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Eclíptica

Eclíptica

, el Sol asomando por detrás y a su izquierda, prácticamente alineados Saturno, Marte y Mercurio.]] La eclíptica (del latín ecliptĭca [linĕa], y este del griego ἐκλειπτική, relativo a los eclipses) es el plano que contiene la órbita de la Tierra alrededor del sol, y también, la línea aparentemente recorrida por el sol a lo largo de un año respecto del fondo inmóvil de las estrellas. Las órbitas de la mayor parte de los planetas del sistema solar están contenidas en la eclíptica o muy próximas a ella (excepto Plutón) ya que nuestro sistema solar se formó a partir de un gigantesco disco de materia, de modo que, tal como muestra la fotografía, en el cielo se aprecia que su desplazamiento ocurre próximo a la eclíptica por la que aparenta moverse el sol. La oblicuidad de la eclíptica respecto del ecuador celeste es aproximadamente 23,5º y fue medida por vez primera por el astrónomo griego Eratóstenes en el siglo III adC, que obtuvo un valor de 23º 51' 19", aunque algunos historiadores sugieren que el cálculo de éste fue de 24º, debiéndose el refinamiento posterior a Claudio Ptolomeo.

Claudio Ptolomeo Al transcurrir cerca de 365,25 días al año y tener 360º una circunferencia, el sol aparenta recorrer aproximadamente un grado cada día a lo largo de la eclíptica. Este movimiento es de oeste a este y opuesto al movimiento este oeste de la esfera celeste. esfera celeste En cualquier época del año se nos muestran durante la noche las estrellas situadas en el lado opuesto al sol, ya que cuando la Tierra gira y se hace de día, por efecto de la luz solar, las estrellas situadas en su misma dirección permanecen ocultas a nuestra vista. Al igual que en un parque infantil, montados en una platafora giratoria mirando siempre al exterior, las constelaciones, a medida que la Tierra orbita alrededor del sol, van desplazándose en el cielo nocturno a lo largo del año, desapareciendo de nuestra vista y volviendo a aparecer en la misma posición justo un año después. Tal cosa sucede, sin embargo, en las cercanías de la eclíptica, ya que a medida que alejamos nuestra mirada de dicho plano, sea al sur o al norte (según el hemisferio en el que nos encontremos), el movimiento de las estrellas con el paso de los días y meses es cada vez menor, llegando a permanecer virtualmente inmóviles a lo largo del año en las proximidades de los polos celestes como lo está la Osa Mayor visible en el hemisferio norte, referencia que ha permitido a los navegantes durante siglos alejarse de las peligrosas costas durante la noche manteniendo el rumbo hacia puerto seguro. La eclíptica está dividida convencionalmente en 12 tramos en la que están situadas otras tantas constelaciones (en realidad son 13) que constituyen el zodiaco, de forma que cada mes el sol recorre uno de los signos del zodiaco, precisamente aquél que no vemos durante la noche. La eclíptica interseca con el ecuador celeste en dos puntos opuestos denominados equinoccios. Cuando el sol aparece por los equinoccios, la duración del día y de la noche es aproximadamente la misma en toda la Tierra (12 horas). El punto de la eclíptica más al norte respecto del ecuador celeste se denomina solsticio de verano en el hemisferio norte y solsticio de invierno en el hemisferio sur; y el punto más al sur recibe las denominaciones opuestas. Es precisamente la falta de perpendicularidad entre el eje de rotación propio de la Tierra y el plano de la eclíptica la responsable de las estaciones. La órbita de la Luna está inclinada aproximadamente 5º respecto de la eclíptica. Si durante la luna nueva o luna llena, ésta cruza la eclíptica, se produce un eclipse, de sol o de luna respectivamente. :Artículo Original: [http://enciclopedia.us.es Enciclopedia Libre Universal en Español] Categoría: Astronomía ja:黄道 ko:황도 th:สุริยวิถี

Planeta Saturno

Sexto planeta del sistema solar. Su nombre proviene del dios romano Saturno. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos, también llamados jovianos por su parecido a Júpiter. El aspecto más característico de Saturno son sus brillantes anillos. El primero en observarlos fue Galileo en 1610 pero la baja inclinación de los anillos y la baja resolución de su telescopio le hicieron pensar en un principio que se trataba de grandes lunas. Christiaan Huygens con mejores medios de observación pudo en 1659 observar con claridad los anillos. James Clerk Maxwell en 1859 demostró matemáticamente que los anillos no podían ser un único objeto sólido sino que debían ser la agrupación de millones de partículas de menor tamaño.

Características físicas

Saturno es un planeta visiblemente achatado en los polos con un ecuador que sobresale formando la figura de un esferoide oblatado. Los diámetros ecuatorial y polar son respectivamente 120.536 y 108.728 km. Este efecto es producido por la rápida rotación del planeta, su naturaleza fluída y su relativamente baja gravedad. Los otros planetas gigantes son también oblatados pero no en tan gran medida. Saturno posee una densidad específica de 0,69 g/cm³ siendo el único planeta del Sistema Solar con una densidad inferior a la del agua. El planeta está formado por un 90% de hidrógeno y un 5% de helio.

Interior

El interior del planeta es semejante al de Júpiter, con un núcleo sólido en el interior. Sobre él se extiende una extensa capa de hidrógeno líquido y metálico (debido a los efectos de las elevadas presiones y temperaturas). Los 30.000 km exteriores del planeta están formados por una extensa atmósfera de hidrógeno y helio. El interior del planeta contiene un núcleo formado por materiales helados en la formación del planeta y que se encuentran en estado líquido en las condiciones de presión y temperatura cercanas al núcleo. Éste se encuentra a temperaturas en torno a 12.000 K (unos 11.726,85 ºC). Por otro lado, y al igual que Júpiter y Neptuno, Saturno irradia más calor al exterior del que recibe del Sol. La mayor parte de esta energía está producida por una lenta contracción del planeta que libera la energía gravitacional producida en la compresión. Este mecanismo se denomina mecanismo de Kelvin-Helmholtz. Sin embargo no parece ser el único responsable de la fuente interna de calor de Saturno. Probablemente el calor extra generado se produce en una separación de fases entre el hidrógeno y el helio atmosférico que se separan en la zona inferior de la atmósfera concentrándose en gotas que precipitan o llueven sobre el interior del planeta liberando energía gravitatoria en forma de calor.

Atmósfera

La atmósfera de Saturno posee un patrón de bandas oscuras y zonas claras similar al de Júpiter aunque la distinción entre ambas es mucho menos clara en el caso de Saturno. Las nubes superiores están formadas probablemente por cristales de amoníaco. Sobre ellas parece extenderse una niebla uniforme sobre todo el planeta producida por fenómenos fotoquímicos en la atmósfera superior (alrededor de 10 mbar). En 1990 se pudo observar una gigantesca nube blanca en el ecuador de Saturno que ha sido asimilada a un proceso de formación de grandes tormentas. Se han observado manchas similares en placas fotográficas tomadas durante el último siglo y medio a intervalos de aproximadamente 30 años. En 1994 se pudo observar una segunda gran tormenta de aproximadamente la mitad de tamaño que la producida en el año 1990. La atmósfera del planeta posee fuertes vientos en la dirección de los paralelos alternantes en latitud y altamente simétricos en ambos hemisferios a pesar del efecto estacional de la inclinación axial del planeta. La atmósfera superior en las regiones polares desarrolla fenómenos de auroras por la interacción del campo magnético planetario con el viento solar.

Lunas de Saturno

Artículo principal: Satélites de Saturno Saturno tiene un gran número de satelites, el mayor de los cuales, Titán es la única luna del sistema solar con una atmósfera importante. Los satélites más grandes, conocidos antes del inicio de la investigación espacial son: Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea, Titán, Hiperión, Jápeto y Febe. Otras 30 lunas de Saturno tienen nombre pero el número exacto de satélites es incierto por existir una gran cantidad de objetos que orbitan este planeta. En el año 2000, fueron detectados 12 nuevos satélites, cuyas órbitas sugieren que son fragmentos de objetos mayores capturados por Saturno. La misión Cassini/Huygens también ha encontrado nuevas lunas. El disco aparente de Titán (un borroso círculo anaranjado de bordes algo más oscuros) puede verse con telescopios de aficionados a partir de los 200 mm de abertura, utilizando para ello más de 300 aumentos y cielos estables: en sus mayores aproximaciones llega a medir 0.88 segundos de arco. El resto de los satélites son mucho menores y siempre parecen "estrellas" incluso a gran aumento. Las lunas más internas pueden capturarse, sin embargo, con cualquier cámara CCD empleando focales superiores a los 2.000 mm.

