EL CIELO NOCTURNOEsta sección es un atlas del cielo nocturno y consta de dos partes.La primera de ellas (las constelaciones) es una guía de las 88 regiones en que los astrónomos dividen el cielo, con perfiles ilustrados de las constelaciones ordenadas según su posición en el cielo de norte a sur.La segunda parte (guía mensual del cielo) es una guía del cielo mes a mes,con un resumen de lo más destacado en cada mes y detallados mapas estelares y de las posiciones de los planetas.texto descriptivo de los rasgos de interéscarta detalladadibujo de la estructura interna del planetaimagen central del planeta visto desde el espacioilustraciones sobre la composición atmosférica de cada planeta△ EL SISTEMA SOLAREsta sección describe el Sol y los numerosos cuerpos que orbitan a su alrededor: los ocho planetas, uno por uno, y los asteroides, cometas y meteoros, así como las remotas regiones de los confines del Sistema Solar. En el caso de los planetas, se incluyen además perfiles de los rasgos superficiales de sus satélites.LA VÍA LÁCTEA ▷El tema de esta sección es la Vía Láctea y las estrellas, nebulosas y planetas que contiene. En páginas como estas se describe la formación de estructuras concretas. franjas de colores con remisiones a otras secciones relevantes△ LA VISIÓN DESDE LA TIERRAEsta sección presenta un sencillo esquema para facilitar la comprensión de la cambiante apariencia del cielo. Además, contiene consejos prácticos para observar el cielo a simple vista, con prismáticos o con telescopios.△ EL PRINCIPIO Y EL FIN DEL UNIVERSOEsta sección describe con todo detalle el evento conocido como Big Bang, considerado el probable origen del Universo, y explica cómo este ha llegado a ser como lo conocemos, así como cuál podría ser su final.△ ¿QUÉ ES EL UNIVERSO?Esta sección se abre con la revisión de cuestiones básicas sobre el tamaño y la forma del Universo. Después se explican conceptos como la materia y la radiación, el movimiento de los objetos en el espacio y la relación entre espacio y tiempo.ACERCA DE ESTE LIBROACERCA DE ESTE LIBROUniversose divide en tres grandes secciones:la introducciónexpone los conceptos básicos de la astronomía,la guía del universopresenta sucesivamente el Sistema Solar,la Vía Láctea y las regiones del espacio profundo, y finalmente,el cielo nocturnoes una guía para el astrónomo aficionado.INTRODUCCIÓNEsta sección trata del Universo y la astronomía en general.Se subdivide en cuatro partes:¿qué es el universo?describe diferentes objetos del Universo y las fuerzas que rigen su comportamiento e interacciones;el principio y el final del universoversa sobre el origen y la historiadel Universo,mientras que la visión desde la tierraexplica qué vemos cuando observamos el cielo. GUÍA DEL UNIVERSOEsta parte de la obra está enfocada a regiones específicas del espacio, empezando por el Sol para dirigirse progresivamente a las regiones del Universo más alejadas.Se divide en tres secciones que cubren elSistema Solar,la Vía Láctea y los objetos que están más allá.Las páginasintroductorias de cada sección describen las estructuras en general yexplican los procesos de su formación.En muchos casos,estas páginas vanseguidas de perfiles detallados de las estructuras actuales (como estrellas individuales),por lo general ordenadas según su distancia a la Tierra.ELECTRÓNLos electrones tienen carga negativa y una masa más de mil veces menor que un protón o un neutrónHIDRÓGENO Gas, incoloro a 21 ºC. Sus átomos tienen 1 protón y 1 electrón en una sola capa.AZUFRESólido amarillo, quebradizo a 21 ºC. Sus átomos tienen 16 protones, 16–18 neutrones y 16 electrones en 3 capas.INTERIOR DE UN NEUTRÓNLos protones y los neutrones están formados por tres cuarks unidos por gluones. Los cuarks van pasando entre las formas «roja», «verde» y «azul», pero siempre hay uno de cada color.BROMOLíquido marrón, humeante a 21 ºC. Sus átomos tienen 35 protones, 44 o 46 neutrones y 35 electrones en 4 capas.NÚCLEOUna bola de seis protones (púrpura) y seis neutrones (amarillo) fuertemente unidosNIELS BOHREl físico danés Niels Bohr (1885–1962) fue el primero en proponerque los electrones del átomo seguían «órbitas» discretas con niveles energéticos fijos,y que los átomosabsorbían o emitían energía en cantidades (cuantos) fijas cuando los electrones pasaban de una a otra.Lasórbitas de Bohr,llamadas orbitales,son subestructuras de las capas de electrones.ion cloroion sodioPROPIEDADES DE LOS ELEMENTOSLos elementos difieren en cuanto a sus propiedades, como muestran estos cuatro ejemplos. Estas propiedades vienen determinadas por sus distintas estructuras atómicas.ALUMINIOMetal, sólido a 21 ºC. Sus átomos tienen 13 protones, 14 neutrones y 13 electrones en 3 capas.ELEMENTOS QUÍMICOSNo todos los átomos son iguales:pueden tener diferente número de protones,neutrones y electrones.La sustancia formada por átomos de un solo tipo se llamaelemento químico. A cada elemento se le asigna un número atómico igual al número de protones y,por tanto,de electrones,que tienen sus átomos.Porejemplo, el número atómico del hidrógeno es 1 (todos sus átomos tienen un protón y un electrón),el del helio es 2 y eldel carbono es 6.En total,hay 94 elementos producidosde