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Variaciones Orbitales

Variaciones orbitales

Las variaciones orbitales son las principales causantes de los periodos glaciales e interglaciales holocénicos. Si bien la luminosidad solar se mantiene prácticamente constante a lo largo de millones de años no ocurre lo mismo con la órbita terrestre. Ésta oscila periodicamente haciendo que la cantidad media de radiación que recibe cada hemisferio fluctue a lo largo del tiempo. Y son éstas variaciones las que provocan las pulsaciones glaciares a modo de veranos e inviernos de largo período. Son los llamados períodos glaciales e interglaciales. Hay que tener en cuenta varios factores que contribuyen a modificar las características orbitales haciendo que la insolación media en uno y otro hemisferio varíe aunque no lo haga el flujo de radiación global. La excentricidad , la inclinación axial, y la precesión de la órbita de la Tierra varía en el transcurso del tiempo produciendo las glaciaciones del Cuaternario cada 100.000 años. El eje de la Tierra completa su ciclo de precesión cada 25.800 años. Al mismo tiempo el eje mayor de la órbita de la Tierra gira, en unos 22.000 años. Además, la inclinación del eje de la Tierra cambia entre 21,5 grados a 24,5 grados en un ciclo de 41.000 años. El eje de la Tierra tiene ahora una inclinación de 23,5º respecto al plano de la eclíptica.

Precesión de los equinoccios

Más información en: Precesión de los equinoccios | Precesión La precesión de los equinoccios es el cambio en la dirección del eje de la Tierra que gira en 25.800 años alrededor del eje de la eclíptica. Este fue el primer factor que se tuvo en cuenta. En 1842 el matemático francés Joseph Adémar postuló que la precesión del eje terrestre llevaría a una precesión de los equinoccios y solsticios que los harían desplazarse a lo largo de la órbita coincidiendo unas veces cerca del afelio y otras del perihelio. Esto es debido a que el cambio en la dirección del eje de rotación causa una variación del punto Aries o corte del ecuador y la eclíptica y por tanto cambia el inicio de la primavera y por tanto el ángulo que forma con la línea de los ápsides o momento en que la Tierra en su traslación alrededor del Sol alcanza el perihelio y el afelio. Adémar pensó que esto explicaría la última glaciación que terminó hace 10.000 años. (La precesión terrestre tiene un período de 25.800 años). Cuando el punto Aries se alinea con la dirección de la línea de los ápsides de la órbita de la Tierra (perihelio), un hemisferio tendrá una diferencia mayor entre las estaciones mientras el otro hemisferio tendrá las estaciones más benignas. El hemisferio que está en verano en el perihelio recibirá un aumento en la radiación solar, pero ese mismo hemisferio estará en invierno en el afelio y tendrá un invierno más frío. El otro hemisferio tendrá un invierno relativamente más caluroso y el verano más fresco. Cuando el punto Aries es perpendicular a la línea de los ápsides los hemisferios norte y sur tendrán los contrastes similares en las estaciones. En la actualidad el verano del hemisferio sur ocurre durante el perihelio y su invierno durante el afelio. Así las estaciones del Hemisferio Sur deben tender a ser algo más extremas que las estaciones del Hemisferio Norte. Este efecto queda en parte compensado por el hecho de que el norte tiene mas Tierra y el sur mucho más océano y es conocido el efecto del mar en suavizar las máximas y elevar las mínimas.

Excentricidad orbital

Más información en: Excentricidad El segundo factor importante lo tuvo en cuenta el inglés James Croll basándose en los cálculos manuales de Urbain Leverrier. Se trata de la variación en la forma de la orbita debida a la atracción del resto de planetas del Sistema Solar. La forma de la órbita de la Tierra, varía de ser casi circular (excentricidad, baja de 0,005) a ser ligeramente elíptica (excentricidad alta de 0,058) y tiene una excentricidad media de 0,028. El componente mayor de estas variaciones ocurre en un período de 413.000 años. También hay ciclos de entre 95.000 y 136.000 años, siendo el ciclo mas conocido de unos 100.000 años. La excentricidad actual es 0,017 y por tanto la diferencia entre el mayor acercamiento al Sol (perihelio) y la mayor distancia (afelio) es sólo 3,4% (5,1 millones de km). Esta diferencia supone un aumento del 6,8% en la radiación solar entrante. El perihelio ocurre actualmente alrededor del 3 de enero, mientras el afelio es alrededor del 4 de julio. Cuando la órbita es muy elíptica, la cantidad de radiación solar al perihelio sería aproximadamente 23% mayor que en el afelio. Según Croll los periodos de gran excentrecidad serían eras glaciales mientras que los momentos de órbita casi circular como el actual serían epocas interglaciales. El hecho es que la insolación global una vez más permanecería constante pero no así la de cada hemisferio por separado. Según Croll el efecto albedo realimentaría los inviernos crudos y los hielos avanzarían pero esta hipótesis se reveló incompleta cuando se demostró por aquellos años que la última glaciación había tenido lugar hacía tan solo 10.000 años momento en el cual la excentricidad de la órbita terrestre era casi igual que la actual.

Inclinación del eje

Pero aun hay un tercer factor clave para explicar los ciclos glaciales. Fue Milutin Milankovic quien propuso por primera vez su influencia. El eje de giro de la Tierra cambia su inclinación lentamente con el tiempo. (oblicuidad de la eclíptica). La amplitud del movimiento es de 2.4°. Esta precesión del eje sigue un ciclo de aproximadamente 41.000 años. Cuando la inclinación aumenta a 24.5 grados, los inviernos son más frío y los veranos son más caluroso. Cuando la inclinación es menor (22.1 grados), los inviernos son más apacibles y veranos son más frescos. Actualmente el eje de rotación de la Tierra tiene una inclinación de 23,5 sobre el eje de la órbita. Para Milankovic no eran los inviernos rigurosos sino los veranos suaves los que desencadenan un período glacial. La teoría afirma que siempre nieva suficiente en las regiones polares como para hacer crecer los glaciares pero la diferencia determinante está en la cantidad de hielo que se funde en los veranos. Si la fusión es insuficiente crecerán si es excesiva, como en la actualidad, retrocederán. Se observó entonces que un efecto no era determinante sin la participación del otro. Es decir que ni las variaciones de excentricidad ni las de inclinación son, por si solas, suficientes para producir una glaciación.

La oscilación del plano de la Eclíptica

La variación en la inclinación de la órbita de Tierra tiene un período de aproximadamente 70.000 años y no fue estudiada por Milankovitch. Recientes investigaciones observaron que el plano de la órbita de la Tierra se mueve por la influencia de los demás planetas. El principal perturbador es el planeta Jupiter y la eclíptica oscila alrededor del plano de la órbita de Júpiter que es el plano que permanece aproximadamente invariante. La oscilación de la eclíptica es de unos 100.000 años respecto al plano invariable. Este ciclo de 100.000 años es el ciclo predominante en las edades de hielo. Se ha propuesto que un disco de polvo y otras desperdicios está en el plano invariable, y esto afecta el clima de la Tierra a través de varios medios. La Tierra se mueve actualmente a través de este plano alrededor del 9 de enero y el 9 de julio, y se ha observado por radar un aumento de meteoros.

La combinación de los cuatro factores

La conclusión final de todo esto es que cada cierto tiempo los cuatro factores se alían para producir un período glacial. Estos períodos son mucho más largos (unos 100.000 años) que los breves intervalos interglaciales. Ninguno de ellos por sí solo podría desencadenar quizá una glaciación pero cuando confluyen las condiciones favorables entonces se inicia el proceso. Pero aun así los cálculos no salen. Las variaciones orbitales son demasiado leves. Lo que ocurre es que hay que tener en cuenta dos retroalimentaciones positivas: el aumento del albedo terrestre y la disminución de CO2. La intuición nos diría que los inviernos rigurosos deberían regir los pulsos glaciales pero parece ser que son los veranos suaves los que lo hacen. La inclinacion es aun de 23,4º pero sigue disminuyendo. Cuanto menor sea ésta menor sera la insolación en los veranos. Aun con toda la complejidad con que se ha estudiado el problema sigue sin establecerse aun una explicación total para los ritmos glaciales y es que hay que tener en cuenta otros factores no explicados por las variaciones astronómicas. A pesar de todo sí se puede afirmar que, en gran medida, el ciclo climático vienen regido por las variaciones orbitales.

Los problemas de la Teoría de Milankovitch

Milankovitch estudió los cambios en la excentricidad, oblicuidad, y precesión de la órbita de la Tierra. Dichos cambios hacen variar la cantidad de la radiación solar que alcanza la Tierra. Estos cambios son más importantes cerca del área polar norte o sur. La Teoría de Milankovitch para explicar el Cambio climático no funciona perfectamente y en particular no puede explicar el ciclo de los 100.000 años pero hay muchos mas argumentos a favor que en contra.
- Ver La edad de Hielo para una mayor discusión. Ahora vamos a ver las dificultades para reconciliar la teoría con las observaciones.