Los anillos de Saturno

Artículo principal: Anillos de Saturno Anillos de Saturno Los anillos de Saturno se extienden en el plano ecuatorial del planeta desde los 6.630 km a los 120.700 km por encima del ecuador de Saturno y están compuestos de partículas con abundante agua helada. El tamaño de cada una de las partículas varía desde partículas microscópicas de polvo hasta rocas de unos pocos metros de tamaño. El elevado albedo de los anillos muestra que éstos son relativamente modernos en la historia del sistema solar. Se sabe que los anillos de Saturno son inestables a lo largo de periodos de tiempo de decenas de millones de años, otro indicio de su origen reciente. Los anillos de Saturno poseen una dinámica orbital muy compleja presentando ondas de densidad, e interacciones con los satélites de Saturno (especialmente con los denominados satélites pastores). Al estar en el interior del límite de Roche, los anillos no pueden evolucionar hacia la formación de un cuerpo mayor. límite de Roche Los anillos se distribuyen en zonas de mayor y menor densidad de material existiendo claras divisiones entre estas regiones. Los anillos principales son los llamados anillos A y B, separadados entre sí por la división de Cassini. En la región interior al anillo B se distinguen otro anillo más ténue aunque extenso: C y otro anillo tenue y fino: D. En el exterior se puede distinguir un anillo delgado y débil denominado anillo F. El tenue anillo E se extiende desde Mimas hasta Rea y alcanza su mayor densidad a la distancia de Encelado, el cual se piensa lo provee de partículas. división de Cassini Hasta los años 1980 la estructura de los anillos se explicaba por medio de las fuerzas gravitacionales ejercidas por los satélites cercanos. Las sondas Voyager encontraron sin embargo estructuras radiales oscuras en el anillo B llamadas cuñas radiales (en inglés: spokes) que no podían ser explicadas de esta manera ya que su rotación alrededor de los anillos no era consistente con la mecánica orbital. Se considera que estas estructuras oscuras interactúan con el campo magnético del planeta, ya que su rotación sobre los anillos seguía la misma velocidad que la magnetosfera de Saturno. Sin embargo el mecanismo preciso de su formación todavía se desconoce. Hasta febrero de 2005 la misión Cassini no ha observado cuñas radiales en los anillos a pesar de contar con un equipo mejor que el de los Voyagers. Es posible que las cuñas aparezcan y desaparezcan estacionalmente. El 17 de agosto de 2005 los instrumentos a bordo de la nave Cassini desvelaron que existe algo similar a una atmósfera alrededor del sistema de anillos, compuesta principalmente de oxígeno molecular. Los datos obtenidos han demostrado que la atmósfera en el sistema de anillos de Saturno es muy parecida a la de las lunas de Júpiter, Europa y Ganímedes.

Magnetosfera

Ganímedes Saturno posee un campo magnético que le dota de una destacada magnetosfera. El campo magnético se origina en el interior del planeta en las regiones en las que el hidrógeno adquiere carácter metálico. El tamaño de la magnetosfera de Saturno es aproximadamente unas cinco veces menor que en el caso de Júpiter. Su intensidad es mucho menor y su estructura más simple, siendo el campo magnético prácticamente axisimétrico. La magnetosfera es capaz de interaccionar con partículas cargadas de la atmósfera superior de Titán produciendo un flujo de partículas desde la ionosfera de Titán a los polos de Saturno. La mayoría de las partículas cargadas que impactan contra Saturno arrastradas por el campo magnético proceden del viento solar. El impacto de estas partículas con la atmósfera superior del planeta se produce en las regiones polares ocasionando fenómenos aurorales. Las auroras en Saturno son menos impresionantes que en Júpiter o en la Tierra dado que la estructura del campo magnético no permite acelerar eficazmente las partículas cargadas. Las ondas de radio producidas por la magnetosfera de Saturno no alcanzan la superficie terrestre pero han sido estudiadas por diferentes misiones espaciales.

Exploración espacial de Saturno

aurora Saturno ha sido visitado por las sondas Pioneer 10 en 1979 y por las Voyager 1 y Voyager 2 durante los dos siguientes años. Actualmente es el objetivo de la misión Cassini/Huygens, una misión conjunta de las agencias NASA y ESA que consta de un orbitador y una sonda para explorar in situ la atmósfera de Titán. Los primeros resultados de la misión Cassin/Huygens son de gran calidad y esperan revolucionar nuestro conocimiento de este planeta y su sistema de lunas y anillos en los próximos años. La misión Huygens se sumergió en la atmósfera de Titán a mediados de enero del 2005 obteniendo datos de la composición atmosférica de este mundo e imágenes de su superficie.

Véase también

- Satélites de Saturno
- Anillos de Saturno
- Voyager 1
- Voyager 2
- Misión Cassini/Huygens

Referencias

- The New Solar System, J.K. Beatty, C. Collins Petersen y A. Chaikin, Cambridge University Press, (1999). ISBN 0933346867y Sky Publishing Corporation.

Enlaces externos

- Misión Cassini/Huygens en español:
http://www.astroenlazador.com/saturno/index.shtml
- Solar Views en español:
http://www.solarviews.com/span/saturn.htm
- La misión Cassini/Huygens:
http://saturn.jpl.nasa.gov/home/index.cfm
- Saturno: datos de la WEB de la Asociación Larense de Astronomía (ALDA):
http://www.tayabeixo.org/ssolar/saturno.htm Categoría:Planetas del Sistema Solar ja:土星 ko:토성 ms:Zuhal simple:Saturn (planet) th:ดาวเสาร์ zh-min-nan:Thó·-chheⁿ

Mercurio (planeta)

Mercurio es el planeta del Sistema Solar más próximo al Sol, y el segundo más pequeño. Forma parte de los denominados planetas interiores o terrestres. Mercurio no tiene satélites. Se conocía muy poco sobre su superficie hasta que fue enviada la sonda planetaria Mariner 10, y se hicieron observaciones con radares y radiotelescopios. Antiguamente se pensaba que la superficie de Mercurio siempre presentaba la misma cara al Sol, situación similar al caso de la Luna con la Tierra; o sea, su periodo de rotación era igual a su periodo de translación (88 días). Sin embargo, en 1965 se mandaron pulsos de radar hacia Mercurio, con lo cual quedó definitivamente demostrado que su periodo de rotación era de 58.7 días, lo cual es 2/3 de su periodo de translación. Esto no es coincidencia, y es una situación denominada resonancia de giro-orbital. La superficie de Mercurio, como la de la Luna, presenta numerosos impactos de meteoritos de todas dimensiones. Algunos de los cráteres son relativamente recientes, de algunos millones de años de edad, y se caracterizan por la presencia de un pico central. Parece ser que los cráteres más antiguos han tenido una erosión muy fuerte, posiblemente debida a los grandes cambios de temperatura entre el día y la noche. El crater mas grande es la Cuenca de Caloris, la cual tiene un diámetro de 1.300 km. Al igual que la Luna, Mercurio parece haber sufrido un período de intenso bombardeo de meteoritos de grandes dimensiones, hace unos 4000 millones de años. De aquellos tiempos remotos datan algunos cráteres, cuyos diámetros son aproximadamente de unos 100 km, así como unas anchas depresiones, semejantes a los mares de la Luna. Contrariamente a lo que se creía, la sonda Mariner 10 demostró la existencia de una atmósfera, muy tenue, constituída principalmente por helio, con trazas de argón y neón. La presión de la atmósfera parece ser solo una cien milésima parte de la presión atmosférica en la superficie de la Tierra. El estudio de la interacción de Mercurio con el viento solar ha puesto en evidencia la existencia de una magnetosfera en torno al planeta. El origen de este campo magnético no es conocido, aunque algunos autores creen que puede ser debido a una corriente eléctrica inducida en las capas exteriores de la atmósfera del planeta por el movimiento de las líneas del campo magnético interplanetario que giran por la rotación del Sol. Al ser un planeta cuya órbita es interior a la de la Tierra, Mercurio periódicamente pasa delante del Sol, fenómeno que se denomina tránsito (ver Tránsito de Mercurio). Observaciones de la órbita de Mercurio a través de muchos años demostraron que su perihelio gira 43" de arco mas por siglo de lo predecido por la mecánica clásica de Newton. Esta discrepancia llevó al astrónomo Urbain Le Verrier a pensar que existía un planeta aún mas cerca del Sol, al cual llamaron Vulcano, que perturbaba la órbita de Mercurio. Ahora se sabe que Vulcano no existe; la explicación correcta del comportamiento del perihelio de Mercurio se encuentra en la Teoría General de la Relatividad. La sonda MESSENGER, lanzada en agosto del 2004, se pondrá en órbita alrededor de Mercurio en marzo del 2011. Se espera que esta nave aumente considerablemente nuestro conocimiento cientifico sobre este planeta. Categoría:Planetas del Sistema Solar

