Calendarios. Curiosidad




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fecha de publicación04.01.2016
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Tema 1: el origen del universo

TEMA 1.- EL ORIGEN DEL UNIVERSO. EL SISTEMA SOLAR. TECTÓNICA DE PLACAS.
1.- EL ORIGEN DEL UNIVERSO.

1.1.- Los primeros astrónomos.

Los babilonios (2.500 años a.C.) fueron los primeros en desarrollar la Astrología y establecieron las bases de la Astronomía: describieron el movimiento del Sol, la Luna y los planetas, inventaron el sistema sexagesimal (los 360º de la circunferencia), establecieron el Zodíaco y los primeros calendarios.

CURIOSIDAD: para los babilonios, la primavera comenzaba cuando el Sol entraba en la constelación de Aries, que marcaba el comienzo del año. Pero como el eje de la Tierra no es perpendicular a su órbita, los equinoccios cambian, y cada 2160 años el Sol el 21 de Marzo pasa por una constelación anterior en el Zodíaco, por tanto los Géminis serán Tauro, los Tauro serán Aries, etc. Por eso los horóscopos son una superstición, no existe la atracción de los planetas sobre una persona.

CURIOSIDAD: entre el 30 de Noviembre y el 17 de Diciembre, el Sol pasa por la constelación de Ophiocus, el Serpentario, y los nacidos entre esas fechas son de ese signo del Zodíaco. En algún momento del año los planetas pasan por constelaciones que no están en el Zodíaco, como Orion o Pegaso.

Aristóteles (384-322 a.C.) propuso un modelo geocéntrico del Sistema Solar, con la Tierra en el centro y el Sol, los planetas y las estrellas girando alrededor.

Aristarco de Samos (310-230 a.C.) fue el primer científico jonio que estableció el modelo heliocéntrico del Sistema Solar.

Eratóstenes (276-194 a.C.) realizó cálculos sobre la esfericidad terrestre, además de hallar el perímetro y el radio de nuestro planeta.

Hiparco de Nicea (190-120 a.C.) elaboró el primer mapa estelar con cerca de 850 estrellas.

1.2.- Influencia del contexto social en las ideas científicas.

Ptolomeo (100-170 d.C.) retomó de nuevo las ideas de Aristóteles sobre el universo geocéntrico. Esta hipótesis fue muy bien aceptada por las autoridades eclesiásticas durante la Edad Media, pues era lógico que las criaturas creadas por Dios habitaran el planeta centro del Universo. Otras hipótesis eran condenadas como herejías, y sus autores juzgados por la Santa Inquisición y condenados a morir en la hoguera.

Los sólidos cálculos matemáticos de Copérnico (1473-1543) establecieron el modelo heliocéntrico, devolviendo el Sol a su posición central. Por temor a las represalias eclesiásticas, mantuvo sus teorías en secreto hasta casi el final de su vida.

Kepler (1571-1630) descubrió que las órbitas planetarias eran elípticas. Su obra también fue prohibida por la Iglesia.

Galileo Galilei (1564-1642) construyó el primer telescopio, observando, entre otras cosas, que las 4 lunas de Júpiter orbitan a su alrededor. Elaboró razonamientos matemáticos que establecieron las bases del método científico como única forma válida para la investigación. Estuvo a punto de morir en la hoguera, pero tras obligarle a rechazar sus ideas, la Inquisición lo condenó “simplemente” a un arresto domiciliario. En 1992, 350 años más tarde, la Iglesia Católica pidió perdón y lo rehabilitó.

Newton (1667) explicó la causa del movimiento de traslación de los astros alrededor del Sol mediante su teoría de la Gravitación Universal. Desde ese momento se acepta universalmente el modelo heliocéntrico.

1.3.- La cosmología moderna.

Hoy día la cosmología pretende estudiar la totalidad del Universo, describiéndolo de forma idealizada mediante la aplicación de modelos matemáticos. Un modelo es una versión simplificada de una realidad que sirve para facilitar su comprensión.

1.3.1.- Modelo del Universo estático e infinito.

