Hoy 15 de enero de 2017, vuelvo a escribir en el Blog, sobretodo por sugerencias de amigos de grupos en los que suelo publicar los temas astronómicos. Pues bien, aquí va el primero de ellos en esta nueva etapa.

EL UNIVERSO

¿Cómo nació nuestro Universo?

Es una de las preguntas más interesantes para la Ciencia actual.

 Para las religiones, el creacionismo es la voluntad de un ser superior que dispuso el nacimiento del Universo.  Pero, quienes no creen en la creación, tratan de demostrar que el Universo nació naturalmente solo.  La naturaleza por sí sola fue capaz de hacerlo nacer.  Todas sus leyes, son consecuencia del nacimiento de la materia en un momento X de su historia.  Sin embargo, no pueden precisar algo fundamental que es saber lo siguiente: ¿Qué había antes del Universo?

Si el Universo nació a partir del “Big- Bang”, ¿dentro de que comenzó a expandirse?

La ciencia actual, dice que “el Universo fue creando su propio espacio a medida que se expande”. Muchas veces las respuestas no vienen de la búsqueda directa de pruebas del nacimiento del Universo, sino de pruebas indirectas que quieren demostrar ciertas condiciones y leyes que cotidianamente rigen ese Universo.

Es así, que la semana pasada tuve la oportunidad de ver un programa en el National Geografic, presentado por Stepjen Hawking, en el cual trataba de demostrar a tres personas que todo en el Universo está determinado y regido por determinadas leyes, como por ejemplo la Ley de la Gravitación Universal. La propuesta constaba de varios experimentos que pretendían demostrar una forma de determinismo universal.

Sin embargo, en una de ellas, uno de los que debían realizar una prueba, que consistía en apretar un botón para encender una guía de luces, le colocaron un aparato que si no me equivoco era un electroencefalógrafo, para determinar la actividad cerebral en el instante anterior y el momento de la acción de apretar el botón.

Curiosamente, se detectó una diferencia entre el momento de apretar el botón y el momento de máxima actividad cerebral de MEDIO SEGUNDO. Es decir, que la máxima actividad cerebral, se produjo ese MEDIO SEGUNDO antes de que apretara, el botón.

Para Hawking, la conclusión es que ya estaba determinado que apretaría dicho botón.

Sin embargo, se puede hacer de esto otra lectura más importante.  Todo viene del FUTURO, por lo tanto la decisión de apretar el botón, no necesariamente estaba predeterminada, sino que no movemos entre dos espacios de tiempo: FUTURO- PASADO. ¿Y el presente? Ah, el presente. El presente, es tan breve que dura justamente ese MEDIO SEGUNDO, entre Futuro y Pasado. ¿Qué relación tiene con el nacimiento del Universo? Bueno, es simple, el Universo que yo llamo Virtual, moviéndose a una velocidad de unos 300.000 km/s, nació MEDIO  SEGUNDO antes  que el Universo real. La velocidad de la luz, es de 300.000 Km/s, por eso mantiene esa diferencia que en la realidad es de 150.000 Km, el Universo real, se expandía a una velocidad superior a la de la luz, pero se contraía, …Km/s . Ese es el Espacio-Tiempo, al cual Einstein le buscaba el Instante Cero.

EL SISTEMA SOLAR:

Estimados alumnos:
Nos quedan pocas clases, y no tendremos el jueves y viernes próximo por la gincana, la otra semana es la de las vacaciones, es decir nos veremos recién el jueves 22 y viernes 23, por lo tanto debemos continuar con el programa, por lo que deben leer lo publicado en 2012, y eso lo ves a tu derecha en el blog, donde están las fechas de todo lo publicado.
Ver: Agosto 2012: ORIGEN DEL SISTEMA SOLAR: Teorías al respecto y responder las preguntas.
Ver: Setiembre 2012: EN BUSCA DE LA CIVILIZACIÓN PERDIDA. Responder las preguntas.
                                  PLANETOLOGÍA COMPARADA, responder las preguntas.
En realidad, todo lo referente al Sistema Solar está en estas publicaciones, hay un video y algo sobre la vida en Marte en una de las publicaciones.

NO SE OLVIDEN DE COPIAR EL FORMULARIO PARA RESPONDER LAS PREGUNTAS. PUEDEN HACERLO DE A 2 ALUMNOS EN UN MISMO FORMULARIO.