Véase también

- Geología de Mercurio
- Tránsito de Mercurio

Enlaces externos

- [http://www.jpl.nasa.gov/missions/past/mariner10.html Mariner 10]
- [http://www.nineplanets.org/Mercury.html Mercurio en Nineplanets.org]
- [http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/Mercury/Mercury.html Tour de información sobre Mercurio]
- [http://messenger.jhuapl.edu/ Sonda MESSENGER]
- [http://www.elsistemasolar.com.ar El Sistema Solar] Sitio enteramente dedicado a difundir material educativo sobre el sistema solar y sus planetas

Referencias:

- Astronomia Fundamental, A. Feinstein, Editorial Kapelusz, (1982).
- Worlds in the Sky, W. Sheehan, University of Arizona Press, (1992). ja:水星 ko:수성 ms:Utarid simple:Mercury (planet) th:ดาวพุธ

Latín

El latín es un idioma original de la región itálica del Lacio que ganó gran importancia por ser el idioma oficial del antiguo Imperio Romano. El latín dio origen a gran número de lenguas europeas, denominadas lenguas romances, como el castellano (también llamado español), el francés, el italiano, el portugués o el rumano. Durante siglos después de la caída del Imperio Romano, el latín continuó usándose en toda Europa como lengua culta. Actualmente es idioma oficial en Ciudad del Vaticano. Se caracteriza por ser una lengua flexiva. En el caso de los sustantivos y adjetivos la flexión se denomina declinación, en el caso de los verbos, conjugación. Existen en latín clásico seis formas que puede tomar cada sustantivo o adjetivo, o "casos": nominativo (sujeto y predicado nominal), vocativo (indica la segunda persona gramatical), acusativo (objeto directo), genitivo (indicando posesión o especificación), dativo (objeto indirecto), y ablativo (complementos circunstanciales), así como restos de un caso adicional indoeuropeo: el locativo (indicando localización), v.g. ruri, en el campo. Clasificación: Indoeuropeo, Itálico, Latino-Falisco.

Gramática latina

El latín es una lengua de flexión sintética. Tiene seis casos y restos de un caso del indoeuropeo: el locativo, el cual, sólo se encuentra en la primera y la segunda declinación, y en un sustantivo mixto de la cuarta declinación.

Primera declinación

La primera declinación es exclusivamente femenina, con algunas contadas excepciones (sustantivos que se refieren a un trabajo propio del varón, como sea poeta o nauta [navegante]). Además, comprende a las formas femeninas de los adjetivos del primer grupo (primera y segunda declinación, desinencias -us, -a, -um).

Segunda declinación

# Sólo si el nominativo se termina con ius.

Tercera declinación

Palabras de la tercera declinación pueden pertenecer al género masculino, femenino, o neutro. El nominativo singular depende de cualquier palabra, y generalmente hay un cambio entre ello y las otras formas. Por ejemplo: vox/vocem (voz), corpus/corpora (cuerpo, cuerpos), opus/opera (obra, obras), gens/gentem (gente), veritas/veritatem (verdad). Además los adjetivos de esta declinación son irregulares en el ablativo singular.

Cuarta declinación

La cuarta declinación se puede ver en palabras como: manus (mano), portus (puerto), virus.

Quinta declinación

Los pocos sustantivos pertenecientes a esta declinación son todos femeninos, con excepción de diēs ("día") que funciona como masculino o como femenino. Otro sustantivo notable de esta declinación es rēs (cosa, asunto).

El latín vulgar

Véase el artículo principal: Latín vulgar Latín vulgar (en latín, sermo vulgaris) es un término que se emplea para referirse a los dialectos vernáculos del latín hablado fundamentalmente en las provincias occidentales del Imperio Romano. Período que abarca hasta que esos dialectos se diferenciaron los unos de los otros lo suficiente como para que se les considerase el período temprano de las lenguas romances; diferenciación que se suele asignar al siglo IX aproximadamente.

Extensión y usos del latín

El latín se utiliza en la liturgia de la Iglesia católica romana. Se considera una lengua muerta aunque existen esfuerzos notables por revivirla en medios radiofónicos y prensa de Ciudad del Vaticano.

Literatura

- Literatura latina
- Séneca
- Literaturas por idiomas

Véase también

- Locuciones latinas en español.
- Nombres romanos: acerca de los nombres personales entre los romanos.

Enlaces externos

- [http://www.freelang.net/espanol/diccionario/latin.html Diccionario Freelang] - Diccionario latín-español/español-latín.
- [http://www.perseus.tufts.edu/cgi-bin/resolveform?lang=Latin Charlton T. Lewis & Charles Short: A Latin Dictionary (at Perseus Project)]
- [http://www.textkit.com Textkit] - Una excelente página que contiene libros gratuitos para principiantes y textos en general.
- Categoría:Roma Antigua als:Latein ja:ラテン語 ko:라틴어 simple:Latin language th:ภาษาละติน zh-min-nan:Latin-gí

Órbita

Este artículo es sobre órbita en física. Para significados alternativos , ver órbita (matemáticas) u órbita (anatomía). -------------- La órbita es la trayectoria que recorre un cuerpo alrededor de otro bajo la influencia de alguna fuerza. Según las leyes del movimiento planetario de Kepler, las órbitas son generalmente elípticas, aunque los planetas interiores (cercanos al Sol alrededor del cual orbitan) tienen órbitas casi circulares. Con posterioridad, Newton demostró que algunas órbitas como las de ciertos cometas son hiperbólicas y otras parabólicas. Dentro de un sistema solar, los planetas, asteroides, cometas y otros objetos de menor tamaño recorren órbitas elípticas alrededor del Sol, mientras que las lunas y otros satélites hacen lo propio alrededor de los planetas. Sea cual sea la órbita seguida por el objeto, el cuerpo alrededor del que describe su trayectoria se encuentra situado en el foco de la cónica descrita, de modo que siempre pueden definirse dos puntos singulares, como son el de mayor alejamiento o afelio, y el de mayor aproximación o perihelio.

Elementos de una órbita

Seis cantidades describen la órbita de un cuerpo en el espacio:
- La inclinación
- La longitud del nodo ascendente
- El argumento del periápside
- El semieje mayor
- La excentricidad
- El tiempo del paso del periápside Otro valor de interés es el período de la órbita.

Clases de órbita

Las órbitas pueden clasificarse de acuerdo a su relación con el cuerpo que orbitan.
- Órbita polar
- Órbita ecuatorial
- Órbita geoestacionaria
- Órbita heliocéntrica
- Órbita de transferencia de Hohmann Categoría:Astronáutica Categoría:Astrodinámica als:Umlaufbahn simple:Orbit th:วงโคจร

Sol

El Sol es la estrella más cercana a la Tierra, por lo que también es el astro más brillante. Su presencia o su ausencia en el cielo determinan, respectivamente, el día o la noche. La energía radiada por el Sol es aprovechada por los seres fotosintéticos, que constituyen la base de la cadena trófica, siendo así la principal fuente de energía de la vida. También aporta la energía que mantiene en funcionamiento los procesos climáticos. El Sol es una estrella de la secuencia principal con un tipo espectral G2 que se formó hace unos 5 mil millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente otros 5 mil millones de años más. A pesar de ser una estrella mediana, es la única que se resuelve a simple vista, con un diámetro angular de 32' 35" minutos de arco en el perihelio y 31' 31" en el afelio. Lo que da un diámetro medio de 32' 03". Por una extraña coincidencia, la combinación de tamaños y distancias del Sol y la Luna son tales que se ven, aproximadamente, con el mismo tamaño aparente en el cielo. Esto permite una amplia gama de eclipses solares distintos (totales, anulares o parciales).

