimiento del vehículo en la dirección opuesta a aquella en que son expulsadas las partículas. (Conviene aclarar los conceptos porque así parecería que el principio de acción y reacción es una exclusividad del motor a chorro. En cambio, este principio está en la base de todos los movimientos incluso de nuestro caminar. En efecto, el roce de nuestros zapatos sobre el suelo, impulsa hacia atrás la tierra, acción, y, por consiguiente, nosotros avanzamos, reacción. Esta explicación en la astronáutica podría parecer paradójica, pero es fácil comprobarla tratando de caminar sobre una superficie lisa como una pista de hielo para patinadores: sin el roce entre zapatos y suelo no logramos desencadenar el mecanismo de acción y reacción y efectuamos pasos en el vacío). Muy esquemáticamente, un motor cohete, que puede ser de diferentes tipos según el proceso de funcionamiento en el que se basa, está constituido por una cámara donde se lleva a cabo la producción de las partículas a expulsar, por los aparatos necesarios para alimentar tal producción y por una válvula, o tobera de descarga, a través de la cual las partículas producidas son expulsadas a altísima velocidad. Para un cohete que parte de tierra, a nivel del mar, y que debe alcanzar en pocos minutos la extraordinaria velocidad de 28000 km/h, necesaria para ponerse en órbita alrededor de la Tierra (en cambio, si se quiere salir de la Tierra directamente y dirigirse hacia un planeta exterior, esta velocidad debe ser de 40000 km/h), es preciso un motor que expulse una gran masa de partículas lo más rápidamente posible, es decir, que ejerza una acción adecuada a la reacción que se quiere obtener. Esto se logra utilizando motores a reacción capaces de proporcionar elevados empujes. El empuje de un cohete se mide en kilogramos y, para un vehículo que parte verticalmente desde el suelo, debe resultar del 30 al 50 por cien superior al peso de todo el vehículo.

  Sin embargo, las altas velocidades requeridas para los vuelos astronáuticos que parten de tierra no pueden alcanzarse, habitualmente, con un solo cohete, aunque sea grande y potente. Se utiliza entonces la técnica del cohete multisecciones, es decir, dos o más cohetes colocados uno sobre el otro (o bien como en el caso del transportador que conduce al Space Shutte, dos cohetes auxiliares que están a los lados del principal), de manera que, agotado el empuje de la primera sección, se enciende la segunda y así sucesivamente. Naturalmente, las secciones siguientes a la primera, tendrán más ventajas porque partirán, en vez de con velocidad cero, con la velocidad final adquirida por la sección anterior Motor de cohete. El aparato propulsor de un cohete, según el mecanismo empleado para la producción de las partículas que proporcionan el empuje, puede estar comprendido en una de las siguientes categorías: cohete químico, cohete nuclear, cohete a iones.

  Satélites artificiales
  De entre los avances técnicos de la exploración espacial, además de las naves espaciales, destacan los satélites artificiales.
  Una vez puestos a la altura deseada con una determinada velocidad, no hay que impulsarlos, ya que la fuerza gravitatoria los mantiene en órbita.
  La tabla muestra los principales tipos de satélites artificiales no militares.

  