Se me ocurre que podemos ganar tiempo si dividimos el Sistema Solar entre varios grupos de 2 o 3 alumnos que deberán presentar 1 o 2 planetas con sus respectivas lunas más importantes, dependiendo de cuantos grupos sean, pero también están los demás cuerpos del Sistema Solar como son los cometas, asteroides, planetas enanos, meteoros etc. Hay material para todos los que quieran intervenir. Las presentaciones pueden ser en power point, u otro método que más les facilite la tarea.
LOS ALUMNOS QUE VISITEN EL BLOG, TRASMITAN AL RESTO DE LOS ALUMNOS LOS TEMAS Y LA PROPUESTA.  MUCHAS GRACIAS.
MUY BUENA SEMANA.

FENÓMENO OVNI

Este tema fue objeto de una conferencia en Montevideo patrocinado por la Inspección de Astronomía y que promete otra conferencia sobre el mismo tema.

La probabilidad de encontrar vida extraterrestre y el contacto con ésta, es un tema apasionante que debe interesarnos, por lo que la sugerencia de la Inspección es realizar trabajos relacionados con el tema como centro de interés a los efectos de hacer más interesante la asignatura.

Por lo tanto, sería importante realizar esos trabajos de investigación, tomando en cuenta reportes de testigos del fenómeno y datos aportados por investigadores serios.  En internet abunda material al respecto, así como programas de canales como HISTORY CHANEL que los viernes a las 21 horas te presenta el programa "Contacto Extra Terrestre", exponiendo el trabajo de investigadores serios en la materia de diversos países de América latina.

La idea es formar equipos de alumnos que realicen un trabajo de investigación, los cuales podrían contar con 4 o 5 integrantes que incluso podrían darle un nombre al grupo.

El trabajo, podría incluso recabar datos de personas de la familia o amigos que hayan observado algún hecho extraño en los cielos o en tierra que merezcan ser tenidos como un "fenómeno desconocido".

Podemos investigar los orígenes del fenómeno, su evolución y lo más reciente que se ha observado con respecto a éste.

En esta investigación podemos tomar tramos de la historia del fenómeno y los diversos proyectos de estudio del mismo, como puede ser el Proyecto "Libro Azul" patrocinado por la Fuerza Aérea Norteamericana (USAF), en el cual el Profesor Joseph Allen Hyneck, recopiló casos y recogió los datos aportados por testigos durante 25 años.

Por supuesto que es un trabajo que debe hacerse con rigor científico, y que por lo tanto puede ser un trabajo para el mes de agosto.

Otros pormenores, los trataremos en clase y podemos tratar de relacionar el tema con asignaturas como Filosofía, Historia, Física y Biología.

Los mejores trabajos, serían publicados en este blog y por supuesto llevarían una excelente calificación.

Los trabajos de realizarían en forma electrónica, para facilitar su publicación. Apronta tu ceibalita, o tu computador para realizar el trabajo.

"Que la fuerza te acompañe".

ANÁLISIS ESPECTRAL.

El análisis espectral, se remonta a los estudios realizados por Gustav Kirchhoff en el siglo XIX, más precisamente en el año 1859 en que junto al también alemán R.W.Bunsen en que juntos descubrieron las bases experimentales para la interpretación de los espectros de las sustancias químicas.  Por analogía, luego se aplicaría  al estudio del espectro del Sol y de las estrellas.

En sus experimentos, Bunsen y Kirchhoff comprobaron que si sometían al calor un cuerpo hasta el punto en que emite luz, si hacemos pasar ésta por un espectroscopio, obtenemos un espectro continuo como el del Sol.

En cambio si la luz provenía de un gas a baja temperatura y presión, su espectro no mostraba todos los colores del arco iris distribuidos con continuidad del rojo al violeta, sino que aparecían algunas líneas de colores brillantes sobre un fondo oscuro. 

El conjunto de estas líneas, es llamado "rayas de emisión" y constataron Kirchhoff y Bunsen  que eran diferentes para cada gas. 

Esto posibilitó la identificación de cualquier gas desconocido, y aplicado a  cuerpos que podemos llevar al estado de incandescencia, podemos determinar como es su composición química.

¿Cuál es el verdadero valor del análisis espectral?

"Es que mediante el análisis espectral, podemos saber de que están hechas todas las cosas".

