1.

La ciencia que estudia los cuerpos y el universo se llama

ASTRONOMIA, incluidos las estrellas, los planetas, sus satélites
naturales, los asteroides, cometas y 
meteoroides, la materia interestelar, las nebulosas, la materia oscura, las galaxias y demás;
por lo que también estudia los fenómenos astronómicos ligados a ellos, como
las supernovas, los cuásares, los púlsares, la radiación cósmica de fondo, los agujeros
negros, entre otros, así como las leyes naturales que las rigen. La astronomía, asimismo,
abarca el estudio del origen, desarrollo y destino final del universo en su conjunto
mediante la cosmología, y se relaciona con la física a través de la astrofísica, la química con
la astroquímica y la biología con la astrobiología.
 La metodología científica de este campo empezó a desarrollarse a mediados del siglo XVII.
Un factor clave fue la introducción del telescopio por Galileo Galilei, que permitió examinar
el cielo de la noche más detalladamente. El tratamiento matemático de la Astronomía
comenzó con el desarrollo de la mecánica celeste y con las leyes de gravitación por Isaac
Newton, aunque ya había sido puesto en marcha por el trabajo anterior de astrónomos
como Johannes Kepler. Hacia el siglo XIX, la astronomía se había desarrollado como una
ciencia formal, con la introducción de instrumentos tales como el espectroscopio y
la fotografía, que permitieron la continúa mejora de telescopios y la creación de
observatorios profesionales.

2. Teoría geocéntrica : Fue formulada por Aristóteles, completada y

ratificada por Ptolomeo y, a pesar de contar con detractores, en la
antigüedad el geocentrismo parecía ser la teoría correcta.
Finalmente su aceptación por la Iglesia y el feudalismo la
convirtieron en la teoría dominante hasta el Renacimiento.

Explicacion : La Teoría Geocéntrica fue la creencia dominante en el mundo occidental durante

cerca de 1.500 años, desde la época de los antiguos griegos hasta el Renacimiento. Esta teoría
sostenía que la Tierra era el centro del universo, y que el Sol, la Luna, los planetas, las estrellas
y otros cuerpos celestes giraban alrededor de ella siguiendo órbitas circulares.

Según esta teoría, la Tierra estaba inmóvil en su centro, mientras que los cuerpos celestes se
movían por el cielo diurno o nocturno debido a una serie de mecanismos complejos. Uno de
estos mecanismos era el movimiento circular uniforme, que sostenía que todos los cuerpos
celestes se movían alrededor de la Tierra a una velocidad constante y uniforme.

Otro mecanismo era el de las esferas celestes, que se utilizaba para explicar el movimiento
aparente de las estrellas en el cielo nocturno. Según esta interpretación, la Tierra estaba
rodeada por una serie de esferas concéntricas que movían a los cuerpos celestes a su paso.
Estas esferas, que eran invisibles, giraban sobre la Tierra y proporcionaban una explicación
para el movimiento aparente de las estrellas.

Teoria heliocéntrica : Aristarco de Samos fue realmente quien primero propuso la

teoría heliocéntrica La teoría desarrollada por Aristarco se basó en la distancia
entre la Tierra y el Sol, planteando que él Sol poseía una medida mucho mayor
que la tierra que para la Tierra. Por esta razón, Aristarco propuso que era la tierra
la que giraba alrededor del Sol y no a la inversa.

Más tarde, en el siglo XVI, Nicolás Copérnico formuló nuevamente la teoría,

sustentada en cálculos matemáticos aún más precisos, lo que hacía la diferencia
de la teoría de Aristarco , publicando en 1543 el libro De Revolutionibus Orbium
Coelestium.
comienzo de lo que se le llamórevolución científica. No sólo un cambio importante
en la astronomía, sino en las ciencias en general y particularmente en
la cosmovisión de la civilización. A partir de la publicación de su libro y la refutación
del sistema geocéntrico defendido por la astronomía griega, la civilización rompe
con la idealización del saber incuestionable de la antigüedad y se lanza con mayor
ímpetu en busca del conocimiento. Esta teoría abrió el camino a los adelantos
científico-técnico de la cosmonáutica.

Copérnico adoptó la idea de una Tierra en movimiento para resolver el problema

planetario que, según opinaba, no estaba satisfactoriamente resuelto. En el
sistema heliocéntrico resultaba mucho más sencillo realizar el cálculo correcto de
las posiciones planetarias, y por ello Copérnico no dudó en romper con una
tradición de más de 2000 años de una Tierra en reposo. El heliocentrismo ya había
sido descrito en la antigüedad por Aristarco de Samos, quien se había basado en
medidas sencillas de la distancia de la Tierra al Sol, que determinaban un tamaño
del Sol mucho mayor que el de nuestro planeta. Por esta razón, Aristarco propuso
que era la Tierra la que giraba alrededor del Sol y no a la inversa, siendo el primer
proponente del modelo heliocéntrico

3. Descubrimientos de Isaac newton :

 Definición de la gravedad : Sin lugar a dudas su aporte más

conocido por todos, o bueno, el único que la gran mayoría de
la gente conoce gracias a que le cayó una manzana en la
cabeza…

En su trabajo Principia, Newton formuló su ley de gravitación

universal que establece que dos cuerpos del universo se atraen entre
sí con una fuerza que es directamente proporcional al producto de
sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia
entre ellos.