Nacimiento y muerte del Sol

Más información en: Evolución estelar | Nebulosa protosolar El Sol se formó hace unos 4.500 millones de años a partir de nubes de gas y polvo que ya contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su disco circumstelar surgieron, más tarde, los planetas, asteroides y cometas del sistema solar. En el interior del Sol se producen reacciones de fusión en las que los átomos de hidrógeno se transforman en helio produciéndose la energía que irradia nuestra estrella. Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguirá unos 5.000 millones de años más quemando hidrógeno de manera estable. Cuando el hidrógeno de su núcleo sea mucho menos abundante éste se contraerá y se encenderá la capa de hidrógeno adyacente, pero esto no bastará para retener el colapso. Seguirá compactándose hasta que su temperatura sea lo suficientemente elevada como para fusionar el helio del núcleo (unos 100 millones de grados). Al mismo tiempo, las capas exteriores de la envoltura se irán expandiendo paulatinamente. Se expandirán tanto que, a pesar del aumento de brillo de la estrella, su temperatura efectiva disminuirá, situando su luz en la región roja del espectro. El Sol se habrá convertido en una gigante roja. El radio del Sol, para entonces, será tan grande que habrá engullido a Mercurio, Venus y, posiblemente, a la Tierra. Durante su etapa como gigante roja (unos 1.000 millones de años) el Sol irá expulsando gas cada vez con mayor intensidad. En los últimos momentos de su vida el viento solar se intensificará y el Sol se desprenderá de toda su envoltura, la cual, formará, con el tiempo, una nebulosa planetaria. El núcleo y sus regiones más próximas se comprimirán más hasta formar un estado de la materia muy concentrado en el que las repulsiones de tipo cuántico entre los electrones extremadamente cercanos (degenerados) frenarán el colapso. Quedará entonces, como remanente estelar, una enana blanca de carbono y oxígeno que se irá enfriando paulatinamente.

Estructura del Sol

Como todas los cuerpos de suficiente masa el Sol posee una forma esférica y a causa de su lento movimiento de rotación, tiene también un leve achatamiento polar. Como en cualquier cuerpo de suficiente masa todas las partículas que lo constituyen son atraídas hacia el centro del objeto por la fuerza de gravedad. Sin embargo, el plasma que forma el Sol se encuentra en equilibrio ya que la creciente presión en el interior solar compensa la atracción gravitatoria produciéndose un equilibrio hidrostático. Ahora bien la presión que sustenta la masa de cualquier estrella está causada tanto por la densidad y temperatura creciente de material en el interior de la estrella como por la presión de radiación causada por el flujo de fotones emitidos. El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en "capas de cebolla". La frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Sí se puede sin embargo establecer una función física que es diferente para cada una de las capas. En la actualidad, la astrofísica dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayoría de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por: 1) núcleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona y 7) viento solar.

Núcleo

- Más información en: Nucleosíntesis estelar | Cadenas PP | Ciclo CNO Ocupa unos 139.000 km del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. Nuestra estrella está constituida por un 81 % de hidrógeno, 18 % de helio y el 1 % restante que se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 % de hidrógeno, 49 % de helio y el 2 % restante en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares. A comienzos de la década de los 30 el físico austríaco Fritz Houtermans (1903-1966) y el astrónomo inglés Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) unieron sus esfuerzos para averiguar si la producción de energía en el interior del Sol y en las estrellas se podía explicar por las transformaciones nucleares. En 1938 Hans Albrecht Bethe (1906- ) en Estados Unidos y Carl Friedrich von Weizsäker (1912-), en Alemania, simultánea e independientemente, encontraron el hecho notable de que un grupo de reacciones en las que intervienen el carbono y el nitrógeno como catalizadores constituyen un ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura el hidrógeno. A este grupo de reacciones se las conoce como "ciclo de Bethe o del carbono", y es equivalente a la fusión de cuatro protones en un núcleo de helio. En estas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, esto es, el hidrógeno consumido pesa más que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energía según la ecuación de Einstein. E = mc², donde E es la energía, m la masa y c la velocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 % de la masa afectada en fotones, con una longitud de onda cortísima y por lo tanto muy energéticos y penetrantes. La energía producida calienta el núcleo solar hasta temperaturas de 10 a 20 millones de grados. El ciclo ocurre en las siguientes etapas: ₁H¹ + ₆C¹² → ₇N¹³; ₇N¹³ → ₆C¹³ + e⁺ + neutrino; ₁H¹ + ₆C¹³ → ₇N¹⁴; ₁H¹ + ₇N¹⁴ → ₈O¹⁵; ₆O¹⁵ → ₇N¹⁵ + e⁺ + neutrino, y por último ₁H¹ + ₇N¹⁵ → ₆C¹² + ₂He⁴. Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, tenemos 4 ₁H¹ → ₂He⁴ + 2e⁺ + 2 neutrinos + 26,7 MeV. La energía neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,7 x 10¹⁴ Julios por kg de protones consumidos. El carbono actúa como catalizador, pues al final del ciclo se regenera. Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas, es el ciclo de Critchfiel o protón-protón. Charles Critchfield (1910-1994) en 1938 era un joven físico alumno de George Gamow (1904-1968) en la Universidad de George Washington, tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta de que en el choque entre dos protones muy rápidos puede ocurrir que uno de los protones pierda su carga positiva y se convierta en un neutrón que permanece unido al otro protón constituyendo un deuterón, es decir, un núcleo de hidrógeno pesado. La reacción puede producirse de dos maneras algo distintas: ₁H¹ + ₁H¹ → ₂H² + e⁺ + neutrino ₁H¹ + ₁H² → ₂He³; ₂He³ + ₂He³ → ₂He⁴ + 2 ₁H¹. El primer ciclo se da en estrellas más calientes y con mayor masa que el Sol y la cadena protón-protón en las similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el año 1953 se creyó que su energía era producida exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se ha demostrado en estos últimos años que el calor solar procede en un 99 % del ciclo protón-protón. Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al transformarlo en helio. La presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región central tenderá a contraerse gravitacionalmente, calentándo progresivamente las capas adyacentes. El exceso de energía producida hará que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y nuestro astro rey se convertirá en una estrella gigante roja. El diámetro del Sol puede llegar a alcanzar y sobrepasar al de la órbita de la Tierra, con lo cual, cualquier forma de vida se habrá extinguido. Cuando la temperatura de la región central alcance aproximadamente 100 millones de grados, comenzará a producirse la reacción del helio en carbono, hasta que el primero se agote, iniciándose una nueva contracción de la estrella al perder su fuente de energía. De este modo nuestro Sol se transformará en una enana blanca y, mucho más tarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra.

Zona radiante

En la zona exterior al núcleo el transporte de la energía generada en el interior se produce por radiación hasta el límite exterior de la zona radiativa. Esta zona está compuesta de plasma, es decir, grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. Como la temperatura del Sol decrece del centro (10-20 millones de grados) a la periferia (6000 grados en la fotosfera), es más fácil que un fotón cualquiera se mueva del centro a la periferia que al revés. Sin embargo, los fotones deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso siendo absorbidos y reemitidos infinidad de veces en su camino. Se calcula que un fotón cualquiera invierte un millón de años, en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible.

Zona convectiva

Esta región se extiende por encima de la zona radiativa y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad volviéndose el material opaco al transporte de radiación. Por lo tanto, el transporte de energía se realiza por convección, de modo que el calor se transporta de manera no homogénea y turbulenta por el propio fluido. Los fluidos se dilatan al ser calentados y disminuyen su densidad. Por lo tanto, se forman corrientes ascendentes de material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores frías. Así a unos 200.000 km bajo la fotosfera del Sol, el gas se vuelve opaco por efecto de la disminución de la temperatura; en consecuencia, absorbe los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensas de su energía. Se forman así secciones convectivas turbulentas, en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmósfera solar se vuelve transparente a la radiación y el gas caliente cede su energía en forma de luz visible, enfriándose antes de volver a descender a las profundidades. El análisis de las oscilaciones solares ha permitido establecer que esta zona se extiende hasta estratos de gas situados a la profundidad indicada anteriormente. La observación y estudio de estas oscilaciones solares constituye el sujeto de estudio de la heliosismología.

