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• Martín Vuelta

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MATEMÁTICAS AGUILA® Segunda Separata de Geografía

Contenido 1

Una descripción general ................................................................................................................... 2

2

El Universo observable ..................................................................................................................... 4

3

Estructuras agregadas en el Universo ............................................................................................. 4

4

3.1

Galaxias, cúmulos y supercúmulos ........................................................................................... 4

3.2

Nebulosas ....................................................................................................................................7

3.3

Estrellas y cúmulos estelares ......................................................................................................7

3.4

El medio interestelar.................................................................................................................. 9

3.5

Cuerpos menores: planetas, satélites, cometas y asteroides ................................................... 11

3.5.1

Planetas ............................................................................................................................. 11

3.5.2

Satelites .............................................................................................................................. 12

3.5.3

Cometas ............................................................................................................................. 12

3.5.4

Asteroides .......................................................................................................................... 14

Bibliografía ...................................................................................................................................... 16 4.1

Referencias físicas..................................................................................................................... 16

4.2

Referencias virtuales ................................................................................................................ 16

El Universo 1 Una descripción general El Universo es la totalidad del espacio y del tiempo, de todas las formas de la materia, la energía y el impulso, las leyes y constantes físicas que las gobiernan. Sin embargo, el término "universo" puede ser utilizado en sentidos contextuales ligeramente diferentes, para referirse a conceptos como el cosmos, el mundo o la naturaleza. Observaciones astronómicas indican que el Universo tiene una edad de 13,73 ± 0,12 mil millones de años y por lo menos 93 mil millones de años luz de extensión. El evento que dio inicio al Universo se denomina Big Bang. En aquel instante toda la materia y la energía del universo observable estaban concentradas en un punto de densidad infinita. Después del Big Bang, el universo comenzó a expandirse para llegar a su condición actual, y lo continúa haciendo. Debido a que, según teoría especial de la relatividad (TER), la materia no puede moverse a una velocidad superior a la velocidad de la luz, puede parecer paradójico que dos objetos del universo puedan haberse separado 93 mil millones de años luz en un tiempo de sólo 13 mil millones de años; sin embargo, esta separación es una consecuencia natural de la teoría de la relatividad general. Dicho simplemente, el espacio puede ampliarse a un ritmo superior que no está limitado por la velocidad de la luz. Por lo tanto, dos galaxias pueden separarse una de la otra más rápidamente que la velocidad de la luz, es el espacio entre ellas el que crece. Mediciones sobre la distribución espacial y el desplazamiento hacia el rojo (redshift) de galaxias distantes, la radiación cósmica de fondo de microondas, y los porcentajes relativos de los elementos químicos más ligeros,

El Universo

Universum, Grabado Flammarion Xilografía, publicada en París 1888.

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apoyan la teoría de la expansión del espacio, y más en general, la teoría del Big Bang, que propone que el espacio en sí se creó a partir de la nada en un momento específico en el pasado. Observaciones recientes han demostrado que esta expansión se está acelerando, y que la mayor parte de la materia y la energía en el universo es fundamentalmente diferente de la observada en la Tierra, y no es directamente observable. La imprecisión de las observaciones actuales ha limitado las predicciones sobre el destino final del Universo. Los experimentos sugieren que el Universo se ha regido por las mismas leyes físicas, constantes a lo largo de su extensión e historia. La fuerza dominante en distancias cósmicas es la gravedad, y la relatividad general es actualmente la teoría más exacta en describirla. Las otras tres fuerzas fundamentales, y las partículas en las que actúan, son descritas por el Modelo Estándar. El Universo tiene por lo menos tres dimensiones del espacio y una de tiempo, aunque experimentalmente no se pueden descartar dimensiones adicionales muy pequeñas. El espacio-tiempo parece estar conectado de forma sencilla y sin problemas, y el espacio tiene una curvatura media muy pequeña, de manera que la geometría euclidiana es, como regla general, exacta en todo el universo. En filosofía se denomina Universo al mundo, o conjunto de todo lo que sucede. La ciencia modeliza el universo como un sistema cerrado que contiene energía y materia adscritas al espaciotiempo y que se rige fundamentalmente por principios causales. Basándose en observaciones del universo observable, los físicos intentan describir el continuo espacio-tiempo en que nos encontramos, junto con toda la materia y energía existentes en él. Su estudio, en las mayores escalas, es el objeto de la cosmología, disciplina basada en la astronomía y la física, en la cual se describen todos los aspectos de este universo con sus fenómenos.

