Reconoces la relación que existe entre el sol, la luna y la tierra.

El sistema solar
El Sistema Solar es uno de las materias más estudiadas en la historia de la humanidad.
Desde tiempos muy antiguos, el hombre ha manifestado preocupación e interés por conocer su medio, y el Universo no está exento de esa curiosidad y afán de investigación. Ya en el siglo III A.C. , Aristarco de Samos presentaba la teoría heliocéntrica del origen del Sistema Solar, la que perduró hasta el siglo II, cuando Tolomeo propondría su celebre Teoría Geocéntrica, la que sostenía que la tierra era el centro del Universo. Debieron pasar un par de siglos, para que en el XVI, Nicolás Copérnico propusiera nuevamente la teoría heliocéntrica, la que esta vez sea aceptada universalmente. Desde entonces, ha habido un gran interés por conocer el sistema solar, investigaciones de las que desprenden grandes teorías, desde la Ley de la Gravitación Universal de Newton hasta cálculos que indican que habrían más de cien mil millones de estrellas en la Vía Láctea, galaxia a la cual pertenece nuestro sistema solar.

Este interés ha llevado al hombre a realizar grandes operaciones, las que han trascendido fronteras, es así como en 1957 se lanza al espacio el Sputnik I, primer vehículo que sales de la órbita terrestre. En 1958, la URSS lanza al espacio un cohete con dos perras: los primeros seres vivientes en salir del globo terrestre. El primer astronauta fue Yuri Gagarin, a bordo del Bostok I. El 18 de marzo de 1965 se realiza el primer paseo espacial: el ruso A. Leonov flotó en le espacio por 10 minutos, convertido en un "hombre – satélite". En 16 de julio de 1969 el Apolo XI despegó rumbo a la Luna. Iba tripulado por Collins, Armstrong y Aldrin. Cuatro días después, se marcaba la primera huella humana sobre la luna, la frase "un pequeño paso para un hombre, un gran paso para la humanidad" recorrería el mundo.

Hoy, tres décadas después de este "gran paso", la tecnología de Internet hace posible que en segundos contemos con información necesaria y material gráfico de cualquier tema, y la astronomía y la astronáutica no están ajenas a esto.

El origen del sistema solar
Desde los tiempos de Newton se ha podido especular acerca del origen de la Tierra y el Sistema Solar como un problema distinto del de la creación del Universo en conjunto. La idea que se tenía del Sistema Solar era el de una estructura con unas ciertas características unificadas:

Todos los satélites, con muy pocas excepciones, dan vueltas alrededor de sus respectivos planetas en el plano del ecuador planetario, y siempre en sentido contrario al de las agujas del reloj. La regularidad de tales movimientos sugirió, de un modo natural, la intervención de algunos procesos singulares en la creación del Sistema en conjunto.

Por tanto, ¿cuál era el proceso que había originado el Sistema Solar? Todas las teorías propuestas hasta entonces podían dividirse en dos clases: catastróficas y evolutivas. Según el punto de vista catastrófico, el Sol había sido creado como singular cuerpo solitario, y empezó a tener una «familia» como resultado de algún fenómeno violento. Por su parte, las ideas evolutivas consideraban que todo el Sistema había llegado de una manera ordenada a su estado actual. En el siglo XVI se suponía que aun la historia de la Tierra estaba llena de violentas catástrofes. ¿Por qué, pues, no podía haberse producido una catástrofe de alcances cósmicos, cuyo resultado fuese la aparición de la totalidad del Sistema? Una teoría que gozó del favor popular fue la propuesta por el naturalista francés Georges-Louis Leclerc de Buffon, quien afirmaba, en 1745, que el Sistema Solar había sido creado a partir de los restos de una colisión entre el Sol y un cometa.

Naturalmente, Buffon implicaba la colisión entre el Sol y otro cuerpo de masa comparable. Llamó a ese otro cuerpo cometa, por falta de otro nombre. Sabemos ahora que los cometas son cuerpos diminutos rodeados por insustanciales vestigios de gas y polvo, pero el principio de Buffon continúa, siempre y cuando denominemos al cuerpo en colisión con algún otro nombre y, en los últimos tiempos, los astrónomos han vuelto a esta noción.