  COLAPSO GRAVITACIONAL, SISTEMA ESTELAR
    El colapso gravitatorio es el desmoronamiento hacia adentro de un cuerpo estelar debido al efecto de su propia gravedad hasta formar un agujero negro. Debido a que la gravedad es comparativamente más débil que las otras fuerzas fundamentales el colapso gravitatorio sólo es posible con grandes masas cuando el efecto de la interacción gravitatoria en el sistema se vuelve más importante que el efecto del resto de fuerzas. Los sistemas que pueden sufrir colapso gravitatorio son estrellas (que pueden dar lugar a supernovas, estrellas de neutrones o agujeros negros) o grupos masivos de estrellas como los cúmulos globulares o las galaxias en su parte más densas.
  La presión gravitatoria en una estrella comprime la materia y eleva su temperatura suficientemente para que se inicien las reacciones nucleares en el hidrógeno y el helio, la generación de energía por las reacciones nucleares expande algo la estrella y durante la mayor parte de la vida de la estrella mantiene un equilibrio con la propensión gravitatoria a comprimir la estrella. Al final de la vida de la estrella la gravedad llega a predominar sobre las fuerzas de origen térmico y la estrella puede llegar a contraerse notoriamente. Según sus características de masa y la forma de colapso pueden dar lugar a la formación de una estrella compacta. Existen tres tipos de estrellas compactas; por orden de menos a más compacta son:
  Las enanas blancas sostenidas por la presión de degeneración de los electrones, Las estrellas de neutrones, sostenidas por la presión de degeneración de los neutrones y la interacción repulsiva neutrón-neutrón a corta distancia.
  Los agujeros negros, cuya física interna se desconoce pero podría consistir en una curvatura espacio-temporal grande que albergara una singularidad espaciotemporal (que no es otra cosa que una región exótica del espacio-tiempo sobre la que la física convencional no puede responder nada sobre su estructura).
  

  Las estrellas son enormes agrupaciones de hidrógeno y helio. Su evolución está condicionada por la acción gravitatoria. La masa de gas y polvo interestelar se condensa por efecto de la atracción gravitatoria. En el proceso de contracción la energía potencial gravitatoria se transforma en calor y aumenta la temperatura del gas. Cuando la temperatura es suficientemente elevada la estrella comienza a brillar. El camino que siga a continuación está gobernado por la cantidad de materia que posea.
  Si su masa es muy elevada, transforma muy rápidamente el hidrógeno y no tiene el tiempo suficiente para que se desarrolle la vida en su sistema de planetas.
  Si la estrella es muy pequeña no produce la suficiente energía. Una estrella como el Sol tiene el tamaño adecuado, produce la bastante energía y brillará durante el tiempo suficiente como para que se desarrolle la vida en alguno de sus planetas.
  Las estrellas son masas de gases, principalmente hidrógeno y helio, que emiten luz. Se encuentran a temperaturas muy elevadas. En su interior hay reacciones nucleares. Vemos las estrellas, excepto el Sol, como puntos luminosos muy pequeños, y sólo de noche, porque están a enormes distancias de nosotros.

   

  

  En la imagen se muestra la evolución de distintas estrellas. En el eje horizontal se da una idea del tiempo de evolución, y en el eje vertical de la Masa de las estrellas. Las estrellas se forman en nubes gigantes de gas y polvo, y progresan a través de su vida normal como bolas de gas calentado por reacciones termonucleares en sus núcleos. En función de su masa, las estrellas llegarán al final de su evolución como una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro. El ciclo comienza de nuevo a partir de las cáscaras que se liberan a partir de una o más supernovas, desencadenando la formación de una nueva generación de estrellas. Las enanas marrones tienen una masa de sólo un pequeño porcentaje de la del Sol y no pueden sostener las reacciones nucleares, por lo que nunca evolucionan.
  Las estrellas más grandes tienen más combustible, pero tienen que quemar más rápido con el fin de mantener el equilibrio. Debido a que la fusión termonuclear se produce a un ritmo más rápido en las estrellas masivas, las grandes estrellas utilizan la totalidad de su combustible en un lapso más corto de tiempo. Una estrella más pequeña tiene menos combustible, pero su tasa de fusión no es tan rápida. Por lo tanto, las estrellas más pequeñas viven más que las grandes estrellas, ya que su tasa de consumo de combustible no es tan rápida.

  
  Enana Marrón: Poseen una masa inferior a la del Sol. Muchos científicos han dado en llamar a las enanas marrones estrellas fallidas pues al formarse tienen una masa que oscila entre la masa de los planetas gigante y las estrellas pequeñas. Se considera que un objeto es una enana marrón si es de 15 a 75 veces más masivo que Júpiter. Con este rango de masa es imposible que se produzca la fusión de hidrógeno común en las estrellas y, por tanto, su luminosidad es muy baja. Las enanas marrones son unos insólitos objetos cósmicos a medio camino entre las estrellas y los planetas. Son muy masivas para ser clasificadas dentro de los planetas, pero no tienen la masa suficiente para encender las reacciones termonucleares de fusión y brillar como estrellas.
  Enana Blanca: Una enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor a 9-10 masas solares ha agotado su combustible nuclear. De hecho, se trata de una etapa de la evolución estelar que atravesará el 97% de las estrellas que conocemos, incluido el Sol. Las enanas blancas son, junto a las enanas rojas, las estrellas más abundantes en el universo.