Aceptado desde principios del siglo XX, propone un Universo eterno e infinito, sin comienzo ni fin. Einstein, en su Teoría de la Relatividad, proponía un Universo en expansión, pero la idea le parecía tan descabellada que introdujo la llamada constante cosmológica para obligar a su modelo a permanecer estático. Más tarde reconocería que introducir dicha constante fue el mayor error de su carrera.

1.3.2.- Modelo del Universo dinámico y finito: el Big Bang.

En 1929, Hubble demostró experimentalmente que las galaxias se alejan unas de otras y que el Universo está en expansión. Esto hace suponer que si el Universo se hace más grande, frío y difuso, hace mucho tiempo toda su materia debió de estar concentrada en un punto pequeño y caliente. El modelo del Big Bang o Gran Explosión propone que el Universo se creó por una explosión a partir de ese punto, y desde entonces no ha dejado de expandirse. Aceptado por la mayoría de cosmólogos actuales.

1.3.3.- Modelo del Universo dinámico e infinito: el estado estacionario.

El modelo del estado estacionario lo propusieron Hoyle, Gold y Bondi. Admite la expansión del Universo, pero no concibe un principio definido, sino que opina que es infinito.

1.4.- La gran explosión.

La confianza de los científicos en el modelo del Big Bang se basa en 3 observaciones que ningún otro modelo ha conseguido explicar:

  1. El hecho de que el Universo esté en expansión.

  2. La existencia de la radiación cósmica de fondo, vestigios de la explosión luminosa inicial en forma de microondas.

  3. El hecho de que el 25% de la materia que constituye el Universo sea helio, una cantidad mucho mayor de la que habrían podido crear las estrellas por sí solas.

El modelo del Big Bang deduce, a partir del actual ritmo de expansión, que en el instante t=0, hace unos 13.700 millones de años, toda la materia del Universo se encontraba concentrada en un punto inmaterial, infinitamente denso y caliente.

Tras la explosión se generó una mota de luz radiante y caliente, se crearon el espacio y el tiempo, y a partir de ese momento se formó el Universo, que no ha dejado de expandirse lenta pero continuamente, enfriándose cada vez más y más.

Veinte minutos después del Big Bang ya se había formado casi toda la materia del Universo, un caldo de H2 y He con una mínima cantidad de Li y Be. Unos cientos de millones de años más tarde, en aquella masa de gas se formó una multitud de grumos que se convirtieron en las actuales galaxias. En el interior de aquellas nubes, la materia se acumuló por atracción gravitatoria, formándose esferas de gas donde, si se alcanzaba la suficiente temperatura, se producían reacciones de fusión nuclear donde el H2 se transforma en He. Así nacieron las primeras estrellas.

1.4.1. El Bosón de Higos

El Modelo Estándar de la física de partículas establece los fundamentos de cómo las partículas y las fuerzas elementales interactúan en el universo. Pero la teoría fundamentalmente no explica cómo las partículas obtienen su masa.

¿De qué está formada la materia?

La materia esta formada por átomos.

Un átomo es como un Sistema Solar en miniatura: tiene un gran núcleo central (compuesto por protones y neutrones) y a su alrededor giran los electrones.

¿De qué estan formados los protones y los neutrones?

Los protones y los neutrones están formados de unas partículas más pequeñas que se llaman quarks.

Hay 6 tipos de quarks y fueron bautizados con nombres un poco extraños: el quark "arriba", el quark "abajo", el quark "encanto", el quark "extraño", el quark "cima" y el quark "fondo".

Un protón está formado por 2 quarks "arriba" y 1 quark "abajo". Un neutrón está formado por 1 quark "arriba" y 2 quarks "abajo".

¿Y de qué están formados los electrones?

Al contrario que los protones y los neutrones, los electrones son partículas elementales, es decir, no se pueden dividir más.

Vale, entonces el electrón y los quarks son partículas elementales, ¿cuál es el problema?