Con esta sencilla formulación, más adelante se pudieron explicar

muchos fenómenos de la naturaleza como las mareas y el
movimiento de los asteroides.

Paradójicamente, para la ciencia actual no se considera a la gravedad

como el gran aporte de Newton. Si bien, es su descubrimiento más
reconocido por la mayoría, para efectos prácticos incluso quedó algo
obsoleta a consecuencia de descubrimientos posteriores (como la
teoría de la relatividad de Einstein).

 Teorías lees del movimiento : Las famosas tres leyes de Newton,

fueron el pilar para el desarrollo de la que es considerada
 como Mecánica Clásica, o también llamada como física del
movimiento –o vulgarmente conocida Física I de secundaria–.

De qué tratan:

La primera ley, conocida como la «ley de la inercia», establece que: «Un

objeto en reposo permanecerá en reposo a menos que actúe sobre él una
fuerza desequilibrada. Un objeto en movimiento continúa en movimiento
con la misma velocidad y en la misma dirección a menos que una fuerza
desequilibrada actue sobre el.

La segunda ley establece que la aceleración se produce cuando una fuerza

actúa sobre una masa: ergo, cuanto mayor es la masa del objeto, mayor es
la fuerza requerida para acelerarlo.

La tercera y última ley establece que «para cada acción, hay una reacción
igual pero opuesta».

Si bien, en su tiempo estas leyes prácticamente solo eran utilizadas para

describir movimientos astronómicos, hoy en día son usadas todo el tiempo:
desde el desarrollo de vehículos (autos, trenes, aviones, etc.) y sistemas
autónomos, hasta cálculos para el lanzamiento de cohetes y el manejo de
trayectorias de los satélites.

 Invento el calculo : Seguramente su aporte más influyente en

la actualidad, ya que sin el cálculo no existirían la producción
en masa, los dispositivos electrónicos, el internet, las
telecomunicaciones, la economía moderna, el desarrollo de
fármacos, predicciones epidemiológicas, etc.

En 1665, Newton comenzó a desarrollar una teoría matemática que

luego se convirtió en cálculo, es decir, el estudio matemático del
cambio. El cálculo proporcionó a los matemáticos por primera vez
una forma poderosa de análisis para encontrar las pendientes de las
curvas y así como las áreas debajo de las curvas. Aunque esta
definición es aparentemente abstracta, en realidad respondió
muchos de los problemas recurrentes que no se podían resolver con
el álgebra.

El tema sobre la autoría completa del cálculo por parte de Newton

sigue en discusión, en especial porque había muchos matemáticos
de la época que también habían llegado a conclusiones similares. Sin
embargo, el cálculo tal cual lo conocemos está basado
 principalmente en los trabajos de Newton y del filósofo y matemático
alemán, Gottfried Leibniz. Por lo tanto, en términos generales, a
Newton se le considera como uno de los autores.

 Sento las bases de la ciencia moderna con principia : El Principia de Newton

es considerado por muchos (casi de forma unánime) como la
obra más importante de la historia de la ciencia, ya que no
solo respondió problemas de la época, sino que redefinió el
camino que tomaría la ciencia en adelante.
Es en esta obra en la que plasmó los descubrimientos
mencionados anteriormente, como su teoría del cálculo, las
leyes del movimiento y la gravitación universal. Por lo tanto,
proporcionó una nueva y revolucionaria descripción
matemática del universo.

Además de sus grandes aportes a la ciencia, Principia es también

considerada una de las obras impulsoras de la Revolución Industrial, ya que
permitió y motivó el desarrollo de la tecnología para el crecimiento de la
riqueza.

 Descubrio el teorema binomial generalizado : A

Isaac Newton se le
atribuye el descubrimiento del teorema binomial
generalizado, válido para cualquier exponente racional.
Este teorema ha sido usado desde entonces
ampliamente en matemáticas, así que, es uno de los
aportes más significativos de él.