Sin embargo, para algunos parece más natural, y menos fortuito, imaginar un proceso más largamente trazado y no catastrófico que diera ocasión al nacimiento del Sistema Solar. Esto encajaría de alguna forma con la majestuosa descripción que Newton había bosquejado de la ley natural que gobierna los movimientos de los mundos del Universo. El propio Newton había sugerido que el Sistema Solar podía haberse formado a partir de una tenue nube de gas y polvo, que se hubiera condensado lentamente bajo la atracción gravitatoria. A medida que las partículas se aproximaban, el campo gravitatorio se habría hecho más intenso, la condensación se habría acelerado hasta que, al fin, la masa total se habría colapsado, para dar origen a un cuerpo denso (el Sol), incandescente a causa de la energía de la contracción.
En esencia, ésta es la base de las teorías hoy más populares respecto al origen del Sistema Solar. Pero había que resolver buen número de espinosos problemas, para contestar algunas preguntas clave. Por ejemplo: ¿Cómo un gas altamente disperso podía ser forzado a unirse, por una fuerza gravitatoria muy débil?

En años recientes, los astrónomos han propuesto que la fuerza iniciadora en la formación del Sistema Solar debería ser una explosión supernova. Cabe imaginar que una vasta nube de polvo y gas que ya existiría, relativamente incambiada, durante miles de millones de años, habría avanzado hacia las vecindades de una estrella que acababa de explotar como una supernova. La onda de choque de esta explosión, la vasta ráfaga de polvo y gas que se formaría a su paso a través de la nube casi inactiva a la que he mencionado que comprimiría esta nube, intensificando así su campo gravitatorio e iniciando la condensación que conlleva la formación de una estrella.
Si ésta era la forma en que se había creado el Sol, ¿qué ocurría con los planetas? ¿De dónde procedían? El primer intento para conseguir una respuesta fue adelantado por Immanuel Kant en 1755 e, independientemente, por el astrónomo francés y matemático Fierre Simón de Laplace, en 1796. La descripción de Laplace era más detallada.

De acuerdo con la descripción de Laplace, la enorme nube de materia en contracción se hallaba en fase rotatoria al empezar el proceso. Al contraerse, se incrementó su velocidad de rotación, de la misma forma que un patinador gira más rápido cuando recoge sus brazos. Esto es debido a la «conversión del momento angular». Puesto que dicho momento es igual a la velocidad del movimiento por la distancia desde el centro de rotación, cuando disminuye tal distancia se incrementa, en compensación, la velocidad del movimiento.

Según Laplace, al aumentar la velocidad de rotación de la nube, ésta empezó a proyectar un anillo de materia a partir de su ecuador, en rápida rotación. Esto disminuyó en cierto grado el momento angular, de tal modo que se redujo la velocidad de giro de la nube restante; pero al seguir contrayéndose, alcanzó de nuevo una velocidad que le permitía proyectar otro anillo de materia. Así, el Sol fue dejando tras sí una serie de anillos (nubes de materia, en forma de rosquillas), que se fueron condensando lentamente, para formar los planetas; con el tiempo, éstos expelieron, a su vez, pequeños anillos, que dieron origen a sus satélites.

Las capas solares
El Sol no es una esfera de gas homogéneo posee en su exterior lo que se denomina atmósfera solar la cual se ha dividido en 3 capas diferentes:

Fotosfera
La superficie visible del sol se denomina Fotosfera (esfera de Luz, Foto del encabezado), tiene un espesor de aproximadamente 300 Km. con una temperatura de 5800 K. La parte baja de la fotosfera esta compuesta por material parcialmente ionizado principalmente hidrogeno, en las partes alta este hidrogeno es neutro, la temperatura disminuye de abajo arriba siendo de 8500 pasando a 4500 K. La fotosfera presenta un aspecto granuloso formado por celdas (gránulos) cuyo tamaño alcanza los 2000 kilómetros, estos gránulos no son permanentes y por el contrario tienen tiempos de vida muy cortos de alrededor de 10 minutos, por lo que el aspecto de la superficie solar es cambiante y activa, estos gránulos forman a su ves cúmulos que se denominan supe gránulos. Las granulaciones son causadas por convección, fenómeno en el cual el material caliente asciende y el más frío desciende.

La característica más sobresaliente de la fotosfera son las Manchas Solares. Las manchas solares son zonas deprimidas y "frías" (3800 K) y son causadas por alteraciones del fuerte campo magnético solar que impide la emergencia de calor en la zona de la mancha. Su tamaño varia mucho pero en general tienen entre 100 y 100.000 kilómetros, las manchas constan de dos partes, un núcleo oscuro llamado umbra el cual está rodeado por una zona mas clara filamentosa llamada penumbra.