Simulación de la vista nocturna del cielo desde la tierra en ausencia de la misma.

La teoría actualmente más aceptada sobre la formación del Universo, dada por el belga valón Lemaître, es el modelo del Big Bang, que describe la expansión del espacio-tiempo a partir de una singularidad espaciotemporal. El Universo experimentó un rápido periodo de inflación cósmica que arrasó con todas las irregularidades iniciales. A partir de entonces el Universo se expandió y se convirtió en estable, más frío y menos denso. Las variaciones menores en la distribución de la masa dieron como resultado la segregación fractal en porciones, que se encuentran en el universo actual como cúmulos de galaxias. En cuanto a su destino final, las pruebas actuales parecen apoyar la Teoría de la expansión permanente del Universo, aunque otras afirman que la materia oscura puede ejercer la fuerza

de gravedad suficiente para detener la expansión y hacer que toda la materia se comprima; algo a lo que los científicos denominan el Big Crunch o la Gran Implosión.

2 El Universo observable El universo observable u horizonte cosmológico constituye la parte visible del universo total, parece tener un espacio-tiempo geométricamente plano conteniendo una densidad masa-energía equivalente de gramos por centímetro cúbico. Los constituyentes primarios parecen consistir en 73% de energía oscura, 23% de materia oscura fría y un 4% de átomos. Así, la densidad de los átomos está en el orden del núcleo de hidrógeno sencillo para cada cuatro metros cúbicos. La naturaleza exacta de la energía oscura y la materia oscura fría sigue siendo un misterio. Actualmente se especula que el neutrino puede tener, aunImagen del universo observable con el supercúmulos de virgo (al cual pertenece la Vía Láctea) en el centro, que mínima, una masa, lo que significaría que, de ser comprobado, la energía y la materia oscura no existen. El Universo observable (o visible), que consiste en todas las localizaciones que podían habernos afectado desde el Big Bang dada la velocidad de la luz finita, es ciertamente finito. La distancia comóvil al extremo del Universo visible es sobre 46.500 millones de años luz en todas las direcciones desde la Tierra, así el Universo visible se puede considerar como una esfera perfecta con la Tierra en el centro y un diámetro de unos 93.000 millones de años luz.

3 Estructuras agregadas en el Universo La organización de estructuras podría decirse que empieza a nivel estelar, aunque muchos cosmólogos raramente abordan la astrofísica en esta escala. Las estrellas se organizan en galaxias, las cuales forman cúmulos y súper cúmulos que están separados por el inmenso vacío.

3.1 Galaxias, cúmulos y supercúmulos Una galaxia (de la raíz griega γαλακη- (galakt-), lácteo, una referencia a nuestra propia Vía Láctea) es un sistema masivo de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo, materia oscura, y quizá energía oscura, unidos gravitacionalmente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia

es variable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas. Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.

Distribución de galaxias en el supercúmulo de Virgo

Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfología visual, como se le suele nombrar). Una forma común es la de galaxia elíptica, que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias con formas no definidas o inusuales se llaman galaxias irregulares, y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas (que pueden provocar la fusión de galaxias) pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente hay las galaxias pequeñas que carecen de una estructura coherente y a las que también se les llama galaxias irregulares. Se estima que existen más de cien mil millones ( ) de galaxias en el universo observable. La mayoría de las galaxias tienen un diámetro entre cien y cien mil parsecs (pc) y están usualmente separadas por distancias del orden de un millón de parsecs. El espacio intergalác-