El problema del ciclo de los 100.000 años

El problema del ciclo de los 100.000 años reside en que las variaciones de la excentricidad tienen un impacto mucho más pequeño en la radiación solar en la Tierra que la precesión o la oblicuidad por lo que podría esperarse que produzca efectos más débiles. Sin embargo, muestran las observaciones que durante el último millón de años, el periodo del clima más fuerte es el ciclo de 100.000 años. Además, a pesar del ciclo de 100.000 año relativamente fuerte, algunos han defendido la idea de que la longitud del registro del clima es insuficiente establecer una relación estadísticamente significativa entre el clima y las variaciones de excentricidad .

El problema de la falta de un ciclo de 400.000 años

El problema de la falta de un ciclo de 400.000 años reside en que las variaciones de la excentricidad tienen un ciclo de 400.000 años . Ese ciclo no se ha encontrado en el clima. Si las variaciones de 100.0000 años tienen un efecto fuerte, las variaciones de 400.0000 también deberían descubrirse.

El problema de la causalidad

El problema de la causalidad ' se refiere a que el penúltimo periodo interglacial parece haber empezado 10.000 años antes que la variación en la radiación que supuestamente parece haberlo causado. Esto se llama el 'problema de causalidad ya que el efecto no puede ser anterior a la causa que lo provoca.

El efecto excede la causa

Se cree principalmente que los efectos de estas variaciones son debidos a las variaciones en la intensidad de radiación solar en las diferentes partes del globo. Las observaciones muestran que el comportamiento del clima es mucho más intenso que las variaciones calculadas. Se cree que las características del clima son sensibles a los cambios de la insolación, causando su amplificación (retroalimentación positiva) y también en casos aislados (retroalimentación negativa).

El problema de la falta de los ciclos de 95 y 125 mil años

El problema de la falta de los ciclos de 95 y 125 mil años se refiere al hecho que la excentricidad tiene las variaciones claras en ciclos de 95.000 y 125.000 años. Un registro suficientemente largo, y bien datado de cambio del clima se deben poder detectar ambas frecuencias, pero el clima muestra sólo una frecuencia consistente con el ciclo de los 100.000 años. Es discutible si la calidad de datos existentes debe ser suficiente resolver ambas frecuencias.

El problema de la transición

El problema de la transición es un término que se refiere a un importante cambio en la frecuencia de variación del clima sucedido entre 1 a 3 millones de años atrás. En aquella época el clima tenía un periodo dominante de 41.000 años, similar al ciclo de variación de la oblicuidad. Después y durante el último millón de años, esto cambió a un ciclo de 100.000 años similar a las variaciones periódicas de excentricidad.

Las condiciones actuales

retroalimentación negativa La cantidad de radiación solar (insolación) en el Hemisferio Norte a los 65°N parece estar relacionadas con la ocurrencia de una edad de hielo. Los cálculos astronómicos muestran que la insolación en verano a 65°N debe aumentar gradualmente durante los próximos 25.000 años, y que ningún declive de la insolación en verano a 65°N es suficiente para causar una edad de hielo que se esperan en los próximos 50.000 a 100.000 años. En la actualidad el verano del hemisferio sur ocurre durante el perihelio y su invierno durante el afelio. Así las estaciones del Hemisferio del sur deben tender a ser algo más extremas que las estaciones del Hemisferio Norte. La excentricidad relativamente baja de de la órbita actual cifra en un 6.8% la diferencia en la cantidad de radiación solar durante verano en los dos hemisferios.

El futuro

Desde que las variaciones orbitales son predecibles, si uno tiene un modelo que relaciona las variaciones orbitales al clima, es posible "predecir" el clima futuro. Dos advertencias son necesarias: primeramente, el efecto antropogenico causa el (calentamiento global) fundamentalmente con más influencia más grande, por lo menos a corto término, y en segundo lugar no desde el mecanismo hay ningún modelo bueno que relacione el clima y la variación orbital de la Tierra. Un estudio de Imbrie e Imbrie en 1980 determinó que ignorando efecto antropogenico y otras posibles fuentes de variación que actúa a frecuencias superiores a las que un ciclo de 19.000 años, hay una tendencia a largo plazo hacia el frío que empezó hace unos 6.000 años y continuará durante los próximos 23.000 años". Sin embargo el reciente trabajo de Berger y Loutre sugiere que el clima caluroso actual pueda durar otros 50.000 años.

Enlaces externos

- [http://www.homepage.montana.edu/~geol445/hyperglac/time1/milankov.htm Ciclos de Milankovitch y Glaciación]
- [http://www.agu.org/revgeophys/overpe00/node6.html Ciclos Milankovitch]
- [http://muller.lbl.gov/pages/IceAgeBook/IceAgeTheories.html Historia de la adopción de la hipótesis de Milankovitch y alternativas]
- [http://muller.lbl.gov/papers/sciencespectra.htm Más detalle sobre la oblicuidad orbital y los modelos del clima]
- [http://www.museum.state.il.us/exhibits/ice_ages/insolation_graph.html El gráfico de variación en la insolación] Los ciclos de 20.000 año, 100.000 año, y 400.000 años son claramente visibles
- Movimientos de la Tierra
- Clima
- Cambio climático
- Milutin Milankovich categoría:Climatología categoría:Astronomía

Holoceno

El Holoceno es el último y actual período geológico. Corresponde con el fin de la última glaciación hace aproximadamente 11.550 años (cerca a 9600 adC), que provocó el aumento del nivel del mar. Esto hizo que Indonesia, Japón y Taiwán se separaran de Asia; el Reino Unido, de Europa y Nueva Guinea y Tasmania, de Australia. Además, produjo la formación del Estrecho de Bering. Los cambios en el medio ambiente provocaron una serie de alteraciones en la economía de los cazadores-recolectores, que desembocarían en el mesolítico, al desaparecer la megafauna del Pleistoceno. Se domesticó al lobo, convirtiendo al perro en un auxiliar fundamental para la caza menor. Se adoptaron también el arco y las flechas, y los arpones.
- Geología histórica Categoría:Geología ja:完新世 ko:홀로세

Luminosidad

En Física de partículas se define la luminosidad instantánea como el número de partículas por unidad de superficie y por unidad de tiempo en un haz. Se mide en unidades inversas de sección eficaz por unidad de tiempo. Al integrar esta cantidad durante un periodo de tiempo se obtiene la luminosidad integrada, la cual se mide en unidades inversas de sección eficaz (como por ejemplo el pb^-1). Cuanto mayor es esta cantidad mayor es la probabilidad de que se produzcan sucesos interesantes en un experimento de altas energías. Dado un proceso cuya sección eficaz, σ, conocemos, para una luminosidad integrada, L, dada, podemos estimar el número de veces que se va a producir ese suceso simplemente multiplicando ambas cantidades: : Número de sucesos = L × σ ---- En Astronomía, la luminosidad es la cantidad de energía por unidad de tiempo emitida en todas direcciones por un cuerpo celeste. Está directamente relacionada con la magnitud absoluta. Habitualmente se suele medir por comparación con la luminosidad del Sol. Categoría:Física ja:光度 (天文学)

Radiación

En Física, la radiación es un modo de propagación de la energía a través del espacio, de forma análoga a la luz. La radiación, propiamente dicha, se refiere a la transportada por ondas electromagnéticas, llamada, en consecuencia, radiación electromagnética. No obstante, se utiliza esta expresión también para referirse al movimiento de partículas a gran velocidad en el medio, con apreciable transporte de energía, que recibe el nombre de radiación corpuscular. Si el transporte de energía es suficientemente elevado como para provocar ionización en el medio circundante, se habla de radiación ionizante. Aunque no es del todo correcto, es habitual emplear la palabra radiación, por extrapolación, para referirse a las radiaciones ionizantes.