Su número aumenta y decrece siguiendo los ciclos de actividad solar (ver mas adelante). Aunque pueden encontrarse aisladas lo mas frecuente es que se encuentren en grupos y nunca aparecen en latitudes mayores a 40 grados sur o norte. Una pequeña mancha puede durar menos de un día pero las mayores o grupos de manchas pueden observarse por 4 a 5 meses. Asociadas a la fotosfera también esta las fáculas que son regiones mas brillantes y calientes de la fotosfera y se asocian a las manchas.

Manchas solares.
George Ellery Hale descubrió en 1908 que las manchas solares (áreas más frías de la fotosfera) presentan campos magnéticos fuertes. Una mancha solar común tiene una densidad de flujo magnético de 0,25 teslas. En comparación, el campo magnético de la Tierra tiene una densidad de flujo de menos de 0,0001 teslas. Las manchas solares se suelen dar en parejas, con las dos manchas con campos magnéticos que señalan sentidos opuestos. El ciclo de las manchas solares, en el que la cantidad de manchas solares varía de menos a más y vuelve a disminuir al cabo de unos 11 años, se conoce por lo menos desde principios del siglo XVIII. Sin embargo, el complejo modelo magnético asociado con el ciclo solar sólo se comprobó tras el descubrimiento del campo magnético del Sol. Como cada mancha solar dura como mucho unos pocos meses, el ciclo solar de 22 años refleja los procesos asentados y de larga duración en el Sol y no las propiedades de las manchas solares individuales. El Sol gira una vez cada 27 días cerca del ecuador, pero una vez cada 31 días más cerca de los polos.

Cromosfera
La zona llamada Cromosfera (esfera de color) se encuentra por encima de la fotosfera y tiene un espesor aproximado de 8000 Km. Solo es observable durante los eclipses solares como un anillo de intensa coloración roja que se encuentra por encima de la fotosfera. En las partes profundas la temperatura es de unos 4000 K y hacia las partes mas externas alcanza los 25.000 grados K, esta región se conoce como zona de transición en donde comienza la corona.

De la cromosfera nacen grandes lengüetas o espículas que se levantan y caen en corto tiempo, estos filamentos viajan entre 20 a 30 Km./seg. segundo y se ha visto que pueden llegar a medir 15.000 Km., las espículas se originan en zonas especificas generalmente en los límites de los supergránulos, en donde también tienen lugar grandes explosiones llamadas ráfagas las cuales se asocian a un aumento considerable en la cantidad de rayos X, microondas y rayos cósmicos emitidos. En los bordes de la cromosfera se pueden ver también grandes arcos de material incandescente que se elevan hasta 50.000 Km.y pueden permanecer por semanas o meses antes de desvanecerse, a estos se les denomina Protuberancias estacionarias.

Corona.
La porción mas externa del sol se denomina la Corona y se extiende por millones de kilómetros hasta convertirse en viento solar, de hecho, puede considerarse que los planetas se encuentran "dentro" de la corona. Las temperaturas en la corona alcanza el 1,000,000 K, lo cual fue descubierto por el análisis espectral que mostró material fuertemente ionizado sin que hasta el momento exista una clara explicación a este fenómenos. Igual que la cromosfera solo es posible observarla durante los eclipses solares o mediante la utilización de un coronógrafo. Su densidad es la menor de todas las capas solares pero su temperatura aumenta con la distancia al Sol alcanzando los 2 millones de grados K.

El estudio de la corona en el espectro de rayos X ha mostrado que esta capa no es uniforme en temperatura y densidad, las partes mas frías de la corona se denominan Hoyos Coronales en estas zonas, el material escapa directamente del Sol hacia el espacio interplanetario. Los hoyos coronales son fuente de viento solar mucho mas veloz. En la corona se presentan espectaculares eyecciones de masa coronal en donde el material escapa a cientos de kilómetros por hora. Aunque se sospechaba su presencia por el comportamiento de las colas cometarias que siempre apuntan hacia el lado opuesto del Sol, el Viento Solar fue por primera vez detectado por el satélite ruso Luna III en 1969, este viento solar esta compuesto principalmente por protones y electrones. A la distancia de la tierra tiene una densidad de 10 a 100 partículas por centímetro cubito un vacío mas perfecto que cualquiera obtenido en laboratorios.

Viento solar.
En uno o dos radios solares desde la superficie del Sol, el campo magnético de la corona tiene la fuerza suficiente para retener el material gaseoso y caliente de la corona en grandes circuitos. Cuanto más lejos está del Sol, el campo magnético es más débil y el gas de la corona puede arrojar literalmente el campo magnético al espacio exterior. Cuando sucede esto, la materia recorre grandes distancias a lo largo del campo magnético.