El problema es que no comprendemos por qué estas partículas tienen masas tan diferentes. Por ejemplo, un quark "cima" pesa 350.000 veces más que un electrón. Para que os hagáis una idea de lo que significa este número: es la misma diferencia de peso que hay entre una sardina y una ballena.

¿Cuál es la solución a este problema?

En 1964, el físico inglés Peter Higgs, junto a otros colegas, propuso la siguiente solución: todo el espacio está relleno de un campo (que no podemos ver) pero que interacciona con las partículas fundamentales. El electrón interactúa muy poquito con ese campo y por eso tiene una masa tan pequeña. El quark "cima" interacciona muy fuertemente con el campo y por eso tiene una masa mucho mayor.

Para comprender esto, volvamos a la analogía de la sardina y la ballena. La sardina nada muy rapidamente porque es pequeñita y tiene poco agua alrededor. La ballena es muy grande, tiene mucho agua alrededor y por eso se mueve más despacio. En este ejemplo, "el agua" juega un papel análogo al "campo de Higgs".

Si lo pensáis despacio, la teoría de Higgs es muy profunda pues nos dice que la masa de todas las partícula está originada por un campo que llena todo el Universo.

¿Problema resuelto?

No tan rápido, en física, una teoría sólo es válida si podemos verificarla con experimentos. La historia de la ciencia está repleta de teorías hermosísimas que resultaron ser falsas.

El campo de Higgs es sólo una teoría. Para comprobarla necesitamos encontrar la partícula asociada al campo de Higgs: el llamado "bosón de Higgs".

¿Por qué es tan difícil observar el bosón de Higgs?

Cuando queremos detectar el bosón de Higgs nos enfrentamos a 2 problemas fundamentales:

1) Para generar un bosón de Higgs, se necesita muchísima energía. De hecho, se necesitan intensidades de energía similares a las producidas durante el Big Bang. Por eso hemos necesitado construir enormes aceleradores de partículas.

2) Una vez producido, el bosón de Higgs se desintegra muy rápidamente. Es más, el bosón de Higgs desparece antes de que podamos observarlo. Sólo podemos medir los "residuos" que deja al desintegrarse.

Estos dos problemas son de una complejidad tan tremenda que para resolverlos hemos necesitado el trabajo de miles de físicos durante varias décadas.

¿Y el término "la particula de Dios"? ¿Acaso no éramos científicos?

El origen del apelativo "la partícula de Dios" es una de mis anécdotas favoritas en física.

Allá por los años 90, Leo Lederman, un Premio Nobel, decidió escribir un libro de divulgación sobre la física de partículas. En el texto, Lederman se refería al bosón de Higgs como "The Goddamn Particle" ("La Partícula Puñetera") por lo difícil que resultaba detectarla.

El editor del libro, en un desastroso arranque de originalidad, decididió cambiar el término "The Goddamn Particle" por "The God Particle" y así "La Partícula Puñetera" se convirtió en "La Partícula de Dios".

¿Una vez se confirme la teoría de Higgs, la física de partículas se ha terminado?

No. Todavía quedan decenas de problemas que estamos muy lejos de resolver. Algunos ejemplos: ¿qué es la materia oscura? ¿cómo formular una teoría cuántica de la gravedad? ¿los quarks y los leptones son verdaderamente partículas elementales o tienen una subestructura? ¿todas las fuerzas se unifican a una energía suficientemente alta?

1.4.2. ¿Cuál es el futuro del Universo?

Hay muchas teorías:

- Big Chill (el gran enfriamiento).

Esta otra teoría, dice que en realidad, la gravedad no alcanzará a contrarrestar la expansión del universo, el que finalmente perecerá en una eternidad fría y sombría, con todos los objetos alejándose unos de otros indefinidamente. Sombría, debido a que el material para formar estrellas nuevas escaseará cada vez más y ya no se formarán nuevas estrellas, mientras que las existentes, continuarán apagándose luego de agotar su combustible.