Además del teorema binomial, las contribuciones de Newton

a las matemáticas incluyen el descubrimiento de las
identidades de Newton, que tienen aplicaciones en muchas
áreas de las matemáticas, incluida la teoría de Galois, la
teoría invariante, la teoría de grupos y la combinatoria. El
método de Newton, que puede usarse para encontrar un
mínimo o un máximo de una función y que encuentra
rápidamente el recíproco de un número y resuelve
ecuaciones trascendentales, es también uno de sus aportes
más sustanciales para las matemáticas.
 Definio la forma de la tierra : Como
resultado a las
demostraciones del cálculo y del teorema binomial a
exponentes no enteros, Newton concluyó que la tierra
tenía la forma de un «esferoide achatado», es decir,
una esfera que experimenta aplanamiento en los
polos.
Aunque estas palabras fueron más una frase suelta
que una aseveración, más adelante estudiosos que
dieron a la tarea de hacer mediciones, como es el caso
de Pierre Louis Maupertuis y Charles-Marie de La
Condamine, llegaron a las mismas conclusiones que
newton.

 Para finales de 1660 y principios de 1670, Isaac Newton

determinó que la luz blanca es una mezcla de colores
que se pueden separar en sus componentes con un
prisma. También mostró que el espectro multicolor
producido por un prisma podría recomponerse en luz
blanca mediante una lente y un segundo prisma. Así,
Newton pudo contrarrestar la creencia de que la luz es
simple y homogénea; y probar que es bastante más
compleja y heterogénea.

 Identifico a la luz como la fuente de la sensación de color : Para

finales de
1660 y principios de 1670, Isaac Newton determinó que
la luz blanca es una mezcla de colores que se pueden
separar en sus componentes con un prisma. También
mostró que el espectro multicolor producido por un
prisma podría recomponerse en luz blanca mediante
una lente y un segundo prisma. Así, Newton pudo
contrarrestar la creencia de que la luz es simple y
homogénea; y probar que es bastante más compleja y
heterogénea.
  En 1668, Isaac Newton inventó el primer telescopio reflector
exitoso que se tenga registro, el que es ahora conocido como
el telescopio newtoniano.

Invento el primer telescopio reflector : En 1668, Isaac Newton inventó el primer

telescopio reflector exitoso que se tenga registro, el que es ahora conocido
como el telescopio newtoniano.

Hasta entonces, los telescopios eran grandes, difíciles de manipular y no

tan precisos. Sin embargo, el telescopio desarrollado por Newton, que
usaba espejos en lugar de lentes, era un instrumento más poderoso,
confiable y diez veces más pequeño que los telescopios tradicionales.

El diseño simple del telescopio newtoniano se sigue usando ampliamente.

Normalmente el que usan los aficionados es una variación de este diseño.

 Salvo la moneda de gran Bretaña : Como dato meramente

anecdótico, Newton fue la persona que salvó la moneda y –
probablemente la economía- de Gran Bretaña durante el siglo
XVIII.

Mientras era director de la casa de moneda, Newton encontró un

nuevo objetivo de interés: lograr que la moneda británica sea la
más estable del mundo.

En el siglo XVII, las finanzas de Gran Bretaña estaban en crisis. Se

estimaban que una de cada 10 monedas era falsa, y a menudo el
metal en una moneda valía más que el valor nominal de la moneda
misma. Entonces luego de ver la situación, Newton supervisó un gran
proyecto para sacar de circulación la moneda antigua y emitir una
más confiable. Siempre metódico, Newton mantuvo una base de
datos de falsificadores y los procesó con furia puritana.

Fue nombrado maestro de la Real Casa de la Moneda en 1700, un

cargo que ocupó el por el resto de su vida.

Descubrimiento más importantes de Galileo Galilei, el método científico resolutivo-compositivo,

es el método que Galileo usaba para sus creaciones y descubrimientos, y que más tarde fue
utilizado por muchos científicos.
Este método se basaba en 4 pasos, los cuales se tenían que seguir para estar seguro de que
un descubrimiento era totalmente real. Las 4 pautas son las siguientes.
 Observación: Aplicar los sentidos a las cosas que nos rodean.
 Elaboración de una hipótesis explicativa: Se realiza una hipótesis sobre lo que ha sido
observado, creando una explicación nueva que aun no esta comprobada.
Deducción: De la hipótesis se miran las consecuencias de que sea verdad. Estas
consecuencias deben ser matemáticas, ya que Galileo pensaba que todo en este mundo
estaba escrito en lenguaje matemático.
 Experimento o verificación: Se provocan las condiciones para ver si la hipótesis es real,
intentando que no haya factores externos, y se mira si en todos los casos suceden las mismas
consecuencias.

Tales de Mileto

 El fundador de las matemáticas griegas, y más exactamente el

fundador de la geometría griega.
 El teorema de Tales.
 Invención de la demostración matemática rigurosa.
  Las primeras demostraciones de teoremas geométricos mediante
razonamiento lógico.

 Todo diámetro bisecta a la circunferencia.

