Mira hacia arriba en una noche despejada, y podrías ver unas pocas mil estrellas. Pero eso es casi nada. Nuestro Sol es solo una estrella entre cien mil millones en nuestra galaxia…
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6.1
La Tierra, el Sol y la Luna
Syllabus
6.1.1 La Tierra
Núcleo
Suplemento
1 Saber que la Tierra es un planeta que rota sobre su eje, el cual está inclinado, una vez en aproximadamente 24 horas, y usar esto para explicar las observaciones del movimiento aparente diario del Sol y el ciclo periódico de día y noche
2 Saber que la Tierra orbita al Sol una vez en aproximadamente 365 días y usar esto para explicar la naturaleza periódica de las estaciones
4 Definir la velocidad orbital promedio a partir de la ecuación $v = \frac{2\pi r}{T}$ donde $r$ es el radio promedio de la órbita y $T$ es el período orbital; recordar y usar esta ecuación
3 Saber que tarda aproximadamente un mes en la Luna orbitar la Tierra y usar esto para explicar la naturaleza periódica del ciclo de fases lunares
6.1.2 El Sistema Solar
Núcleo
Suplemento
1 Describir el Sistema Solar como containing: (a) una estrella, el Sol (b) los ocho planetas nombrados y conocer su orden respecto al Sol (c) planetas menores que orbitan al Sol, incluyendo planetas enanos como Plutón y asteroides en el cinturón de asteroides (d) satélites que orbitan los planetas (e) cuerpos menores del Sistema Solar, incluyendo cometas y satélites naturales
7 Saber que los planetas, planetas menores y cometas tienen órbitas elípticas, y recordar que el Sol no se encuentra en el centro de la órbita elíptica, excepto cuando la órbita es aproximadamente circular
8 Analizar e interpretar datos planetarios sobre distancia orbital, duración orbital, densidad, temperatura superficial y campo gravitatorio uniforme en la superficie del planeta
2 Saber que, en comparación entre sí, los cuatro planetas más cercanos al Sol son rocosos y pequeños, y los cuatro planetas más lejanos al Sol son gaseosos y grandes, y explicar esta diferencia mediante un modelo de acreción para la formación del Sistema Solar, que incluye: (a) la dependencia del modelo en la gravedad (b) la presencia de muchos elementos en nubes interestelares de gas y polvo (c) la rotación del material en la nube y la formación de un disco de acreción
3 Saber que la intensidad del campo gravitatorio (a) en la superficie de un planeta depende de la masa del planeta (b) alrededor de un planeta disminuye a medida que aumenta la distancia desde el planeta
4 Calcular el tiempo que tarda la luz en recorrer una distancia significativa, tal como entre objetos en el Sistema Solar
5 Saber que el Sol contiene la mayor parte de la masa del Sistema Solar y que esto explica por qué los planetas orbitan al Sol
6 Saber que la fuerza que mantiene un objeto en órbita alrededor del Sol es la atracción gravitatoria del Sol
9 Saber que la intensidad del campo gravitatorio del Sol disminuye y que las velocidades orbitales de los planetas disminuyen a medida que aumenta la distancia al Sol
10 Saber que un objeto en una órbita elíptica viaja más rápido cuando está más cerca del Sol y explicar esto utilizando la conservación de la energía
Fuente: Plan de estudios Cambridge International
La Tierra gira (rotación 自转) sobre su eje 轴 una vez en aproximadamente $24$ horas. El eje está inclinado (no está recto). Este giro nos da el día y la noche, y hace que el Sol 太阳 parezca moverse por el cielo cada día.
La Tierra también se mueve alrededor del Sol en una órbita 轨道, una vez en aproximadamente $365$ días (un año). Debido a que el eje está inclinado, diferentes partes de la Tierra se inclinan hacia el Sol en diferentes momentos del año. Esto produce las estaciones 季节: es verano en la mitad de la Tierra que se inclina hacia el Sol.
El eje mantiene la misma inclinación durante todo el año, por lo que cada hemisferio se inclina hacia el Sol durante la primera mitad de la órbita y en dirección opuesta durante la segunda
La Luna 月球 orbita la Tierra una vez en aproximadamente un mes. A medida que gira, vemos diferentes cantidades de su lado iluminado, lo que produce las fases 月相 de la Luna (luna nueva, luna media, luna llena).