- - Big Crunch (la gran contracción):

Según esta teoría, llegará un momento en que la fuerza expansiva del Big Bang será contrarrestada por la gravedad, haciendo que todos los objetos se acerquen unos a otros, lo que haría que todo se calentara, y volviera a ser como al principio: una 'sopa de partículas'. De esta manera, el Universo terminaría en la singularidad que le dio origen. Esta teoría, incluye un atractivo extra: al volver a la singularidad inicial, el universo podría estallar nuevamente en otro Big Bang. Esta posible continuidad, podría incluso ya haberse producido, no siendo el Universo que conocemos, el primero ni el último. Esto es conocido como "Universo Oscilante"

- Big Rip (el gran desgarramiento): El cumplimiento de esta hipótesis depende de la cantidad de energía oscura en el Universo. Si el Universo contiene suficiente energía oscura, podría acabar en un desgarramiento de toda la materia. Primero, las galaxias se separarían entre sí, luego la gravedad sería demasiado débil para mantener integrada a cada una de ellas; los sistemas planetarios perderían su cohesión gravitatoria; estallarían estrellas y planetas y, al final, hasta los átomos se destruirían en segundos.
2.- LA MATERIA VISIBLE EN EL UNIVERSO.

2.1.- Galaxias.

Las galaxias son enormes acumulaciones de materia en forma de polvo cósmico, nebulosas, estrellas, planetas y materia interestelar, todo ello unido por la fuerza de gravedad.

El Sistema Solar donde se encuentra la Tierra forma parte de una galaxia llamada Vía Láctea, de forma espiral y con alrededor de 200.000 millones de estrellas. El Sistema Solar está en uno de los brazos de la espiral.

En el Universo aparecen miles de millones de galaxias agrupadas debido a la gravedad en pares, grupos (varias decenas), cúmulos (cientos) y supercúmulos (varios cúmulos). Las galaxias se clasifican en 5 clases principales:

  • Galaxia espiral. Con un núcleo central repleto de estrellas y varios brazos espirales

  • Galaxia espiral barrada. Espiral con una estructura similar a una barra atravesando el núcleo.

  • Galaxia lenticular. Forma de disco.

  • Galaxia elíptica. Forma esférica u ovalada, con muchas estrellas viejas.

  • Galaxia irregular. Agrupación sin orden de estrellas y nebulosas.

  • Otras: las galaxias enanas, las de bajo brillo, etc.

2.2.- Estrellas.

Una estrella es una esfera formada por H2 y He que genera constantemente energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía se emite al espacio en forma de radiación electromagnética (principalmente luz), neutrinos y viento estelar (flujo de protones de alta energía).

La estrella existe gracias al equilibrio entre fuerzas contrarias: la fuerza gravitatoria, que la mantiene unida, y la presión de radiación, que tiende a separarla.

Existen estrellas dobles, como las Cefeadas, y múltiples, como en la constelación de Lira. La estrella más cercana al Sol es Alfa Centauro, un sistema de tres estrellas.

2.2.1.- Nacimiento y vida de una estrella





Nebulosa del Rectángulo Rojo.

La formación de las estrellas se produce en regiones densas de polvo y gas molecular, conocidas como
nebulosas interestelares. La fuerza de gravedad acerca a los átomos de hidrógeno hacia el centro de la acumulación, haciéndolo más y más denso. Llega un punto en que sus velocidades son tan grandes que el protón de un núcleo de hidrógeno logra vencer la repulsión eléctrica del núcleo en el que impacta, fusionándose con él y otros más hasta formar un núcleo estable de helio.

Una estrella desde su nacimiento tiene diferentes fases de evolución. En sus primeras etapas como embrión es rodeada por los restos de la nube de gas desde la cual se formó. Esa nube de gas es gradualmente disipada por la radiación que emana de la estrella, posiblemente quedando atrás un sistema de objetos menores como planetas, etc.

Pasada la etapa de la infancia, una estrella entra a su madurez, que se caracteriza por un período largo de estabilidad durante el cual, en su núcleo, el hidrógeno se va convirtiendo en helio, liberando enormes cantidades de energía. A esa etapa de estabilidad de la estrella se la llama secuencia principal.