Fotosfera

heliosismología La fotosfera es la zona desde la que se emite la mayor parte de luz visible del Sol. La fotosfera se considera como la «superficie» solar y, vista a través de un telescopio, se presenta formada por gránulos brillantes que se proyectan sobre un fondo mas oscuro. A causa de la agitación de nuestra atmósfera, estos gránulos parecen estar siempre en agitación. Puesto que el Sol es gaseoso, su fotosfera es algo transparente: puede ser observada hasta una profundidad de unos cientos de kilómetros antes de volverse completamente opaca. Normalmente se considera que la fotosfera solar tiene unos 100 o 200 km de profundidad. Aunque el borde o limbo del Sol aparece bastante nítido en una fotografía o en la imagen solar proyectada con un telescopio, se aprecia fácilmente que el brillo del disco solar disminuye hacia el borde. Este fenómeno de oscurecimiento del centro al limbo es consecuencia de que el Sol es un cuerpo gaseoso con una temperatura que disminuye con la distancia al centro. La luz que se ve en el centro procede en la mayor parte de las capas inferiores de la fotosfera, más caliente y por tanto más luminosa. Al mirar hacia el limbo, la dirección visual del observador es casi tangente al borde del disco solar por lo que llega radiación procedente sobre todo de las capas superiores de la fotosfera, más frías y emitiendo con menor intensidad que las capas profundas en la base de la fotosfera. Un fotón tarda en promedio un millón de años en atravesar la zona radiante y un mes en recorrer los 200.000 km de la zona convectiva, empleando tan sólo 499,0047818 segundos en cruzar la distancia que separa la Tierra del Sol. No se trata de que los fotones viajen más rápidamente ahora, sino que en el exterior del Sol el camino de los fotones no se ve obstaculizado por los continuos cambios, choques, quiebros y turbulencias que experimentaban en el interior del Sol. Los gránulos brillantes de la fotosfera tienen muchas veces forma hexagonal y están separados por finas líneas oscuras. Los gránulos son la evidencia del movimiento convectivo y burbujeante de los gases calientes en la parte exterior del Sol. En efecto, la fotosfera es una masa en continua ebullición en el que las células convectivas se aprecian como gránulos en movimiento cuya vida media es tan solo de unos nueve minutos. El diámetro medio de los gránulos individuales es de unos 700 a 1000 km y resultan particularmente notorios en los períodos de mínima actividad solar. Hay también movimientos turbulentos a una escala mayor, la llamada "supergranulación", con diámetros típicos de unos 35.000 km. Cada supergranulación contiene cientos de gránulos individuales y sobrevive entre 12 a 20 horas. Fue Richard Christopher Carrington (1826-1875), cervecero y astrónomo aficionado, el primero en observar la granulación fotosférica en el siglo XIX. En 1896 el francés Pierre Jules César Janssen (1824-1907) consiguió fotografiar por primera vez la granulación fotosférica. 1907 El signo mas evidente de actividad en la fotosfera son las manchas solares. En los tiempos antiguos se consideraba al Sol como un fuego divino y, por consiguiente, perfecto e infalible. Del mismo modo se sabía que la brillante cara del Sol estaba a veces nublada con unas manchas oscuras, pero se imaginaban que eras debidas a objetos que pasaban en el espacio entre el Sol y la Tierra. Cuando Galileo (1564-1642) construyó el primer telescopio astronómico, dando origen a una nueva etapa en el estudio del universo, hizo la siguiente afirmación "Repetidas observaciones me han convencido, de que estas manchas son sustancias en la superficie del Sol, en la que se producen contínuamente y en la que también se disuelven, unas más pronto y otras más tarde". Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12.000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120.000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parece oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera. Así, la umbra tiene una temperatura de 4.000º K, mientras que la penumbra alcanza los 5.600º K, inferiores en ambos casos a los 6.000º K que tienen los gránulos de la fotosfera. Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT⁴ , donde σ = 5.67051 x 10^-8 W/m²/K⁴ ), la umbra emite aproximadamente un 32 % de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71 % de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar está causada únicamente por un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.

Cromosfera

:Artículo principal: Cromosfera La cromosfera es una capa exterior a la fotosfera visualmente mucho más transparente. Su tamaño es de aproximadamente unos 10.000 km y es imposible observarla sin filtros especiales al ser eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera. La cromosfera puede observarse sin embargo en un eclipse solar en un tono rojizo característico y en longitudes de onda específicas, notablemente en Hα, una longitud de onda característica de la emisión por hidrógeno a muy alta temperatura. Las prominencias solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera alcanzando alturas de hasta 150.000 km produciendo erupciones solares espectaculares.

Corona solar

prominencias solares La corona solar está formada por las capas más ténues de la atmósfera superior solar. Su temperatura alcanza los millones de grados, una cifra muy superior a la de la capa que le sigue, la fotosfera, siendo esta inversión térmica uno de los principales enigmas de la ciencia solar reciente. Esta elevadísimas temperaturas son un dato engañoso y consecuencia de la alta velocidad de las pocas partículas que componen la atmósfera solar. Sus grandes velocidades son debidas a la baja densidad del material coronal, a los intensos campos magnéticos emitidos por el Sol y a las ondas de choque que rompen en la superficie solar estimuladas por las células convectivas. Como resultado de su elevada temperatura, desde la corona se emitie gran cantidad de energía en rayos X. En realidad, estas temperaturas no son más que un indicador de las altas velocidades que alcanza el material coronal que se acelera en las líneas de campo magnético y en dramáticas eyecciones de material coronal (EMCs). Lo cierto es que esa capa es demasiado poca denso como para poder hablar de temperatura en el sentido usual de agitación térmica. La corona solar solamente es observable desde el espacio con instrumentos adecuados que anteponen un disco opaco para eclipsar artificialmente al Sol o durante un eclipse solar natural desde la Tierra. El material ténue de la corona es continuamente expulsado por la fuerte radiación solar dando lugar a un viento solar. Así pues, se cree que las estructuras observadas en la corona están modeladas en gran medida por el campo magnético solar y las células de transporte convectivo.

Energía solar

La mayor parte de la energía utilizada por los seres vivos procede del Sol, las plantas la absorben directamente y realizan la fotosíntesis, los hervíboros absorben indirectamente una pequeña cantidad de ésta energía comiendo las plantas, y los carnívoros absorben indirectamente una cantidad más pequeña comiendo a los hervíboros. La mayoría de las fuentes de energía usadas por el hombre derivan indirectamente del Sol. Los combustibles fósiles preservan energía solar capturada hace millones de años mediante fotosíntesis, la energía hidroeléctrica usa la energía potencial de agua que se condesó en altura después de haberse evaporado por el calor del Sol, etc. Sin embargo, el uso directo de energía solar para la obtención de energía no está aún muy extendido debido a que los mecanismos actuales no son suficientemente eficaces.

Observación astronómica del Sol

Las primeras observaciones astronómicas de la actividad solar fueron realizadas por Galileo Galilei utilizando el método de proyección. Galileo descubrió así las manchas solares y pudo medir la rotación solar así como percibir la variabilidad de éstas. En la actualidad la actividad solar es monitorizada constantemente por observatorios astronómicos terrestres y observatorios espaciales. Entre los objetivos de estas observaciones se encuentra no solo alcanzar una mayor comprensión de la actividad solar sino también la predicción de sucesos de elevada emisión de partículas potencialmente peligrosas para las actividades en el espacio y las telecomunicaciones terrestres.

Misiones espaciales

El satélite SOHO e imagen de la corona solar capturada por éste.

Para obtener una visión ininterrumpida del Sol en longitudes de onda inaccesibles desde la superficie Terrestre la Agencia Espacial Europea y NASA lanzaron cooperativamente el satélite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de diciembre de 1995. La sonda europea Ulysses realizó estudios de la actividad solar y la sonda norteamericana Genesis se lanzó en un vuelo cercano a la heliosfera para regresar a la Tierra con una muestra directa del material solar. Génesis regresó a la Tierra en el 2004 pero su reentrada en la atmósfera fue acompañada de un fallo en su paracaidas principal que hizo que se estrellara sobre la superficie. El análisis de las muestras obtenidas prosigue en la actualidad.

Precauciones necesarias para observar el Sol

- No mirar nunca directamente al Sol sin la debida protección, puede causar lesiones y quemaduras graves en los ojos e incluso la ceguera permanente.
- Las gafas de sol, filtros hechos con película fotográfica velada, polarizadores, gelatinas, CD's o cristales ahumados NO ofrecen la suficiente protección a los ojos.
- Una buena protección la proporcionan los filtros MYLAR^® o equivalentes. Las gafas utilizadas para la soldadura al arco con cristales de densidades 14 a 16, son idóneas para este fin. Las mismas precauciones deben tenerse en cuenta si se utilizan aparatos ópticos. Los filtros deben ir colocados en la parte frontal y nunca en el ocular.