Tipos de radiaciones

- radiación ionizante
- radiación de Cerenkov
- radiación corpuscular
- radiación electromagnética
- radiación solar
- radiación de supervoltaje ---- En Anatomía, se utiliza el término radiación para referirnos a una estructura que diverge desde un centro común:
- radiación acústica
- radiación del cuerpo calloso
- radiación estríotalámica
- radiación óptica
- radiación piramidal
- radiación talámica
- radiación tegmentaria Categoría:Física Categoría:Climatización ja:放射線 ko:방사선

Glaciación

Se denomina Glaciación al enfriamiento producido en la Tierra, originada a partir de veranos frescos e inviernos rigurosos. La nieve acumulada durante el invierno, no termina de derretirse en el verano debido a la congelación. La absorción de calor es menor, por lo que año tras año va aumentando la superficie de la capa de hielo, extendiéndose por los alrededores. Este fenómeno lleva parejo el descenso del nivel del mar. Las glaciaciones están producidas por la unión de varios factores como son: Las variaciones orbitales de la Tierra también conocidos por ciclos de Milankovich, la atmósfera y la deriva continental. Las glaciaciones se caracterizan por el frío, clima húmedo y gruesas capas de hielo que se extienden desde cada uno de los polos, los glaciares de montaña o alpinos se extienden por zonas de baja altitud y en todas latitudes, los niveles de los mares descienden debido a las grandes cantidades de agua marina acumuladas en los casquetes polares, también se sabe que las glaciaciones influyen en las corrientes oceánicas interrumpiendolas en algunas de ellas, los periodos entre glaciaciones se denominan interglaciares y el actual en el que nos encontramos se llama flandrian. Categoría:Climatología Categoría:Glaciares

Hemisferio

Etimología

- Proviene del latín y a su vez del griego; de hemi= medio y sphaira= esfera

Definición

Hemisferio es cada una de las mitades en que un plano que pasa por el su centro divide una esfera. En la Tierra se consideran los hemisferios a partir de la Línea del Ecuador. Al norte, el llamado hemisferio boreal o hemisferio norte, y al sur el llamado hemisferio austral o hemisferio sur. También, a partir del Meridiano de Greenwich (longitud 0°), se divide a la Tierra en un hemisferio oriental y un hemisferio occidental. Los mismos conceptos se aplican a la esfera celeste. Ver también: Hemisferios de Magdeburgo, aparato de experimento. Categoría:Geografía

Excentricidad

Matemáticas

En matemáticas y geometría la excentricidad es un parámetro que determina el grado de desviación de una sección cónica con respecto a una circunferencia. Es un parámetro importante en la definición de las elipses. La excentricidad e de una elipse de semieje mayor a y semieje menor b es:

e = \sqrt.

Valores de la excentricidad en secciones cónicas:
- La excentricidad de una circunferencia es cero.
- La excentricidad de una elipse es mayor que cero y menor que 1.
- La excentricidad de una parábola es 1.
- La excentricidad de una hipérbola es mayor que 1.

Astronomía

Los cuerpos ligados gravitacionalmente entre sí describen órbitas en forma de elipse. La excentricidad de la órbita de un objeto se calcula de acuerdo con la fórmula anterior y expresa el grado de desviación con respecto a una órbita circular.

Otros

En el lenguaje común se utiliza el concepto de excentricidad para referirse al comportamiento inusual o extraño de una persona. Categoría:Matemáticas Categoría:Astronomía

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

Glaciación

Elipse

Existen tres maneras (por lo menos) de definir las elipses:
- Una elipse es una de las secciones cónicas.
- Sean F y F' dos puntos del plano, y sea d una longitud mayor que la distancia entre F y F'. :La elipse de focos F, F' y de parámetro d es el lugar geométrico de los puntos del plano tales que la suma de las distancias de M a los focos es constante e igual a d: :

F M + F' M = d \,

- En un sistema de coordenadas ortonormales, una elipse es el conjunto de puntos definidos por la ecuación: :

\frac + \frac = 1 \,

:donde a > 0 y b > 0 son los semiejes de la elipse (a correponde al eje de las abscisas, b al de las ordenadas). El origen O es la mitad del segmento [FF'].

Equivalencias

Cuando se define un mismo objeto de varias maneras distintas, es deseable demostrar que las distintas definiciones son equivalentes, o por lo menos dar indicios sobre como pasar de una a otra. Después de ver como están vinculados los parámetros a, b, d y FF', se demostrará que las definiciones geométricas equivalen ambas a la definición algebraica, que es la más práctica para hacer cálculos. A partir de los focos F y F', escojamos un sistema de coordenadas ortonormales así: el origen O es la mitad de [FF´], con F' del lado positivo. Sea c la semidistancia focal. Entonces F(-c, 0) y F'(c,0).
- Cuando el punto M está sobre el eje de las abscisas, por ejemplo en M₁, entonces d = FM₁ + F'M₁ = (FO + OM₁ ) + (OM₁ - OF') = 2·OM₁ = 2a, por definición de a. Entonces d/2 = a.
- Cuando M está sobre el eje de las ordenadas, por ejemplo en M₀, se puede aplicar el teorema de Pitágoras en los triángulos OFM₀ y OF'M₀, lo que da, con d = FM₀ + F'M₀ = 2FM₀ , (d/2)² = OM₂² + OF² = b² + c².
Igualando los dos resultados , se obtiene : a² = b² + c² (en la figura, a = 5 , b = 4 y c = 3, en cm). Luego, F'M + FM = k equivale a: :

\sqrt + \sqrt = 2a

Tomando cuadrados: :

(x-c)^2 + y^2 + (x+c)^2 + y^2 + 2\sqrt\sqrt = 4a^2

Aislando las raíces y dividiendo por dos: :

\sqrt = 2a^2 - (x^2 + y^2 + c^2)

Factorizando y simplificando con

c^2 = a^2 - b^2

\sqrt = a^2 +b^2 -x^2 -y^2

Tomando de nuevo los cuadrados: :

\left(x^2 + c^2 + y^2\right)^2 - \left(2cx\right)^2 = \left(a^2 +b^2 -x^2 -y^2 \right)^2

Transponiendo: :

\left(x^2 + c^2 + y^2\right)^2 - \left(a^2 +b^2 -x^2 -y^2 \right)^2 = \left(2cx\right)^2

Factorizando: :

(c^2 + a^2 + b^2)(2x^2 + 2y^2 + c^2 - a^2 - b^2) = \left(2cx\right)^2

Sustituyendo

c^2 = a^2 - b^2

: :

2a^2(2x^2 + 2y^2 - 2b^2) = 4c^2x^2

Simplificando por 4: :

a^2(x^2 + y^2 - b^2) = c^2x^2

Desarrollando y tranponiendo: :

(a^2 - c^2)x^2 + a^2y^2 = a^2b^2

Sustituyendo nuevamente

c^2 = a^2 - b^2

: :

b^2x^2 + a^2y^2 = a^2b^2

Finalmente, dividiendo por

a^2b^2

\frac + \frac = 1

Acabamos de demostrar que las definiciones 2 y 3 son equivalentes. Queda por demostrar que lo son también las 1 y 3. Esto se hace traduciendo la primera definición a un lenguaje algebraico. La cónica de referencia es la que tiene como ecuación, en el espacio:x² + y² = z², en un sistema de coordenadas ortonormales. Un plano no vertical tendrá como ecuación z = αx + βy + γ. Para que la sección sea una elipse y no una hipérbola o una parábola, es preciso que su inclinación con relación al plano horizontal sea menor que la del borde de la cónica (la recta que genera la cónica por rotación). Esto equivale a: |α| < 1 y |β| < 1. Este resultado se obtiene mirando el plano y la cónica en los planos x = 0 e y = 0. Mediante una rotación, lo que no cambia la naturaleza de la forma, es posible imponer que uno de los factores α o β sea nulo (equivale a buscar un vector horizontal en el plano). Entonces α·β = 0. La intersección tiene como ecuación : x² + y² = (αx + βy + γ)². Al desarollarla, obtenemos : (1 - α²)·x² + (1 - β²)·y² = δx + εy + ζ Se ha aislado los términos de segundo grado. Como α·β = 0, el término en x·y, α·β·x·y desaparece.
Lo importante aquí es que los factores (1 - α² y (1 - β²) son ambos estrictamente positivos. Si fuesen de signo contrario, se trataría de una hipérbola, y si uno fuese nulo, de una parábola. Con una translación (por un cambio de variable) se hace desaparecer los términos de primer grado: (1 - α²)·X² + (1 - β²)·Y² = ω . Si ω = 0 se obtiene un conjunto reducido a un punto; es una sección de la cónica, de hecho es una elipse (y un círculo) que corresponde (tomando alguna libertad) a a = 0 y b = 0 en nuestra ecuación reducida. No vale la pena cambiar de ecuación para incluir este caso sin interés. Si ω > 0, se cambia de escala multiplicando los vectores unitarios por √ω lo que divide las coordenadas por el mismo factor, y obtenemos:
(1 - α²)·X² + (1 - β²)·Y² = 1; , que equivale a la tercera definición, con a = 1/√(1 - α²) y b = 1/√(1 - β²). La dos definiciones geométricas equivalen a la algebraica, y por lo tanto son equivalentes entre sí.

Propiedades

- ecuación paramétrica: La elipse anterior tiene como ecuación paramétrica x = a·cos θ, y = b·sen θ, con θ describiendo el intervalo [0;2π). (NOTAR que θ no es el ángulo que forma OM con OM₁)
- La tangente a la elipse en el punto M (x_o, y_o ) admite como ecuación: x·(x - x_o)/a² + y·(y - y_o)/b² = 0, que se escribe también: x·x_o/a² + y·y_o/b² = 1 (que se obtiene con el método de desdoblamiento de las variables).
- La excentricidad de la elipse es ε = c/a.
- El área interior a la elipse es π·a·b.
- La circunferencia es una elipse en la que a = b.
- En mecánica celeste, un cuerpo sometido a la atracción gravitatoria de otro y que gira a su alrededor, describe una órbita elíptica. Uno de los focos de la elipse coincide con el cuerpo atractor. La excentricidad de la trayectoria depende de las condiciones iniciales.

