El origen de la luna.

Hay, básicamente, tres teorias sobre el origen de la luna:
1.- Era un astro independiente que, al pasar cerca de la Tierra, quedó capturado en órbita.
2.- La Tierra y la Luna nacieron de la misma masa de materia que giraba alrededor del Sol.
3.- La luna surgió de una especie de "hinchazón" de la Tierra que se desprendió por la fuerza centrífuga.

Actualmente se admite una cuarta teoría que es como una mezcla de las otras tres: cuando la Tierra se estaba formando, sufrió un choque con un gran cuerpo del espacio. Parte de la masa salió expulsada y se aglutinó para formar nuestro satélite. Y, aún, una quinta teoría que describe la formación de la Luna a partir de los materiales que los monstruosos volcanes de la época de formación lanzaban a grandes alturas.

Hipótesis de fisión

La hipótesis de fisión supone que originariamente la Tierra y la Luna eran un sólo cuerpo y que parte de la masa fue expulsada, debido a la inestabilidad causada por la fuerte aceleración rotatoria que en aquel momento experimentaba nuestro planeta. La parte desprendida se "quedó" parte del momento angular del sistema inicial y, por tanto, siguió en rotación que, con el paso del tiempo, se sincronizó con su periodo de traslación.

Se cree que la zona que se desprendió corresponde al Océano Pacífico, que tiene unos 180 millones de kilómetros cuadrados y con una profundidad media de 4.049 metros. Sin embargo, los detractores de esta hipótesis opinan para poder separarse una porción tan importante de nuestro planeta, éste debería haber rotado a una velocidad tal que diese una vuelta en tan sólo 3 horas. Parece imposible tan fabulosa velocidad. porque con ella la Tierra no se hubiese formado al presentar un exceso de momento angular.

Hipótesis de captura

Una segunda hipótesis denominada 'de captura', supone que la Luna era un astro planetesimal independiente, formado en un momento distinto al nuestro y en un lugar alejado.

La Luna inicialmente tenía una órbita elíptica con un afelio (punto más alejado del Sol) situado a la distancia que le separa ahora del Sol, y con un perihelio (punto más cercano al Sol) cerca del planeta Mercurio. Esta órbita habría sido modificada por los efectos gravitacionales de los planetas gigantes, que alteraron todo el sistema planetario expulsando de sus órbitas a diversos cuerpos, entre ellos, nuestro satélite. La Luna viajó durante mucho tiempo por el espacio hasta aproximarse a la Tierra y fue capturado por la gravitación terrestre.

Sin embargo, es difícil explicar cómo sucedió la importante desaceleración de la Luna, necesaria para que ésta no escapara del campo gravitatorio terrestre.

Hipótesis de acreción binaria

La hipótesis de la acreción binaria supone la formación al mismo tiempo tanto de la Tierra como de la Luna, a partir del mismo material y en la misma zona del Sistema solar. A favor de esta teoría se encuentra la datación radioactiva de las rocas lunares traídas a nuestro planeta por las diversas misiones espaciales, las cuales fechan entre 4.500 y 4.600 millones de años la edad lunar, aproximadamente la edad de la Tierra.

Como inconveniente tenemos que, si los dos se crearon en el mismo lugar y con la misma materia: ¿cómo es posible que ambos posean una composición química y una densidad tan diferentes?. En la Luna abunda el titanio y los compuestos exóticos, elementos no tan abundantes en nuestro planeta al menos en la zona más superficial.

Hipótesis de impacto

La hipótesis del impacto parece la preferida en la actualidad. Supone que nuestro satélite se formó tras la colisión contra la Tierra de un cuerpo de aproximadamente un séptimo del tamaño de nuestro planeta. El impacto hizo que bloques gigantescos de materia saltaran al espacio para posteriormente y, mediante un proceso de acreción similar al que formó los planetas rocosos próximos al Sol, generar la Luna.