Enlaces externos

General:
- [http://www.solarviews.com/span/sun.htm El Sol (solarviews.com)]
- [http://www.astronomiaonline.com/informacion/sistemasolar/sol.asp El Sol (astronomiaonline.com)] Observación del Sol:
- [http://www.spaceweather.com/sunspots/doityourself_sp.html Recomendaciones para observar el Sol]
- [http://www.arcetri.astro.it/~kreardon/EGSO/gbo/ Lista de la mayoría de observatorios solares terrestres]
- [http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Página web de SOHO (The Solar and Heliospheric Observatory]
- [http://rredc.nrel.gov/solar/codesandalgorithms/spa/ Solar Position algorithm]

Bibliografía

- Bonanno, A., Schlattl, H., Paternò, L.: The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS, Astronomy and Astrophysics, v. 390, 2002, p. 1115-1118
- Carslaw, K.S., Harrison, R.G., Kirkby, J.: Cosmic Rays, Clouds, and Climate, Science, v. 298, 2002, p. 1732-1737
- Kasting, J.F., Ackerman, T.P.: Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth’s Early Atmosphere, Science, v. 234, 1986, p. 1383-1385
- Priest, E.R.: Solar Magnetohydrodynamics, 1982, p. 206-245 ISBN 902771374X
- Schlattl, H.: Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem, Physical Review D, vol. 64, 2001, Issue 1
- Thompson, M.J.: Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior, Astronomy & Geophysics, v. 45, 2004, p. 4.21-4.25 Categoría:Sistema solar
- als:Sonne ja:太陽 ko:태양 ms:Matahari simple:Sun th:ดวงอาทิตย์ zh-min-nan:Ji̍t-thâu

Año

Un año es el período de tiempo que tarda el planeta Tierra en orbitar una vuelta alrededor del Sol. El término año también se usa para referirse al periodo orbital de cualquier planeta. En la Tierra se puede considerar la existencia de dos tipos diferentes de años:
- El año sideral o año sidéreo: Tiempo que trascurre entre dos pasos consecutivos de la Tierra por un mismo punto de su órbita. Generalmente usado por los astrónomos, es la medida más exacta de un año. Su duración es de 366,256436918716 días siderales, que en otras unidades más comprensibles equivale a 366 días siderales, 6 horas, 9 minutos, 16 segundos, 14 centésimas de segundo, 9777 microsegundos y 624 nanosegundos.
- El año solar: Su uso es más común que el sideral y es una medida aproximada de un año, cuyo valor se fue perfeccionando desde el pasado. Según los registros históricos antiguos, los primeros en estimarlo fueron unos astrónomos del Antiguo Egipto.

Evolución histórica del año solar

- Año egipcio: Estimaba que un año duraba únicamente 365 días. El calendario egipcio sufrió desfases de tiempo muy notables y se trató de reformar durante el congreso de Cánope donde se concluyó que el año duraba 365.25 días.
- Año solar juliano: Basado en el congreso de Cánope, estimaba que un año duraba 365,25 días solares, o sea 365 días y 6 horas. También consideraba que cada cuatro años se contaran 366 días solares. A ese año cuarto se le llamó bisiesto porque los antiguos romanos contaban la fecha 23 de Febrero dos veces.
- Año solar gregoriano: Es el año que se usa en la actualidad. Es una corrección en el conteo del año solar juliano, porque en 1582 unos astrónomos descubrieron un desfase paulatino de tiempo en el calendario juliano. Después de una larga investigación, concluyeron que un año duraba aproximadamente 365,2425 días solares, es decir 365 días, 5 horas, 49 minutos y 12 segundos. También se determinó que algunos años seculares podían ser bisiestos, sólo si eran divisibles entre 400.
- Año anómalo: Otra corrección del año solar. Mide el tiempo recorrido por la Tierra partiendo de su perihelio hasta que llega a éste por segunda vez. Estima que un año dura 365,2696 días solares.
- Año trópico: Una corrección más exacta del año solar gregoriano. Se calculó midiendo el tiempo transcurrido entre dos pasos sucesivos del Sol por el equinoccio de primavera. Estima que un año dura 365,24219879 días solares, o en otras cifras, 365 días, 05 horas, 48 minutos, 45 segundos, 97 centésimas de segundo y 5456 microsegundos.

Véase también

- Década
- Año cero category:Unidades de tiempo ja:年 ms:Tahun simple:Year zh-min-nan:Nî

Estrella

es una de las agrupaciones de estrellas jóvenes más conocida.]] Una estrella es una esfera de plasma autogravitante, en equilibrio hidrostático, que genera energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar. Se observan en el cielo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido al efecto de la atmósfera terrestre. El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en nuestro cielo provoca el día o la noche respectivamente. Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120 masas solares (M_sol). Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diez milésima a un millón de veces la luminosidad del Sol. Radio, temperatura y luminosidad de la estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación:

L =  4 \pi R^2 \sigma T_^4

:Donde L es la luminosidad,

\sigma

la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y T_e la temperatura efectiva.

Formación y evolución de las estrellas

- Más información en: Formación estelar | Evolución estelar | Diagrama de Hertzsprung-Russell Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H₂) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad, aumenta progresivamente siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando el hidrógeno del núcleo se agota, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar), pudiendo convertirse en una enana blanca, o explotando como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico. (ver: Escalas de tiempo estelar). Una estrella típica como el Sol tendrá simetría esférica y perderá a lo largo de su vida una cantidad de masa despreciable con respecto al total. En el sistema solar unos 10²⁰ gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Las perdidas de masa solo serán significativas en las estrellas de más de 10 masas solares mucho más escasas. En las fases finales de la vida de una estrella, ya sea mediante supernovas o por la acción de intensísimos vientos estelares, devuelve parte del material que la forma al espacio interestelar. Esto incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas aumentando así la metalicidad del Universo.

Agrupaciones y distribución estelar

- Más información en: Galaxias | Cúmulo estelar | Estrellas binarias | Planeta extrasolar

Estrellas ligadas

Las estrellas están normalmente ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas binarios, ternarios o agrupaciones mayores. La mayor parte de las estrellas forman parte de sistemas binarios, otras se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos son fruto de brotes de formación estelar y se cree que todas las estrellas se forman en grupo. En la Vía Láctea se distinguen dos tipos. Los cúmulos globulares que se encuentran en el halo y contienen entre 10.000 y 1.000.000 de estrellas y los cúmulos abiertos que están en el disco y són de formación reciente, algunos con abundantes estrellas azules. Estos últimos son notablemente más pequeños e irregulares que los primeros y tienen un intervalo de edades entre sus miembros más amplio.

Estrellas aisladas

No todas mantienen esos lazos gravitatorios, otras como el Sol, viajan solitarias, habiéndose separado hace mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia, entre agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.

Sistemas extrasolares

gas interestelar En tiempos recientes se han descubierto también otros sistemas planetarios. Se conocen alrededor de 120 estrellas con compañeros subestelares con masas entre una y diez veces la masa de Júpiter. Son conocidos como planetas extrasolares aunque en los más grandes se discute si podrían ser, tal vez, enanas marrones. A pesar de todo la contribución a la masa total de la galaxia de estos cuerpos planetarios es despreciable. También se observan alrededor de algunas estrellas discos de acrecimiento protoplanetarios.

Distribución estelar

Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo a pesar de lo que pueda parecer a simple vista. En realidad están agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelación de sagitario.

Estructura estelar

- Más información en: Estructura estelar | Sol Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte ya sea por convección o radiación se dividirá en dos zonas, radiante y convectiva. Finalmente la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible y se divide en cromosfera, fotosfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Empero, la corona supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Su grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas. A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otrás al revés y eso dependerá tanto de la masa del astro como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.

Generación de energía en las estrellas

- Más información en: Nucleosíntesis estelar | Producción de energía en las estrellas | Pico de Gamow | Evolución estelar A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cual era la fuente de la increible energía que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable. Ninguna reacción química alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años. Cuando se descubrió la interacción fuerte, aparecieron dos nuevos candidatos. La fisión y la fusión nuclear. La fisión quedó rápidamente descartada, ya que en las estrellas apenas se detectaba presencia alguna de elementos más pesados que el hierro. En seguida quedó claro que solo la fusión nuclear podía proveer a las estrellas de esas ingentes cantidades de energía que precisaban para mantener su estabilidad. Aún así, resultó que las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que el efecto túnel permite que dos partículas con energías insuficientes para traspasar la barrera de potencial que las separa tengan una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones estadísticamente se dan suficientes reacciones de fusión como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar. Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayoría de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partículas tengan una energía determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas partículas se salten la barrera por efecto túnel. Es el llamado pico de Gamow. Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tienen lugar dentro de los núcleos de las estrellas las cuales dependen de la masa y composición de las mismas. Normalmente las estrellas inician su combustión nuclear con alrededor de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio junto con pequeñas trazas de otros elementos. En el núcleo del Sol con unos 10⁷ K el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón: :4¹H → 2²H + 2e⁺ + 2ν_e (4.0 MeV + 1.0 MeV) :2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV) :2³He → ⁴He + 2¹H (12.9 MeV) Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global: :4¹H → ⁴He + 2e⁺ + 2γ + 2ν_e (26.7 MeV) En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo del carbono-nitrógeno-oxígeno. Esto es representado ejemplarmente en el caso de una estrella con 18 masas solares: En las estrellas cuyos núcleos se encuentran a 10⁸ K y cuyas masas van desde las 0.5 a las 10 masas solares el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono a través del proceso triple-alfa: :⁴He + ⁴He + 92 keV → ^{8
-}Be :⁴He + ^{8
-}Be + 67 keV → ^{12
-}C :^{12
-}C → ¹²C + γ + 7.4 MeV La reacción global es: :3⁴He → ¹²C + γ + 7.2 MeV

Composición

- Más información en: Metalicidad La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio. En la Vía Láctea, las estrellas se clasifican en dos grandes grupos según su riqueza en metales. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más joven es la estrella. La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales.