tico está compuesto por un tenue gas, cuya densidad media no supera un átomo por metro cúbico. La mayoría de las galaxias están dispuestas en una jerarquía de agregados, llamados cúmulos, que a su vez pueden formar agregados más grandes, llamados súper cúmulos. Estas estructuras Distribución de galaxias en la denominada "Gran Muralla” descubierta en 1989 por Margaret Geller y John Huchra mayores están dispuestas en hojas o en filamentos rodeados de inmensas zonas de vacío en el universo. Se especula que la materia oscura constituye el 90% de la masa en la mayoría de las galaxias. La naturaleza de este componente no está bien comprendida. Hay evidencias que sugieren la existencia de agujeros negros súper masivos en el núcleo de algunas galaxias. La Vía Láctea, que acoge a nuestro Sistema Solar, parece tener uno de estos objetos en su núcleo. Hasta 1989, se asumía normalmente que los cúmulos galácticos virializados eran las mayores estructuras en la existencia y que se distribuían más o menos uniformemente a través del Universo en cada dirección. Sin embargo, basados en datos de expediciones de corrimiento al rojo, en 1989 Margaret Geller y John Huchra descubrieron la "Gran Muralla", un conjunto de galaxias a más de 500 millones de años luz de distancia y de 200 millones de años de ancho, pero sólo 15 millones de años luz de profundidad. La existencia de esta estructura escapó de ser advertida durante demasiado tiempo porque requiere la localización de la posición de galaxias en tres dimensiones, que involucra combinar información de localización sobre galaxias con información de distancia del corrimiento al rojo. En abril de 2003, se descubrió otra estructura a gran escala, la Gran Muralla de Sloan. Sin embargo, técnicamente no es una estructura, ya que los objetos en ella no están gravitacionalmente relacionados los unos con los otros pero sólo parecen de esta forma, causados por las medidas de distancia que fue utilizado. Uno de los mayores vacíos Visión artística de la sonda WMAP

del espacio es el vacío de Capricor-

nio, con un diámetro estimado de 230 millones de años luz. Sin embargo, en agosto de 2007 se confirmó la existencia de un nuevo súper vacío en la constelación Eridanus, que está a casi mil millones de años. Originalmente, había sido descubierto en 2004 y fue conocido como Lugar Frío del WMAP. En estudios más recientes el Universo parece una colección de vacíos gigantes similares a burbujas separados por hojas y filamentos de galaxias en el que el súper cúmulo se parece a nodos ocasionales relativamente densos.

3.2 Nebulosas Las nebulosas son regiones del medio interestelar constituidas por gases (principal-mente hidrógeno y helio) y polvo. Tienen una importancia cosmológica notable porque muchas de ellas son los lugares donde nacen las estrellas por fenómenos de condensación y agregación de la materia; en otras ocasiones se trata de los restos de estrellas ya extintas. Las nebulosas asociadas con estrellas jóvenes se localizan en los discos de las galaxias espirales y en cualquier zona de las galaxias irregulares, pero no se suelen encontrar en galaxias elípticas puesto que éstas apenas poseen fenómenos de formación estelar y están dominadas por estrellas muy viejas. El caso extremo de una galaxia con muchas nebulosas sufriendo intensos episodios de formación estelar se denomina galaxia starburst. Nebulosa planetaria Hormiga Antes de la invención del telescopio, el término «nebulosa» se aplicaba a todos los objetos celestes de apariencia difusa. Por esta razón, a veces las galaxias (conjunto de miles de millones de estrellas, gas y polvo unidos por la gravedad) son llamadas impropiamente nebulosas; se trata de una herencia de la Astronomía de siglo XIX que ha dejado su signo en el lenguaje astronómico contemporáneo.

3.3 Estrellas y cúmulos estelares En un sentido general, puede afirmarse que una estrella es todo cuerpo celeste que brilla con luz propia. Ahora bien, de un modo más técnico y preciso, podría decirse que se trata de un cúmulo de materia en estado de plasma en un continuo proceso de colapso, en la que interactúan diversas fuerzas que equilibran dicho proceso en un estado hidrostático. El tiempo que tarde en colapsar dicho cúmulo, depende del tiempo en el que las diversas fuerzas dejen de equilibrar la hidrostásis que da forma a la estrella.