El flujo constante del material arrojado desde la corona es conocido como viento solar y suele llegar de las regiones denominadas agujeros de la corona. Allí, el gas es más frío y menos denso que en el resto de la corona, produciendo una menor radiación. El viento solar de los grandes agujeros de la corona (que puede durar varios meses) es muy fuerte. Debido a la rotación solar, estas regiones de fuerte viento solar, conocidas como corrientes de viento solar a gran velocidad, suelen repetirse cada 27 días vistas desde la Tierra. El viento solar provoca alteraciones que se pueden detectar desde el campo magnético de la Tierra.

La luna: caracteristicas principales y su influencia en la tierra

Características.
La Luna es el satélite de la tierra y el astro más próximo a ella. Esta proximidad hace que la contemplemos como un gran cuerpo celeste cuando en realidad su tamaño es reducidísimo en comparación a otros astros. Su cercanía con respecto a la tierra influye en los movimientos de flujo y reflujo de las masas oceánicas (mareas). La variación térmica en la superficie es extraordinaria, debido a que la luna carece de atmósfera, con lo que la presencia del sol provoca una subida brusca de temperatura, y su ausencia un descenso igualmente súbito y brusco. Este fenómeno es el responsable de que siempre presente la misma ante la tierra.

Movimientos de la Luna.
La luna tiene tres movimientos: Movimiento de rotación, es el que realiza sobre su propio eje. Lo realiza en 27 días, 7 horas y 43 minutos.
Movimiento de traslación.
Es el que realiza la luna alrededor de la tierra y dura 29 días, 12 horas y 44 minutos. Ambos movimientos se realizan en tiempos casi iguales.

Movimiento de revolución.
Es el que realiza alrededor del sol, al mismo tiempo que la tierra.

Fases de la luna.
Las fases de la luna son las diferentes iluminaciones que presenta nuestro satélite en el curso de un mes. La órbita de la tierra forma un ángulo de 5º con la órbita de la luna, de manera que 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: a esto le llamamos luna nueva o novilunio. 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. Una semana más tarde percibimos todo el hemisferio iluminado: es la llamada luna llena o plenilunio. 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.

Eclipses.
Si colocamos una pelota entre la luz y la pared se observará sobre la pared una sombra circular intensa y otra mayor, pero más débil. De igual manera, la luna y la tierra proyectan en el espacio gigantescos conos de sombra producidos por la iluminación del sol. Cuando la luna se interpone entre la tierra y el sol, el cono de su sombra se proyecta sobre una zona de la tierra, y las personas que habitan en esa zona quedan en la oscuridad, como si fuese de noche, porque la luna eclipsa, tapa al sol. Este astro se ve como cubierto, que no es otra cosa sino la luna. Esto es un eclipse de sol. Del mismo modo, cuando la luna cruza el cono de sombra de la tierra, desaparece a la vista de los habitantes del hemisferio no iluminado (noche) los cuales pueden presenciar, en su totalidad, el eclipse de luna.

El eclipse de sol se produce solamente sobre una pequeña faja de la tierra, porque la luna, por su menor tamaño, no oculta completamente al sol para la totalidad de la tierra. Los eclipses de luna pueden ser de dos tipos: Totales: cuando están en el cono de sombra de la tierra, y parciales: cuando sólo se introduce parcialmente en la sombra. Por su parte, los eclipses de sol pueden ser de tres tipos: Totales: Cuando la luna se interpone entre el sol y la tierra, Y los habitantes no ven la luz solar durante algunos minutos. Parciales: Cuando la penumbra abarca una extensión de tierra y los habitantes que están en ella sólo ven una porción de sol. Anulares: Cuando el cono de sombra de la luna no llega hasta la tierra porque se encuentra demasiado lejos del planeta para ocultar el disco solar. El cono de sombra se divide en dos partes: umbra o sombra total, y penumbra o sombra parcial. Para las personas que se encuentran en la zona de la umbra, el eclipse será total, mientras que para las personas que se encuentran en la penumbra el eclipse será parcial. La faja de sombra o umbra es de 270 Km. Y la penumbra alcanza hasta 6400 Km de anchura. En un año puede haber un máximo de 7 eclipses y un mínimo de 2.