  
  Supernova: Es una estrella que estalla y lanza a todo su alrededor la mayor parte de su masa a altísimas velocidades. Después de este fenómeno explosivo se pueden producir dos casos: o la estrella es completamente destruida, o bien permanece su núcleo central que, a su vez, entra en colapso por sí mismo dando vida a un objeto muy macizo como una estrella de neutrones o un Agujero Negro.
  Se trata de la forma de denominar a la muerte de una estrella mucho más masiva que nuestro Sol, sea por la causa que sea, aunque lo más común es que agote el combustible del que está formada. En ese momento, cuando la energía interna ya no puede contrarrestar a la aplastante gravedad que la comprime, en pocos segundos hace implosión, colapsando catastróficamente. Esto produce que la estrella libere sus capas exteriores y las lance a miles de kilómetros por segundo, lo que normalmente se identifica como una explosión. Luego de este proceso, los remanentes (los “restos” que quedan tras la explosión) son elementos pesados que eventualmente forman nubes de polvo y gas, e incluso nebulosas, lo cual posibilita la formación de otros planetas y estrellas. En cuanto a lo que queda de la estrella, dependerá de la masa que tenía originalmente: una estrella de 8 o 10 veces la masa del Sol acabaría como una estrella de neutrones, pero si su masa es mucho mayor puede convertirse en un agujero negro. Esto último tiene sentido si suponemos que la estrella se comprimió hasta adquirir demasiada densidad. Las estrellas con mucha menor masa no pueden desarrollar una supernova, sino que mueren de una forma mucho más lenta y silenciosa.

  

  Estrella de Neutrones: Cualquier estrella de la secuencia principal con una masa inicial de más de 8 masas solares puede convertirse en una estrella de Neutrones. Remanentes estelares que han alcanzado el fin de su viaje evolutivo a través del espacio y el tiempo. Se forman cuando las grandes estrellas agotan su combustible y colapsan.
  Para que se forme una estrella de neutrones se necesita una estrella con una masa aproximada de entre 1,5 y 5 veces la masa del Sol. Si la estrella tiene menos de 1,5 masas solares, entonces no tendrá la suficiente materia ni gravedad para comprimir lo suficiente al objeto. Sólo se obtendrá una enana blanca, que es lo que le ocurrirá al Sol algún día. En cambio, si tiene más de 5 veces la masa del Sol, la estrella terminará sus días como un agujero negro. Pero si la masa de la estrella se ubica entre las antes mencionadas, entonces surgirá una estrella de neutrones. La estrella de neutrones se forman cuando la estrella agota su combustible y colapsa sobre sí misma. Los protones y los electrones de los átomos son forzados a formar neutrones. Como la estrella conserva todavía mucha gravedad, toda materia adicional que caiga en la estrella de neutrones es súper-acelerada por la gravedad y convertida en idéntico material neutrónico. Apenas una cucharada de té de una estrella de neutrones tendría una masa superior a 5 x 10¹² kg.

  
  Agujero Negro: Los agujeros negros son cuerpos celestes con un campo gravitatorio tan fuerte que ni siquiera la radiación electromagnética (La luz) puede escapar de su proximidad cayendo inexorablemente en el agujero.
  El cuerpo está rodeado por una frontera esférica, llamada "horizonte de sucesos", a través de la cual la luz puede entrar, pero no puede salir, por lo que parece ser completamente negro. Se llama Horizonte de sucesos ya que el único suceso que puede ocurrir una vez pasada la frontera es el de  seguir cayendo en el agujero, ya que no hay velocidad posible suficientemente grande como para escapar de la atracción gravitatoria, ni siquiera a la velocidad de la luz se puede escapar (Aproximadamente 300.000 kilómetros por segundo).