modo natural.Los átomos de un elemento son del mismo tamaño y,lo que es más importante,tienen la misma configuración electrónica, que es única para cada elemento y le da sus propiedades químicas específicas.Huboun tiempo en que el Universo estaba constituido únicamente por los elementos más ligeros:hidrógeno y helio.Casi todos los demás,incluso algunos tan comunes como el oxígeno, el carbono y el hierro,se crearon en gran parte en las estrellas y en las explosiones estelares.MATERIAESPACIO VACÍOLa mayor parte de un átomo está vacía (los protones, neutrones y electrones se ven aquí a un tamaño mucho mayor que el real respecto al conjunto del átomo)ESTRUCTURA DE UN ÁTOMO DE CARBONOEn el centro del átomo está el núcleo, que contiene protones y neutrones. Los electrones se mueven en dos regiones o capas que rodean al núcleo. Estas capas se ven borrosas porque los electrones no siguen órbitas precisas.ABSORCIÓN Y EMISIÓNEn los átomos, los electrones se encuentran en diferentes estados de energía. Al pasar de uno a otro estado pueden absorber o emitir paquetes, o cuantos, de energía, llamados fotones.electrón en estado de alta energíafotón emitidoÁTOMOS E IONESLos cuarks y los electrones que componen los átomos aparecen en regiones específicas de estos.Los cuarks están unidos en grupos de tres por losgluones (partículas de fuerza sin masa).Los grupos de cuarks formanpartículas llamadas protones y neutrones.Los neutrones se acumulan en el centrodel átomo o núcleo;la mayorpartedel resto del átomo es un espacio vacío en el cual se mueven los electrones.Estos poseen carga eléctricanegativa y una masa muy pequeña;por tanto, casi toda la masa del átomo está en los protones y los neutrones.Los átomos siempre tienen el mismo númerode protones (con carga positiva) que de electrones (con carga negativa) ypor eso son eléctricamente neutros.Cuando pierden o ganan electrones se conviertenen partículas cargadas llamadas iones.protóncapa de electrones internaneutrónfotón de alta energía incidenteEMISIÓNION (CARGA +1)ÁTOMO (NEUTRO, SIN CARGA)ABSORCIÓNelectrón de la capa externaelectrón en estado de baja energíafotón incidenteelectrón elevado a un estado de energía superiornúcleonúcleonúcleonúcleoel electrón vuelve al estado de baja energíaprotónneutróngluóncapa vacíacuark rojoelectrón expulsado (carga −1)cuark verdecuark azulIONIZACIÓNUna de las maneras que tiene un átomo de convertirse en ion positivo es cuando un electrón absorbe energía de un fotón de alta energía y, como resultado, es eyectado del átomo junto con su carga.CAPA DE ELECTRONES INTERNARegión dentro de la que giran dos electronesCAPA DE ELECTRONES EXTERNARegión en la que giran cuatro electronesVISUALIZACIÓN DE ÁTOMOSImagen de átomos de la superficie de un chip de silicio obtenida con un microscopio de efecto túnel. ¿QUÉ ES EL UNIVERSO?¿QUÉ ES LA MATERIA?Materia es todo aquello que posee masa,es decir,que está afectado por la gravedad.La mayor parte de la materia del Universo está formada por átomos e iones.Sinembargo, en el Universo la materiaexiste bajo una amplia gama de condiciones y adopta una gran variedad de formas,desde el tenue medio interestelar (p.228)hasta la materia de las estrellas de neutrones y los agujeros negros (p.267).No toda esta materia está formada por átomos,pero toda lamateria está formada por partículas.Algunas partículas son elementales,es decir,no se dividen en subunidades menores.Las partículas más comunes en la materia ordinaria son los cuarks y los electrones,que constituyenlos átomos y toda la materiavisible. Sin embargo, la mayorparte del Universo es materiaoscura (p.27),quizá compuestaen parte por neutrinos,WIMP (partículas masivas de interacción débil),o ambos.MATERIA24–27 Objetos celestesRadiación 34–37Espacio y tiempo 40–43El Big Bang 48–51El fin de las tinieblas 54–55El Sol 104–107examinada a la menor escala,la materia del Universo está compuesta por partículas elementales,algunas de las cuales,gobernadas por varias fuerzas,se agrupan enátomos e iones.Además de estos tipos de materia,existen otras formas.La mayor parte de la masa del Universo consiste en una «materia oscura» cuyanaturaleza es desconocida.MATERIA LUMINOSAEstas luminosas nubes de gas del espacio interestelar están formadas por materia ordinaria, compuesta por átomos e iones.INTRODUCCIÓNINTRODUCCIÓN2928COMPUESTOS QUÍMICOSLa mayor parte dela materia del Universo consta de átomos o iones libres de unos pocos elementos químicos,pero una parte significativa existe en forma de compuestos que contienen átomos de más de un elemento unidos por enlaces químicos.Los compuestos aparecen en objetos como planetas y asteroides,en los seres vivos y en el medio interestelar.En los compuestos iónicos, como las sales,unos átomos han ganado electrones y otros los han perdido. Los iones cargados resultantes están unidos por fuerzas electrostáticas,ordenados en una estructura rígida repetitiva.En los compuestos covalentes,como el agua, los átomos se organizan en moléculas y comparten electrones entre ellos.COMPUESTO IÓNICOConsisten en iones de dos o más elementos químicos típicamente ordenados en una estructura sólida que se repite. Este ejemplo es la sal (cloruro de sodio).1012 K (1000 