Véase también

- Sección cónica
- Leyes de Kepler Categoría:Curvas ja:楕円 ko:타원

Precesión

(verde).]] La precesión es el movimiento de la Tierra similar, aunque enormemente más lento, al que realiza la parte superior de una peonza, o trompo, al girar, cuando su eje de rotación no es vertical. Debido a este movimiento la posición que indica el eje de la Tierra en la esfera celeste se desplaza recorriendo una circunferencia completa cada 25800 años, ciclo que se denomina año platónico. El círculo de la precesión tiene su centro en el polo de la eclíptica. Como consecuencia del movimiento de precesión la posición de los polos celestes cambia continuamente. La precesión está causada por la fuerza gravitatoria de la Luna, el Sol y el resto de planetas sobre el abultamiento ecuatorial de la Tierra. El cambio en la dirección del eje de rotación de la Tierra provoca una variación del plano del ecuador y, por tanto, de la línea de corte de dicho plano con la eclíptica. Esta línea señala en la esfera celeste la dirección del punto Aries, que retrograda sobre la eclíptica, fenómeno denominado precesión de los equinoccios.

Véase también

- Movimientos de la Tierra
- Nutación
- Rotación
- Traslación
- Precesión lunisolar
- Precesión planetaria Categoría:Astronomía

Precesión de los equinoccios

imagen:precesion.jpg
Precesión Equinoccios.

El polo norte forma con el polo de la ecliptíca un ángulo de 23º 26' gírando el polo norte celeste, en sentido retrógrado, alrededor de él en 25.780 años (fenómeno denominado Precesión de los equinoccios). Como consecuencia de ello:
- El polo norte celeste se mueve en relación a las estrellas, siendo ahora la estrella polar alfa de la Osa Menor.
- El punto Aries, intersección del ecuador con la eclíptica, retrograda sobre el ecuador en el mismo periodo, es decir, 50,25" por año. A principios de la Era cristiana el Sol se proyectaba al comienzo de la primavera en la constelación de Aries. Actualmente, 2000 años después, ha girado un ángulo = 50,2511 x 2000 = 27,92º, proyectándose en Piscis. Categoría:astronomía ja:歳差 ko:세차운동

1842

Siglo: Tabla anual siglo XIX (siglo XVIII - siglo XIX - siglo XX) Década: Años 1810 - Años 1820 - Años 1830 - Años 1840 - Años 1850 - Años 1860 - Años 1870 Años: 1837 1838 1839 1840 1841 - 1842 - 1843 1844 1845 1846 1847 ----

Acontecimientos:

- 3 de diciembre - Baldomero Espartero ordena el bombardeo de Barcelona hasta la rendición de la Junta sublevada.

Arte y literatura

- Nikolái Gógol - Las almas muertas.

Nacimientos:

- 23 de febrero - Eduard von Hartmann, filósofo alemán.
- 1 de marzo - Fermín Salvochea, anarquista español.
- 2 de abril - Santo Domingo Savio.
- 12 de mayo - Jules Massenet, compositor de ópera francés.
- 9 de diciembre - Pedro Kropotkin, anarquista ruso.
- 6 de septiembre - Valentín Virasoro, gobernador, diputado y senador correntino.
- 12 de noviembre - John William Strutt, físico británico, premio Nobel de Física de 1904.

Fallecimientos:

- 23 de marzo - Stendhal, (Marie Henri Beyle), escritor francés.
- 3 de octubre - Vicente Emparan, militar español. ---- Si realiza alguna aportación en este sentido, le rogamos que consulte previamente la sección de plantillas de cronología, para así lograr una coherencia entre todos los autores. Categoría: Siglo XIX ko:1842년 ms:1842 simple:1842

Equinoccio

Equinoccio: es cada uno de los dos puntos de la esfera celeste en los que la eclíptica corta al ecuador celeste. Durante los equinoccios el Sol está situado sobre el ecuador celeste , teniendo la noche y el día la misma duración en todo el mundo. Sol el día del Equinocio]] La palabra equinoccio viene del latín y significa noche igual.
- Equinoccio carnal: En el hemisferio norte es el equinoccio que se produce alrededor del 21 de marzo cuando el Sol cruza el ecuador celeste, pasando del hemisferio sur al norte. La declinación solar es cero pasando de negativa a positiva.
- Equinoccio de otoño En el hemisferio norte es el equinoccio que se produce alrededor del 23 de septiembre cuando el Sol cruza el ecuador celeste pasando del hemisferio norte al sur. La declinación solar es cero pasando de positiva a negativa. En el hemisferio del sur, estos nombres se intercambian. Los equinoccios también pueden considerarse como dos puntos en el cielo. Son los puntos donde el ecuador celeste corta a la eclíptica. Dos veces al año, el sol, haciendo su movimiento aparente anual sobre la eclíptica, cruza el plano del ecuador de la Tierra. Estos dos puntos son los equinoccios. Se llaman respectivamente punto vernal o Aries y punto autumnal o Libra. El instante en que el sol atraviesa cada punto del equinoccio puede calcularse con exactitud. El equinoccio realmente es un momento particular, en lugar de un día entero.

Movimiento diurno del sol

En los equinoccios el sol sale exactamente por el Este y se pone exactamente por el Oeste, siendo la longitud del día igual a la longitud de la noche. En el movimiento diurno media circunferencia ocurre por arriba del horizonte (día) y la otra media por debajo (noche).

El equinoccio de marzo

En el polo Norte el sol pasa de una noche de 6 meses de duración a un día de 6 meses. En el Círculo polar ártico el sol culmina al Sur, dónde alcanza su altitud máxima de 23°. En el Trópico de Cáncer el sol culmina al Sur, dónde alcanza su altitud máxima de 67°. En el ecuador el sol ese día describe un semicírculo máximo del este al oeste pasando por el cenit, del lugar. En el Trópico de Capricornio el sol culmina al Norte, dónde alcanza su altitud máxima de 67°. En el Círculo polar antártico el sol culmina al Norte, dónde alcanza su altitud máxima de 23°. En el polo Sur el sol pasa de un día de 6 meses de duración a una noche de 6 meses.

El equinoccio de septiembre

En el polo Norte el sol pasa de un día de 6 meses de duración a una noche de 6 meses. En el Círculo polar ártico el sol culmina al Sur, dónde alcanza su altitud máxima de 23°. En el Trópico de Cáncer el sol culmina al Sur, dónde alcanza su altitud máxima de 67°. En el ecuador el sol ese día describe un semicírculo máximo del este al oeste pasando por el cenit, del lugar. En el Trópico de Capricornio el sol culmina al Norte, dónde alcanza su altitud máxima de 67°. En el Círculo polar antártico el sol culmina al Norte, dónde alcanza su altitud máxima de 23°. En el polo Sur el sol pasa de un noche de 6 meses de duración a un día de 6 meses.

Véase también

- Solsticio
- Precesión Categoría: Astronomía ja:分点

Solsticio

Solsticio es un término astronómico relacionado con la posición del Sol en el ecuador celeste. El nombre proviene del latín solstitium (sol sistere o sol quieto). Los solsticios son aquellos momentos del año en los que el Sol alcanza su máxima posición meridional o boreal. En el solsticio de verano del hemisferio Norte el Sol alcanza el cénit al mediodía sobre el Trópico de Cáncer y en el solsticio de invierno alcanza el cénit al mediodía sobre el Trópico de Capricornio. Las fechas del solsticio de invierno y del solsticio de verano están cambiadas para ambos hemisferios. A lo largo del año la posición del Sol visto desde la Tierra se mueve hacia el Norte y el Sur. Los solsticios son los momentos del año en los que la posición del Sol sobre la esfera celeste alcanza sus posiciones más boreales o australes. Los solsticios son los dos puntos de la esfera celeste en la que el Sol alcanza su máxima declinación norte ( + 23º 26') y su máxima declinación sur (-23º 26') con respecto al ecuador celeste. La existencia de los solsticios está provocada por la inclinación axial del eje de la Tierra. En los solsticios la longitud del día y la altura del Sol al mediodía son máximas (en el solsticio de verano) y mínimas (en el solsticio de invierno) comparadas con cualquier otro día del año. En la mayoría de las culturas antiguas se celebraban festivales conmemorativos de los solsticios. Las fechas de los solsticios son idénticas al paso astronómico de la primavera al verano y del otoño al invierno.

Movimiento diurnal del Sol

En el solsticio, la longitud del día y la altitud del Sol a mediodía son máximas o mínimas por todo el año.

El Solsticio de Junio

En el polo Norte el sol circula el cielo a una altitud constante de 23°. En el Círculo polar ártico el centro del Sol solamente toca el horizonte del Norte sin ponerse. El sol culmina al Sur, dónde alcanza su altitud máxima de 47°. Es el solo día en que el sol se mantiene sobre el horizonte por 24 horas. En el Trópico de Cáncer el sol sale 26° Norte del Este. Culmina al cenit, y se pone 26° Norte del Oeste. El sol está sobre el horizonte por 13,4 horas. En el ecuador el sol sale 23° Norte del Este. Culmina al Norte, dónde alcanza su altitud máxima de 67°. Se pone 23° Norte del Oeste. El sol está sobre el horizonte por 12 horas. En el Trópico de Capricornio el sol sale 26° Norte del Este. Culmina al Norte, dónde alcanza su altitud máxima de 43°. Se pone 26° Norte del Oeste. El sol está sobre el horizonte por 10,6 horas. En el Círculo polar antártico el centro del Sol solamente toca el horizonte del Norte sin salir. Es el solo día en que el sol se mantiene abajo del horizonte por 24 horas. En el polo Sur el sol nunca sale, siempre manteniéndose 23° abajo del horizonte.

