Las estrellas se han agrupado en constelaciones sólo en función de su posición aparente en el cielo y a menudo no hay vínculos físicos entre ellas; pero es útil conocer las constelaciones para ubicar un astro en el cielo. Los nombres de las constelaciones suelen proceder de la mitología griega, porque fueron los primeros en ver las figuras de las estrellas en el cielo. Otros nombres tienen orígenes árabes, (Betelgeuse, Aldebarán, Rigel, Altair…), testimonio de su contribución a la astronomía. Algunos están unidos a la tradición campesina (Virgo, el Boyero…); en cambio, numerosas constelaciones australes llevan nombres de instrumentos y animales exóticos, como si se tratara de la huella de la «novedad» de las exploraciones que llevaron a descubrirlas. Las constelaciones se denominan tanto con su nombre latino como con el castellano. En cada una de las constelaciones, la luminosidad de las estrellas se designa con una letra griega: α designa la estrella más luminosa de la constelación; el resto de las letras se asignan por orden alfabético, según el grado de visibilidad.
Espero que os resulte útil la información. Además está dedicado a todos los que me habéis enviado mensajes pidiéndome que publicase el alfabeto griego.

Gracias a una serie de extraordinarios golpes de fortuna, nuestro pequeño mundo rocoso ha dado lugar a una espectacular gama de ambientes capaces de sustentar diversas formas de vida e incluso inteligencia. En su enorme variedad, la vida ha colonizado prácticamente cualquier nicho ecológico en la superficie del planeta, demostrando una suprema capacidad de adaptación y contribuyendo ella misma a dar forma a esta superficie y a amoldarla a sus necesidades.

Un factor crucial para la exuberancia de la vida parece ser la presencia abundante de agua. Donde hay agua en gran cantidad, también abunda la vida: las zonas más húmedas de la superficie terrestre del planeta, donde el agua que se evapora de los océanos vuelve a la Tierra en forma de lluvias copiosas, acogen las selvas tropicales, ricos refugios para los animales y para las plantas que los mantienen.

Donde no llueve, pronto arraigan los desiertos y la vida se retrae.

Los océanos también contienen una enorme variedad de organismos vivos, aunque presentan a sí mismos grandes «desiertos», zonas donde existen pocas o ninguna presencia de vida.

No hace mucho, se consideraba que la luz solar era otro elemento fundamental de la «caja de herramientas» para armar la vida. Sin embargo, los biólogos no están hoy tan seguros. Si bien la vida en la superficie depende por completo del Sol, la Tierra también genera energía en su interior, gracias al calor residual de las colisiones que originaron su formación y a los elementos radioactivos que constituyen una parte pequeña, pero significativa, de su composición. Este calor impulsa los procesos tectónicos que mantienen nuestro planeta en un estado constante de reforma, pero también puede ser aprovechado por la vida. En la década de los 70, los biólogos marinos descubrieron oasis de vida en las profundidades del lecho oceánico: ecosistemas enteros basados en el calor y en los compuestos químicos liberados por las chimeneas volcánicas submarinas y completamente independientes de la superficie.

Más recientemente los geólogos han descubierto que las bacterias llamadas «extremófilas» abundan en las rocas calientes a gran profundidad en la corteza terrestre. La presencia de vida bajo condiciones aparentemente tan extrañas y hostiles ha conducido a un obligado replanteamiento de las posibilidades de existencia de vida en otros lugares del sistema solar y más allá.

Empezara como empezase, es indudable que se incubó en los océanos primigenios en tiempos que se remontan a 4.000 millones de años, tal vez.

Los fósiles más antiguos que se conocen proceden de las colonias de organismos unicelulares que flotaban en los mares de lo que hoy son las costas de Australia. Durante la inmensa mayor parte de la historia de la Tierra, la única formas de vida fueron microorganismos; sin embargo en el trascurso de miles de millones de años, estos modificaron gradualmente la atmósfera, transformando metano, hidrógeno y dióxido de carbono en oxígeno.

Hace poco más de 600 millones de años (la fecha precisa aun es objeto de ardorosos debates), surgieron las primeras formas de vida compleja multicelular. Durante un tiempo, al parecer, la vida esperó casi como si reuniera fuerzas para la carrera evolutiva que se preparaba. Entonces, hace unos 550 millones de años, un suceso llamado la «explosión del Cámbrico» alumbró un repentino florecimiento y diversificación de la vida y la aparición de las lineas evolutivas ancestrales que conducen a muchos de los organismos vivos de hoy, así como a muchos otros callejones sin salida evolutivos.