billones de ºC)«EXCLUSIÓN» Y ANIQUILACIÓNLos pares partícula-antipartícula, incluidos los de cuark-anticuark, aún se formaban y reconvertían en energía continuamente. Para cada tipo de partículas la temperatura bajaba hasta el punto en que las partículas se «excluían»: dejaban de formarse a partir del fondo de reserva de energía. La mayoría de las partículas y antipartículas libres de cada tipo se aniquilaban rápidamente dejando un pequeño residuo de partículas. Al final de la era de los cuarks, algunos cuarks y anticuarks comenzaron a agruparse en partículas más pesadas en vez de aniquilarse.MÁS MATERIA QUE ANTIMATERIASe cree que una de las partículas que existieron en los primeros momentos del Big Bang era una partícula de ultra alta masa: el bosón X, junto con su antipartícula, el antibosón X. Ambas eran inestables y se desintegraron en otras partículas y antipartículas: cuarks, anticuarks, electrones y positrones (antielectrones). El bosón X y su antipartícula tienen la peculiaridad de que, al desintegrarse, se produce un ligero predominio de partículas sobre las antipartículas, a saber, mil millones y una partícula por cada mil millones de antipartículas. Por tanto, al aniquilarse, queda un residuo de partículas que se postulan como precursoras de toda la materia que existe en el Universo.anticuarkproductos de desintegración del bosón X (partículas y antipartículas)cuarkbosón X en desintegraciónexceso detectable de partículas residualesencuentro de partículas y antipartículas: su materia combinada se convierte en energía pura (fotones)los cuarks y anticuarks se forman a partir de la energía y se reconvierten inmediatamente en energía al encontrarsepar cuark–anticuarkbosón de HiggsCOLISIÓN DE PROTONES DE ULTRA ALTA ENERGÍAEn esta imagen de uno de los principales experimentos en el Gran Colisionador de Hadrones del CERN, las líneas amarillas son las trayectorias de partículas producidas por una colisión protón-protón.En el Centro Europeo para la Investigación Nuclear (CERN), los físicos tratan de desentrañar los detalles más sutiles del Universo primitivo haciendo chocar partículas en aceleradores de partículas en busca de trazas de otras partículas elementales.Así estudian los constituyentes de la materia y las fuerzas que rigen sus interacciones.Incluso reproducen las condiciones de poco después del Big Bang creando plasmas con cuarks libres y gluones.LOS CUARKS SE UNEN EN PARTÍCULAS MÁS PESADAS MEDIANTE GLUONESlos cuark-anticuark se forman y aniquilangravitón (hipotético)anticuarkbosón de Higgsfotónbosón Wbosón X (hipotético)antineutrino1 microsegundo10 –6 segundos1 nanosegundo10 –9 segundos1 picosegundo10 –12 segundos1 femtosegundo10 –15 segundos1 attosegundo10 –18 segundos1 zeptosegundo 10 –21 segundosERA DE LOS CUARKSAl principio de esta era, la fuerza electrodébil se dividió en las fuerzas electromagnética e interacción débil, y las leyes físicas se convirtieron en las actuales. Hacia el final, las temperaturas bajaron hasta el punto en que los gluones pudieron unir los cuarks. 1012 m109 m106 m1018 K (1 millón de billones de ºC)1021 K (1000 millones de billones de ºC)EXPLORAR EL ESPACIORECREACIÓN DEL UNIVERSO PRIMITIVOEL BIG BANGbosón Xpar cuark– anticuarkanticuark fuerza electrodébilfuerza gravitatoriafuerza electromagnéticaINFLACIÓNAlgunas áreas distantes del Universo actual no habrían llegado a ser tan similares en densidad y temperatura según un modelo de Big Bang sin inflación. La teoría inflacionaria propone que el Universo observable procede de una minúscula parte homogénea del Universo originario. El efecto de la inflación es como si una esfera arrugada se expandiese: la superficie quedaría lisa y plana.SOPA DE PARTÍCULASSe cree que, unos 10 −³² segundos después del Big Bang, el Universo era una «sopa» de partículas elementales y antipartículas formadas a partir de la energía en pares de partícula-antipartícula que se encontraban y aniquilaban, reconvirtiéndose en energía. Algunas de estas partículas existen aún como constituyentes de la materia o como partículas portadoras de fuerza. Entre ellas están los cuarks, sus antipartículas (anticuarks), y bosones como los gluones (pp. 30–31). Tal vez hubo otras que hoy son difíciles de detectar, como bosones de Higgs, que otorgan masa a otras partículas, y posiblemente gravitones (partículas hipotéticas portadoras de la gravedad). 10-12 SEGUNDOS10-36 SEGUNDOS10-43 SEGUNDOSSEPARACIÓN DE FUERZASLos físicos piensan que, justo después del Big Bang, a altísimas temperaturas, las cuatro fuerzas fundamentales estaban unidas. Estas se separaron o «excluyeron» con el enfriamiento del Universo en los intervalos de tiempo que aquí aparecen.MUY LISAcuarkcuarkcuarkgluónEXTREMADAMENTE LISA Y PLANAALGO MÁS LISA1 yoctosegundo 10 –24 segundos105 m1022 K (10 000 millones de billones de ºC)Una cienmillonésima de yoctosegundo 10 –32 segundosUna diezmilmillonésima de yoctosegundo / 10 –36 segundos1028 K (10 000 billones de billones de ºC)gran fuerza unificadafuerza nuclear fuerteERA ECTRODÉBILDurante este periodo se formaron a partir de la energía un gran número de pares de cuarks y anticuarks que después se aniquilaron y reconvirtieron en energía. También aparecieron