El Solsticio de Diciembre

En el polo Norte el sol nunca sale, siempre manteniéndose 23° abajo del horizonte. En el Círculo polar ártico el centro del Sol solamente toca el horizonte del Sur sin salir. Es el solo día en que el sol se mantiene abajo del horizonte por 24 horas. En el Trópico de Cáncer el sol sale 26° Sur del Este. Culmina al Sur, dónde alcanza su altitud máxima de 43°. Se pone 26° Sur del Oeste. El sol está sobre el horizonte por 10,6 horas. En el ecuador el sol sale 23° Sur del Este. Culmina al Sur, dónde alcanza su altitud máxima de 67°. Se pone 23° Sur del Oeste. El sol está sobre el horizonte por 12 horas. En el Trópico de Capricornio el sol sale 26° Sur del Este. Culmina al cenit, y se pone 26° Sur del Oeste. El sol está sobre el horizonte por 13,4 horas. En el Círculo polar antártico el centro del Sol solamente toca el horizonte del Sur sin ponerse. El sol culmina al Norte, dónde alcanza su altitud máxima de 47°. Es el solo día en que el sol se mantiene sobre el horizonte por 24 horas. En el polo Sur el sol circula el cielo a una altitud constante de 23°.

Véase también

- Equinoccio

Enlaces externos

- [http://www.meridiano98.org.mx/articulos/solsticio-invierno.html Solsticios de invierno y verano.] (Numerosos gráficos sobre la geometría de los solsticios). Categoría: Astronomía

Perihelio

Perihelio:(De peri- y el griego ηελιo;ς, el Sol). Punto de la órbita de un planeta alrededor del Sol donde el planeta tiene la mínima distancia con el Sol. Se representa por q. Si a es la distancia media y e la excentricidad q=a (1-e)

Véase también

- afelio
- año anómalo Categoría:Astronomía

Primavera

] La primavera es una de las cuatro estaciones de las zonas templadas. Astronómicamente, comienza con el equinoccio de primavera (entre el 20 y el 21 de marzo en el hemisferio norte, y entre el 22 y el 23 de septiembre en el hemisferio sur), y termina con el solsticio de verano (alrededor del 21 de junio en el hemisferio norte y el 21 de diciembre en el hemisferio sur). Sin embargo, a veces es considerada como los meses enteros de marzo, abril y mayo en el hemisferio norte y septiembre, octubre y noviembre en el hemisferio sur. Durante la primavera los días se van haciendo más largos, el sol sale un minuto antes y se pone otro minuto antes, cada día. En Argentina el Día de la Primavera se celebra el 21 de septiembre (con uno o dos días de anticipación a la fecha astronómica). En Perú el 23 de septiembre se celebra el Día de la Primavera y la Juventud.

Véase también

- Estación del año
- Verano
- Otoño
- Invierno Categoría:Meteorología Categoría:Estación del año Categoría:Astronomía als:Frühling ja:春

Océano

:Este artículo trata sobre el océano como masa de agua. Para el dios griego vea Océano (mitología) Océano (mitología) Se denomina océano a la parte de la superficie terrestre ocupada por el agua marina. El océano está dividido por los continentes y grandes archipiélagos en cinco partes, que a su vez también se llaman océanos:
- Océano Pacífico
- Océano Atlántico
- Océano Índico
- Océano Ártico
- Océano Antártico Los océanos Pacífico y Atlántico a menudo se distinguen en Norte y Sur: Atlántico Norte, Atlántico Sur, Pacífico Norte y Pacífico Sur. Océano Antártico]

Superficie y características

Los océanos cubren el 71 % de la superficie terrestre, siendo el Pacífico el mayor. La profundidad de los océanos en comparación con su superficie, es escasa. La parte más profunda se encuentra en la fosa de las Marianas alcanzando los 11.000 metros de profundidad.

El agua de mar

Contiene sustancias sólidas en disolución, siendo las más abundantes el sodio y el cloro que, en su forma sólida se combina para formar el cloruro de sodio o sal común, y junto con el magnesio, el calcio y el potasio constituyen cerca del 90 % de los elementos disueltos en el agua de mar. Además hay otros elementos pero en cantidades ínfimas.

Salinidad del agua

La salinidad depende de la cantidad proporcional de sales que contiene. Aproximadamente una media del 3,5 % del volumen del agua, corresponde a sustancias en disolución. Si hay mucha evaporación, desaparece una mayor cantidad de agua, quedando las sustancias disueltas, por lo que aumenta la salinidad. Esta es escasa en las regiones polares, en especial en el verano cuando el hielo se diluye en el agua. En mares como el Báltico, también hay poca salinidad. Báltico Cabe destacar que en su gran extensión, el oceano presenta todos y cada uno de los elementos químicos naturales existentes, bien sea por escorrentia de estos en los continentes o reservas existentes en él La mayor parte del agua en la Tierra, el 94 %, se encuentra en los océanos, de la que se evapora una mayor cantidad de agua pura que aquella que retorna en forma de precipitaciones. El volumen de agua de los océanos permanece inalterable ya que estos reciben agua a través de los ríos.

Composición

Disueltos en el agua existen prácticamente todos los elementos, en una cantidad infima, pero al tener ese volumen tan colosal los océanos, estos constituyen unas reservas de materias primas inagotables, pero a excepción del Cloruro sódico, la sal común, ofrece poca rentabilidad su extracción.
En gramos por litro:

Las olas

Raramente el agua de mar se encuentra quieta, se mueve en olas, mareas o corrientes. Las olas se deben al viento que sopla sobre la superficie. La altura de una ola está dada por la velocidad del viento, del lapso en que ha soplado y de la distancia que ha recorrido la ola. La ola más alta registrada fue de 34 metros, pero generalmente son mucho más bajas. Desempeñan un papel fundamental en la formación de las costas.

Tsunamis

Son un tipo de olas cuyo origen no tiene relación con los vientos sino con los terremotos o la erupción de volcanes submarinos. Desplazan grandes cantidades de agua con gran rapidez modificando la superficie del mar y creando olas que se alejan de la zona del terremoto del volcán. Llegan a viajar a 750 km/h. En mar abierto provocan pocos daños, ya que tienen poca altura (menos de 1 metro). En aguas poco profundas disminuye su velocidad aumentando su altura hasta los 10 metros o más y suelen causar daños catastróficos al llegar a la costa.

Mareas

Las mareas son provocadas por la atracción gravitatoria que ejercen la Luna y el Sol. La atracción es mayor en la cara de la Tierra que está frente a la Luna, provocando un pleamar o marea alta. El Sol, por estar a una mayor distancia, produce un menor efecto que la Luna.

Mareas vivas

Se denominan mareas vivas aquellos momentos en los cuales se produce la máxima atracción, y se forma cuando la Luna y el Sol se encuentran frente a frente, o en la cara opuesta de la Tierra. Estas mareas se producen cada 14 días.

Aguas muertas

Son mareas suaves que se producen cuando la Luna y el Sol forman un ángulo recto con la Tierra, porque las atracciones de ambos, al ser en direcciones opuestas, se anulan. Estas mareas se producen en la mitad de los períodos comprendidos entre dos mareas vivas.

Amplitud de la marea

Es la diferencia entre los niveles de pleamar y bajamar. Varían según el lugar, desde menos de 1 metro en el mar Mediterráneo y el golfo de México, a 14,5 metros en la bahía de Fundy, en la costa oriental de Canadá.

Las corrientes

Las corrientes próximas a la superficie de los océanos, son impulsadas por los vientos, que las arrastran con ellos. Se desplazan a menor velocidad que el viento y no tienen la misma dirección que ellos, ya que se tuercen hacia un lado por efecto de la rotación de la Tierra o fuerza de Coriolis. Cambiando de dirección hacia la derecha de su trayectoria en el hemisferio boreal y hacia la izquierda en el hemisferio austral Las corrientes tienen una influencia importante en el clima, por ejemplo, la corriente del Golfo o corriente Gulf Stream, que nace en el Caribe, proporcionan a la zona noroeste de Europa unos inviernos más benignos. Las 27 corrientes oceánicas son:
Corriente ecuatorial del Norte, corriente ecuatorial del Sur, contracorriente ecuatorial, deriva deptentrional del Pacífico, deriva septemtrional del Atlántico, corriente de Noruega, corriente de Spitzberg, corriente de Irminger, corriente circunatlántica, corriente de Alaska, corriente de Groenlandia, corriente del Labrador, corriente de las Kuriles, corriente de las Kuriles, corriente de las Malvinas, corriente de las Canarias, corriente de Benguela, corriente de California, corriente de Humboldt, corriente occidental de Australia, corriente del Golfo también llamada Gulf Stream, corriente Kuro-shio, corriente del Brasil, corriente de las Guayanas, corriente oriental de Australia, corriente de Somalia, corriente de Mozambique, corriente de las Agujas.