En torno a 425 millones de años atrás, la vida empezó a abrirse paso en tierra firme, adaptándose gradualmente a las condiciones que encontró en ella para crear el ambiente que disfruta el mundo de hoy. Las plantas absorbieron buena parte del dióxido de carbono de la atmósfera y produjeron oxígeno como desecho, creando con ello las condiciones para que progresara los animales terrestres. Los primeros en dar el salto a tierra fueron invertebrado, que alcanzaron tamaños enormes en la atmósfera rica en oxígeno: el EURYPTERUS, parecido al escorpión, superaba los dos metros de longitud. Pronto la siguieron unos peces semianfibios que fueron los antepasados de todos los vertebrados terrestres de hoy, incluido nosotros mismos.

¿Preparado de antemano para la vida?

La idoneidad de la Tierra para albergar vida parece, a primera vista, resultado de una increíble serie de coincidencias. ¿Acaso es esta una prueba definitiva de intervención de un creador? Sin embargo por otra parte, si la historia de la Tierra no se hubiera desarrollado como lo ha hecho, probablemente no estaríamos aquí para observarlo; el propio hecho de que estemos aquí exige que se den ciertas condiciones en la Tierra. No podemos emplear la enorme coincidencia de nuestra presencia aquí como prueba a favor o en contra de una intervención externa.

Lo mismo cabe decir de la presencia de vida en el universo en general. Si un día descubrimos que la vida está ampliamente extendida – presente incluso, tal vez, en otros planetas y lunas del sistema solar – puede que se deba, simplemente, a que la vida es un truco de química relativamente sencillo, dadas las leyes físicas y químicas establecidas durante la creación del cosmos. Y, también en este caso, aunque las condiciones del universo en general puedan parecer preparadas es imprescindible para la vida, debemos recordar que, si no fueran las que son, probablemente no estaríamos aquí para observarlas.

Según el modelo más aceptado en la actualidad, dentro de la bola luminosa que llamamos Sol se distinguen varias capas concéntricas con características físicas suficientemente homogéneas como para poderlas definir con facilidad. Partiendo desde el centro de nuestra estrella, se reconocen las siguientes partes:

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• Núcleo o corazón: Con un radio de unos 150.000 km. En esta zona se concentra casi el 40% de la masa solar, y la densidad es máxima (160 g/cm^3 de media). Según las hipótesis, la presión alcanza los 3·10^11 kPa y la temperatura los 1,5·10^7 K. Aquí pueden desencadenarse espontáneamente las reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en helio: en este horno nuclear ya se ha «consumido» el 40% del hidrógeno original (que formaba casi el 75% de la masa del núcleo).

• Zona radiactiva: Que se extiende hasta los 450.000 km desde el centro del Sol, es decir, un grosor de unos 300.000 km. Se caracteriza por valores (siempre «teóricos») de densidad y presión mucho mas bajos que los del núcleo: unas 10 veces menos. La temperatura desciende a 4·10^6 K. Aquí la energía se transmite a través del plasma sólo por radiación, en una concatenación de absorciones y reemisiones: las reacciones nucleares la liberan en forma de fotones γ; la radiación es absorbida y reemitida miles de veces antes de «emerger» a las capas superiores transformada en rayos γ, X, ultravioletas, visibles e infrarrojos (calor).

• Región convectiva: Que se extiende por unos 250.000 km más. Una vez más descienden los valores de densidad, presión y temperatura: la densidad llega a 6·10^-3 g/cm^3, la presión a 10 Pa (unas 10^4 veces la presión atmosférica) y la temperatura a 6·10^5 K. En esta zona, la energía también se transmite por el plasma a través de corrientes convectivas a alta velocidad que «mezclan» continuamente la materia solar. Para explicar algunos fenómenos superficiales, se considera que en esta zona se desarrollan las convectivas gigantes profundas, que van perdiendo intensidad a medida que se acercan a la capa sucesiva.