La energía que disipan en el espacio estas acumulaciones de gas, son en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar; y nos permiten observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los casos, titilantes. Debido a la gran distancia que suelen recorrer las radiaciones estelares, estas llegan débiles a nuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las distorsiones ópticas producidas por la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre (seeing). El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente. Las estrellas se agrupan en estructuras denominadas cúmulos estelares, esto es, un grupo de estrellas atraídas entre sí por su gravedad mutua. La clasificación tradicional incluye dos tipos de cúmulos estelares: cúmulos globulares y cúmulos abiertos (o galácticos). Los cúmulos globulares son agrupaciones densas de centenares de miles o millones de estrellas viejas (más de un millardo de años), mientras que los cúmulos abiertos contienen generalmente centenares o millares de estrellas jóvenes (menos de cien millones de años) o de edad intermedia (entre cien millones y un millardo de años). Los cúmulos abiertos son disImagen del cumulo R136, el núcleo de 30 Doradus gregados a lo largo del tiempo por su interacción gravitatoria con nubes moleculares en su movimiento por la galaxia mientras que los cúmulos globulares, más densos, son más estables frente a su disgregación (aunque, a largo plazo, también acaban siendo destruidos). Además de las diferencias en número de estrellas (y, por lo tanto, masa) y en edad entre los dos tipos tradicionales de cúmulos, también se distinguen por su metalicidad (los cúmulos abiertos son ricos en metales mientras que los globulares son pobres en ellos) y su órbita (los cúmulos abiertos pertenecen a la población del disco de la galaxia mientras que los globulares pertenecen al halo). Por el contrario, no existen diferencias grandes entre los tamaños de los núcleos de ambos tipos de cúmulos, que en ambos casos es de unos pocos pársecs. En los años 80 y 90 del siglo XX se descubrió que la clasificación tradicional no abarcaba todos los cúmulos estelares existentes. Por ejemplo, en las Nubes de Magallanes existen cúmulos tan masivos como los globulares pero jóvenes (R136, el núcleo de 30 Doradus, es el ca-

so más notorio). En otras galaxias (por ejemplo, M82) se descubrieron en aquellos años supercúmulos estelares tan masivos o más como los globulares pero jóvenes. Algunos de esos supercúmulos estelares (NGC 3603, Westerlund 1) se han identificado también en el plano de nuestra propia galaxia, escondidos tras grandes nubes de polvo. Así mismo, se comprobó que la diferencia entre cúmulos estelares (objetos ligados, esto es, unidos por su atracción gravitatoria) y asociaciones estelares (agrupaciones que no están unidas gravitacionalmente y que se dispersan lentamente) no está bien marcada. Algunas agrupaciones estelares nacen como cúmulos, otras como asociaciones estelares, otras como cúmulos rodeadas de asociaciones y otras en un estado limítrofe entre cúmulos y asociaciones. Todas ellas acaban disgregándose tarde o temprano. Los cúmulos globulares (los cuales cuando son jóvenes se llaman supercúmulos estelares) son los que perduran más; algunos más que la edad actual del Universo (razón por la que aún podemos observar cúmulos globulares que se formaron al principio de la vida de nuestra galaxia). Sin embargo, es posible apreciar cómo algunos cúmulos globulares poseen colas de marea, esto es, rastros de estrellas que se han ido desprendiendo del cúmulo a lo largo de su historia y que presagian su dispersión final. Por lo tanto, una clasificación moderna de las agrupaciones estelares (cúmulos o asociaciones) debe incluir al menos tres variables: edad, masa y estado gravitacional; y quizás dos más (metalicidad y tipo de órbita)

3.4 El medio interestelar En astronomía, el medio interestelar, o ISM por sus siglas en inglés, es el contenido de materia y energía que existe entre las estrellas dentro de una galaxia. El medio interestelar desempeña un papel crucial en astrofísica a causa de su situación entre las escalas estelar y galáctica. Las estrellas se forman dentro de regiones frías de medio interestelar, al tiempo que éstas reponen materia interestelar y energía a través de los vientos estelares y las explosiones de supernova. Esta interacción entre estrellas y materia interestelar fija el porcentaje en que una galaxia reduce su contenido gaseoso y por tanto determina la vida de la formación estelar activa. El medio interestelar está formado por un plasma extremadamente diluido para los estándares terrestres. La densidad de materia va desde un exiguo en las zonas más calientes hasta un en las más densas. Su densidad media es de lo que equivale a un átomo de hidrógeno por centímetro cúbico aproximadamente. Dicho medio lo conforman tres constituyentes básicos: materia ordinaria, rayos cósmicos y campos magnéticos. El medio en sí es una mezcla heterogénea de átomos, moléculas, polvo y rayos cósmicos envueltos en un campo magnético. La materia está compuesta a su vez de alrededor de un 99% en masa por partículas de gas y un 1% por polvo. La composición química del gas, de acuerdo a la nucleosíntesis primordial, es de un 90.8% en número (70.4% en masa) de hidrógeno, un 9.1% (28.1%) de helio y un 0.12% (1.5%) de elementos más pesados, comunmente