Morfología del fondo marino

El margen continental es la porción del fondo marino que está más próxima a tierra firme. Se divide en:
- plataforma continental
- talud continental
- borde continental
- dorsales oceánicas
- planicies abisales
- volcanes submarinos
- fosas oceánicas o abisales

Plataforma continental

Es también llamada plataforma submarina y es la menos profunda, llega a los 200 m. de profundidad, siendo bastante plana. El agua que la cubre suele contener vida marina en abundancia y la mayor parte de la pesca se realiza en esta zona. Aquí se encuentra la cuarta parte de la producción mundial de petróleo y gas procedente de las rocas que se encuentran debajo de estas plataformas.

Talud continental

La extensión del talud varía dependiendo del océano en que se encuentre. Tiene una pendiente mas pronunciada que la anterior y se situa entre los 200 hasta 2000 metros de profundidad aproximadamente. Es también llamado escarpadura o escarpa continental.

Borde continental

Se encuentra en la parte final del talud y marcaría el límite con los fondos oceánicos.

Dorsales océanicas

Son cadenas montañosas submarinas, vastas y escarpadas, generalmente ubicadas en el centro de los océanos. En promedio miden 1000 km de ancho con una altura de 3000 m. Forman un sistema más o menos conectado de 80.000 km de largo, recibiendo distintos nombres, por ejemplo, dorsal centroatlántica, dorsal de Reykjanes, dorsal del Pacífico Oriental.

Planicies abisales

Se forman entre las dorsales oceánicas y los márgenes continentales. Son zonas muy planas y uniformes, en torno a los 4000 m de profundidad.

Fosas abisales

Son las partes más profundas de los océanos, con una media de 7000 a 8000 m de profundidad, que pueden llegar a medir miles de kilómetros de largo. Categoría:Océanos ja:大洋 ko:대양 ms:Lautan simple:Ocean th:มหาสมุทร zh-min-nan:Hái-iûⁿ

Sistema Solar

El Sistema Solar está formado por el Sol, el conjunto de cuerpos que orbitan a su alrededor y el espacio interplanetario comprendido entre ellos. En la actualidad se conocen también más de una decena de sistemas planetarios orbitando otras estrellas, y más de un centenar de estrellas en las que se ha detectado la presencia de al menos un planeta.

Características generales

planeta Los planetas, la mayoría de los satélites y todos los asteroides orbitan alrededor del Sol en la misma dirección siguiendo órbitas elípticas en dirección antihoraria si se observa desde encima del polo norte del Sol. El plano aproximado en el que giran todos estos cuerpos se denomina eclíptica. Algunos objetos orbitan con un grado de inclinación especialmente elevado, como Plutón con una inclinación con respecto al eje de la eclíptica de 18º así como una parte importante de los objetos del cinturón de Kuiper. Según sus características, y avanzando del interior al exterior, los cuerpos que forman el sistema solar se clasifican en:
- Sol, una estrella de tipo espectral G2 que contiene más del 99% de la masa del sistema.
- Planetas. Divididos en planetas interiores, también llamados terrestres o telúricos, y planetas exteriores o gigantes. Entre estos últimos Júpiter y Saturno se denominan gigantes gaseosos mientras que Urano y Neptuno suelen nombrarse como gigantes helados. Todos los planetas gigantes tienen a su alrededor anillos.
- Satélites. Cuerpos mayores orbitando los planetas.
- Asteroides. Cuerpos menores concentrados mayoritariamente en el cinturón de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter.
- Objetos del cinturón de Kuiper. Objetos helados exteriores en órbitas estables.
- Cometas. Objetos helados pequeños provenientes de la Nube de Oort. El espacio interplanetario en torno al Sol contiene material disperso proveniente de la evaporación de cometas y del escape de material proveniente de los diferentes cuerpos masivos. El polvo interestelar está compuesto de partículas microscópicas sólidas. El gas interplanetario es un tenue flujo de gas y partículas cargadas formando un plasma que es expulsado por el Sol en el viento solar. El límite exterior del Sistema Solar se define a través de la región de interacción entre el viento solar y el medio interestelar originado de la interacción con otras estrellas. La región de interacción entre ambos vientos se denomina heliopausa y determina los límites de influencia del Sol. La heliopausa puede encontrarse a unas 100 UA (15.000 millones de kilómetros del Sol). Los diferentes sistemas planetarios observados alrededor de otras estrellas parecen marcadamente diferentes a nuestro sistema solar, si bien existen problemas observacionales para detectar la presencia de planetas de baja masa en otras estrellas. Por lo tanto, no parece posible determinar hasta qué punto nuestro sistema es característico o atípico entre los sistemas planetarios del Universo.

Estructura del Sistema Solar

Las órbitas de los planetas mayores se encuentran ordenadas a distancias del Sol crecientes de modo que la distancia de cada planeta es aproximadamente el doble que la del planeta inmediatamente anterior. Esta relación viene expresada matemáticamente a través de la ley de Titius-Bode, una fórmula que resume la posición de los semiejes mayores de los planetas un Unidades Astronómicas. En su forma más simple se escribe: :

a= 0.4 + 0.3\times k,

donde k = 0, 1, 2, 4, 8, 16, 32, 64, 128. En esta formulación la órbita de Mercurio se corresponde con (k=0) y semieje mayor 0.4 UA, y la órbita de Marte (k=4) se encuentra en 1.6 UA. En realidad las órbitas se encuentran en 0.38 y 1.52 UA. Ceres el mayor asteroide se encuentra en la posición k=8. Esta ley no ajusta todos los planetas (Neptuno está mucho más cerca de lo que se predice por esta ley. Por el momento no hay ninguna explicación de la ley de Titius-Bode y muchos científicos consideran que se trata tan solo de una coincidencia.

Objetos principales del Sistema Solar

Ceres

Estrella central

- Sol

Planetas

La siguiente tabla resume las características principales de los planetas del Sistema Solar.

Otros cuerpos menores

- Cinturón de asteroides ( Lista de asteroides, Ceres).
- Objetos transneptúnicos y cinturón de Kuiper ( Quaoar, 2003 UB313).
- Nube de Oort ( Cometa; Sedna). Entre los cuerpos menores del sistema solar los planetas menores son cuerpos con masa suficiente para redondear sus superficies. Antes del descubrimiento de 2060 Chiron y los primeros objetos transneptúnicos el término "planeta menor" era un sinónimo de asteroide. Sin embargo el término asteroide suele reservarse para los cuerpos rocosos pequeños del sistema solar interior. La mayoría de los objetos transneptúnicos son cuerpos helados como cometas aunque la mayoría de los que podemos descubrir a esas distancias son mucho mayores que los cometas. Los mayores objetos transneptúnicos son mucho mayores que los mayores asteroides. Los satélites naturales de los planetas mayores también tienen un amplio rango de tamaños y superficies siendo los mayores de ellos mucho mayores que los asteroides mayores. La siguiente tabla muestra las características más importantes de los principales cuerpos menores del Sistema Solar. Todas las características se dan con respecto a la Tierra.

Formación del Sistema Solar

Se da generalmente como precisa la formación del Sistema Solar hace unos 4500 millones de años a partir de una nube de gas y de polvo que formó la estrella central y un disco circumestelar en el que se formaron los diferentes planetas ( Nebulosa protosolar, Formación del Sistema Solar).

Investigación y exploración del Sistema Solar

Dada la perspectiva geocéntrica con la que los humanos percibimos el Sistema solar su naturaleza y estructura fueron durante mucho tiempo desconocidos. Los movimientos aparentes de los objetos del sistema solar, observados desde la Tierra, se consideraban lo movimientos reales de estos objetos alrededor de una Tierra estacionaria. Gran parte de los objetos del sistema solar no son observables sin la ayuda de instrumentos como el telescopio. Con la invención de éste comienza una era de descubrimientos (satélites galileanos; fases de Venus) en la que se abandona finalmente el sistema geocéntrico sustituyéndolo definitivamente por la visión copernicana del sistema heliocéntrico. La visión que teníamos de la naturaleza del sistema solar se fue ampliando con los sucesivos descubrimientos. En la actualidad el sistema solar es estudiado por telescopios terrestres, observatorios espaciales y misiones espaciales capaces de llegar hasta algunos de estos distantes mundos. Los cuerpos del sistema solar en los que se han posado sondas espaciales terrestres son: Venus, la Luna, Marte, Júpiter y Titán. Todos los cuerpos mayores del sistema solar han sido visitado por misiones espaciales incluyendo algunos cometas como el Halley y excluyendo Plutón.

Véase también

Exploración espacial

- Exploración del Sistema Solar.
- Programas y misiones espaciales.
- Lista de sondas interplanetarias estadounidenses.
- Xena: el décimo planeta.