La mitad iluminada de la Luna siempre mira al Sol, por lo que a medida que orbita vemos diferentes cantidades de ella: luna nueva entre nosotros y el Sol, luna llena en dirección opuesta al Sol, y lunas medias intermedias
Así que, de menor a mayor duración: un día (giro de la Tierra) < un mes (órbita de la Luna) < un año (órbita de la Tierra).
Luna llena, satélite natural de la Tierra
Explorar
Por qué cambia la forma de la Luna
El Sol ilumina siempre la mitad de la Luna; la fase es simplemente cuánto de esa mitad iluminada nos mira mientras orbita — no es la sombra de la Tierra.
Para un objeto que se mueve en un círculo, la distancia para una órbita completa es la circunferencia 周长$2\pi r$, donde $r$ es el radio de la órbita. La velocidad orbital 轨道速率 es esta distancia dividida por el período 周期$T$ (el tiempo para una órbita):
$$v = \frac{2\pi r}{T}$$
La misma ecuación funciona para planetas, lunas y satélites.
Ejemplo resuelto. Una estación espacial orbita la Tierra a un radio de $r = 7000\ \text{km}$ y tarda $T = 5800\ \text{s}$ en completar una órbita. Calcule su velocidad orbital.
Primero convierta el radio a metros: $7000\ \text{km} = 7.0 \times 10^6\ \text{m}$. Entonces
El Sistema Solar 太阳系 tiene una estrella, el Sol, en su centro. Alrededor de él giran los ocho planetas 行星. En orden desde el Sol son: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.
Los cuatro planetas más cercanos al Sol son pequeños y rocosos 岩石.
Los cuatro planetas más lejanos al Sol son grandes y gaseosos 气态 — están hechos principalmente de gas 气体, sin superficie sólida sobre la cual pararse.
Los dos gigantes más cercanos, Júpiter y Saturno, son gigantes gaseosos 气态巨行星. Los dos gigantes exteriores, Urano y Neptuno, son gigantes de hielo 冰巨行星: contienen mucho más hielo, por lo que no son verdaderos gigantes gaseosos.
El Sol y sus ocho planetas en orden: cuatro pequeños planetas rocosos, luego el cinturón de asteroides, seguidos de cuatro grandes planetas gaseosos — los gigantes gaseosos Júpiter y Saturno y los gigantes de hielo Urano y Neptuno (no a escala)Marte, el planeta rojo, uno de los planetas rocosos interioresJúpiter, el planeta más grande, con sus bandas giratorias de gasSaturno y sus anillos, fotografiados por la nave Cassini
El Sistema Solar también contiene:
planetas menores, como planetas enanos 矮行星 como Plutón, y asteroides 小行星 (la mayoría se encuentran en el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter);
lunas (satélites naturales satélites 卫星) que orbitan los planetas;
cometas 彗星 y otros cuerpos pequeños.
Órbitas y gravedad
El Sol concentra la mayor parte de la masa del Sistema Solar. Su gravedad 引力 (atracción gravitatoria) se extiende y mantiene a los planetas en sus órbitas. Esta fuerza es la atracción gravitatoria del Sol.
La intensidad del campo gravitatorio 重力场强度 indica qué tan fuerte es la gravedad:
en la superficie de un planeta es mayor para un planeta con más masa;
alrededor de un planeta disminuye a medida que se aleja.
De manera similar, la gravedad del Sol se debile a mayor distancia, por lo que los planetas exteriores se mueven más lentamente (menor velocidad orbital) que los interiores.
Datos planetarios
Las preguntas de examen suelen proporcionar una tabla como esta y pedirle que identifique patrones en ella.
Planeta
Distancia al Sol / millones de km
Período orbital
Densidad / g/cm³
Temperatura superficial / °C
Gravedad superficial $g$ / N/kg
Mercurio
58
88 días
5.4
170
3.7
Venus
108
225 días
5.2
460
8.9
Tierra
150
365 días
5.5
15
9.8
Marte
228
687 días
3.9
−60
3.7
Júpiter
779
11.9 años
1.3
−110
23
Saturno
1430
29.5 años
0.7
−140
9.0
Urano
2870
84 años
1.3
−195
8.7
Neptuno
4500
165 años
1.6
−200
11
Patrones a notar: cuanto más lejos está un planeta del Sol, más largo es su período orbital y más baja es su temperatura superficial. Los cuatro planetas interiores son densos (roca y metal), mientras que los cuatro planetas exteriores tienen bajas densidades (gas y hielo). La intensidad del campo gravitatorio en la superficie depende de la masa y el tamaño del planeta, no de su distancia al Sol.
