ESTRELLAS ERRANTES, MUNDOS Y DIOSES

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Hace unos cinco mil millones de años el gas y el polvo de una nube interestelar se agruparon por acción de la gravedad. En el centro se acumuló la mayor parte del gas para formar el sol, a su alrededor el material más pesado formó los planetas. ¿Pero, cómo sucedió? Durante miles de años los hombres han admirado el cielo y han distinguido a los planetas de las demás estrellas y les han dado nombres de dioses.

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  • estrellas errantes,mundos y dioses

  • Le imploro, no esperar, acaso, ser capaz de aducir las razones paraexplicar el nmero de planetas? Esa preocupacin ya ha sido resuelta...

    Johannes Kepler, Eptome de astronoma copernicana, vol. 4, 1621.

    El Sistema Solar se form a partirde una nube de gas y polvo

    compuesta principalmente por

    hidrgeno, helio y otros materiales

    ms pesados. Hace aproximadamente

    cinco mil millones de aos, el gas

    y el polvo de esta nube se fueron

    agrupando poco a poco por accin

    de la fuerza de la gravedad. En el

    centro se acumul la mayor parte del

    hidrgeno y el helio para formar

    el Sol y a su alrededor, a partir del

    material ms pesado, se formaron

    planetas, lunas, asteroides y cometas

    que giran en torno a l. Pero, cmo

    sucedi este proceso?

    Historia del Sistema Solar

  • Colisiones entre cuerpos rocosos,proceso de acrecin.

    A una estrella joven la rodean anillos de polvo, dentrode ellos se encuentran planetas en formacin.Ilustracin: NASA/JPL/Caltech

  • Estrellas errantes, mundos y dioses

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    Los impactos no han cesado del todo, pese a la relativa calma. Todava hay una cantidad defragmentos de planetoides, restos de la formacin de los planetas interiores que se conocencomo el cinturn de asteroides, los cuales quedaron atrapados por la gravedad entre Marte yJpiter. De hecho, la gravedad de Jpiter no permiti que estos pedazos se unieran y formaranotro planeta, tal vez del tamao de la Luna. De vez en cuando estos fragmentos se desvan desu trayectoria y entran en la atmsfera de la Tierra como bolas de fuego. Muchos de ellos tienenel tamao suficiente como para causar un dao real sobre el planeta y sus rbitas se cruzancon la de la Tierra eventualmente. En algn momento en el futuro uno de ellos tendr unatrayectoria de colisin contra la Tierra, pero probablemente no suceda muy pronto.

    A partir de la nube de polvo arremolinada alrededor del joven Sol

    empezaron a formarse miles de pedazos llamados planetoides, con ta-

    maos diferentes, desde un par de kilmetros hasta el equivalente de

    un pas. Durante un perodo de unos cien millones de aos estos

    planetoides estuvieron chocando unos con otros acretndose bajo la

    fuerza de gravedad. A medida que ms planetoides se agrupaban, las

    rocas eran aplastadas con tanta violencia que el material termin fun-

    dindose. Esos montones de roca se convirtieron en pequeos mundos;

    en su interior, los elementos ms pesados como el hierro y el nquel se

    separaron de las rocas y cayeron hacia los ncleos. En algn momento,

    estos pequeos mundos empezaron a ejercer una fuerza gravitacional

    importante sobre sus vecinos. Muy pronto estos protoplanetas comen-

    zaron a atraerse unos a otros en un catico juego de billar. A esta fase

    de la formacin del Sistema Solar se le llama perodo de bombardeo

    intenso. Los asteroides llovan del cielo. Las colisiones gigantescas des-

    trozaban mundos completos, la formacin ordenada del principio se

  • 5Historia del Sistema Solar

    convirti en una lucha por sobrevivir. Los protoplanetas recogan los

    escombros, y aquellos que no eran engullidos por los planetas en for-

    macin eran lanzados por la gravedad a rbitas extremadamente ex-

    cntricas. El resultado de estos choques son los miles de crteres de

    impacto que tachonan las superficies de los cuerpos del Sistema Solar.

    De todas las colisiones tal vez la ms espectacular fue el impacto monu-

    mental de dos mundos que dio origen a la Tierra y la Luna. Al final de la

    era de cataclismos, hace aproximadamente 4.700 millones de aos, so-

    brevivieron cuatro planetas rocosos en el Sistema Solar interior: Mercu-

    rio, Venus, la Tierra y Marte.

    Cerca del Sol naciente toda la materia se encontraba en estado gaseo-

    so, pero ms lejos, a la distancia a la que actualmente se encuentra Jpiter,

    la temperatura era lo suficientemente baja para que otros materiales como

    el vapor de agua, el dixido de carbono, el metano y el amonaco se

    congelaran. Algunos cientficos llaman a esta zona del Sistema Solar el

    punto de nieves perpetuas. Ms all de este punto, los planetas se forma-

  • Estrellas errantes, mundos y dioses

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    Disco protoplanetario alrededor de una estrella naciente.

  • 7Historia del Sistema Solar

    ron no slo de fragmentos de roca y metal, sino tambin de hielo, de

    agua y de otros materiales.

    La formacin de planetas gaseosos tardara un poco ms de tiempo.