La estrella prototípica

- Más información en: Sol El Sol es tomado como la estrella prototípica, no porque sea especial en ningún sentido, sino porque es la más cercana a la Tierra y por tanto la más estudiada. La mayoría de las características de las estrellas se suelen medir en unidades solares. Las magnitudes solares son usadas en astrofísica estelar como patrones. La masa del Sol es: :M_sol = 1.9891 × 10³⁰ kg y las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviado como M_sol.

Clasificación

- Más información en: Clasificación estelar La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en la Cultura Occidental a través de Ptolomeo, en una obra llamada almagesto. Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra. Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyó la base para la clasificación actual. La clasificación moderna se realiza a través del tipo espectral. Existen dos tipos de clasificación, basados en dos catálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a principios del siglo XX, el cual determina lo que se denomina Tipo espectral, y el catálogo del Observatorio de Yerkes, realizado en 1943, el cual determina lo que se denomina Clase de luminosidad.

Tipos espectrales

Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella. La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares. Una pequeña guía de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al grupo se cita a continuación:

Clases de luminosidad

Desafortunadamente la clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño. Ambos sistemas de clasificación son complementarios. Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol. Tan sólo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo apropiado.

Mitología estelar

Tal como ha sucedido con ciertas constelaciones y con el propio sol, las estrellas en general tienen su propia mitología. En estadios precientíficos de la civilización, se las ha observado como entidades vivientes (animismo), dotadas de fuerza sobrenatural. Se las ha identifiado, eventualmente, con el alma de los muertos, o bien con dioses/diosas. La trayectoria de las estrellas y su configuración en el espacio, aún hoy forman parte de algunos constructos culturales ligados al pensamiento mágico.

Bibliografía

- Davies, Paul: El universo desbocado. Salvat Editores, 1993. ISBN 84-345-8895-1
- Ekrutt, Joachim: Estrellas y planetas. Everest Pub, 1996 ISBN 8424127463
- Gribbin, John y Gribbin, Mary: Stardust, Supernovae and Life — The Cosmic Connection. Yale University Press, 2001 ISBN 0300090978
- Kippenhahn, R. y Weigert, A.: Stellar structure and evolution. 2a edición corregida ISBN 3-540-50211-4
- Murdin, Pavy y Lesley: Supernovas. Promotora General de Estudios, 1989 ISBN 8486505224
- Langer, N.: Leben und Sterben der Sterne. Munich, 1995 ISBN 3-406-39720-4.
- Pickover, Clifford. The Stars of Heaven. Oxford University Press, 2001 ISBN 0195148746
- Prialnik, D.:An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press, 2000 ISBN 0-521-65065-8
- Scheffler, H. y Elsässer, Hans: Physik der Sterne und der Sonne ISBN 3-411-14172-7
- Voigt, H. H.: Abriß der Astronomie ISBN 3-411-03148-4
- Widmann, W. et al. Guía de las estrellas. Ediciones Omega, 1999.

Véase también

- Estructura estelar
- Clasificación estelar
- Diagrama de Hertzsprung-Russell
- Evolución estelar
- Catálogo de estrellas
- Constelaciones
- Listado de estrellas
- Objeto astronómico

Enlaces externos

- [http://www.astrosurf.com/astronosur/estrellas.htm AstronomíaSur] Estrellas
- [http://www.portalciencia.net/mito.html portalciencia.net] Mitología: Estrellas y Planetas
- [http://www.mrao.cam.ac.uk/telescopes/coast/betel.html Imágenes de posiciones estelares en la superficie de Betelgeuse]
- [http://simbad.u-strasbg.fr/sim-fid.pl Descubra qué se conoce de una estrella determinada, ingresando su nombre o posición]
- [http://jumk.de/astronomie/astronomy.shtml Lista de estrellas especiales]
- [http://www.zum.de/Faecher/A/Sa/STERNE/beg_sky.htm www.zum.de] Formación estelar
- [http://www.astronomia.de/sternent.htm www.astronomia.de] Formación estelar (resumen)
- [http://celestia.sourceforge.net/ Celestia] Simulación espacial 3D en tiempo real (OpenGL) categoría:Astronomía y astrofísica categoría:Astrofísica estelar
- ja:恒星 ko:항성 ms:Bintang simple:Star th:ดาวฤกษ์

Plutón (planeta)

Plutón es el noveno planeta del Sistema Solar. Fue descubierto el 18 de febrero de 1930 por el astrónomo estadounidense Clyde William Tombaugh (1906-1997) desde el Observatorio Lowell en Flagstaff, Arizona. Es el planeta más pequeño y posee una órbita excéntrica y altamente inclinada con respecto a la eclíptica, que recorre acercándose en su perihelio hasta el interior de la órbita de Neptuno. Posee una luna, Caronte, y hasta el momento no ha sido visitado por ninguna sonda espacial, aunque se espera que la misión New Horizons de la NASA lo sobrevuele en 2015. Debido fundamentalmente a su tamaño y su órbita inusual, en la actualidad existe un fuerte debate en la comunidad astronómica sobre si Plutón debería seguir siendo clasificado como un planeta.

Órbita

Generalmente, Plutón es el planeta más lejano, pero su órbita es muy excéntrica, y durante 20 de los 249 años que tarda en recorrerla, se encuentra más cerca del Sol que Neptuno. La órbita de Plutón es también la más inclinada con respecto al plano en el que orbitan los demás planetas del Sistema Solar, 17º. Por eso no hay peligro alguno de que se encuentre con Neptuno. Cuando las órbitas se cruzan lo hacen cerca de los extremos de manera que, en sentido perpendicular a la eclíptica, les separa una enorme distancia. Plutón llegó por última vez a su perihelio en septiembre de 1989, y continuó desplazándose por el interior de la órbita de Neptuno hasta marzo de 1999. Actualmente se aleja del Sol, y no volverá a estar a menor distancia que Neptuno hasta septiembre de 2226.

Satélites

Caronte

2226 Caronte, es el único satélite confirmado de Plutón. Tiene 1.192 kilómetros de diámetro y está a 19.640 kilómetros del planeta. Con el tiempo, la gravedad ha frenado las rotaciones de Caronte y Plutón, por lo que ahora presentan siempre la misma cara el uno al otro. La rotación de esta pareja es única en el Sistema Solar. Parece como si estuvieran unidos por una barra invisible y girasen alrededor de un centro situado en la barra, más cercano a Plutón, que tiene 7 veces más masa que Caronte. Se suele decir que constituyen un planeta doble. Por su densidad, Plutón parece hecho de rocas y hielo. En cambio, su satélite es muy ligero. Esta diferencia hace pensar que se formaron separadamente, y después se unieron.

Satélites exteriores

El 31 de octubre de 2005 el Telescopio Espacial Hubble anunció el posible descubrimiento de dos satélites adicionales de menor tamaño [http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2005/19/]. Estas lunas fueron observadas en mayo de 2005 y han recibido los nombres provisionales de S/2005 P 1 y S/2005 P 2. Las observaciones preliminares son consistentes con ambos cuerpos orbitando en el mismo plano que Caronte y a distancias dos y tres veces superiores. Ambos aparentan tener entre 100 y 150 km de diámetro. Si estos objetos son confirmados recibirán nombres permanentes [http://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/hubble_pluto.html aquí].

Atmósfera

S/2005 P 2 Plutón posee una atmósfera extremadamente tenue, formada por nitrógeno, metano y monóxido de carbono, que se congela y colapsa sobre su superficie a medida que el planeta se aleja del Sol.

¿Planeta u objeto transneptuniano?