Órbitas elípticas
La mayoría de las órbitas no son círculos perfectos sino elipses 椭圆 (círculos estirados), y el Sol no está en el centro de la elipse. Un cometa tiene una órbita muy estirada. Un objeto en una órbita elíptica se mueve más rápidamente cuando está más cerca del Sol. Explicamos esto mediante la conservación de energía 能量守恒 — la energía 能量 total permanece constante, por lo que a medida que la energía potencial gravitatoria 重力势能 del objeto disminuye (al acercarse), su energía cinética 动能 aumenta (acelera).
El Sol se encuentra en uno de los focos de la elipse; el planeta acelera al acercarse y desacelera al alejarse
Tiempo de viaje de la luz
Las distancias en el espacio son enormes, por lo que a menudo calculamos cuánto tarda la luz en cruzarlas. La luz viaja a $3.0 \times 10^8\ \text{m/s}$. Usando $\text{time} = \dfrac{\text{distance}}{\text{speed}}$, la luz del Sol (que está a unos $1.5 \times 10^{11}\ \text{m}$ de distancia) tarda aproximadamente $500\ \text{s}$, o sea unos $8$ minutos, en llegar a la Tierra.
Explorar
Observa la carrera de los planetas
Cuanto más cerca está un planeta del Sol, más rápido orbita: Mercurio en 88 días, Júpiter en 12 años, porque la gravedad del Sol es más fuerte cerca.
Los planetas se formaron a partir de una enorme nube de gas y polvo 尘埃 en el espacio, que contenía muchos elementos químicos elementos 元素. Este es el modelo de acreción 吸积:
la gravedad agrupó la nube;
la nube estaba girando, por lo que se aplanó en un disco de acreción 吸积盘 giratorio;
la mayor parte de la materia cayó al centro y se convirtió en el Sol, mientras que los planetas crecieron a partir del material sobrante en el disco.
Cerca del joven y caluroso Sol, solo la roca y el metal podían permanecer sólidos, por lo que los planetas interiores son rocosos. Más allá, donde hacía frío, los gases también pudieron acumularse, por lo que los planetas exteriores crecieron grandes y gaseosos.
Un disco de acreción real alrededor de la estrella joven HL Tauri: las brechas oscuras son donde nuevos planetas están reuniendo el polvo — nuestro Sistema Solar comenzó de la misma manera
1 Saber que el Sol es una estrella de tamaño medio, compuesta principalmente por hidrógeno y helio, y que irradia la mayor parte de su energía en las regiones infrarroja, visible y ultravioleta del espectro electromagnético
2 Saber que las estrellas se alimentan de reacciones nucleares que liberan energía y que, en estrellas estables, dichas reacciones implican la fusión de hidrógeno en helio
6.2.2 Estrellas
Núcleo
Complemento
1 Enunciar que: (a) las galaxias están formadas cada una por miles de millones de estrellas (b) el Sol es una estrella en la galaxia conocida como la Vía Láctea (c) otras estrellas que conforman la Vía Láctea se encuentran mucho más lejos de la Tierra que el Sol (d) las distancias astronómicas pueden medirse en años luz, donde un año luz es la distancia que recorre la luz en (el vacío del) espacio en un año
2 Saber que un año luz equivale a $9.5 \times 10^{15}$ m
3 Describir el ciclo vital de una estrella: (a) una estrella se forma a partir de nubes interestelares de gas y polvo que contienen hidrógeno (b) una protostar es una nube interestelar que colapsa y aumenta su temperatura debido a su atracción gravitatoria interna (c) una protostar se convierte en una estrella estable cuando la fuerza hacia adentro de la atracción gravitatoria queda equilibrada por una fuerza hacia afuera debida a la alta temperatura en el centro de la estrella (d) todas las estrellas agotan eventualmente el hidrógeno como combustible para la reacción nuclear (e) la mayoría de las estrellas se expanden para formar gigantes rojas y las estrellas más masivas se expanden para formar supergigantes rojas cuando gran parte del hidrógeno en el centro de la estrella se ha convertido en helio (f) una gigante roja procedente de una estrella menos masiva forma una nebulosa planetaria con una enana blanca en su centro (g) una supergigante roja explota como supernova, formando una nebulosa que contiene hidrógeno y nuevos elementos más pesados, dejando tras de sí una estrella de neutrones o un agujero negro en su centro (h) la nebulosa resultante de una supernova puede formar nuevas estrellas con planetas orbitando a su alrededor