gluones y más partículas exóticas.10 m10–26 msuperfuerzaERA DE LA INFLACIÓNParte del Universo se expandió: pasó de ser miles de millones de veces más pequeño que un protón a un tamaño entre una canica y un campo de fútbol.Una diezbillonésima de yoctosegundo 10–43 segundosEL PRIMER MICROSEGUNDOLa cronología de esta página y la siguiente muestra eventos del primer microsegundo (1 millonésima de segundo o 10 –6 segundos) tras el Big Bang. Durante este periodo, la temperatura del Universo bajó de unos 1034 ºC (10 000 millones de billones de billones de grados) a solo 1011 ºC (100 000 millones de grados). Esta cronología contempla el diámetro del universo observable, o sea, el diámetro histórico aproximado de la parte del Universo que observamos actualmente.fuerza nuclear débilEL COMIENZOEl Big Bang no fue una explosión en el espacio, sino una expansión del mismo hacia todas direcciones.Los físicos ignoran qué ocurrióen el primer instante después del Big Bang,conocido como era de Planck,perocreen que,tras ella,la gravedad se separódel resto de las fuerzas de la naturaleza,seguida de lafuerza nuclear fuerte (p. 30).Muchos creen que dicho evento desencadenó una «inflación» o expansión breve y repentina que explicaría la apariencia uniforme y plana del Universo.Durante la inflación se produjo una enormecantidad de masa-energía,junto con lamisma cantidad en negativo de energía gravitatoria.La materia comenzó a aparecer al final de la inflación.EL PRINCIPIO Y EL FIN DEL UNIVERSOEL BIG BANGse cree que el tiempo, el espacio, la energía y la materia nacieron hace 13 800 con el Big Bang.En sus primerosinstantes,el Universo era extremadamente denso y caliente, y contenía energía pura.En una minúscula fracción de segundo, se crearon numerosas partículas elementales a partir de la energía mientras el Universo se enfriaba,y al cabo de unos cientos de miles de años,estas partículas formaron los primeros átomos.ARRUGADA28–31 Materia34–37 Radiación44–45 Expansión del espacioEl destino del Universo 58–59Astronomía: la era espacial 339ERA DE PLANCKNo existe actualmente ninguna teoría física que describa lo ocurrido en el Universo en este periodo.DIÁMETROsingularidad al comienzo del tiempoTEMPERATURATIEMPOINTRODUCCIÓN4948ERA DE LA TEORÍA DE GRAN UNIFICACIÓNEn este periodo, la materia y la energía eran intercambiables. Tres de las fuerzas fundamentales estaban aún unificadas.MOVIMIENTOS DIARIOS DEL CIELOA medida que la Tierra rota,todos los objetos celestes atraviesan el cielo,aunque elmovimiento de estrellas y planetas solo es visible de noche. Paraun observador desde latitudes medias,las estrellas de las regiones polares de la esfera celeste describen a diario uncírculo en torno a los polos celestes.El Sol,la Luna,los planetas y las otras estrellas salen por el este,trazan un arco en el cielo y se ponen por el oeste.Este movimiento se inclina hacia el sur (en el hemisferio norte) o hacia el norte (en el hemisferio sur),y cuanto más baja es la latitud,mayor es la inclinación.Como las estrellas tienen posiciones fijas,su movimiento se repite con gran precisión una vez por día sideral (p.66).Los planetas, el Sol y la Luna se desplazan en la esfera celeste,por lo que su periodo de repetición difiere del de las estrellas.COORDENADAS CELESTESEl concepto de esfera celeste sirve a los astrónomos para determinar la posición de los objetos celestes mediante un sistema de coordenadas similares a las utilizadas para medir la latitud y la longitud en la Tierra.Estas coordenadas son la declinación y la ascensión recta.La declinación equivale a la latitud y se mide en grados y minutos de arco (60 minutos de arco = 1 grado/1º) al norte o al sur del ecuador celeste.La ascensión recta,equivalente a la longitud,es el ángulo de un objeto situado al este del meridiano celeste.El meridiano es una línea que pasa por ambos polos y por un punto del ecuador celeste llamado primer punto de Aries o del equinocciovernal (p.65).La ascensión recta de un objeto se mide en grados y minutos de arco,o en horas y minutos.Una hora equivale a 15º porque el círculo se completa en 24 horas.la Tierra en el solsticio de invierno del hemisferio norte (21/22 diciembre)esfera de estrellas «fijas»polo Norte, alrededor del cual gira la Tierraen el este la visión del observador antes del amanecer está oscurecida por el Solcenit al amanecer24:0018:00el resplandor del crepúsculo oculta las estrellasNOCHE ECUATORIALDesde el ecuador se puede ver casi toda la esfera celeste durante algún momento de la noche. El resplandor del Sol solo oculta una pequeña parte de la esfera.Hasta el siglo x, la idea de una esfera celeste que rodeaba la Tierra no soloera una ficción útil,sino que muchos la consideraban una realidad física.Esta creencia procedía del modelo de universo desarrollado por el filósofo griego Aristóteles (384–322 a. C.) yelaborado por Ptolomeo (hacia 85–165 d. C.).Aristóteles situó a la Tierrainmóvil en el centro del Universo, rodeada por varias esferas concéntricas transparentesque contenían las estrellas,los planetas,el Sol y la Luna.Ptolomeosupuso que estas esferas giraban alrededor de la Tierra a diferentes velocidades y así producían los movimientos observados de los cuerpos