 Los ángulos en la base de un triángulo isósceles son iguales.
 Los ángulos opuestos por el vértice son iguales.
 Dos triángulos que tienen dos ángulos y un lado iguales son
iguales.
 Todo ángulo inscrito en una semicircunferencia es recto.
 Descubrió la constelación de la Osa Menor y que consideraba a la
Luna 700 veces menor que el sol.
 Explicó los eclipses de sol y de luna.
 Determinó el número correcto de días del año.
  Fue el primero en estudiar el fenómeno magnético.



4. ¿Qué es un año luz?

Un año luz (también escrito año-luz) es una unidad de longitud astronómica, cuyo valor equivale a la
distancia que recorre en el vacío un fotón o partícula de luz en un lapso de un año, esto es, 9,46 x
1012 km o 9.460.730.472.580,8 km. Se trata de una unidad creada para medir las
grandes distancias siderales, que abarcan miles de millones de kilómetros y requieren, por lo tanto, de una
medida particular para expresar de manera sencilla semejantes distancias.

De acuerdo a la Unión Astronómica Internacional, la definición exacta de un año luz

(abreviado ly o l.y. por sus siglas en inglés, light year) debe tener en cuenta para su medición
el calendario juliano (en vez del gregoriano) y la velocidad de la luz (calculada en 299.792.458 m/s). Esto
quiere decir que el año durante el cual la luz estaría recorriendo una distancia en el espacio equivaldría a
365,25 días (y no a 365,2425 como en el calendario gregoriano).

Así como ocurre con otras unidades de distancia, el año luz puede ser llevado a sus respectivos múltiplos,
añadiendo apenas un prefijo al nombre de la cifra: kilo-años luz (kly) para 1000 años luz, por ejemplo, o
mega-años luz (gly) para 1.000.000 años luz.

Origen del año luz

La unidad del año luz se inventó a mediados del siglo XIX, cuando el matemático y astrónomo alemán
Friedrich Bessel (1784-1846) midió por primera vez con exactitud la distancia de la Tierra a una
estrella distinta al Sol, que se trató de 61 Cygni, en la constelación del cisne. Dicha distancia era
equivalente a 98.734.594.662 kilómetros o 61.350.985.287,1 millas, cifras muy engorrosas de manejar,
por lo que Bessel prefirió expresarlo en el tiempo que tarda la luz en recorrer esa distancia, o sea,
10,3 años.

Dado que en aquella época la velocidad de la luz no había sido firmemente calculada, Bessel prefirió no
utilizar la unidad de año-luz, cosa que sí hizo décadas después, en 1851, el escritor de divulgación
científica alemán Otto Ule (1820-1876), en un artículo donde explicaba que un “año luz” debería usarse
del mismo modo que una “hora de marcha”.

Originalmente, el año-luz se consideró una unidad astronómica propia de la academia alemana, y hubo
quienes se opusieron a su uso, como el astrofísico británico Arthur Eddington (1882-1944), quien la
consideraba inconveniente e irrelevante, propia del uso popular y de la ciencia divulgativa.

Algunas distancias espaciales en años luz

Expresadas en años-luz, algunas de las distancias espaciales más relevantes son:

 El diámetro de la Vía Láctea, nuestra galaxia, es de 150.000 años luz aproximadamente. En cambio,

el diámetro de su galaxia hermana, Andrómeda, es de 240.000 años luz. Ambas galaxias están
separadas por 2.500.000 años luz.
 La distancia que hay entre el Sol y la Nube de Oort en los límites del sistema solar es
aproximadamente de 1 año luz.
 La distancia entre el Sol y la estrella más cercana, Próxima Centauri, es de 4,22 años luz.
 La distancia entre la Vía Láctea y la galaxia más cercana, la galaxia enana del Can Mayor, es de
25.000 años luz.
 El diámetro aproximado del Grupo Local de galaxias, al cual pertenece la Vía Láctea, es de
10.000.000 años luz.
 El diámetro aproximado del supercúmulo de Virgo, al cual pertenece el Grupo Local de galaxias, es
de 200.000.000 años luz.
 El diámetro aproximado del complejo de supercúmulos Piscis-Cetus, al cual
pertenece el supercúmulo de Virgo, es de 1.000.000.000 años luz.
 El diámetro aproximado de la mayor estructura astronómica observable en el
universo, la Gran Muralla de Hércules-Corona Boreal, supera los
10.000.000.000 años luz.

5) A principios de la década de 1930 se determinó un valor que ha

permanecido prácticamente
invariable hasta día de hoy. Con un diámetro medio de unos 100 000 años luz
(es decir, la luz
tarda 100 000 años terrestres en llegar de un extremo de la galaxia a otro) se
calcula que contiene
unos 200 000 millones de estrellas.
La distancia desde el Sol al centro de la Galaxia es de alrededor de 27 700
años luz. El espesor de la Vía Láctea es de 16 000 años-luz en el  centro,
mientras que en zonas del exterior es mucho menor (3 000 años-luz).