El espectro  de un gas, de un elemento o de un objeto es como el ADN  de un ser vivo, nos cuenta su historia y sus características físicas y químicas. 

En el estudio del análisis espectral son fundamentales las Leyes de Kirchhoff, que a continuación se transcriben:

Primera Ley: " A cada gas le corresponde uno o varios espectros que lo identifican".

Segunda Ley: "Todo gas es capaz de absorber las mismas radiaciones que es capaz de emitir, lo que constituye el fenómeno de la inversión de las rayas del espectro".

Esta segunda ley, es fundamental en el análisis de los espectros de absorción.

Cuando se les suministra calor a los cuerpos, estos emiten energía en forma de radiaciones que cubren el espectro electromagnético.

La emisión de energía de esos cuerpos se hace conforme a las Leyes de Radiación que son las siguientes:

Ley de Wien: "La longitud de onda de máxima emisión de un cuerpo negro es inversamente proporcional a su temperatura absoluta a la 4ta. potencia"

                                                        

Ley de Stefan y Boltzman: " La energía total E, emitida por un cuerpo negro por segundo , por cm2 de su superficie, es directamente proporcional a la 4ta. potencia de su temperatura absoluta".

Las curvas de Planck, describen la forma en que emiten energía los cuerpos, y en que longitudes de onda lo hacen de acuerdo a la temperatura que alcancen.

Cuerpo Negro: A este concepto contribuyó Kirchhoff con sus estudios de laboratorio, tratando de determinar como debía de ser un radiador perfecto, es decir aquel cuerpo que es capaz de emitir la misma cantidad de radiaciones en todas las longitudes de onda. 

La conclusión es que lo más parecido al radiador perfecto o cuerpo negro, son las estrellas.

El estudio de los espectros de las estrellas, nos dicen mucho, ya que la información contenida en su luz, nos permite saber que elementos se encuentran presentes en la misma y de que parte de ésta provienen esas radiaciones.

El estudio de miles de estos espectros fotografiados a partir de 1842 por los astrónomos Henry Draper  de origen norte americano y el francés Edmond Becquerel, en la Universisdad de Harvard, durante más de una década, ya a fines del siglo XIX y principios del XX , gracias a la contribución sobretodo de Miss Cannon, también integrante del equipo junto con Pickering al cual la Universidad encomendara el trabajo de determinar si estos espectros tenían algún valor para la astronomía.

El resultado fue lo que se conoce como "Catálogo Draper o de Harvard".

Sobre este trabajo, más tarde en los años 20 al 30, Egnar Hertzprung  de origen danes y Henry Norris Russell, americano, lograron asociar las clases espectrales con las temperaturas y la luminosidad de las estrellas en lo que se conoce como Diagrama H-R o Diagrama de Hertzprung - Russell.

Sobre este diagrama realizaremos un trabajo que tendrá carácter de escrito.

DIAGRAMA H-R

El diagrama H-R, es la clasificación  estelar mediante los parámetros que identifican a las estrellas y que son comunes a todas, ya que como sabemos las estrellas, son astros que poseen luz propia, proveniente de la transformación de la energía en su núcleo.     En su núcleo, se transforma el H en He y una parte de la energía conseguida en esa transformación, la podemos captar en forma de radiaciones luminosas (fotones), y así obtener su espectro, que es lo único que nos permite a la distancia saber de las condiciones físicas de las estrellas.

A través de su luz, podemos saber cual es su composición química y evaluar las condiciones de  temperatura superficial de los astros.

¿De dónde proviene la temperatura superficial de una estrella?

Esta proviene de la fuerza de su núcleo.   Es así que una estrella como el Sol, tiene un núcleo que puede generar una temperatura de unos 15 millones de grados, por lo que dado su tamaño (diámetro: 1.500.000Km), en su superficie, sólo pueden alcanzar los gases una temperatura de 5.800ºK.

¿De que depende la fuerza de su núcleo?

Pues esta depende de su MASA.

La masa determina el tamaño de su núcleo, y si esta es muy chica (la masa) , el tamaño de su núcleo no alcanzará temperaturas importantes a nivel de su superficie.

En cambio si su masa es mucho mayor que la del Sol, tomando éste como base de comparación (Ms=1), la estrella tendrá un núcleo que generará una temperatura mucho mayor, pudiendo en algunos casos de estrellas muy masivas alcanzar temperaturas superficiales de hasta 50.000ºK.  Esto nos lleva a pensar que en el interior  de estas estrellas se generan temperaturas de entre 600 y 1000 millones de grados Kelvin.