Las características de la estrella resultante dependerán de la magnitud de su masa. Cuanto más masiva sea la estrella, mayor será su luminosidad y con mayor velocidad agotará el hidrógeno de su núcleo, lo que la hará más luminosa, más grande y más caliente. La rápida fusión de hidrógeno en helio también implica un agotamiento de las reservas del primero más pronto en estrellas masivas que para las de menor tamaño. Para una estrella como el Sol su permanencia en la secuencia principal es de unos 10 mil millones de años; una estrella diez veces más masiva será 10 000 veces más brillante pero durará en la secuencia principal sólo unos 100 millones de años.

Cuando todo el hidrógeno del núcleo de la estrella se haya convertido en helio, ésta comenzará su desarrollo. La fusión del helio requiere una mayor temperatura en el núcleo, por lo que la estrella incrementará tanto su tamaño como la densidad de su núcleo.

2.2.2.- Evolución y muerte de una estrella

No todas las estrellas evolucionan del mismo modo. La masa de la estrella es, de nuevo, determinante a la hora de hacer un estudio sobre las distintas fases que experimenta a lo largo de su vida.

2.2.3.-Estrellas de masa pequeña

Este tipo de estrellas tienen una vida larga. Nuestro conocimiento sobre su evolución es mera teoría, ya que su etapa en la secuencia principal tiene mayor duración que la actual edad del universo. Los astrofísicos consideran que deberían tener una evolución muy parecida a las estrellas de masa intermedia, a excepción de que en la fase final la estrella se enfriaría convirtiéndose tras un billón de años en una enana negra.

2.2.4.- Estrellas de masa intermedia

Nuestro Sol se encuentra dentro de esta división. Son estrellas que durante la fase de la secuencia principal transmutan hidrógeno en helio en su núcleo central, pero el primero, en millones de años, se va agotando hasta llegar a un instante en que las fusiones son insuficientes para generar las presiones necesarias para equilibrar la gravedad. Así, el centro de la estrella se empieza a contraer hasta que llega a una temperatura tan elevada que el helio entra en fusión y convierte en carbono. El remanente de hidrógeno se aloja como una cáscara quemándose y transmutándose en helio y las capas exteriores de la estrella se expanden. Esa expansión convierte a la estrella en una gigante roja más brillante y fría que en su etapa en la secuencia principal.





Ciclo vital del Sol.

Durante esta fase, una estrella pierde muchas de sus capas exteriores las cuales son eyectadas hacia el
espacio por la radiación que emana. Eventualmente, las estrellas más masivas de este tipo logran encender el carbono para que se transmute en elementos más pesados, pero lo normal es que la estrella se derrumbe hacia su interior debido a la presión de la gravedad transformándose en una enana blanca.

2.2.5..- Estrellas de masa mayor y estrellas masivas

Son estrellas de rápida combustión. La corta extensión de sus vidas hace extrañas a las grandes estrellas, pues sólo aquellas formadas en los últimos 30 millones de años -y no todas ellas- existen todavía.

Al principio pasan rápidamente a través de casi las mismas fases que una estrella de masa intermedia, pero las estrellas masivas tienen núcleos tan calientes que transmutan hidrógeno en helio de una manera diferente, usando restos de carbono, nitrógeno y oxígeno. Una vez que la estrella haya agotado el hidrógeno en el núcleo y alojado el remanente de éste como cáscaras, entra a una fase que se conoce como de supergigante roja. Cuando sus núcleos se hayan convertido en helio, la enorme gravedad de las estrellas permite continuar la fusión, convirtiendo el helio en carbono, el carbono en neón, el neón en oxígeno, el oxígeno en silicio, y finalmente el silicio en hierro. Llegado a este punto, como el hierro no se fusiona, el núcleo de la estrella se colapsa, resultando de ello una explosión de supernova.





Imagen del Hubble de la Supernova 1994D(SN1994D)en la galaxia NGC 4526.