6) Tipos de galaxias
Una galaxia es una enorme colección de gas, polvo y miles de millones de
estrellas, todas unidas por la gravedad. Todas las galaxias están formadas por
estas mismas cosas. Sin embargo, vienen en muchas formas y tamaños
diferentes.

Galaxias en espiral parecen a gigantescas

molinetes. Los brazos del molinillo están
compuestos de estrellas y un montón de gas y
polvo. El gas y el polvo son algunos de los
ingredientes principales necesarios para formar
nuevas estrellas. Las estrellas jóvenes queman
mucho más caliente que las estrellas más viejas,
así que las galaxias espirales son a menudo
algunas de las más brillantes en el universo. Alrededor del 60% de las galaxias
cercanas son espirales. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es un muy buen
ejemplo de una.

Galaxias elípticas tienen forma de círculos estirados o

elipses. Algunas galaxias elípticas están más estiradas
que otras. Uno puede parecer casi perfectamente circular.
Otro podría parecer largo y plano. Las galaxias elípticas contienen
principalmente estrellas más viejas. Esto significa que a menudo no son tan
brillantes como las galaxias espirales. También tienen muy poco polvo y gas.
Las galaxias elípticas son las galaxias más grandes y más comunes
observadas. Constituyen alrededor del 20% de todas las galaxias cercanas.

Galaxias irregulares son sólo eso: irregular. No tienen ni

una sola forma común. Las galaxias irregulares están
entre las galaxias más pequeñas que los científicos han
observado. Sin embargo, también pueden ser muy
brillantes. Al igual que las galaxias espirales, las galaxias irregulares suelen
estar llenas de gas, polvo y muchas estrellas jóvenes brillantes. Alrededor del
20% de las galaxias cercanas son galaxias irregulares.

Quásares son áreas compactas en el centro de una

galaxia. Ellos emiten enormes cantidades de energía. Los
quásares son en realidad algunos de los objetos más
brillantes del universo. No hay cuásares cerca de nuestra
Vía Láctea.

7) Lo hace a una velocidad de 828 000 km/h. Tarda unos 230 millones de años
en completar una vuelta a la galaxia (si bien se suele utilizar una franja que va
de los 225 a los 250 millones de años). Este concepto es conocido como un
año galáctico.

Es decir, el tiempo que tarda el Sol en dar una vuelta a la galaxia. En su

movimiento a través del espacio, además, se mueve por encima y por debajo
del plano de la galaxia, de forma ondulada.

Concepto artístico de Oumuamua, un cometa interestelar, alejándose del Sistema Solar. Crédito:
NASA/ESA/STSc
Lo explicamos con detalle: si dibujamos toda la órbita del Sol, veremos que hay
ligeras ondulaciones que, lentamente, llevan a nuestra estrella a alejarse
ligeramente del centro en ambas direcciones. En estos momentos, nuestra
estrella se encuentra unos 65 años-luz por encima del plano de la galaxia, y
continúa ascendiendo.

Tardará todavía unos cuantos millones de años en alcanzar su máxima

distancia del plano, por encima. Después, se acercará de nuevo al plano de la
galaxia y continuará alejándose por la parte inferior. Se repite constantemente.

Si utilizamos el concepto del año galáctico, podemos hacernos una idea de la

escala de tiempo en la que nos movemos. La extinción de los dinosaurios se
produjo hace 65 millones de años. Es decir, desde entonces, el Sol ha
recorrido, aproximadamente, casi la tercera parte de su órbita alrededor de la
galaxia.

También podemos decir que el Sol tiene 20 años galácticos (si usamos la cifra
de 225 millones de años). Así que, lejos de ser algo estático, el Sol se mueve.
No solo a través de la galaxia, también sobre su eje e incluso a su alrededor…

8) ¿Qué es el sol?
El sol es una estrella que forma parte central del sistema solar, dentro del cual
se encuentra la tierra. Por su estructura, composición y materiales, genera
radiación solar, que, en diferentes tipos, llega hasta la superficie terrestre
posibilitando la vida.
Los planetas de nuestro sistema solar giran a su alrededor y, por el efecto de la radiación
que llega a la tierra, posibilita la vida en este planeta.

El sol fue formado hace 4,5 billones de años de aire a partir de las nubes de gases
interestelares y está principalmente compuesto por hidrógeno y helio.

Las principales características a nivel geométrico son:

 Tiene un radio aproximado de 695.500 kilómetros

 La distancia a la tierra es de unos 150 millones de kilómetros

Esta mezcla de gases que componen el sol se encuentra a temperaturas muy elevadas y

soportan grandes presiones y por ello reaccionan y se fusionan provocando una reacción
nuclear de fusión. Este proceso es el que trata de replicarse en la tierra en las centrales
de fusión nuclear, que permitirían obtener energía de forma limpia e ilimitada.