Tenemos aquí la relación entre: masa - temperatura- superficial y  el tamaño.

¿De qué depende el COLOR y la Clase Espectral?.

Dependen de su temperatura superficial,  En el interior de las estrellas rondan para cada tipo números parecidos en millones de grados,   En tanto en las superficies los distintos tipos de estrellas, tienen temperaturas superficiales también parecidas.

Las estrellas se pueden comparar con un trozo de metal que calentamos.   A medida que calentamos el metal, va tomando diferentes colores, comenzando por el ROJO, aumentando la temperatura, pasará al anaranjado, amarillo, blanco, blanco-azul y AZUL.

Los estudios realizados al respecto, analizando el espectro de una fuente de luz blanca, han determinado que el calor depende de la temperatura, siguiendo las leyes de Radiación de Wien y Stefan, que explican claramente por qué al aumentar la temperatura aumenta la longitud de onda de máxima emisión así como la energía total emitida por segundo y por unidad de superficie.

Los colores del espectro de la luz visible, tienen diferentes longitudes de onda, y por lo tanto corresponde a diferentes temperaturas.

El tipo espectral, está determinado por la clasificación espectral de Harvard que          consiste en siete grupos identificados por las letras O-B-A-F-G-K-M. a las cuales le corresponde un rango.1.de temperatura y un rango de color.    Se construye situando en la absisa  el valor del Tipo Espectral y en la ordenada el valor de la Magnitud Absoluta.

Se puede agregar para completar el Diagrama el color y la luminosidad.

Estos son algunos de los espectros más comunes que podemos encontrar:

NEBULOSAS Y GALAXIAS

Las Nebulosas:

Las nebulosas están formadas por gas que en su mayoría es hidrógeno y helio, acompañados de polvo estelar, que es materia en finos granos sólidos.

Estas enormes nubes de gas, tienen una fundamental importancia, ya que son "LAS CUNAS DE LAS FUTURAS ESTRELLAS".

Es en su interior donde nacen las estrellas y forman con su materia los sistemas planetarios que podemos descubrir.

Etas nebulosas, para su estudio las podemos dividir en dos tipos fundamentales: Brillantes y Oscuras.

El grupo de las brillantes está compuesto por los siguientes tipos: EMISIÓN.

                                                                                                                   REFLEXIÓN.

                                                                                                                   PLANETARIAS.

OBSCURAS.

DE EMISIÓN: Este tipo de nebulosa, se encuentra muy cerca de estrellas muy calientes de las clases espectrales O, B o A, que emiten mucha cantidad de radiación en el ultra violeta, las que las convierten en una fuente de luz al activar sus gases en una forma similar a la que podemos apreciar en un tubo fluorescente, (tubo-luz).

El hidrógeno ionizado, cuando vuelve a su nivel energético normal emite el exceso de energía en forma de luz.

Estas se tornan visibles por que la emisión de luz la podemos observar a través de los telescopios y de pequeños anteojos.

Por lo general, estas se reconocen por su color rosado, que caracterizan a la luz emitida por el hidrógeno.

DE REFLEXIÓN: Este tipo de nebulosas, está asociada a estrellas que no son tan calientes, por lo tanto no emiten grandes cantidades de radiaciones ultra violeta, y además pueden no estar tan cerca de las estrellas que las iluminan.

Al ser iluminadas, sus componentes y sobretodo los granos de materia solida, se comportan en conjunto como un espejo en el medio del espacio.

Así reflejan la luz que llega hasta nosotros tornándose visibles, que en algunos casos a simple vista o con pequeños anteojos o instrumentos las podemos observar.

Como ejemplo de éstas tenemos la Nebulosa de Orión, visible con pequeños anteojos.

Refleja la luz de las estrellas que las rodea con un tono blanco azulado que es característica de las nebulosas de reflexión.

PLANETARIAS: Estas nebulosas, son los restos de estrellas que en su evolución han pasado por el estadio de Nova. 

Su nombre, proviene del hecho de que las primeras observadas con pequeños instrumentos parecían planetas rodeados de anillos, como lo es el planeta Saturno.

En estas nebulosas, puede notarse un ponto luminoso muy brillante en su centro que es lo que ilumina los gases que lo rodean.   Esta pequeña estrella, es lo que ha quedado de la estrella original para poder seguir existiendo.