celestes.EXPLORAR EL ESPACIOLAS ESFERAS DE ARISTÓTELES06:00rotación de la Tierraen el oeste la visión del observador después del crepúsculo está oscurecida por el Solla visión del observador a medianoche es nítidacenit a medianochecenit a la puesta del Solórbita de la Tierraeje de rotación de la Tierrahemisferio visible desde el ecuador a medianoche del solsticio de veranohemisferio visible desde el ecuador a medianoche del solsticio de inviernoángulo de declinación (45º), sobre el ecuador celesteel resplandor anterior al amanecer oculta las estrellasCIELOS DE JUNIO Y DICIEMBREEn puntos opuestos de la órbita de la Tierra, desde el ecuador se ven mitades exactamente opuestas de la esfera celeste a medianoche.MOVIMIENTOS ANUALESA medida que la Tierra orbita en torno al Sol,parece que este se mueve en el cielo. Cuando el Sol entra en una región del cielo, su resplandor anula la luz de esa zona y hace muy difícil ver desde cualquier lugar de la Tierra una estrella o un objeto que esté en esa área de visión.La órbitade la Tierra también hace que cambie la parte de la esfera celeste situadaen el lado de la Tierra opuesto al Sol,es decir,lo que se ve en plena noche.La zona del cielo visible a medianoche en junio, septiembre, diciembre y marzo es muy diferente,al menos para los observadores desde el ecuador o las latitudes medias.primer punto de Aries (punto de equinoccio vernal), origen de la medición de la ascensión rectaposición de la estrellaángulo de ascensión recta (1 hora o 15º)ecuador celesteel meridiano celeste es la línea de 0º de ascensión recta45°polo Norte celesteESTRELLAS CIRCUMPOLARESLas estrellas de las regiones polares de la esfera celeste trazan círculos parciales perfectos en torno al polo Norte o Sur celestes durante la noche, como se aprecia en esta foto de larga exposición.LA ESFERA CELESTEPOSICIÓN DE UNA ESTRELLAAquí se muestra cómo se mide la posición de una estrella en la esfera celeste. Esta tiene una declinación de 45º (a veces se escribe +45º) y una ascensión recta de alrededor de casi 1 hora, o 15º.MODELO ARISTOTÉLICO DEL UNIVERSOLas estrellas están fijas en la esfera exterior. Dentro de esta se inscriben las esferas de Saturno, Júpiter, Marte, el Sol, Venus, Mercurio y la Luna.Solla Tierra en el solsticio de verano del hemisferio norte (21 junio)LA VISIÓN DESDE LA TIERRAlas estrellas están fijas en la superficie de la esfera y parecen moverse en dirección contraria a la rotación de la Tierrapolo norte celesteequinoccio de otoño (primer punto de Libra), uno de los dos puntos de intersección del ecuador celeste y la eclípticael polo sur celeste se encuentra debajo del polo Sur de la Tierraeje de rotación de la TierraEN EL POLO NORTEEn los polos, los objetos celestes parecen girar en torno al polo celeste, en dirección antihoraria en el norte y en sentido horario en el sur.GLOBO IMAGINARIOLa esfera celeste es imaginaria, con una forma específica pero sin un tamaño preciso. Los astrónomos usan puntos y curvas definidos en su superficie como referencia para describir o determinar la posición de las estrellas y de otros objetos celestes.polo norte celesteárea circumpolarESONESONESONTierraecuador celesteA LATITUD MEDIACasi todas las estrellas salen por el este, cruzan oblicuamente el cielo y se ponen por el oeste. Algunos objetos (circumpolares), no salen ni se ponen, sino que rodean el polo celeste.EN EL ECUADORLas estrellas y los objetos celestes parecen salir verticalmente por el este, ascienden hasta el punto más alto y se ponen por el oeste.DESDE UNA LATITUD MEDIASiempre habrá una parte de la esfera celeste visible y otra invisible. Otras partes podrán verse en algún momento del día debido a la constante rotación de la Tierra.CLAVEDESDE EL POLO NORTELa mitad norte de la esfera celeste estará siempre visible y la mitad sur nunca. El ecuador celeste está en el horizonte del observador.estrellas visibles LA ESFERA CELESTEhace siglosque se sabe que todas las estrellas no están a la misma distancia de la Tierra.Sin embargo, al registrar su posición en el cielo resulta práctico suponer que se encuentran unidas a la parte interior de una esfera que envuelve el planeta.Esta idea también ayuda a los astrónomos a entender de qué manera su ubicación,la hora de la noche y la época delaño afectan a lo que ven en el cielo.DESDE EL ECUADORDebido a la rotación de la Tierra, desde el ecuador se ve toda la esfera celeste en algún momento del día. Los polos celestes están en el horizonte.LA ESFERA DEL CIELO Para un observador desde la Tierra,las estrellasparecen moverse lentamente a través del cielo nocturno.La causa de este movimiento es la rotación del planeta,aunque dé la impresión de que es el cielo el que gira a su alrededor. Aefectos prácticos,cabe imaginar el cielo comola parte interna de una esfera,conocida comoesfera celeste,en la que están fijas las estrellas y en relación a la cual rota la Tierra.En estaesfera se distinguen características relacionadascon la esfera terrestrereal,como un polo norte yun polo sur,justo encima de los polos Norte y Sur de la Tierra,y unecuador,también por encima del ecuador terrestre. Se trata de la versión celeste del globoterráqueo, y la posición de las estrellas y