El reducido tamaño de Plutón, así como su órbita tan alejada del plano orbital del resto de los planetas, a menudo han llevado a que muchos científicos no se refieran a él como un auténtico planeta. En 1999 el astrónomo Brian Marsden del Minor Planet Center llegó a [http://cfa-www.harvard.edu/iau/mpec/J99/J99C03.html proponer] incluirlo en la lista de asteroides y objetos transneptunianos, asignándole el número 10.000. Finalmente esa idea no fue aceptada por la Unión Astronómica Internacional y el asteroide 1951 SY recibió ese número, siéndole asignado el conveniente nombre de Myriostos. La controversia volvió a intensificarse a partir de 2001 por el descubrimiento relativamente frecuente de objetos similares a Plutón en el sistema solar exterior. En 2002 fue descubierto 50000 Quaoar, un objeto transneptuniano con un diámetro de 1.280 kilómetros, más de la mitad del tamaño de Plutón. En 2004, a una distancia mucho mayor del Sol, fue detectado 90377 Sedna, cuyo diámetro es de aproximadamente 1.800 kilómetros. Finalmente, en julio de 2005 se anunció el descubrimiento de un objeto transneptuniano designado 2003 UB313, cuyo diámetro es claramente superior al de Plutón. Sin embargo, hasta el momento, la Unión Astronómica Internacional sigue considerando a Plutón como un planeta.

Enlaces

- [http://www.tayabeixo.org/ssolar/pluton.htm Datos sobre Plutón - Asociación Larense de Astronomía (ALDA)]
- [http://www.astronomiaonline.com/informacion/sistemasolar/pluton.asp El planeta Plutón - AstronomíaOnline] Categoría:Planetas del Sistema Solar ja:冥王星 ko:명왕성 ms:Pluto simple:Pluto (planet) th:ดาวพลูโต

Oblicuidad de la eclíptica

En Astronomía se denomina oblicuidad de la eclíptica a la inclinación que presenta el eje de rotación de la Tierra con respecto a la normal al plano de la eclíptica. También es el ángulo que forma el plano del ecuador terrestre con el plano de la Eclíptica. Vale 23,5 º, aunque no es constante debido al movimiento terrestre denominado nutación. Fue medido por primera vez por Eratóstenes. Debido a esta inclinación es que se producen las estaciones. Ambos planos, del Ecuador y la Eclíptica, se cortan en el Punto Aries. Cuando el Sol está allí se produce el inicio de la primavera en el Hemisferio Norte y el inicio del otoño en el Hemisferio Sur.

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Plano de la eclíptica e inclinación del plano del ecuador terrestre respecto a ella.

Para los demás planetas el ángulo que forman el plano del ecuador y el plano de la órbita se llama inclinación del eje y es el reponsable de las estaciones en dichos planetas. El caso sobresaliente es Marte donde la inclinación (25,19 º) es muy parecida a la Tierra y como el año es el doble de largo provoca estaciones también el doble de largas que en la Tierra. El corte de ambos planos señala el Punto Vernal del planeta o el inicio de la primavera en el hemisferio norte marciano. Titán también parece tener estaciones. Categoría: Astronomía

Eratóstenes

Eratóstenes (Cirene, 276 adC - Alejandría, 195 adC), fue un célebre matemático, astrónomo y geógrafo griego, de origen probablemente caldeo. caldeo

Vida

Nacido en Cirene, la actual Shahhat (Libia), era hijo de Aglaos, según Suidas, de Ambrosio según otros escritores. Estudió en Alejandría y, durante algún tiempo, en Atenas y fue discípulo de Aristón de Chíos, de Lisanias de Cirene y del poeta Calímaco y gran amigo de Arquímedes. En 236 adC Ptolomeo Evergetes le llamó a Egipto para que se hiciera cargo de la Biblioteca de Alejandría, puesto que ocupó hasta el fin de sus días, ocurrido durante el gobierno de Ptolomeo Epífanes. Suidas afirma que, desesperado tras perder la vista, se dejó morir de hambre a la edad de ochenta años; sin embargo, Luciano afirma que llegó a la edad de ochenta y dos, y Censorio sostiene que falleció cuando contaba ochenta y uno. Eratóstenes poseía una gran variedad de conocimientos y aptitudes para el estudio. Astrónomo, poeta, geógrafo y filósofo, fue apellidado Pentathlos, nombre que se reservaba al atleta vencedor en las cinco luchas de los Juegos Olímpicos. Suidas afirma que también era conocido como el segundo Platón y diversos autores dicen que se le llamaba además por el sobrenombre de Beta porque ocupó el segundo lugar en todas las ramas de la ciencia.

Esfera armilar

A Eratóstenes se le atribuye la invención, hacia 255 adC, de la esfera armilar que aún se empleaba en el siglo XVII. Aunque debió usar este instrumento para diversas observaciones astronómicas, sólo queda constancia de la que le condujo a la determinación de la oblicuidad de la eclíptica. Determinó que el intervalo entre los trópicos (el doble de la oblicuidad de la eclíptica) equivalía a los 11/83 de la circunferencia terrestre completa, resultando para dicha oblicuidad 23º 51' 19", cifra que posteriormente adoptaría el astrónomo Claudio Ptolomeo. Según algunos historiadores, Eratóstenes obtuvo un valor de 24º, debiéndose el refinamiento del resultado hasta 11/83 al propio Ptolomeo. Además, según Plutarco, de sus observaciones astronómicas durante los eclipses dedujo que la distancia al Sol era de 804.000.000 estadios, la distancia a la Luna 780.000 estadios y, según Macrobio, que el diámetro del Sol era 27 veces mayor que el de la Tierra. Realmente el diámetro del Sol es 109 veces el de la Tierra y la distancia a la Luna es casi tres veces la calculada por Eratóstenes, pero el cálculo de la distancia al Sol, admitiendo que el estadio empleado fuera de 185 metros, fue de 148.752.060 km, muy similar a la unidad astronómica actual. A pesar de que se le atribuye frecuentemente la obra Katasterismoi que contiene la nomenclatura de 44 constelaciones y 675 estrellas, los críticos niegan que fuera escrita por él, por lo que usualmente se designa como Pseudo-Eratóstenes a su autor.

Imagen:Eratostenes-circunferencia-polar.png
En el solsticio de verano los rayos solares inciden perpendicularmente sobre Siena. En Alejandría, más al norte, midiendo la altura de un edificio y la longitud de la sombra que proyecta se puede determinar el ángulo formado con el plano de la eclíptica, en el que se encuentran el Sol y la ciudad de Siena, ángulo que es precisamente la diferencia de latitud entre ambas ciudades. Conocida ésta basta medir el arco de circunferencia y extrapolar el resultado a la circunferencia completa (360º).

Medición de las dimensiones de la Tierra

Sin embargo, el principal motivo de su celebridad es sin duda la determinación del tamaño de la Tierra. Para ello inventó y empleó un método trigonométrico además de las nociones de latitud y longitud ya introducidas, al parecer por Dicearco, por lo que bien merece el título de padre de la geodesia. Por referencias (según parece no hizo la observación por sí mismo) sabía que en Siena (hoy Asuán, en Egipto) el día del solsticio de verano los objetos no proyectaban sombra alguna y la luz alumbraba el fondo

Eclíptica

Planeta Saturno

Características físicas

Interior

Atmósfera

Lunas de Saturno

Los anillos de Saturno

Magnetosfera

Exploración espacial de Saturno

Véase también

Referencias

Enlaces externos

Mercurio (planeta)

Véase también

Enlaces externos

Referencias:

Latín

Gramática latina

Primera declinación

Segunda declinación

Tercera declinación

Cuarta declinación

Quinta declinación

El latín vulgar

Extensión y usos del latín

Literatura

Véase también

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Órbita

Elementos de una órbita

Clases de órbita

Sol

Nacimiento y muerte del Sol

Estructura del Sol

Núcleo

Zona radiante

Zona convectiva

Fotosfera

Cromosfera

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Energía solar

Observación astronómica del Sol

Misiones espaciales

Precauciones necesarias para observar el Sol

Artículos relacionados

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Bibliografía

Año

Evolución histórica del año solar

Véase también

Estrella

Formación y evolución de las estrellas

Agrupaciones y distribución estelar

Estrellas ligadas

Estrellas aisladas

Sistemas extrasolares

Distribución estelar

Estructura estelar

Generación de energía en las estrellas

Composición

La estrella prototípica

Clasificación

Tipos espectrales

Clases de luminosidad

Mitología estelar

Bibliografía

Véase también

Enlaces externos

Plutón (planeta)

Órbita

Satélites

Caronte

Satélites exteriores

Atmósfera

¿Planeta u objeto transneptuniano?

Enlaces

Oblicuidad de la eclíptica

Eratóstenes

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