Algunas de sus representantes más notables son: Nebulosa de la Lyra y Nebulosa Roseta.

NEBULOSAS OSCURAS: Son constituidas con los mismos materiales de las nebulosas, pero éstas en particular no están asociadas a estrellas, por lo tanto no se tornan visibles a menos que se encuentren asociadas a otra nebulosa brillante, sea de reflexión o de emisión.
Gracias a la Radio Astronomía, podemos detectar las emisiones de radio del hidrógeno neutro que bajo determinadas condiciones físicas emite una onda de radio de 21cm de longitud.
Como representantes de éstas tenemos a Cabeza de Caballo que se encuentra asociada a la Nebulosa de Orión.

A continuación, verás aquí algunas fotos de las nebulosas.

Nebulosa en parte de la Vía Láctea.

 Nebulosa de Orión donde  pueden verse las 3 Marías.

Nebulosa Roseta. Una nebulosa planetaria.

Nebulosa Cabeza de Caballo.  En la constelación de Orión.

Nebulosa del Cono.

Nebulosa Omega

Nebulosa del Cisne.

Nebulosa planetaria de La Lyra.

Nebulosa del Cangrejo. Restos de una Super Nova.

Nebulosa planetaria Roseta.
 Son estas alguna de las nebulosas más notables que podemos encontrar.

GALAXIAS:  Se definen como "Conjunto Mayor de Estrellas".
Son las mayores estructuras que asocian estrellas y nebulosas.  Nuestra galaxia,  La Vía Láctea, es un conjunto de aproximadamente 250 mil millones de estrellas, y una masa en nebulosas para crear otro tanto de estrellas.
He aquí algunas galaxias y sus formas.

Galaxia irregular América del Norte.

Galaxia espiral.

Galaxia en espiral.

Galaxia Andrómeda a 2,2 millones de años luz de la Tierra.

Galaxia Espiral Barrada.

Gran Galaxia del Sombrero.
Existen más de mil millones de galaxias en los registros fotográficos del espacio profundo.

Con este material ya puedes ir estudiando para la clase próxima.

COLECTORES DE INFORMACIÓN

Todos aquellos instrumentos que sirven para recolectar información del universo, se denominan "Colectores de información".

A lo largo del tiempo, estos colectores han ido evolucionando y de los primeros colectores, que sin duda fueron los ojos, que utilizamos en la observación a simple vista, se dio un gran salto cualitativo y cuantitativo con la invención de las primeras "Lunetas", término que proviene probablemente del hecho de que el primer cuerpo celeste al cual le podemos observar detalles de su superficie es justamente la Luna.

La construcción de de estos primeros instrumentos, se le atribuyen a Galileo Galilei,  en aquel lejano 1609.

Sin embargo, algunos autores en la materia, cuestionan esta atribución,a Galileo ya que en esos años también Christian Huyggens, construía sus lunetas con las que entretenía a la alta sociedad holandesa.

Estos primeros instrumentos, consistían en una lente objetivo y otra como ocular para recoger la imagen en el foco.    Estos sencillos instrumentos, posibilitaron a Galileo observar los cráteres de la Luna, pero la perfección con que eran pulidos estas lentes, fueron cada vez mas lejos y así pudo observar las principales lunas de Júpiter y los anillos de Saturno.

Estas lunetas, fueron los antecedentes de los futuros TELESCOPIOS REFRACTORES.

Sin duda, esto fue un verdadero salto en la Astronomía, tanto es así que Galileo quedó maravillado al contemplar la Vía Láctea, comprobando que ese camino de leche, en realidad es un verdadero camino de estrellas.

 

En estas dos imágenes, puedes observar las partes de un telescopio REFRACTOR, en la superior su construcción interna y en la inferior sus partes y el montaje para un instrumento pequeño.

La construcción de estos aparatos tuvieron un inconveniente, la relación espesor de las lentes objetivos y sus respectivos pesos.   El mayor de éstos, se encuentra en Crimea, Rusia con un diámetro de 102 cm.

Por más perfectas que sean pulidas las lentes, siempre presentarán un fenómeno que es parte de la refracción, la aberración cromática.   La imagen se ve rodeada por un borde irisado, por la descomposición de la luz en los bordes de la lente.   Dependiendo de lo importante que sea la aberración cromática, será la calidad del instrumento.  Con la fabricación de lentes llamados pares ópticos, se elimina la aberración cromática, pero dependiendo de la calidad del instrumento vale la pena o no poner este tipo de lentes por lo costoso que son.