llamados metales en la jerga astrofísica. Una fracción significativa de estos metales condensan en forma de granos de polvo en las regiones más densas y frías del medio interestelar. La presencia del oscurecimiento interestelar dio a William Herschel y a Jacobus Kapteyn la falsa impresión de que nuestro Sistema Solar se encontraba cerca del centro de la galaxia. Sin embargo dicho oscurecimiento lo producen las nubes de gas y polvo que se interponen en el recorrido de la luz de las estrellas y nuestro sistema pla- Materia en el espacio interestelar dentro de la nebulosa del Cisne netario. Es lo que se denomina extinción estelar. Este decaimiento de la intensidad lumínica de las estrellas al ser atravesado por la luz es causado por la absorción de fotones a ciertas longitudes de onda. Por ejemplo, la longitud de onda típica de absorción del hidrógeno atómico se encuentra a unos 121,5 nanómetros, la transición Lyman-alfa. Por tanto, es casi imposible ver la luz emitida en esta longitud de onda por una estrella, porque gran parte es absorbida durante el viaje a la Tierra. Asimismo, la absorción causada por las nubes de polvo se da, sobre todo, a longitudes de onda cortas, es decir que el azul se absorbe mejor que el rojo. Esto produce un efecto de enrojecimiento (reddening en inglés) de la luz, más intenso cuanto más lejana sea la posición de la fuente. Este es uno de los motivos por los cuales los telescopios de infrarrojos permiten ver mejor a través de dichas nubes. Otro efecto interesante es la polarización lineal de la luz que es debida a que los granos de polvo no son esféricos sino ligeramente alargados por lo que los campos magnéticos tienden a alinearlos a lo largo de sus líneas de campo. La manifestación de dicho efecto puso en evidencia la existencia de campos magnéticos coherentes en el medio interestelar. El medio interestelar suele dividirse en tres fases, dependiendo de la temperatura del gas: muy caliente (millones de kelvins), caliente (miles de kelvins), y frío (decenas de kelvins).

Materia en el espacio interestelar dentro de la nebulosa Trifrida

Características importantes del estudio del medio interestelar incluyen nubes moleculares, nubes interestelares, restos de supernovas, nebulosas planetarias, y estructuras difusas parecidas.

3.5 Cuerpos menores: planetas, satélites, cometas y asteroides 3.5.1 Planetas Los planetas son cuerpos que giran en torno a una estrella y que, según la definición de la Unión Astronómica Internacional (International Union of Astronomy, IAU), cumplen dos condiciones: 1. Deben haber limpiado su órbita de otros cuerpos rocosos importantes 2. Debe tener suficiente masa como para que su fuerza de gravedad genere un cuerpo esférico. En el caso de cuerpos que orbitan alrededor de una estrella que no cumplan estas características, se habla de planetas enanos, planetesimales, o asteroides. Según la definición interplanetaria, el Sistema Solar consta de ocho planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Plutón, que hasta 2006 se consideraba un planeta, ha pasado a clasificarse como planeta enano, junto a Ceres, también considerado planeta durante algún tiempo, ya que era un referente en la ley de Titius-Bode, y más recientemente considerado como asteroide, y Eris, un objeto transneptuniano similar a Plutón. Ciertamente desde los años 70 existía un amplio debate sobre el concepto de planeta a la luz de los nuevos datos referentes al taRepresentación artística de un exoplaneta maño de Plutón (menor de lo calculado en un principio), un debate que aumentó en los años siguientes al descubrirse nuevos objetos que podían tener tamaños similares. De esta forma, esta nueva definición de planeta introduce el concepto de planeta enano, que incluye a Ceres, Plutón, Haumea, Makemake y Eris; y tiene la diferencia de definición en (1), ya que no ha despejado la zona local de su órbita y no es un satélite de otro cuerpo. Los cuerpos que giran en torno a otras estrellas se denominan generalmente planetas extrasolares o exoplanetas. Las condiciones que han de cumplir para ser considerados como tales son las mismas que señala la definición de planeta para el Sistema Solar, si bien giran en torno a sus respectivas estrellas. Incluyen además una condición más en cuanto al límite superior de su tamaño, que no ha de exceder las 13 masas jovianas y que constituye el umbral de masa que impide la fusión nuclear de deuterio.