Mareas
Otro de los fenómenos en los cuales también tiene influencia la Luna son las corrientes marinas que producen el ascenso y descenso cíclico del agua, debido a la atracción que ejerce la Luna sobre la Tierra; a este fenómeno se le denomina marea. Existen mareas altas y bajas causadas por el efecto de la atracción gravitacional de la Luna. Cuando esa atracción se suma a la atracción gravitacional del Sol, entonces se produce una marea muy grande llamada marea viva; cuando la atracción gravitatoria está a 90º, la marea es pequeña y se denomina marea muerta.

Influencia de la luna sobre la tierra.
La influencia de la luna sobre el tiempo atmosférico es muy discutida, aún entre los meteorólogos. Se cree corrientemente que el paso de la luna nueva al cuarto creciente trae consigo cambios atmosféricos; sin embargo, las estadísticas muestran lo contrario. Por esto muchos meteorólogos han llegado a la conclusión de que las fases de la luna no influyen sensiblemente sobre el tiempo, pero la posición de nuestro satélite con respecto a la tierra tiene una ligera correlación con las lluvias.

El hombre y la conquista del espacio.
El 14 de octubre de 1957 la Unión Soviética abrió el camino de la conquista del espacio con el lanzamiento del Sputnik 1, que no era otra cosa que una estación de radio orbital. A partir de esa fecha, dos naciones, la Unión Soviética (U.R.S.S.) y los Estados Unidos de Norteamérica (U.S.A.) invirtieron gran cantidad de esfuerzo humano y económico al servicio de la conquista del espacio. En octubre de 1958 los Estados Unidos de Norteamérica fundaron la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio (NASA) con el propósito de aunar esfuerzos para alcanzar un objetivo común: colocar un norteamericano en órbita. Por su parte, los soviéticos habían puesto la mirada en la luna. Así el 13 de Septiembre de 1959 la U.R.S.S. lanzó el Lunik 2 la luna y el 4 de octubre de ese mismo año el Lunik 3 rodeaba nuestro satélite y televisaba su cara oculta mostrándola por primera vez a los ojos humanos. Después de muchos lanzamientos de cohetes al espacio, ambas naciones se propusieron poner un hombre en órbita. Los esfuerzos económicos fueron realmente grandes: en 1961 la NASA gastó mil millones de dólares en su proyecto espacial. Sin embargo, la U.R.S.S. llevó la iniciativa, pues en abril de 1961 Yuri Gagarin se convirtió en el primer hombre colocado en el espacio. Dos meses más tarde, en junio, el norteamericano Alan Shepard era también lanzado al espacio, la carrera hacia la luna había comenzado.

El camino del hombre hacia la luna ha sido largo, con grandes fracasos y magníficos logros. El 16 de julio de 1969 fue lanzado desde Cabo Kennedy, el Apolo 11. Estaba tripulado por tres astronautas: Neil Armstrong, Edwin Aldrin y Michael Collins. El día 20 de julio, Armstrong se convirtió en el primer hombre que puso un pie sobre la superficie lunar; detrás de él venía Aldrin. Éstas fueron las primeras impresiones de Armstrong, transmitidas directamente a la tierra: “La superficie es fina y polvorienta, puedo levantarla fácilmente con la punta de mi bota, y se adhiere en finas capas como polvo de carbón a la suela y costados de mis botas. Me hundo unos pocos milímetros, quizás apenas tres, pero puedo ver las huellas de mis botas... Parece que no existe dificultad alguna en moverse por los alrededores... Este lugar es realmente llano...” El Apolo 11 regresó a la tierra, amarizando en medio del Pacífico, el 24 de julio de 1969.

La Tierra

Nuestro planeta posee una aceleración de la gravedad igual a 9,78 m/s2, su masa es de 5,7 x1024 se encuentra ubicado a una distancia al sol de 149 600 000 kilómetros. La atmósfera está compuesta por diversos elementos los cuales son Nitrógeno (77%), Oxígeno (21%) y otros elementos que llegan a representar el 2% restante. Como todos sabemos, nuestro planeta demora aproximadamente 24 horas en girar sobre su propio eje (para ser más exactos lo hace en 23,93 horas), mientras que tarda 365,256 días en gira en movimiento traslacional respecto del sol.

Como sabemos, éstos parámetros son harto conocidos, sin embargo lo que no es muy conocido a plenitud son los problemas por los que atraviesa nuestro planeta, el hábitat tal como lo conocemos está sufriendo trastornos constantes, a medida que pasa el tiempo los hábitos y las características de nuestro planeta y de sus habitantes cambian, es así como en la actualidad tenemos problemas de sobrepoblación, la reducción de la cantidad de ozono en nuestros polos, la desaparición de especies animales, etc.