lasgalaias puede registrarse en ella al igual que se localizan en la Tierra las ciudadessegún su latitud y longitud.EFECTOS DE LA LATITUDUn observador desde la Tierra solo puede ver,como máimo y siempre que el cielo y el horizonte estén despejados,la mitad de la esferaceleste.La otra mitad no puede verse debido al volumen de la Tierra.De hecho,un observador que se encuentre en cualquiera de los dos polos terrestres tendrá una mitad de la esfera celeste sobreél y la otra mitad nunca estará visible.Paralos observadores desde otras latitudes,la rotación de la Tierra hace visibles continuamente nuevaspartes de la esfera celeste y oculta otras.Esto significa que,por ejemplo, un observador situado a una latitud de 60º N o 60º S podrá ver hasta tres cuartos de la esfera celeste en algún momento de la noche,mientras que un observador desde el ecuador podrá ver todos los puntos de dicha esfera.el polo norte celeste se sitúa encima del polo Norte de la Tierrarotación de la Tierraequinoccio otoñal (primer punto de Libra)polo norte terrestreTierraesfera celesteel Sol y los planetas no están fijos en la esfera, sino que se mueven alrededor o cerca de un recorrido circular llamado eclípticaecuador celeste: círculo de la esfera celeste concéntrico al ecuadormovimiento del Solestrellas no visiblesestrellas visibles a veces posición del observadorhorizonte del observador Ciclos celestes 64–67 Órbita de la Tierra 126 Cartografía celeste 348–353Cómo usar la guía del cielo 428–429INTRODUCCIÓNINTRODUCCIÓN6362El 30 de junio de 1999, en la región del polo Norte de Marte, se desarrolló un sistema tormentoso.PERIODO DE ROTACIÓN 24,63 horasPERIODO ORBITAL (DURACIÓN DEL AÑO) 687 días terrestresMASA (TIERRA=1) 0,11GRAVEDAD EN EL ECUADOR (TIERRA=1) 0,38TAMAÑO COMPARADOdióxido de carbono: 95,3 %MARTETIERRADISTANCIA MEDIA AL SOL 227,9 millones de kilómetrosTEMPERATURA EN LA SUPERFICIE De −125 ºC a 25 ºCDIÁMETRO 6780 kmVOLUMEN (TIERRA =1) 0,15NÚMERO DE SATÉLITES 2OBSERVACIONES Marte es visible a simple vista con una magnitud media de −2,0. Se ve más brillante cuando está más cerca de la Tierra, aproximadamente una vez cada dos años terrestres.nitrógeno: 2,7 %argón: 1,6 % oxígeno, monóxido de carbono y trazas de otros gases: 0,4 %EVOLUCIÓN DE UN SISTEMA TORMENTOSOSeis horas después de haberse tomado la primera foto, la tormenta seguía azotando con fuerza.La tormenta se expandió veloz, creando remolinos sobre la blanca capa de hielo (en el centro, arriba).Los fuertes vientos de superficie levantaron una enorme y turbulenta nube de polvo marrón anaranjado.CARA MARCADAEste mosaico de imágenes tomadas desde el módulo orbital Viking muestra los diferentes tonos rojizos de Marte y revela la gran extensión de Valles Marineris, un sistema de valles de más de 4000 km de largo.COMPOSICIÓN ATMOSFÉRICAEn la tenue atmósfera de Marte predomina el dióxido de carbono. También hay pequeñas cantidades de argón, nitrógeno y otros gases, y trazas de vapor de agua.ATMÓSFERA Y METEOROLOGÍA Marte tiene una atmósfera muy tenue que ejerce una presión media en la superficie de unos 6 milibares (el 0,6 % de la presión atmosférica de la Tierra).Se compone básicamente de dióxido de carbono y se verosada porque contiene finas partículas de polvo de óxido de hierro en suspensión.Agran altura existen nubes finas de agua y dióxido de carbono helados que también se forman en verano en las altas cumbres.Marte es un planeta frío y seco (la temperatura media de la superficie es de −63 ºC),donde nunca llueve,aunque en invierno las nubes de las regiones polares producen escarcha en el suelo. Marte cuenta con sistemas climáticos muy dinámicos.Durante la primavera y el verano del sur,los vientos cálidos soplanhacia el hemisferio norte y originan nubes de polvo locales que alcanzan hasta1000 m de altura y duran semanas.Los vientos de altura también pueden generarfuertes tormentas de polvo que cubren amplias zonas del planeta (abajo).En los niveles inferiores se dan vientos dominantes que han modelado la superficie marciana durante siglos y han creado formas peculiares (fotografía,izda.).MARTEDUNASEl Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA fotografió estas dunas onduladas, esculpidas por los vientos marcianos y mostradas aquí en color realzado, dentro de un pequeño cráter de impacto en un área elevada del sur llamada Noachis Terra. La imagen cubre cerca de 1 km de ancho. 1234PERFIL DE MARTE60°EQUINOCCIO DE OTOÑO DEL NORTE25°35°MARTEhielo concentrado en torno al polo NortePERIHELIO207 millones de kilómetrosEL INTERIOR DE MARTETiene una corteza, un manto y un núcleo bien diferenciados. El núcleo es, en proporción, más pequeño que el de la Tierra y es probable que se haya solidificado.manto de silicatos40–41 Gravedad, movimiento y órbitas68–69 Ciclos celestes72–73 Movimiento planetario100–101 La historia del Sistema Solar102–103 La familia del SolMarte gira sobre su eje en 24,63 hROTACIÓN Y ÓRBITALa órbita de Marte es más excéntrica que la de la Tierra; esto significa que su distancia al Sol varía más durante un año marciano. El día tiene 42 minutos más que el terrestre.marte es el planeta rocosomás alejado del Sol.Se le conocecomo el planeta rojo y recibió el nombre del dios