  Un campo de estas características puede corresponder a un cuerpo de alta densidad con una masa relativamente pequeña, como la del Sol o inferior, que está condensada en un volumen mucho menor, o a un cuerpo de baja densidad con una masa muy grande, como una colección de millones de estrellas en el centro de una galaxia.

  

  

  

  DIAGRAMA HERTZPRUNG-RUSSEL

  El Diagrama de Hertzsprung-Russell (HR) es un análogo de la tabla periódica de los elementos. Se descubrió que cuando la magnitud absoluta (MV), brillo intrínseco, de las estrellas se representa en función de su temperatura (clasificación espectral), las estrellas no están distribuidos al azar en el gráfico, sino que están mayormente confinadas en unas pocas regiones bien definidas. Las estrellas dentro de las mismas regiones comparten un conjunto común de características (al igual que los grupos, periodos y bloques de elementos en la tabla periódica). A diferencia de la tabla periódica, como las características físicas de una estrella cambian a lo largo de su historia evolutiva, su posición en el diagrama HR cambia también, por lo que el diagrama HR también puede ser pensado como una representación gráfica de la evolución estelar. A partir de la ubicación de una estrella en el diagrama, se puede conocer su luminosidad, tipo espectral, color, temperatura, masa, radio, composición química, edad, y la historia evolutiva.
  Empezando en la esquina superior izquierda y curvándose hacia la esquina inferior derecha está una banda llamada la secuencia principal. Aproximadamente 90% de todas las estrellas se encuentran dentro de la secuencia principal. Estas estrellas van desde las calientes y luminosas estrellas O y B en la esquina superior izquierda a las frías y oscuras estrellas K y M en la esquina inferior derecha.
  Las estrellas de secuencia principal tienen un ritmo bastante constante de fusión del hidrógeno en sus núcleos. En estrellas de secuencia principal, la presión de la radiación, que empuja hacia el exterior debido al proceso de fusión, balancea la fuerza hacia el interior de las fuerzas gravitacionales, manteniendo así un estado de equilibrio dinámico. Cuando el hidrógeno del núcleo se agota y la presión de radiación disminuye, las dos fuerzas se desequilibran y la estrella "se mueve de la secuencia principal" y comienza una serie de etapas evolutivas, el producto final depende de la masa inicial de la estrella . Las ramas de las gigantes y supergigantes en el diagrama HR son ocupadas por las estrellas que ya han hecho la transición de la secuencia principal y están fusionando en sus núcleos los elementos más pesados. Ya que la mayoría de las estrellas de la secuencia principal emigran hacia la rama de las gigantes y súper gigantes, hay muchos tipos de estrellas variables que también se limitan a ubicaciones específicas en el diagrama.

  DINAMICA DE ESTRUCTURAS COSMICAS

  El universo se expande desde hace 13.700 millones de años. Sin embargo, no siempre lo ha hecho al mismo ritmo: desde que tenía unos 6000 millones de años de edad esa expansión tiene lugar de forma acelerada, lo cual implica que los cúmulos de galaxias se alejan unos de otros a una velocidad cada vez mayor. El agente responsable es la energía oscura, una enigmática forma de energía que ejerce efectos repulsivos. Aunque desconocemos su naturaleza, hoy sabemos que compone tres cuartas partes de toda la masa y energía presentes en el universo.
  Como resultado del juego entre la atracción gravitatoria y la expansión acelerada, las grandes estructuras cósmicas adquieren movimientos peculiares (desplazamientos relativos que se superponen al alejamiento uniforme que imprime la expansión cósmica). Medir ese campo de velocidades peculiares permite deducir información fundamental en cosmología, como la ecuación de estado del universo (que relaciona presión y densidad) o la clase de procesos que participan en el crecimiento y evolución de los cúmulos de galaxias.

• EVALUANDO LO APRENDIDO
  • 

    Cuestionario

    ¿CUÁNTO SABES DEL UNIVERSO? Cuestionario

    Marcar como hecha

• Tema 3

• Tema 4