Se piensa que los restos de una supernova son generalmente una
estrella de neutrones. Un púlsar en el centro de la Nebulosa del Cangrejo hoy se identifica con el núcleo de la supernova de 1054. En el caso de que la masa persistente de la estrella es de dos a tres veces la del Sol, la contracción continuará hasta formar un agujero negro.

Las estrellas binarias pueden seguir modelos de evolución mucho más complejos, podrían transferir parte de su masa a su compañera y generar una supernova.

Las nebulosas planetarias y las supernovas son muy necesarias para la distribución de metales a través del espacio, sin ellas, todas las nuevas estrellas (y sus sistemas planetarios) estarían formados exclusivamente de hidrógeno y helio.

2.3.- Planetas.

Son cuerpos celestes que carecen de luz propia y describen una órbita, generalmente elíptica y de poca excentricidad, alrededor del Sol u otra estrella. Su brillo se debe a que reflejan la luz que les llega desde la estrella alrededor de la cual gravitan.
3.- EL SISTEMA SOLAR.

El Sistema Solar es el conjunto formado por una estrella (el Sol), los planetas y sus satélites, y otros cuerpos que orbitan a su alrededor, como los planetas enanos, los asteroides, los cometas, los meteoritos, la materia interplanetaria, etc.

3.1.- El Sol.

Es una estrella de tamaño medio, además de ser el objeto más importante y grande del Sistema Solar, pues supone el 98% de su masa.

Está constituido por un 81% de H2 y un 18% de Helio. En cuanto a su estructura, el Sol estaría formado por el núcleo, la zona radiante, la zona convectiva y la atmósfera solar, constituida a su vez por la fotosfera, la cromosfera y la corona.

  • Núcleo. En él se producen las reacciones termonucleares. Supone 1/5 del radio total

  • Zona radiante. Formada por plasma (H2 y He ionizado), es atravesada por fotones que alcanzan la superficie.

  • Zona convectiva. Sus gases no están ionizados, se absorben los fotones, por lo que esta zona es opaca al paso de radiación, siendo su transporte convectivo.

  • Fotosfera. Aquí se emite la mayor parte de la luz solar. Aparecen manchas solares.

  • Cromosfera. Aquí se producen las fáculas (nubes de H2 luminosas y brillantes) y los destellos (filamentos de gases a mucha Tª que surgen a partir de las manchas).

  • Corona. Formada por las capas más tenues de la atmósfera solar. Aquí se producen las erupciones solares y el viento solar.


3.2.- Los planetas.

En el Sistema Solar existen dos tipos: pequeños y gigantes. Todos ellos carecen de luz propia y tienen diversos movimientos, de los cuales los más importantes son:

- La rotación, un giro sobre sí mismo alrededor de su eje, que determina la duración del día del planeta.

- La traslación, un giro del planeta alrededor del Sol, determinando un año del planeta.

Los planetas tienen una forma parecida a una pera achatada, denominada geoide. Los materiales más densos se hallan en el núcleo, mientras que los gases forman una atmósfera sobre la superficie.

Los planetas del Sistema Solar son:

  • Pequeños: Mercurio, Venus, La Tierra, Marte. Son rocosos, con densidad alta, su rotación es lenta, tienen pocas o ninguna luna (Luna de la Tierra y Phobos y Deimos de Marte) y su forma es bastante esférica.

  • Gigantes: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Son gaseosos y ligeros, formados por gas y hielo. Su rotación es rápida y tienen muchos satélites y anillos.

3.2.1.- Formación de los planetas del Sistema Solar.

Según la teoría de los planetesimales, el Sistema Solar procede de una nebulosa fría formada por gas, polvo de hielo y silicatos, que hace unos 5.000 millones de años comenzó a contraerse y a girar sobre sí misma.

La mayor parte de la masa se concentró en el centro de la nebulosa, mientras que el resto de la materia de la periferia giraba alrededor de esta masa central.

En el núcleo de la masa central o protosol comenzaron a producirse reacciones de fusión nuclear de H2, formándose He y liberándose energía. Así surgió nuestro Sol.