romano de la guerra.Sus rasgos superficiales comprenden profundos cañones y los volcanes más altos del Sistema Solar.Aunque hoyes un planeta seco, existen pruebas fundadas de que en otro tiempo el agua líquida fluyó por su superficie.SOLSTICIO DE INVIERNO DEL NORTEpequeño núcleo de hierro probablemente sólidocorteza rocosaÓRBITAMarte tiene una órbita elíptica,por lo que en su punto más cercano al Sol (perihelio) recibe un 45 % más de luz solar que en el más alejado (afelio).Esto significa que la temperatura de lasuperficie puede variar de −125 ºC en el polo en invierno a 25 ºC durante el verano.La inclinación actual de su eje es de 25,2º,similar a la del eje de la Tierra y,como en esta,en Marte se producen cambios estacionales cuando el polo Norte o el Sur apuntan al Sol mientras el planeta recorresu órbita.Alo largo de su historia,varios factores han hecho fluctuar la inclinación del eje de Marte,entre ellos la atracción gravitatoria de Júpiter.Dichas fluctuaciones han originado cambios climáticosimportantes.Cuando Marte está muy inclinado,los polos están más expuestos al Sol,por lo que el agua helada se evapora y se acumula alrededor de las latitudes más bajas y frías;cuandola inclinación es menor,el hielo se concentra en los polos más fríos.todavía hay hielo en el ecuadorzona del polo Sur expuesta a la luz solar, sin hielodirección de la luz solar45°ESTRUCTURAMarte es un planeta pequeño,ya que su tamaño es la mitad del de la Tierra,y está más lejos del Sol que esta.A causa de su tamaño y su distancia se ha enfriado más rápido que la Tierra,y su núcleo,en otro tiempo fundido,probablemente ahora sea sólido. Su densidad relativamente baja,comparada con la del resto de planetas rocosos,indica que el núcleo puede contener un elemento más ligero, como el azufre, en forma de sulfurode hierro. El pequeño núcleo está rodeado por un grueso manto de roca sólida compuesta por silicatos en el que existió actividad volcánica,pero ahora estáinerte.Los datos recogidos por la nave espacial Mars Global Surveyorhan revelado que la corteza rocosa tiene un espesor de 80 km en el hemisferiosur y de solo 35 km en el hemisferionorte.Marte tiene la misma extensión de tierra que nuestro planeta,pero carece de agua líquida superficial.eje inclinado 25,2º respecto a la verticalecuador sin hieloel ecuador recibe más luz que a 60º de inclinaciónhielo concentrado en latitudes frías más bajaseje inclinado 60º respecto a la verticalSolMarte completa una órbita en 687 días terrestresel hielo se concentra en el polo NorteSOLSTICIO DE VERANO DEL NORTEEQUINOCCIO DE PRIMAVERA DEL NORTEAFELIO249 millones de kilómetrosMARTEINCLINACIÓN AXIALDurante el invierno marciano del hemisferio norte, la distribución del agua helada varía con la inclinación axial. Aquí, las zonas blancas translúcidas representan el hielo fino que se funde en verano; el más grueso permanece.EL SISTEMA SOLAREL SISTEMA SOLAR151150cúmulos de estrellas jóvenesregión de formación de estrellasDE VIEJO Las ondas de una por el una nueva COLISIONES Al chocaranillo que se estelar HACIA LA SECUENCIA PRINCIPCuando los fragmentos de nebprotoestrcolapsándose bajo su prestar rgenerados en las prcolapsoCÚMULOS ESTELARESLas estrcúmgravitatoruna estr(pp.pero no siemprgeneraciones de estrinicial peren longDETONANTES DE LA FORMACIÓN ESTELARLas nubes de material interestelar necesitan un detonante para colapsar debido a que su propia presión y la de sus campos magnéticos internos las mantienen estables.El detonante puede ser el tirón gravitatorio de una estrella que pasa,o la onda de choque de la explosión de una supernova o la colisión de dos o más galaxias.En las galaxias espirales,como por ejemplo la Vía Láctea,las ondas de densidad que atraviesan el polvo y el gas del disco galáctico (p.227) aumentan de modo temporal la densidad local del material interestelar y provocan su colapso.Después,la forma de las ondas se puede reconocer en las estelas de las brillantes estrellas jóvenes.J.L.E. DREYEREl astrónomo irlandés de origendanés John Louis Emil Dreyer(1852–1926) compiló el Nuevcatálogo general de nebulosas y cúmulos estelares y dio un númerNGC a nebulosas y galaxias.En su época no se sabía si todos los objetos nebulosos estaban en la Vía Láctea.Dreyer estudió los movimientos de muchos de ellos y concluyóque las «nebulosas espirales», hoy conocidas como galaxias espirales,parecían ser objetos muy distantes.FORMACIÓN Los cúmulos y las regiones abundan galáctico por el resultante formación glóbulo gaseoso en evaporaciónglóbulo de BokNIDO DE ESTRELLASGlóbulos gaseosos en evaporación (en ocasiones llamados «huevos» por su sigla en inglés, EGG) en la nebulosa del Águila, donde nacen nuevas estrellas.REGIÓN DE FORMACIÓN ESTELAREn la nebulosa RCW 120, situada en la Vía Láctea meridional, una burbuja de gas ionizado en expansión hace que el material circundante se acumule en masas densas en las que nacerán nuevas estrellas. GLÓBULO DE BOKLas pequeñas nubes frías de polvo y gas conocidas como glóbulos de Bok son el origen de algunas de las estrellas de baja masa de la Vía Láctea.LA VÍA LÁCTEAVIVEROS ESTELARESLas nebulosas de formación estelar,además de ser unos de los objetos celestes más bellos,poseen