3.5.2 Satelites Se denomina satélite natural a cualquier objeto que orbita alrededor de un planeta. Generalmente el satélite es mucho más pequeño y acompaña al planeta en su evolución alrededor de la Estrella que orbita. El término satélite natural se contrapone al de satélite artificial, siendo este último, un objeto que gira en torno a la Tierra, la Luna o algunos planetas y que ha sido fabricado por el hombre. En el caso de la Luna, tiene una masa tan similar a la masa de la Tierra que podría considerarse como un sistema de dos planetas que orbitan juntos (sistema binario de planetas). Tal es el caso de Plutón y su satélite Caronte. Si dos objetos poseen masas similares, se suele hablar de sistema binario en lugar de un objeto primario y un satélite. El criterio habitual para considerar un objeto como satélite es que el centro de masas del sistema formado por los dos objetos esté dentro del objeto primario. El punto más elevado de la órbita del satélite se conoce como apoápside. En el Sistema Solar, los nombres de los satélites son personajes de la mitología, excepto los de Urano que son personajes de diferentes obras de William Shakespeare. Por extensión se llama lunas a los satélites de otros planetas. Se dice los cuatro satélites de Júpiter, pero también, las cuatro lunas de Júpiter. También por extensión se llama satélite natural o luna a cualquier cuerpo natural que gira alrededor de un cuerpo celeste, aunque no sea un planeta, como es el caso de la luna asteroidal Dactyl girando alrededor del asteroide (243) Ida etc.

Imagen espectral de Urano y sus satélites

3.5.3 Cometas Los cometas (del latín cometa y el griego kometes, "cabellera") son cuerpos celestes constituidos por hielo y rocas que orbitan el Sol siguiendo órbitas muy elípticas. Los cometas, junto con los asteroides, planetas y satélites, forman parte del Sistema Solar. La mayoría de estos cuerpos celestes describen órbitas elípticas de gran excentricidad, lo que produce su acercamiento al Sol con un período considerable. A diferencia de los asteroides, los cometas son cuerpos sólidos compuestos de materiales que se subliman en las cercanías del Sol. A gran distancia (a partir de 5-10 UA) desarrollan una atmósfera que envuelve al núcleo, llamada coma. Esta coma está formada por gas y polvo. Conforme el cometa se acerca al Sol, el viento

solar azota la coma y se genera la cola o cabellera característica. La cola está formada por polvo y el gas, de la coma, ionizado. Fue después del invento del telescopio que los astrónomos comenzaron a estudiar a los cometas con más detalle, advirtiendo entonces que la mayoría de estos tienen apariciones periódicas. Edmund Halley fue el primero en darse cuenta de esto y pronosticó en 1705 la aparición del cometa Halley en 1758, para el cual calculó que tenía un periodo de 76 años. Sin embargo, Estructura de un cometa murió antes de comprobar su predicción. Debido a su pequeño tamaño y órbita muy alargada, solo es posible ver los cometas cuando están cerca del Sol y por un periodo corto de tiempo. Los cometas son generalmente descubiertos visual o fotográficamente usando telescopios de campo ancho u otros medios de magnificación óptica, tales como los binoculares. Sin embargo, aún sin acceso a un equipo óptico, es posible descubrir un cometa rasante solar en línea con una computadora y una conexión a Internet. En los años recientes, el Observatorio Rasante Virtual de David (David J. Evans) (DVSO) le ha permitido a muchos astrónomos aficionados de todo el mundo, descubrir nuevos cometas en línea (frecuentemente en tiempo real) usando las últimas imágenes del Telescopio Espacial SOHO. Los cometas provienen principalmente de dos lugares, la Nube de Oort, situada entre 50.000 y 100.000 UA del Sol, y el Cinturón de Kuiper, localizado más allá de la órbita de Neptuno.