En el disco de materia que giraba alrededor se producían choques entre las partículas, que se agregaban unas a otras e iban originando cuerpos cada vez mayores: los planetesimales, planetoides y planetas. Como éstos giran sobre sí mismos, adquieren forma esférica, y sus materiales se van disponiendo en capas: núcleo, manto, corteza y atmósfera.

Posteriormente, el viento solar arrastró hacia la parte externa del sistema todos los pequeños cuerpos que aún no se habían unido para formar planetas o satélites.

Los pequeños cuerpos que fueron barridos se concentraron en el exterior del Sistema Solar y dieron lugar a los cometas.
3.3.- Planetas enanos.

Esta categoría la creó la Unión Astronómica Internacional en agosto de 2006. Los planetas enanos son cuerpos esféricos que no son satélites de un planeta u otro cuerpo no estelar. En este grupo se incluye actualmente a Plutón, Ceres y Eris.

3.4.- Satélites

Giran alrededor de los planetas. La tierra tiene un único satélite que es la luna.

3.4.1.- La Luna

Hay, básicamente, tres posibilidades en cuanto a la formación de la luna:
1.- Era un astro independiente que, al pasar cerca de la Tierra, quedó capturado en órbita.
2.- La Tierra y la Luna nacieron de la misma masa de materia que giraba alrededor del sol .
3.- La luna surgió de una especie de "hinchazón" de la Tierra que se desprendió por

La fuerza centrífuga
Actualmente se admite una cuarta teoría que es como una mezcla de las otras tres: cuando la Tierra se estaba formando, sufrió un choque con un gran cuerpo del espacio. Parte de la masa salió expulsada y se aglutinó para formar nuestro satélite. Y, aún, una quinta teoría que describe la formación de la Luna a partir de los materiales que los monstruosos volcanes de la época de formación lanzaban a grandes alturas.

La luna gira alrededor de su eje (rotación) en aproximadamente 27.32 días (mes sidéreo) y se traslada alrededor de la Tierra (traslación) en el mismo intervalo de tiempo, de ahí que siempre nos muestra la misma cara.

Las fases de la luna son las diferentes iluminaciones que presenta nuestro satélite en el curso de un mes. Según la disposición de la Luna, la Tierra y el Sol, se ve iluminada una mayor o menor porción de la cara visible de la luna.
La órbita de la tierra forma un ángulo de 5º con la órbita de la luna, de manera que da lugar a las siguientes fases:

Luna Nueva : Cuando la luna se encuentra entre el sol y la tierra, uno de sus hemisferios, el que nosotros vemos, queda en la zona oscura, y por lo tanto, queda invisible a nuestra vista.
Cuarto Creciente : A medida que la luna sigue su movimiento de traslación, va creciendo la superficie iluminada visible desde la tierra, hasta que una semana más tarde llega a mostrarnos la mitad de su hemisferio iluminado; es el llamado cuarto creciente.
Luna llena: Una semana más tarde percibimos todo el hemisferio iluminado.
Cuarto Menguante: A la semana siguiente, la superficie iluminada empieza a decrecer o menguar, hasta llegar a la mitad: es el cuarto menguante.

Al final de la cuarta semana llega a su posición inicial y desaparece completamente de nuestra vista, para recomenzar un nuevo ciclo.





3.4.2. Eclipses

Un eclipse es el oscurecimiento de un cuerpo celeste por otro. Como los cuerpos celestes no están quietos en el firmamento, a veces la sombra que uno proyecta tapa al otro, por lo que éste último se ve oscuro.
En el caso de la Tierra, la Luna y el Sol tenemos dos modalidades: eclipses de Sol, que consisten en el oscurecimiento del Sol visto desde la Tierra, debido a la sombra que la Luna proyecta; y eclipses de Luna, que son el oscurecimiento de la Luna vista desde la Tierra, debido que ésta se situa en la zona de sombra que proyecta la Tierra.




3.4.- Asteroides.