Algunos años más tarde, aprovechando los experimentos de algunos con espejos y lentes, Isaac Newton comenzaría a construcción de nuevos telescopios que utilizan espejos parabólicos  como objetivos y un espejo plano donde se recoge la imagen antes de la lente ocular.

Estos son los "TELESCOPIOS REFLECTORES", también llamados de Newton.

En las próximas imágenes, podrás ver la estructura de estos telescopios y las partes que los componen.

Como puedes ver, estas son las partes de un simple telescopio reflector y su respectivo montaje para instrumentos pequeños.

Estos instrumentos, tienen la ventaja de no tener el inconveniente de la aberración cromática y sus tamaños, no tienen un límite tan pequeño como los refractores y los tamaños de éstos están en torno de los 7 mts.

 Actualmente, han evolucionado los reflectores y se han convertido en los catadriópticos, son la combinación de espejos y lentes, ya que estos tienen dos objetivos, una lente y un espejo.

Otra modificación son los telescopios "Cassegrain" y los Cassegrain modificados.

En este otro esquema, podemos ver un Cassegrain.

La Astronomía, se vale de los avances tecnológicos en la búsqueda de nuevos instrumentos, por lo que en esta última parte de la historia, con los avances producidos en el campo de la electrónica luego de la Segunda Guerra Mundial con la invención de los radares con sus antenas parabólicas, según cuenta la historia ingenieros de la Bell Telefon Telegraf, probando antenas de este tipo una noche, cuando ocasionalmente una de estas antenas apuntó hacia la Vía Láctea, pudieron recoger ruidos provenientes de las zonas más pobladas de estrellas.   Nacía así la "RADIO ASTRONOMÍA".

Estos nuevos instrumentos, no tienen el inconveniente del estado del tiempo, ya que con sol, lluvia o nubes, estos recogen la información.

Estos son algunos de los mas famosos Radio Telescopios.

Radio telescopio de Arecibo en República Dominicana. Otros colectores son las cámaras digitales abordo de satélites y naves no tripuladas que visitan los planetas.  La ciencia ha llevado los telescopios como el Hubble al espacio para recoger información.

Está atento, luego publicaré las preguntas correspondientes.

MEDIDAS DE DISTANCIAS

¿A que distancia esta el Sol, la Luna, los planetas y las estrellas?.

Medir distancias en el espacio, no es nada fácil, no tenemos puntos de referencia y eso complica todo.

Durante siglos, no se supo a que distancias estaban los planetas del Sistema Solar, por lo que no se podía tener una idea clara de cual era su tamaño.    Tampoco, se sabía cual era la escala del Sistema Solar, por lo que no se sabía si Júpiter brillaba más que Marte por que estaba mas cerca o por que era mas grande.

La tercera ley de Kepler, no tuvo aplicación durante muchos años, recién por allá en 1681 aproximada mente durante un pasaje de Venus delante del Sol observado desde París y desde la Guayana Francesa (en América del Sur), triangulando las distancias y el tiempo que demoró el planeta en el tránsito delante del Sol, proporcionó a los astrónomos la relación de tamaños para poder comparar los diámetros aparentes de los astros.    Esto posibilitó los cálculos de las primeras distancias reales a los astros más cercanos como la Luna, el Sol y Venus.

Por supuesto que con el pasar de los años, se lograron triangulaciones con Marte y un asteroide que dio como resultado la medición de otras distancias importantes para continuar con la medida de distancias a los demás planetas y luego a las estrellas.

Es así que para medir esas distancias se utilizan métodos trigonométricos en los cuales para la llamada paralaje planetaria utilizamos el radio de la tierra como base para formar el triángulo en el cual el planeta se encuentra en la punta de ese triángulo.    La paralaje, no es el ángulo bajo el cual vemos al planeta a medir la distancia, sino que es lo contrario, es "el ángulo bajo en cual es visto el radio de la Tierra desde otro planeta".

Cuando medimos distancias debemos utilizar las unidades adecuadas para poder realizar las operaciones.

Es así que para medir el salón de clase con el metro basta, pero para medir nuestro país, utilizamos el kilómetro, y hasta que para medir nuestro planeta, es una unidad de medida adecuada.   Saliendo del planeta, no es tan dificultoso decir que la Luna se encuentra a 387.000 km. 