6.2.3 El Universo
Núcleo
Complemento
1 Saber que la Vía Láctea es una de los miles de millones de galaxias que componen el Universo y que su diámetro es de aproximadamente 100 000 años luz
2 Describir el corrimiento al rojo como un aumento en la longitud de onda observada de la radiación electromagnética emitida por estrellas y galaxias que se alejan
3 Saber que la luz emitida por galaxias lejanas aparece desplazada hacia el rojo en comparación con la luz emitida en la Tierra
4 Saber que el corrimiento al rojo en la luz de galaxias lejanas es evidencia de que el Universo se está expandiendo y apoya la Teoría del Big Bang
5 Saber que se observa radiación microondas de una frecuencia específica en todos los puntos del espacio circundante, la cual se conoce como radiación cósmica de fondo de microondas (RCMB)
6 Explicar que la RCMB fue producida poco después de la formación del Universo y que esta radiación se ha expandido hacia la región de microondas del espectro electromagnético a medida que el Universo se expande
7 Saber que la velocidad $v$ a la que una galaxia se aleja de la Tierra puede determinarse mediante el cambio en la longitud de onda de la luz estelar de dicha galaxia debido al corrimiento al rojo
8 Saber que la distancia $d$ de una galaxia lejana puede determinarse utilizando el brillo de una supernova en dicha galaxia
9 Definir la constante de Hubble$H_0$ como la relación entre la velocidad a la que la galaxia se aleja de la Tierra y su distancia desde la Tierra; recordar y utilizar la ecuación
$$H_0 = \frac{v}{d}$$
10 Saber que la estimación actual para $H_0$ es $2.2 \times 10^{-18}$ por segundo
11 Saber que la ecuación
$$\frac{d}{v} = \frac{1}{H_0}$$
representa una estimación de la edad del Universo y que esto constituye evidencia para la idea de que toda la materia del Universo estaba presente en un único punto
Fuente: Plan de estudios Cambridge International
El Sol es una estrella 恒星 de tamaño mediano, compuesta principalmente de hidrógeno 氢 y helio 氦. Radiación la mayor parte de su energía en las regiones infrarroja, luz visible y ultravioleta 紫外线 del espectro electromagnético 电磁波谱.
Una estrella se alimenta de reacciones nucleares 核反应 en su núcleo. En una estrella estable, la reacción es fusión nuclear 核聚vac: los núcleos de hidrógeno se unen para formar helio, liberando enormes cantidades de energía.
El Sol, nuestra estrella más cercana, visto en luz ultravioleta
Una galaxia 星系 es un grupo de miles de millones de estrellas unidas por la gravedad. Nuestro Sol es una estrella en la galaxia llamada Vía Láctea 银河系. Todas las demás estrellas de la Vía Láctea están mucho más lejos de la Tierra que el Sol.
Una galaxia espiral: miles de millones de estrellas unidas por la gravedad
Las distancias entre estrellas son tan grandes que las medimos en años luz 光年. Un año luz es la distancia que recorre la luz en un año (en el vacío del espacio), lo que equivale a unos $9.5 \times 10^{15}\ \text{m}$.
La Vía Láctea tiene aproximadamente $100\,000$ años luz de ancho (su diámetro 直径). Es solo una de muchas miles de millones de galaxias. Todas estas galaxias juntas forman el Universo 宇宙.
Un telescopio gigante estudia el cielo nocturno; el láser ayuda a obtener imágenes nítidas de estrellas distantes
Una estrella nace, vive y muere a lo largo de un periodo muy largo:
Una estrella se forma a partir de una nube interestelar 星际云 de gas y polvo que contiene hidrógeno.
La gravedad atrae la nube hacia adentro y esta se calienta. Esta nube colapsante y calentada es una protostrella 原恒星.
La protostrella se convierte en una estrella estable 稳定 cuando la atracción gravitatoria hacia adentro se equilibra con el empuje hacia afuera causado por la altísima temperatura en su centro.
Con el tiempo, todas las estrellas agotan su combustible de hidrógeno combustible 燃料 para la fusión.