Son cuerpos rocosos o metálicos que orbitan alrededor del Sol, principalmente en el cinturón de asteroides, situado entre Marte y Júpiter. Su tamaño varía desde unos pocos km hasta unos 250 km. Cuando entran en la atmósfera terrestre a gran velocidad, la mayoría se queman y se transforman en meteoritos.
3.5.- Cometas.

Son cuerpos pequeños, de forma irregular, formados por una mezcla de rocas (agua, hielo seco, amoníaco, metano, hierro, magnesio y silicatos) y gases congelados. Pueden tener tamaños de varias decenas de km.

Al aproximarse al Sol, el viento solar provoca el calentamiento del cometa, que pasa de hielo a gas (sublimación), formándose una cola. Estos gases se proyectan hacia atrás, por eso la cola de los cometas siempre apunta en dirección opuesta al Sol. Al alejarse de él se enfría, los gases se hielan y la cola desaparece.
3.6.- Meteoritos.

Son partículas pequeñas (del tamaño de una piedra) que, procedentes del espacio, caen a la Tierra. Al entrar en contacto con la atmósfera, la fricción hace que se calienten y entren en ignición, emitiendo luz y produciendo una estrella fugaz.

4.- LA TEORÍA DE LA TECTÓNICA DE PLACAS.

4.1.- Estructura interna de la Tierra.




4.2.- La teoría de la Deriva Continental.

A principios del siglo XX, un científico alemán, Alfred Wegener, se sorprendía no sólo por la manera en que parecen encajar las costas sudamericanas y africanas, algo que ya se sabía en el siglo XVI, sino también por las coincidencias existentes en sus registros fósiles y por otras similitudes geológicas que veremos a continuación:

  • Pruebas paleontológicas. Se han hallado fósiles del mismo helecho en Sudamérica, Sudáfrica, la Antártida, India y Australia, así como fósiles de una misma especie de reptil en Sudáfrica, India y la Antártida. Esto indica que estas especies pertenecían a una misma zona que se habría ido separando con el paso del tiempo.

  • Pruebas geográficas. Las costas africana y sudamericana encajan como las dos piezas de un puzzle.

  • Pruebas geológicas. Cadenas montañosas del continente americano continúan en cadenas africanas y europeas, separadas hoy por el océano Atlántico.

  • Pruebas paleomagnéticas. Gracias a la observación de la orientación de los minerales magnéticos con el paso del tiempo se ha deducido que en el pasado los continentes estaban muy próximos.

  • Pruebas paleoclimáticas. Lugares de diversos continentes (Sudáfrica, Sudamérica, India, Australia) sufrieron un mismo fenómeno climatológico (ej.- glaciación) en la misma época, lo que indica que tenían que estar unidos.


Todas estas observaciones le llevaron a formular en 1912 su teoría de la Deriva Continental, en la que proponía que los continentes se están separando poco a poco, y que en un principio todos ellos formaban parte de un único y enorme continente llamado Pangea, que fue fracturándose en varios trozos, dando lugar a los continentes actuales.
4.3.- La Teoría de la Tectónica de Placas.

Esta teoría se construyó a partir de la anterior, y actualmente es la aceptada. Considera que los materiales rocosos de la corteza y de la parte superior del manto constituyen una unidad rígida y quebradiza que recibe el nombre de litosfera. Va de los 0 a los 150 km de profundidad y está fragmentada en placas litosféricas, que encajan entre sí como un gigantesco puzzle.

Las placas litosféricas flotan sobre el manto superior fundido (astenosfera) y no son estáticas: se mueven, se crean y se destruyen, separan los continentes y vuelven a juntarlos por otro lado, aplastan las rocas y levantan montañas en lugares que antes eran mares. Las causas de este movimiento se explican mediante esta teoría: la litosfera oceánica se crea en las dorsales (cordilleras submarinas) y se destruye en las zonas de subducción. El motor que mueve horizontalmente las placas litosféricas es el calor interno de la Tierra, que crea corrientes de convección en la astenosfera. En las zonas limítrofes entre placas litosféricas hay una enorme actividad sísmica y volcánica debida al roce entre placas, a la salida de magma por las dorsales y a la subducción de unas placas bajo otras.



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