Se cree que la vida del sol se prolongará unos 5 billones de años, a partir de los cuales, se
reducirán las reacciones energéticas e irá haciéndose cada vez más grande hasta
convertirse en una gigante roja, un tipo de estrella. En ese momento su peso aumentará y
luego se irá convirtiendo en una enana blanca que se enfriará a lo largo de un trillón de
años terrestres, ocasionando a la vez el fin de la vida en este planeta tal y como la
conocemos a día de hoy.
 

9) Cuántos años tiene el sol?

¿Es muy viejo? ¿O no tanto?

Nuestro Sol tiene 4,500,000,000 años. Esa cifra tiene muchos ceros. Eso es
cuatro mil millones y medio.

Cómo sabemos la edad del Sol

¿Cómo sabemos cuántos años tiene? Consideramos la edad del sistema solar
entero porque todo se originó durante la misma época.

Para obtener este número, analizamos las viejas cosas que podemos
encontrar. Las rocas de la luna sirven para esto. Cuando los astronautas las
trajeron para que los científicos las estudiaran, ellos pudieron averiguar su
antigüedad.

¿Cuánto tiempo brillará el Sol?

Si nuestro Sol tiene cuatro mil quinientos millones de años, ¿cuánto tiempo
más brillará? Las estrellas como nuestro Sol arden durante aproximadamente
nueve o 10 mil millones de años. Por eso, nuestro Sol está aproximadamente
en la mitad de su vida. Pero no te preocupes. Todavía le quedan alrededor de
5,000,000,000 (cinco mil millones) de años de vida.
Cuando terminen esos cinco mil millones de años, el Sol se volverá un gigante
rojo. Esto significa que el sol se volverá a la vez más grande y más frío.
 Cuando suceda esto, no será el esplendoroso sol amarillo brillante que
conocemos hoy. Será más oscuro y se verá de color rojo.

10) Partes exteriores del Sol

Dentro de la zona exterior solar hay que distinguir varias partes:

 Fotosfera: Es la superficie brillante del Sol, formada por millones de gránulos
que miden cada uno unos cientos de kilómetros de diámetro. La superficie
solar cambia persistentemente de aspecto ya que los gránulos tienen una
vida aproximada de unos diez minutos. De la fotosfera se proyectan enormes
chorros de gas que reciben el nombre de espículas. Estas pueden alcanzar
un diámetro de 15.000 kilómetros, aunque solo permanecen pocos minutos.
 Cromosfera: Está situada por encima de la fotosfera y es de tono rojizo,
formada sobre todo por hidrógeno. De esta salen disparadas masas de
hidrógeno ardiente, que se denomina protuberancias, que emanan a la parte
más exterior de la atmósfera del Sol, y tienen una longitud media de 100.000
km. Algunas pueden permanecer semanas.
 Corona: Es la parte más exterior de la atmósfera solar, compuesta de gas
hidrógeno en estado tenue y a gran temperatura. En esta se producen las
erupciones solares, que son un fenómeno magnético que emite gran cantidad
de partículas cargadas y radiación.

Partes interiores del Sol

Dentro de la zona interior solar hay que distinguir también varias partes:

 Núcleo solar: es la zona más interna, extendiéndose desde el centro hasta un
cuarto del radio solar. Tiene una alta densidad, unas 150 veces la del agua,
con temperaturas que alcanzan los 13.000.000 de grados Kelvin y reacciones
nucleares enormes que generan una enorme cantidad de calor y energía. Las
reacciones producen que cambie su estructura química, siendo la más habitual
la transformación de hidrógeno (un 40% de la masa del núcleo) en helio (un
60% de la masa del núcleo). La energía que se produce en el núcleo no sale
fuera de inmediato, sino que se absorbe y remite dentro por diversas
partículas, pudiendo tardar hasta un millón de años en emerger.
 Zona radiativa: esta se inicia en el borde del núcleo, extendiéndose unos 0.7
radios alrededor. La energía se transmite en esta capa por radiación, no
existiendo convección del gas. Hay menor temperatura y densidad que en el
núcleo: de 7.000.000 a 2.000.000 de grados Kelvin y de 20 a 2 gcm-3.
 Zona convectiva: esta parte del Sol forma un 70% de su radio, extendiéndose
de la zona radiativa hasta la superficie solar. A diferencia de la zona radiativa,
aquí se transporta la energía en forma de gas caliente, que va hacia el
exterior. Esto se puede ver en la fotosfera en la granulación y
supergranulación solar. Su densidad en la zona externa es aproximadamente
de 0.2 gm-3.

11) Qué son las erupciones solares?