• La fotosfera: Significa literalmente «esfera de la luz» y es la parte visible. Tiene un grosor de apenas 400 km, una densidad media aproximada de apenas 8·10^8 g/cm^3, una presión media de solo 10^12 Pa y una temperatura cercana a los 6.000 K. Esta es la «superficie solar» a la que nos referimos al hablar de «diámetro solar».Tras un lapso de tiempo larguísimo, que puede llegar a los 10 millones de años desde la producción del núcleo, la radiación mana, evidentemente modificada por el largo recorrido seguido. La fotosfera es el lugar en el que se manifiestan los fenómenos solares más conocidos y estudiados: las manchas y la granulación.

• La cromosfera o «esfera de color»: (aparece rojiza durante los eclipses) es una capa de plasma de unos 10.000 km por encima de la fotosfera y considerada la parte baja de la atmósfera solar. Presenta una densidad media de 10^12 g/cm^3 y una temperatura que aumenta proporcionalmente con la altura y alcanza los 0,5·10^6 K. Aquí se producen otros muchos fenómenos solares, como las espículas, las fáculas, los flóculos y las fulguraciones.

• La fotosfera: Se extiende más allá de la cromosfera y se dispersa en el espacio en forma de viento solar. Se considera la alta atmósfera solar y se caracteriza por una temperatura en rápido crecimiento: en pocos miles de kilómetros alcanza los 5·10^6 K. Sólo puede observarse desde Tierra (incluso a simple vista) durante los eclipses totales y permanece diferente del fondo hasta una altura de unos 2·10^6 km. En la corona se producen los fenómenos solares más imponentes, como las protuberancias, que alcanzan a veces dimensiones comparables a las del mismo Sol.

Después de haber publicado el artículo relacionado con el planeta joviano Júpiter, es la hora de que publique como poder observarlo.

Lo primero que debemos tener en cuenta es:

• Su visibilidad: fácil de localizar, sus apariciones duran aproximadamente un año
• Su magnitud aparente: de -1.2 a -2.5
• Su tamaño aparente: de 33 a 50 segundos de arco
• Su diámetro: 142.796 km
• Sin superficie sólida, atmósfera profunda con bandas nubosas

Júpiter aparece a simple vista como una «estrella» blanca y brillante que se desplaza lentamente a lo largo de la eclíptica, la cual recorre en unos 12 años. Es el mayor de los gigantes gaseosos y el planeta más cambiante que puede observarse con telescopio. Ofrece un espectáculo de nubes en variación continua a medida que rota en menos de 10 horas. Al igual que Marte, Júpiter recompensa a los observadores pacientes.

Júpiter consiste sobre todo en hidrógeno, y la «superficie» que vemos corresponde a la cima de las nubes que pueblan una atmósfera profunda agitada por el calor interno. Los colores que se aprecian en las bandas observables con telescopios pequeños se deben a compuestos de azufre y fósforo. La rauda rotación joviana deforma los rasgos nubosos en sentido este-oeste hasta formar bandas paralelas al ecuador, a la vez que induce la forma marcadamente oval del planeta. Las zonas de colores claros corresponden a nubes ascendentes altas y frías, mientras que los cinturones oscuros marcan áreas más cálidas con corrientes descendentes.

Los cinturones ecuatoriales norte y sur son los menos variables, aunque todos cambian de intensidad y posición. Muestan coloraciones sutiles (marrones, canelas, amarillos, anaranjados y sombras de gris azulado) que destacan más con filtros azules (como los Kodak Wratten 80A u 82A), amarillos o anaranjados (12 o 21).
El rasgo individual más célebre de Júpiter es la gran mancha roja, un remolino enorme y turbulento situado justo por debajo del cinturón ecuatorial sur y que se observa desde hace al menos 300 años. Cambia de color y tamaño, quizá en respuesta a la actividad solar, en cuyos máximos se muestra más rojiza. Cuando la gran mancha roja se aprecie muy pálida, puede buscarse el hueco que induce en las nubes que la rodean.

Júpiter es un buen modelo para dibujantes. Antes de empezar conviene contemplar el planeta durante varios minutos para captar los cinturones y zonas. Al empezar el dibujo (con un lápiz 2B o 1/2) hay que trazar los rasgos principales en unos 10 minutos, puesto que la rotación joviana altera sus posiciones con rapidez. A continuación pueden completarse los detalles.

” No hay nada como la astronomía a la hora de hacer que el hombre se deje de tonterías. Sus estúpidos sueños y sus pavoneos de gallito: Dejadle que cuente las estrellas.
Robinson Jeffers