Vida en el Sistema Solar

- Ecósfera
- Astrobiología
- Zona de habitabilidad

Enlaces externos

Páginas web con información general
- [http://www.solarviews.com/span/ Vistas del Sistema Solar].
- [http://www.nineplanets.org/ The Nine Planets] (Inglés).
- [http://photojournal.jpl.nasa.gov/index.html NASA Planetary Photojournal] (Web con imágenes del Sistema Solar obtenidas por misiones espaciales).
- [http://www.elsistemasolar.com.ar El Sistema Solar] (Sitio educativo de referencia con imagenes y contenidos multimedia) Programas informáticos de utilidad
- [http://celestia.sourceforge.net Celestia]. Programa libre de simulación espacial 3D OpenGL (Inglés).
- [http://space.jpl.nasa.gov/ Solar System Simulator]. (Inglés)

Referencias

- The New Solar System, J.K. Beatty, C. Collins Petersen y A. Chaikin, Cambridge University Press, (1999). ISBN 0933346867 Sky Publishing Corporation. category:Sistema solar ja:太陽系 ko:태양계 ms:Sistem suria simple:Solar system th:ระบบสุริยะ

Excentricidad

Matemáticas

e = \sqrt.

Astronomía

Otros

En el lenguaje común se utiliza el concepto de excentricidad para referirse al comportamiento inusual o extraño de una persona. Categoría:Matemáticas Categoría:Astronomía

Perihelio

Véase también

- afelio
- año anómalo Categoría:Astronomía

Albedo

El albedo es la cantidad, expresada en porcentaje, de radiación que incide sobre cualquier superficie y que se pierde o es devuelta. Las superficies claras tiene valores de albedo superior a las oscuras. El albedo medio de la Tierra es del 30-32% de la radiación que proviene del Sol. Es una medida de la tendencia de una superficie a absorber y reemitir una radiación incidente. En astronomía ofrece un medio indirecto de averiguar la naturaleza de un astro mediante la comparación de su albedo con el de materias conocidas: el más alto corresponde al del planeta Venus, el más bajo a algunos asteroides carbonáceos y así como a los satélites marcianos Fobos y Deimos. ---- En física nuclear, el albedo es la capacidad, por parte de una sustancia, de reflejar neutrones. Se mide por el cociente entre el número de neutrones reflejados y el número total de neutrones emitidos. Categoría:Magnitudes físicas ja:アルベド ko:반사율

Fusión

Fusión es un término que hace referencia a diferentes conceptos:
- Fusión (cambio de estado)
- Fusión nuclear
- Fusión Metamoru (técnica de combate de la serie de manga y anime Dragon Ball).
- Fusión musical

Júpiter (planeta)

Júpiter es el quinto planeta del Sistema solar. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos. Recibe su nombre del dios romano Júpiter (Zeus) en la mitología griega. Se trata del planeta que ofrece un mayor brillo a lo largo del año (aunque Venus puede ser más brillante dependiendo de su fase, al igual que Marte si se encuentra en una oposición favorable). Júpiter es el mayor de los planetas del Sistema Solar con una masa más de 310 veces la terrestre y un diámetro unas 11 veces el terrestre. Se trata de un planeta gaseoso formado principalmente por hidrógeno y helio sin una superficie interior definida. Entre los detalles atmosféricos se destaca la La Gran Mancha Roja, un enorme anticiclón situado en las latitudes tropicales del hemisferio sur, la estructura de nubes en bandas y zonas y la fuerte dinámica de vientos zonales con velocidades de hasta 140 m/s.

Características generales

Júpiter es el más masivo de los planetas del Sistema Solar. Su masa equivale a unas 2,5 veces la suma de la masas de todos los demás planetas juntos. Más de un centenar de planetas extrasolares han sido descubiertos con masas similares o superiores a la masa de Júpiter. Júpiter también posee la velocidad de rotación más rápida de los planetas del Sistema Solar: gira sobre su eje en poco menos de 10 horas. Esta velocidad de rotación se deduce a partir de las medidas de campo magnético del planeta. La atmósfera se encuentra dividida en regiones con fuertes vientos zonales con periodos de rotación que van desde las 9h 50m 30s en la zona ecuatorial a las 9h 55m 40s en el resto del planeta. El planeta es conocido por una enorme formación meteorológica, la Gran Mancha Roja, fácilmente vislumbrable por astrónomos aficionados dado su gran tamaño, superior al de la Tierra. Su atmósfera está permanentemente cubierta de nubes que permiten trazar la dinámica atmosférica y muestran un alto grado de turbulencia. Tomando como referencia al Sol Júpiter es el quinto planeta del Sistema Solar. Su órbita se sitúa aproximadamente a 5 UA, unos 750 millones de km del Sol.

Atmósfera

Bandas y Zonas

El aficionado inglés A. S. Williams hizo el primer estudio sistemático sobre la atmósfera de Júpiter en 1896. La atmósfera de Júpiter está dividida en cinturones oscuros llamados Bandas y regiones claras llamadas Zonas, todos ellos en la dirección de los paralelos. Las bandas y zonas delimitan un sistema de corrientes de viento alternantes en dirección con la latitud y en general de gran intensidad; por ejemplo, los vientos en el ecuador soplan a velocidades entorno a 100 m/s (360 km/h). En la Banda Ecuatorial Norte, los vientos pueden llegar a soplar a 140 m/s (500 km/h).

La Gran Mancha Roja

Sol.]] El científico inglés Robert Hooke observó en 1664 una gran formación meteorológica que podría ser la Gran Mancha Roja (conocida en inglés por las siglas GRS). Sin embargo no parecen existir informes posteriores de la observación de tal fenómeno hasta el siglo XIX. En todo caso, varía mucho tanto de color como de intensidad. Las imágenes obtenidas por el Observatorio Yerkes a finales del XIX muestran una mancha roja alargada, ocupando el mismo rango de latitudes pero con el doble de extensión longitudinal. A veces, es de un color rojo fuerte, y realmente muy notable, y en otras ocasiones palidece hasta hacerse insignificante. Históricamente en un principio se pensó que la gran mancha roja era la cima de una montaña gigantesca o una meseta que salía por encima de las nubes. Esta idea fue sin embargo desechada en el siglo XIX al constatarse espectroscópimante la composición de hidrógeno y helio de la atmósfera y determinarse que se trataba de un planeta fluído. El tamaño actual de la mancha roja es aproximadamente unas dos veces el de la Tierra. Meteorológicamente la Gran Mancha Roja es un enorme anticiclón muy estable en el tiempo. Los vientos en la periferia del vórtice tienen una intensidad cercana a los 400 km/h.

Estructura de nubes

Las nubes superiores de Júpiter están formadas probablemente de cristales congelados de amoníaco. El color rojizo viene dado por algún tipo de agente colorante desconocido aunque se sugieren compuestos de Azufre o fósforo. Por debajo de las nubes visibles Júpiter posee muy posiblemente nubes más densas de un compuesto químico llamado hidrosulfuro de amonio, NH₄SH. A una presión en torno a 5-6 bar de presión existe posiblemente una capa aún más densa de nubes de agua. Una de las pruebas de la existencia de tales nubes la constituyen la observación de descargas eléctricas compatibles con tormentas profundas a estos niveles de presión. Tales tormentas convectivas pueden en ocasiones extenderse desde los 5 bar hasta los 300-500 mbar, unos 150 km en vertical.

Estructura interna

En el interior del planeta el hidrógeno y el helio se comprimen progresivamente. El hidrógeno molecular se comprime de tal manera que se transforma en un líquido de carácter metálico a profundidades de unos 10.000 km con respecto a la superficie. Más abajo se espera la existencia de un núcleo rocoso formado principalmente por materiales helados y mas densos. La existencia de las diferentes capas viene determinada por el estudio del potencial gravitatorio del planeta medido por las diferentes sondas espaciales. De existir el núcleo interno probaría la teoría de formación planetaria a partir de un disco de planetesimales. Júpiter es tan masivo que todavía no se ha liberado del calor acumulado en su formación y posee por lo tanto una importante fuente interna de calor que ha sido medida de manera precisa y equivale a 5,4 W/m². Esto significa que el interior del planeta está mezclado de manera eficaz por lo menos hasta niveles cercanos a las nubes de agua a 5 bar.