Una llamarada solar es básicamente una explosión gigante en la superficie de nuestro Sol
que ocurre cuando las líneas de campo magnético de las manchas solares se enredan y
erupcionan. Una llamarada solar se define como una variación repentina, rápida e intensa
del brillo. Una llamarada solar ocurre cuando la energía magnética que se ha acumulado en
la atmósfera solar se libera repentinamente. El material se calienta a muchos millones de
grados en solo minutos y se emite radiación a través de prácticamente todo el espectro
electromagnético, desde ondas de radio en el extremo de longitud de onda larga, a través
de emisión óptica a rayos X y rayos gamma en el extremo de longitud de onda corta. ¡La
cantidad de energía liberada es equivalente a millones de bombas nucleares explotando
todas al mismo tiempo! Las erupciones solares son frecuentes cuando el Sol está activo en
los años alrededor del máximo solar. ¡Muchas erupciones solares pueden ocurrir en solo un
día durante este período! Alrededor del mínimo solar, las erupciones solares pueden ocurrir
menos de una vez por semana. Las llamaradas grandes son menos frecuentes que las más
pequeñas. Algunas erupciones solares (en su mayoría más fuertes) pueden lanzar enormes
nubes de plasma solar al espacio que llamamos eyección de masa coronal. Cuando una
eyección de masa coronal llega a la Tierra, puede causar una tormenta geomagnética y
mostrar auroras intensas.

Consecuencias

Las fuertes erupciones solares pueden enviar enormes nubes de plasma al espacio. Esto
se conoce como eyección de masa coronal (CME), y cuando golpean la Tierra pueden
causar tormentas geomagnéticas y auroras intensas. Sin embargo, la mayoría de las
CME no están asociadas con bengalas, señala la ESA.

Para algunas de las bengalas de clase X más grandes, pueden desencadenar apagones de
radio, pero son increíblemente raras, mientras que las bengalas de clase M medianas
pueden causar apagones breves de radio.

En el pasado, las grandes tormentas geomagnéticas causaron cortes de energía y

dañaron los satélites de comunicación. Las partículas de energía también pueden dañar
los equipos electrónicos y los astronautas o pasajeros en aviones de alto vuelo.

Aproximadamente 7,500 rutas polares son tomadas por aerolíneas cada año, asegura
la NASA, y cuando las rutas de vuelo se cruzan a latitudes donde no se puede usar la
comunicación por satélite, las tripulaciones deben usar radio de alta frecuencia para
comunicarse. Durante ciertos eventos climáticos espaciales, la densidad del gas ionizado
puede aumentar y afectar estas comunicaciones por radio.

Sin embargo, hay algunas advertencias sobre si estas eyecciones golpearán la Tierra.
Las erupciones solares solo impactan a la Tierra cuando ocurren en el lado del Sol que
mira hacia el planeta; debido a que las erupciones están hechas de protones, si los
científicos pueden verlo, la Tierra podría verse afectada.

Además, el propio escudo magnético de la Tierra actúa como protección para el planeta,
desviando la radiación y evitando que la mayor parte de ella tenga un efecto en la
superficie.

Dicho esto, con el aumento de la tecnología, los seres humanos corren un riesgo cada
vez mayor debido a los efectos indirectos.

"Lo que está en juego", dijo a National Geographic Tom Bogdan, del Centro de
Predicción del Clima Espacial, "son las tecnologías avanzadas que subyacen en
prácticamente todos los aspectos de nuestras vidas".
12) ¿Qué es la Vía Láctea?

La Vía Láctea es la galaxia de la cual forma parte el sistema solar, es decir, la

galaxia en donde se encuentra la Tierra. Consiste en una gigantesca agrupación
de estrellas, planetas y nubes de gas con forma de espiral barrada y un diámetro medio
de alrededor de 200.000 años luz. En su centro habita un agujero negro súper masivo,
cuya fuerza gravitacional mantiene los cúmulos estelares en una órbita estable.

Es posible percibir la Vía Láctea a simple vista en una noche despejada, como una luz
blanca borrosa que se extiende alrededor de la esfera celeste. Esto se debe a que el
sistema solar se encuentra en una región apartada del centro, aproximadamente a
25.766 años luz (unos 7900 pársec), en uno de los brazos de la espiral. Al Sol le toma
225 millones de años terrestres completar una vuelta alrededor del centro galáctico.

Por otro lado, el Sol es apenas una de los cientos de miles de millones de estrellas que
conforman la Vía Láctea. Estas se encuentran, en su mayoría, dispersas de manera
individual o por pares, pero existen también acumulaciones importantes de estrellas
conocidas como cúmulos globulares (algunos cerrados y compactos, otros abiertos y
más dispersos), algunas de las cuales superan hasta en 50 veces el brillo del Sol.