De ahí en adelante, la cosa se complica, y los kilómetros suman millones, por lo que los cálculos se van haciendo más complicados.

Una nueva unidad de medida de distancia se hace necesaria, y es así que utilizando la distancia Tierra - Sol

podemos crear una nueva unidad de medida llamada Unidad Astronómica  UA  equivaliendo a la distancia media entre la Tierra y el Sol que es de 150.000.000 Km. o( 15x10 a la 7Km).

Así, podemos decir que la Tierra, se halla a 1UA, podemos entonces traducir los millones de kilómetros de las distancias planetarias a UA.

Pero no sólo la UA podemos utilizar, sino que también podemos tomar la distancia que recorre la luz, y es así que la luz recorre 300.000 Km/s. Como consecuencia podemos decir que la Luna está tan solo a 1seg. y 1/4 de distancia de la Tierra.

Para pasar de Km a UA, debemos dividir las distancias en Km sobre la UA, o se 150 millones de Km.

Eso nos da cuantas UA hay entre el Sol y el planeta que consideremos. 

PLANETA	D/Km (en millones)	D/UA	D/Hs.luz
Mercurio	58
Venus	108
Tierra	150
Marte	226
Júpiter	770
Saturno	1.428
Urano	2.880
Neptuno	4.900
Plutón	5.900

El pasaje de Km a horas luz, se realiza dividiendo los Km entre la velocidad de la luz que es 300.000 Km/s.

Es así que la Tierra se halla a 8m20seg. luz del Sol.

En la próxima clase, trae tu computadora, tu calculadora y las ganas de realizar el trabajo para el cual te proporcionare el formulario correspondiente.

Tu computadora es fundamental para poder abrir el blog y extraer estos datos, si no cópialos y tráelos a clase. 

DISTANCIAS A LAS ESTRELLAS:

 Para medir las distancias estelares, es mucho más difícil ya que las distancias son muy grandes y los ángulos a medir resultan muy pequeños que están en el orden de centésimas de segundo de arco.

Las distancias son tan grandes, que la luz tarda en llegar desde la estrella más cercana a nuestro sistema 4,2 años. Eso quiere decir que la luz que salió cuando estabas en primer año de liceo, está llegando hoy si miras hacia la Cruz del Sur y en especial hacia la estrella más brillante que apunta al palo menor de la cruz, que es Alfa del Centauro.

Para medir distancias a las estrellas utilizando métodos trigonométricos, crearemos una nueva unidad de medida se basa en la paralaje que es en segundos de arco, por lo que la nueva unidad de medida se llamará paralaje por segundo o parsec pc.

La paralaje estelar se define de la siguiente manera:

"Es el ángulo bajo el cual es visto el radio de la órbita terrestre desde una estrella cualquiera"

La definición de parsec (pc) es bastante parecida a la de la paralaje, ya que podemos definirlo así:

"Es el ángulo bajo el cual es visto el radio de la órbita terrestre desde una distancia tal que ese ángulo sea de 1" de arco" es decir 0º 0' 1".

Así podemos calcular la distancia a las estrellas, pero aún esta unidad de medida es insignificante en el Universo.    Por lo que debemos multiplicar las unidades y es así que tenemos el kilo parsec y el mega parsec.

Ahora, utilizando las fórmulas trigonométricas tenemos que la tangente de alfa es igual al cateto opuesto sobre el cateto adyacente tga=CO/CA. ¿A cuantas UA corresponde 1pc?

¿A cuantos AL corresponde 1pc?.

Un año luz es la distancia que recorre la luz a la velocidad de 300.000 Km/s en un año, es decir que debemos multiplicar 300.000x60x60x24x365= 9,41 billones de Km.

Cuando expresamos las distancias a las estrellas, hablamos de cientos o de miles de años luz (AL) pero cuando expresamos en años luz las distancias a las galaxias hablamos de millones de AL.

Bueno, para las medidas de distancias, ya tenemos material suficiente para la próxima clase.

PRÓXIMO TEMA: "COLECTORES DE INFORMACIÓN"

                                 Comprende los telescopios reflectores y refractores así como las cámaras digitales con que se toman las fotos, y los satélites que toman fotos de los planetas en sus superficies.

Otros aparatos a tener en cuenta son los telescopios espaciales como el "Hubble".