Magnetosfera

planetesimal Júpiter tiene una magnetosfera extensa formada por un campo magnético de gran intensidad.El campo magnético de Júpiter podría verse desde la Tierra ocupando un espacio equivalente al de la Luna llena a pesar de estar mucho más lejos. El campo magnético de Júpiter es de hecho la estructura de mayor tamaño en el Sistema Solar. Las partículas cargadas son recogidas por el campo magnético joviano y conducidas hacia las regiones polares donde producen impresionantes auroras. Por otro lado las partículas expulsadas por los volcanes de la luna Ío forman un toroide de rotación en el que el campo magnético atrapa material adicional que es conducido a través de las líneas de campo sobre la atmósfera superior del planeta. campo magnético Se piensa que el orígen de la magnetosfera se debe a que en el interior profundo de Júpiter, el hidrógeno se comporta como un metal debido a la altísima presión. Los metales son, por supuesto, excelentes conductores de electrones, y la rotación del planeta produce corrientes, las cuales a su vez producen un extenso campo magnético. Las sondas Pioneer confirmaron la existencia del campo magnético joviano y su intensidad, más de 10 veces superior al terrestre conteniento más de 20.000 veces la energía asociada al campo terrestre. Los Pioneer descubrieron que la onda de choque de la magnetosfera joviana se extiende a 26 millones de kilómetros del planeta, con la cola magnética extendiéndose más allá de la órbita de Saturno. Las variaciones del viento solar originan rápidas variaciones en tamaño de la magnetosfera. Este aspecto fue estudiado por las sondas Voyager. También se descubrió que átomos cargados eran expulsados de la magnetosfera joviana con gran intensidad y eran capaces de alcanzar la órbita de la Tierra. También se encontraron corrientes electricas fluyendo de Júpiter a algunas de sus lunas, particulamente Ío y también en menor medida Europa.

Satélites

Satélites galileanos

Europa, Ganímedes y Calisto.]] Calisto Los principales satélites de Júpiter fueron descubiertos por Galileo Galilei razón por la que se les llama en ocasiones satélites galileanos. Reciben sus nombres de la mitología griega si bien en tiempos de Galileo se les denominaba por números románicos dependiendo de su orden de cercanía al planeta. El descubrimiento de estos satélites constituyó un punto de inflexión en la ya larga disputa entre el sistema heliocéntrico y el copernicano en el que era mucho más fácil explicar el movimiento y la propia existencia de los satélites naturales de Júpiter. Los cuatro satélites principales son muy distintos entre si. Ío, el más interior, es un mundo volcánico con una superficie muy joven y calentado por efectos de marea entre Júpiter y Europa. Europa, el siguiente satélite, es un mundo helado bajo el cual se especula la presencia de océanos líquidos de agua. Calisto y Ganímedes son satélites más alejados y de menor densidad formados en su mayor parte por hielos.

Satélites menores

Además de los mencionados satélites galileanos, las distintas sondas espaciales enviadas a Júpiter y observaciones desde la Tierra han ampliado el número total de satélites de Júpiter hasta 61: Estos satelites menores se pueden dividir en dos grupos:
- Grupo de Amaltea: Son cuatro satélites pequeños que giran en torno a Júpiter en órbitas internas a las de los satélites galileanos. Este grupo esta compuesto por (en órden de distancia) Metis, Adrastea, Amaltea y Tebe.
- Satélites irregulares: Es un grupo numeroso de satélites en órbitas muy lejanas de Júpiter; de hecho, están tan lejos de este que la gravedad del Sol distorsiona perceptiblemente sus órbitas. Con la excepción de Himalia, son satélites generalmente pequeños. A su vez, este grupo se puede dividir en dos, los progrados y retrógrados. La mayoría de estos objetos tienen un origen muy distinto al de los satélites mayores siendo posiblemente cuerpos capturados y no formados en sus órbitas actuales. Otros pueden ser los restos de impactos y fragmentaciones de cuerpos mayores anteriores. Miembros de este grupo incluyen a Aitné, Ananké, Autónoe, Caldona, Cale, Cálice, Calírroe, Carme, Elara, Erínome, Euante, Euporia, Eurídome, Harpálice, Hermipé, Himalia, Isonoe, Leda, Lisitea, Megaclite, Ortosia, Pasífae, Pasítea, Praxídice, Sinope, Sponde, Táigete, Temisto, Tione, Yocasta y otros 23 que no tienen aún nombre definitivo.

Sistema de anillos

Yocasta Júpiter posee un tenue sistema de anillos que fue descubierto por la sonda Voyager 1 en marzo de 1979. El anillo principal tiene unos 6500 km de anchura, orbita el planeta a cerca de 1000.000 km de distancia y tiene un espesor vertical inferior a la decena de kilómetros. Su espesor óptico es tan reducido que solamente ha podido ser observado por las sondas espaciales Voyager 1 y 2 y Galileo. Los anillos son inestables en escalas de tiempo de unos 1000 años por lo que éstos han de ser continuamente regenerados, quizás por el impacto de micrometeoroides con los satélites de Júpiter. Hay un anillo principal y dos anillos más tenues hacia el exterior denominados anillos de Gossamer. En el interior del anillo principal hay un halo de material difuso. Los anillos parecen estar compuestos de partículas oscuras de polvo. El color indica que se trata de partículas que han sido expuestas durante largo tiempo a la radiación solar y que se trata de un anillo viejo en comparación con las brillantes partículas de los anillos de Saturno.

Impacto del cometa SL9

1979] En julio de 1994 el cometa Shoemaker-Levy 9 impactó contra la atmósfera de Júpiter. El cometa había sido disgregado por la acción de la gravedad de Júpiter en numerosos fragmentos en un paso anterior y cercano por el planeta.

Formación de Júpiter

Las teorías de formación del planeta son de dos tipos: Formación a partir de un núcleo de hielos de una masa en torno a 10 veces la masa terrestre capaz de atraer y acumular el gas de la nebulosa protosolar o formación temprana por colapso gravitatorio directo. Ambos modelos tienen implicaciones muy distintas para los modelos generales de formación del Sistema Solar y de los sistemas de planetas extrasolares

Exploración espacial de Júpiter

planetas extrasolares Júpiter ha sido visitado por varias misiones espaciales de NASA. Las misiones Pioneer 10 y Pioneer 11 realizaron una exploración preliminar con sobrevuelos del planeta en los años 70. Las misiones Voyager 1 y Voyager 2 visitaron Júpiter en 1979 revolucionando el conocimiento que se tenía del planeta y sus lunas descubriendo también su sistema de anillos. En 1995 la misión Galileo que constaba de una sonda y un orbitador inició una misión de exploración del planeta de 7 años. Aunque la misión tuvo importantes problemas con la antena principal que retransmitía los datos a la Tierra consiguió enviar informaciones con una calidad imprecedente sobre los satélites de Júpiter, descubriendo los océanos subsuperficiales de Europa y varios ejemplos de volcanismo activo en Ío. La misión fue desactivada enviando el orbitador contra el propio planeta para evitar una colisión futura con Europa que pudiera contaminar sus hielos. En diciembre del año 2000 la misión espacial Cassini/Huygens realizó un sobrevuelo lejano en su viaje con destino a Saturno obteniendo un conjunto de datos comparable en cantidad a los sobrevuelos realizado por los Voyager pero con una calidad de las observaciones mucho mejor. En el año 2007 el planeta Júpiter será visitado por la sonda New Horizons en su viaje a Plutón y están bajo estudio misiones dedicadas al estudio de Júpiter y su luna Europa por parte de las agencias espaciales NASA y ESA.

Véase también

- Satélites galileanos
- Impacto de SL-9
- Voyager 1
- Voyager 2
- Misión Galileo

Enlaces externos y referencias

- [http://www.solarviews.com/span/jupiter.htm Solar Views Vistas del Sistema Solar en español]
- [http://galileo.jpl.nasa.gov/ Resumen (inglés) de los resultados de la misión Galileo a Júpiter]
- [http://www.britastro.com/jupiter/ British Astronomical Association]
- [http://ciencia.nasa.gov/headlines/y2004/20feb_radiostorms.htm Escuchar los "genuinos" sonidos de Júpiter-(Marzo-2004)]
- [http://www.tayabeixo.org/ssolar/jupiter.htm Júpiter: datos de la WEB de la Asociación Larense de Astronomía (ALDA)]
- [http://www.elsistemasolar.com.ar El Sistema Solar] Datos cientificos sobre Jupiter y el sistema solar Referencias:
- The New Solar System, J.K. Beatty, C. Collins Petersen y A. Chaikin, Cambridge University Press y Sky Publishing Corporation, ISBN 0933346867 (1999).
- The Giant Planet Jupiter, J.H. Rogers, Cambridge University Press, ISBN 0521410088 (1995).
- Jupiter : The Planet, Satellites and Magnetosphere, Ed. F. Bagenal, T.E. Dowling, W.B. McKinnon, D. Jewitt, C. Murray, J. Bell, R. Lorentz, F. Nimmo, Cambridge University Press (2004).
- Worlds in the Sky, W. Sheehan, University of Arizona Press, (1992). Categoría:Júpiter -------------------- als:Jupiter (Planet) ja:木星 ko:목성 ms:Musytari simple:Jupiter (planet) th:ดาวพฤหัสบดี

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

Radar

) rota para observar actividades en el horizonte.]] Radar es un acrónimo de radio detection and ranging (detección y medición de distancias mediante ondas radioeléctricas). Es un dispositivo para localizar y determinar la distancia de objetos, tales como barcos o aviones, fundado en la medición del tiempo que tarda en volver, una vez reflejado en el objeto en cuestión, un impulso de radiofrecuencia que envía el propio radar. Dado que se conoce la velocidad de propagación de las ondas radioeléctricas (