las materias primas necesarias para que nazcan estrellas.Estas nubes de moléculas de hidrógeno, helio y polvoa veces son sistemas masivos,que miden cientos de años luz,y otras,pequeñas nubes individuales,llamadas glóbulos de Bok.Aunque pueden permanecer inalteradas durante millones de años,las alteraciones pueden hacer que estas nebulosas se colapsen y se fragmenten en nubes de menor tamaño que forman estrellas.Los remanentes de nebulosas de formación estelar rodean las nuevas estrellas,y los vientos estelares que estas producen pueden causar el colapso de los remanentes.Cuando las nubes forman un gran complejo,este puede convertirse en un gran vivero estelar.Las estrellas masivas tienen vidas relativamente cortas,ya que nacen,viven y mueren como supernovas mientras sus hermanas de menor masa aún se están formando.Aveces,la onda de choque de las supernovas surca la materia interestelar de su alrededor y propicia que nazcan más estrellas.FORMACIÓN ESTELARlas estrellas se formanpor el colapso gravitatorio de nubes interestelares frías y densas,compuestas principalmentepor hidrógeno molecular (p.228).Para que esto ocurra, las nubes deben tener cierta masa y además se necesita un detonante,puesto que su propia presión interna las sostiene.Las grandes nubes se fragmentan al colapsarse y forman protoestrellas hermanas que al principio están muy unidas (algunas incluso comparten la misma gravedad).Durante este proceso el material se calienta.En algunas nubes,la temperatura y la presión centrales llegan a ser tan altas que se produce una fusión nuclear:en ese momento nace una estrella.FORMACIÓN ESTELAR24–27 Objetos celestes55 Las primera estrellas228 El medio interestelar232–233 Estrellas234–237 Ciclos de vida estelaresCúmulos estelares 288–289FORMACIÓN EN CURSOEsta vista espectacular abarca las alas extendidas de la nebulosa de la Gaviota, una región de formación estelar de la constelación del Unicornio (Monoceros). Las brillantes estrellas jóvenes aún están rodeadas por una nebulosidad resplandeciente, mientras que las nubes oscuras de polvo y gas más denso que se recortan sobre el fondo luminoso marcan los lugares donde continúan naciendo estrellas. 238LAS CONSTELACIONES ▷El perfil de cada constelación está ilustrado con una carta, dos mapas localizadores y una o más fotografías. Encontrará una guía más detallada de la sección en las pp. 348–349.MITOS Y LEYENDASRESCASegún la mitoloAndrroca a la orsacrenviarrCasiopea.volMedusa,prialadas para matar al monstrDespués libery se casó con ella.UNA En el el caballo muestra atada DE LA CABEZA A LOS PIES 2Andrómeda es una de las constelaciones griegas originales. Sus estrellas más brillantes son la cabeza de la princesa (α), su cadera (β) y su pie izquierdo (γ).y concentrar la luz.Las galaxias quela acompañan,M32 y M110,no seaprecian con un telescopio sencillo.Gamma (γ) Andromedae,conocida como Almach (p. 277) es una estrella doble de colores contrastados.Está compuesta por una gigante naranja de magnitud 2,3 y una compañera azul más débil que,con un telescopio pequeño, se aprecian fácilmente. El cúmulo estelar abierto LA BOLA DE NIEVE AZUL 54Con un pequeño telescopio, NGC 7662 parece un disco azulado, pero una imagen CCD como esta revela la estructura completa de la nebulosa.GALAXIA ANDRÓMEDA 4Solo las partes más brillantes de M31 se pueden ver con pequeños instrumentos. Las imágenes CCD, como esta, ofrecen vistas de los brazos espirales en toda su extensión. Aquí, M110 aparece debajo de M31; en el borde superior se ve M32.NGC 752 se extiende sobrmayobserrequierver sus estrson de magnitud 9 o incluso más débiles.NGC 7662,como nebnebulosa planetary se vmarcaba el ombligo del caballo. Los dos nombres de la estrella,Alferatz y Sirrah,proceden de una palabra árabe que significa «el ombligo del caballo».CARACTERÍSTICASEn una noche despejada,la máxima distancia que es posible alcanzar mirando a simple vista es de unos 2,5 millones de años luz,distancia ala que está la galaxia de Andrómeda(pp.312–313),una gran espiral parecida a nuestra propia galaxia.También llamada M31,esta galaxia tiene una extensión equivalente a varios diámetros de la Luna llena y se ve en medio de los cielos septentrionales de lasnoches otoñales.A simple vista solo se aprecia una mancha borrosa alargada porque se encuentrainclinada respecto a la Tierra.Cuando se observacon un telescopio,conviene usar un aumento bajo para ampliar el campo de visión ANDRÓMEDAAndromedaORDEN POR TAMAÑO 19ESTRELLAS MÁS BRILLANTES Alferatz (α) 2,1; Mirach (β) 2,1GENITIVO AndromedaeABREVIATURA AndALTURA MÁX. A LAS 22.00 H Octubre-noviembreVISIBILIDAD TOTAL 90°N–37°SEsta célebre constelación de los cielos septentrionales simboliza a la hija de la mítica reina Casiopea,representada a su vez en una constelación vecina.La cabeza de la princesa está marcada por Alferatz (también llamada Sirrah),o Alfa (α) Andromedae,la estrella situada en el vértice más próximo del Cuadrado de Pegaso,que pertenece a otra constelación vecina.Tiempo atrás,Alferatz estuvo incluida en la constelación de Pegasus,donde LAS CONSTELACIONES368EL CIELO NOCTURNOTRIANGULUMPERSEUSPISCES30˚40˚50˚1 h2 hNGC 752NGC 891M110M31M32AlferatzMirachγ151586065βδεηφμνπθτυωξζAlmach6