Lo que sucede después depende de la masa de la estrella:
Una estrella de tamaño mediano (como el Sol) se hincha hasta convertirse en una enana roja 红巨星. Luego expulsa sus capas externas como una nube brillante llamada nebulosa 星云 planetaria, dejando una enana blanca 白矮星 pequeña y caliente en el centro.
Una estrella mucho más masiva se hincha hasta convertirse en una supergigante roja 红超巨星 y luego explota como una supernova 超新星. Esta explosión expande una nebulosa que contiene hidrógeno y nuevos elementos más pesados, dejando detrás una estrella de neutrones 中子星 o un agujero negro 黑洞.
Toda estrella comienza en una nebulosa; cómo termina depende de su masa
La nebulosa de una supernova puede formar nuevas estrellas, con planetas orbitándolas, por lo que nuestro propio Sistema Solar provino de estrellas anteriores.
Explorar
El ciclo vital de una estrella
La gravedad agrupa una nube de gas; la fusión enciende la estrella; cuando se le agota el combustible, se hincha y finalmente se apaga.
Explorar
El ciclo de vida de una estrella similar al Sol
Paso a paso de cómo nace, vive y muere una estrella como nuestro Sol.
Cuando una estrella o galaxia se aleja de nosotros (está recediendo 退行), la luz que recibimos de ella tiene una longitud de onda 波长 más larga que la normal — se desplaza hacia el extremo rojo del espectro. Esto es el corrimiento al rojo 红移.
Las líneas oscuras en el espectro de una galaxia lejana están desplazadas hacia el extremo rojo — esto es corrimiento al rojo
La luz de las galaxias lejanas presenta corrimiento al rojo, y cuanto más lejos está una galaxia, mayor es su corrimiento al rojo. Esto nos indica que las galaxias se están separando: el Universo está en expansión 膨胀. Si invirtiéramos este proceso, todo estaría juntos en un único punto en el pasado — esta es la evidencia de la teoría del Big Bang 大爆炸.
Cada galaxia se está alejando de nosotros, y las más lejanas se alejan más rápidamente — el Universo se está expandiendo
Más evidencia y la edad del Universo
Se encuentra una débil radiación 微波radiación 辐射 proveniendo de todas direcciones en el espacio. Esta es la radiación cósmica de fondo de microondas 宇宙微波背景辐射 (CMBR). Fue producida como radiación de alta energía poco después del Big Bang y se ha estirado hasta la región de microondas del espectro a medida que el Universo se expandió.
Todo el cielo mapeado en microondas: este tenue resplandor nos llega desde todas direcciones como el calor residual del Universo joven — fuerte evidencia del Big Bang
Para una galaxia lejana:
su velocidad $v$ de alejamiento se puede encontrar a partir del corrimiento al rojo de su luz estelar;
su distancia $d$ se puede encontrar a partir del brillo de una supernova observada en ella.
La constante de Hubble 哈勃常数$H_0$ une estas dos variables:
$$H_0 = \frac{v}{d}$$
Su valor actual es de aproximadamente $2.2 \times 10^{-18}$ por segundo. Invertir esto proporciona una estimación de la edad del Universo:
$$\frac{d}{v} = \frac{1}{H_0}$$
Ejemplo resuelto. La constante de Hubble es de aproximadamente $H_0 = 2.2 \times 10^{-18}$ por segundo. Estime la edad del Universo.
En $v = \dfrac{2\pi r}{T}$, $r$ es el radio de la órbita y $T$ es el tiempo para una órbita completa en segundos; convierta primero km a m y horas a segundos.
Los planetas más cercanos al Sol sienten una gravedad más fuerte, por lo que orbitan más rápido y tardan menos tiempo. En una órbita elíptica, un cuerpo acelera al acercarse al Sol (la energía potencial gravitatoria se convierte en energía cinética).
Un año luz es una distancia, no un tiempo — la distancia que recorre la luz en un año.
Una estrella es estable cuando la atracción gravitatoria hacia adentro se equilibra con el empuje hacia afuera generado por la fusión 在核心释放的能量. Lo que se convierte cuando se agota su combustible depende de su masa.
Corrimiento al rojo — la luz de galaxias lejanas desplazada hacia longitudes de onda más largas (más rojas), con un desplazamiento mayor cuanto más lejos estén — es la evidencia de que el Universo está en expansión, lo que apoya el Big Bang.
Lecciones interactivas sobre este tema
Trátalo paso a paso, con ejercicios de verificación instantánea.