Imagen del impacto del cometa Shoemaker Levy 9 impactando contra Júpiter

Se cree que los cometas de largo periodo tienen su origen en la Nube de Oort, que lleva el nombre del astrónomo Jan Hendrik Oort. Esto significa que muchos de los cometas que se acercan al Sol siguen órbitas elípticas tan alargadas que sólo regresan al cabo de miles de años. Cuando alguna estrella pasa muy cerca del Sistema Solar, las

órbitas de los cometas de la Nube de Oort se ven perturbadas: algunos salen despedidos fuera del Sistema Solar, pero otros acortan sus órbitas. Para explicar el origen de los cometas de corto periodo, como el Halley, Gerard Kuiper propuso la existencia de un cinturón de cometas situados más allá de Neptuno, el Cinturón de Kuiper. Las órbitas de los cometas están cambiando constantemente: sus orígenes están en el sistema solar exterior, y tienen la propensión a ser altamente afectados (o perturbados) por acercamientos relativos a los planetas mayores. Algunos son movidos a órbitas muy cercanas al Sol (a ras del césped solar) que los destruyen cuando se aproximan, mientras que otros son enviados fuera del sistema solar para siempre.

Cicatrices en Júpiter tras el impacto de del cometa Shoemaker Levy 9

Se cree que la mayoría de los cometas se originan en la Nube de Oort, a enormes distancias del Sol, y que consisten de restos de la condensación de la nébula solar; los extremos exteriores de esa nébula están lo suficientemente fríos para que el agua exista en estado sólido (más que gaseoso). Los asteroides se originan por la vía de un proceso distinto, empero, los cometas muy viejos han perdido todos sus materiales volátiles y pueden devenir en algo muy parecido a los asteroides. La palabra cometa llegó al inglés a través del latín cometes. Del griego kome, que significa “cabello de la cabeza”. Aristóteles fue el primero que utilizó la derivación “kometes” para describir a estos astros como “estrellas con cabello”. 3.5.4 Asteroides Un asteroide es un cuerpo rocoso, carbonáceo o metálico más pequeño que un planeta y mayor que un meteoroide, que orbita alrededor del Sol en una órbita interior a la de Neptuno.

Cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter

Vistos desde la Tierra, los asteroides tienen aspecto de estrellas, de ahí su nombre (ἀζηεροειδής en griego significa "de figura de estrella"), que les fue dado por John Herschel poco después de que los primeros fueran descubiertos. Los asteroides también se llaman planetoides o planetas menores, denominaciones que se ajustan más a lo que en realidad son, y los engloba en una misma categoría con los cometas y con aquellos cuerpos con

órbitas mayores que la de Neptuno (objetos transneptunianos). La mayoría de los asteroides de nuestro Sistema Solar poseen órbitas semiestables entre Marte y Júpiter, conformando el llamado cinturón de asteroides, pero algunos son desviados a órbitas que cruzan las de los planetas mayores. El 1 de enero de 1801 el astrónomo siciliano Giuseppe Piazzi descubrió el asteroide o planeta menor Ceres, mientras trabajaba en un catálogo de estrellas. Este planeta menor fue denominado Ceres Ferdinandea en honor al entonces rey de las Dos Sicilias, Fernando I. Al descubrimiento de Piazzi le siguieron otros parecidos pero de objetos más pequeños. Hoy se estima que existen cerca de dos millones de asteroides con un diámetro mayor que un km tan sólo en el cinturón principal; sin embargo, si se suman todas sus masas el total equivale sólo al 5% de la masa de la Luna. Desde la redefinición de planeta de 2006 llevada a cabo por la Unión Astronómica Internacional, el término clásico asteroide no desaparece sino que se lo incluye dentro de los denominados cuerpos menores del Sistema Solar (excepto Ceres, que se considera planeta enano), junto con los cometas, la mayoría de los objetos transneptunianos y cualquier otro sólido que orbite en torno al Sol y sea más pequeño que un planeta enano.

4 Bibliografía 4.1 Referencias físicas 1. Asociación ADUNI (2005), Compendio de Geografía, Lima, Lumbreras Editores. 2. CULTURAL S.A. (1996), AULA, Curso de orientación escolar, Geografía e Historia, Madrid, Selecciones Graficas. 3. Editorial San Marcos (2009), Compendio de Geografía, Lima, San marcos. 4. Jakeline Mitton (2004). The Young Oxford Library Of Science: Planets and Stars, Oxford, Oxford Universiti Pres. 5. Salvat Editores (2004), La enciclopedia, Madrid, Salvat Editores.

4.2 Referencias virtuales 1. Enciclopedia Encarta 1999 2. http://es.wikipedia.org 3. http://www.educ.ar 4. http://www.monografias.org 5. http://www.scribd.com