Se estima que en total la galaxia tiene una masa equivalente a 1012 (o sea

10.000.000.000.000) veces la solar, y que es apenas una de un conjunto de 40 galaxias
conocido como el Grupo Local.

Por lo demás, la naturaleza de la Vía Láctea sigue albergando numerosos misterios para
los astrónomos y astrofísicos, en parte por su inmensidad y también porque una densa
capa de polvo espacial oscurece la observación directa del centro galáctico, por lo que
solo es posible estudiarlo a través de telescopios de ondas de radio y telescopios
infrarrojos.

13) Partes de la vía láctea

La Vía Láctea tiene una estructura bastante común entre las galaxias conocidas,
la mayoría de las cuales tienen forma de espiral. Sus componentes pueden
organizarse en seis secciones distintas, que son:

 El núcleo galáctico. Es el corazón de la galaxia, compuesto por un agujero

negro súper masivo (Sagitario A) y un disco de acreción que lo rodea, es
decir, una nube de gas a altísimas temperaturas. Se trata de una región de
mucha actividad energética y poderosas emisiones de radiación infrarroja y
de rayos X, debido al rápido movimiento de las nubes de gas.
 El bulbo central. Es la región esférica y próxima al núcleo galáctico,
densamente poblada por estrellas de población II, es decir, por estrellas
antiguas de poca metalicidad. Los principales cúmulos globulares de la
galaxia se encuentran en esta región, y pueden ser observados ópticamente
cuando sobresalen de la nube de polvo estelar de la galaxia.
 El disco galáctico. Es la región que se extiende desde el núcleo galáctico
hasta unos 75 mil años luz de distancia, y es la región más visible y evidente
de la galaxia. Se trata del conjunto masivo y brillante de estrellas que
anteceden a la aparición de los brazos de la espiral, dividido a menudo en un
disco grueso, de estrellas viejas y gran densidad de materia, y un disco
delgado, de baja densidad y estrellas más jóvenes.
 Los brazos de la espiral. Es el conjunto exterior de “brazos” o apéndices de
la galaxia, que le confieren su forma de espiral. Esta forma no es fácil de
observar a simple vista y no se confirmó sino hasta 1953, aunque sigue siendo
difícil de comprender desde un punto de vista práctico. Cada espiral tiene un
nombre distinto: el brazo de Perseo, el brazo exterior, el brazo scutum-
centaurus, entre otros.
 El componente esférico galáctico. Es una extensión del bulbo central por
encima y por debajo del disco galáctico, de forma remotamente esférica y
poblada casi exclusivamente por cúmulos globulares exteriores, estrellas
dispersas y estrellas enanas desprovistas de materiales pesados.
 El halo galáctico. Es el componente menos comprendido de la estructura
galáctica, exterior a su porción visible, y que consiste en una porción
esferoidal de espacio envolviendo a la galaxia. Tiene una inmensa cantidad
de materia oscura, cuya masa tiene un efecto notable sobre la rotación
galáctica. Se piensa que se extiende a lo largo de 100 mil años luz desde el
centro y que tiene una cantidad de masa equivalente al del resto de la galaxia.
14) Gira alrededor de un eje que une los polos galácticos. Contemplada desde
el Polo Norte galáctico, la rotación de la Vía Láctea se produce en el sentido de las
agujas del Reloj, arrastrando los brazos espirales. El período de rotación aumenta
cuando disminuye la distancia desde el centro del sistema galáctico. En las
proximidades del sistema solar, el período de rotación es de algo más de 200
millones de años luz. La velocidad del sistema solar debido a la rotación galáctica
es de unos 270 kilómetros por segundo.

15) Dónde se encuentra el sistema solar?

El sistema solar forma parte de nuestra galaxia, la Vía Láctea, una galaxia del
tipo espiral barrada que tiene un diámetro aproximadamente 105.000 años luz
entre sus extremos más distantes. En su estructura, la Vía Láctea, está
conformada por dos brazos espirales principales, llamados del Escudo-
Centauro y Perseo, y dos brazos secundarios, los de Norma y
Sagitario. Nuestro Sistema Solar se encuentra en el brazo de Orión o
Local, el cual forma parte del brazo espiral de Sagitario. El Sol, es decir, la
estrella alrededor de la que gira todo el sistema solar, a su vez se mueve a 210
kilómetros por segundo dentro de la Vía Láctea y tarda 225 millones de años
en completar una vuelta alrededor del centro de la galaxia. Es lo que los
científicos conocen como un año galáctico.
Respecto a nuestros vecinos en la galaxia, para encontrar otro sistema
planetario hemos de viajar al menos a 4,4 años luz hasta llegar a Alfa
Centauri, un sistema de 3 estrellas en el que por el momento se han
encontrado 2 planetas de aproximadamente el tamaño de la Tierra.
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