    La teora de acrecin predice que Jpiter y Saturno debieron formar gran-

    des ncleos de hielo y roca, unas diez veces el tamao de la Tierra, para

    que pudieran retener las cantidades de gas de hidrgeno y helio que po-

    seen actualmente, antes de que el encendido del Sol expulsara el gas

    sobrante a las profundidades del espacio. El tiempo necesario para que se

    d este proceso es de unos diez millones de aos; sin embargo, diez millo-

    nes de aos es muy poco tiempo para formar ncleos rocosos de seme-

    jante tamao. Esta contradiccin evidencia una situacin que parece no

    poder explicarse con la teora.

    Con Urano y Neptuno sucedi algo diferente. La cantidad de hidrge-

    no y helio en estos planetas es mucho menor que en Jpiter o Saturno, lo

    que sugiere que tardaron mucho ms en formarse; de acuerdo con la

    teora clsica de la agregacin de material, la formacin de un planeta

    como Neptuno tardara miles de millones de aos! Es evidente que la

    teora de acrecin no funciona muy bien con los gigantes gaseosos de

    nuestro Sistema Solar. Alan Boss, un cientfico planetario del Instituto

    Carnegie de Washington y miembro del Instituto de Astrobiologa de la

    NASA, ha desarrollado una teora diferente, basada en modelos

    computarizados, acerca de cmo los planetas como Jpiter pueden ha-

    berse formado. l cree que los gigantes gaseosos pueden formarse como

    resultado de inestabilidades del disco protoplanetario que rodea una es-

    trella en formacin, las cuales generan acumulaciones de gas. Estas acu-

    mulaciones de gas ms denso se forman rpidamente, en un perodo de

    pocos miles, y quizs hasta de pocos cientos de aos. Una formacin tan

    rpida permitira el desarrollo de los planetas antes de que desapareciera

    el disco protoplanetario.

  • Estrellas errantes, mundos y dioses

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    Mercurio Venus Tierra Marte Jpiter

    Cinturn de asteroides

  • 9Los planetas

    El Sistema solar

    Saturno Urano Neptuno Plutn SednaQuaoar

    Nota: Los tamaos no se encuentran a escala. Ilustracin: Cristina Lpez.

  • Estrellas errantes, mundos y dioses

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    En la mitologa griega, Hermes hijo de Zeus y Maia era el dios delcomercio, de la fecundidad y de los muertos. Protector decomerciantes y pastores, fue conocido como el mensajero de losdioses. Los romanos lo llamaron Mercurio, vocablo latino delque el planeta recibe su nombre. Desde la Tierra, Mercurio esobservable a simple vista pero slo puede verse justo despus dela puesta de Sol o justo antes de su salida. Existen innumerablesreferencias sobre l en la antiguedad y ya Platn habla deeste planeta en su libro La Repblica, alrededor del 390 a.C.

    Los planetas

    Mercurio

    Mercurio, Juan de Bolonia.

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    Los planetas

    Es el planeta ms cercano al Sol. Su distanciamedia es de 58,3 millones de kilmetros; en

    su afelio alcanza los 70,3 millones y en su

    perihelio 46,3 millones de kilmetros. Tiene

    un dimetro de 4.878 kilmetros, lo que quie-

    re decir que es ms pequeo que Ganmedes,

    la luna ms grande de Jpiter. La temperatura

    promedio en su superficie vara entre 342 C en la

    cara que le da al Sol y -143 C en la cara oculta; aqulla

    puede aumentar hasta 427 C cuando est ms cerca del Sol en su

    perihelio. La masa de Mercurio es de 3,3 x 1023 kg, lo que equivale a un

    5% de la masa de la Tierra; la densidad del planeta es de 5,4 g/cm3 y la

    gravedad superficial es el 38% de la de la Tierra, en trminos de acelera-

    cin es 3,72 m/s2. Debido a su cercana al Sol y a su baja gravedad,

    Mercurio no posee una atmsfera. Su perodo de translacin alrededor

    del Sol es de 88 das, mientras que la rotacin sobre su propio eje le toma

    59 das. La combinacin de sus movimientos de rotacin y translacin

    hace que el da de Mercurio sea el ms largo del Sistema Solar, dura 176

    das terrestres. No se le conocen lunas o satlites naturales. Tan slo una

    nave de exploracin se ha acercado a Mer-

    curio: en 1974 la sonda Mariner 10 envo

    las primeras y nicas imgenes que cono-

    cemos del planeta. En el ao 2012 la mi-

    sin Messenger, lan-

    zada en el 2005, en-

    trar en rbita alrede-

    dor de Mercurio.

    Fotografa de la derecha enfalso color. Fotos: NASA/JPL

  • Estrellas errantes, mundos y dioses

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    Venus

    En la mitologa romana Venus es la diosadel amor, a quien los griegos llamaronAfrodita. Hija de Jpiter y de Dionea.Despus del Sol y de la Luna, el planetaVenus es el astro ms brillante que puede

    observarse en el cielo. Es llamado ellucero del alba o estrella vespertina,

    debido a que durante los meses de principiodel ao es visible antes del amanecer y a partir

    de mediados del ao puede verse al anochecer.

    Es el segundo planeta del Sistema Solar. Su distancia media al sol es de108,14 millones de kilmetros; en su afelio alcanza los 108,9 millones y

    en su perihelio 107,4 millones de kilmetros. Su tamao es muy cercano

    al de la Tierra, con un dimetro de 12.104 kilmetros, por lo que es llama-

    do a v