Lo más dudoso de esta teoría es que tendrían que haberse dado demasiadas coincidencias juntas. L probabilidad de impactar con un astro errante era muy alta al inicio del Sistema Solar. Más dificil es que la colisión no desintegrase totalmente el planeta y que los fragmentos fuesen lo suficientemente grandes como para poder generar un satélite.

La teoría del impacto ha sido reproducida con ayuda de ordenadores, simulando un choque con un objeto cuyo tamaño sería equivalente al de Marte, y que, con una velocidad inferior a los 50.000 km/h, posibilitaría la formación de un satélite.

Hipótesis de precipitación

Últimamente ha aparecido otra explicación a la que dan el nombre de 'Hipótesis de precipitación' según la cual, la energía liberada durante la formación de nuestro planeta calentó parte del material, formando una atmósfera caliente y densa, sobre todo compuesta por vapores de metal y óxidos. Estos se fueron extendiendo alrededor del planeta y , al enfriarse, precipitaron los granos de polvo que, una vez condensados, dieron origen al único satélite de la Tierra.

Teoría planetesimal.

En un principio una nube molecular de gas o polvo se colapsa por su propia fuerza gravitatoria. La perturbación que recibió esa nube pudo estar provocada por una onda de choque de una supernova cercana.
Algunas regiones de esa nube molecular, poseen una densidad mayor, por lo que el colapso gravitatorio del núcleo termina por formar una estrella. Esa estrella, debido a ese choque, comenzaría a rotar a una velocidad tan grande que la haría romperse, pero no se rompe, puesto que se forma un disco en el plano del ecuador de la estrella. Ese disco de gas y polvo tiene la misma composición de la estrella acaba por formar un planeta. El disco de gas orbita entonces alrededor de la estrella.

El disco de gas y de polvo va a tener una temperatura alta en las partes que se encuentran cerca del Sol y temperaturas más bajas en la parte que está más alejada del Sol. Las partículas de polvo que contiene ese disco colisionan y se pegan entre sí, de este modo se forman objetos de mayor tamaño. Las partículas de polvo se distribuyen a lo largo de todo el disco.
El crecimiento de esas partículas sigue y sigue. Algunos de ellos alcanza una masa suficiente como para producir una fuerza gravitatoria significativa, por lo tanto su gravedad le da ventaja sobre otras partículas de menor tamaño, y atraen un mayor número de partículas más pequeñas y, de manera muy rápida, los objetos grandes acumulan todo la masa cercana a su órbita. El tamaño que alcancen depende de su composición y de su cercanía a la estrella central.

Algunas teorías sostienen que, ese tamaño que alcanzar dichos objetos, en el interior del sistema, corresponde al de un gran asteroide o un tamaño cercano al de nuestra luna. Mientras que en el exterior del sistema la masa de esos planetas sería aproximadamente una 15 veces la masa de la Tierra. Se cree que el crecimiento de esos cuerpos sólidos de poco volumen tuvo lugar en un intervalo de tiempo de entre unos cientos de miles hasta veinte millones de años, y los planetas más alejados del Sol habrían sido los últimos en formarse.

 Se cree que después del enfriamiento de la nebulosa de gas, la estrella produjo un fuerte viento solar que “barrió” todo el gas y que los planetas que tenían más masa y por lo tanto más fuerza gravitatoria, atrajeron esos gases hacia sus órbitas, como ya hubieran hecho tiempo atrás, y convirtieron en gigantes de gas, mientras que los que tenían menos masa, permanecerían formados por grandes acumulaciones rocosas o por hielo. Entonces llegados a este punto, el Sistema Solar quedó únicamente compuesto por cuerpos sólidos y cuerpos gaseosos. Los planetesimales seguirían chocando entre sí a un ritmo mucho menor aunque seguirían acumulando una masa mucho mayor.

Finalmente el sistema solar acabaría con unos diez planetas. Pudo haber sucedido que en el transcurso de tanto tiempo, algún cometa chocara contra la superficie de alguno de esos planetas, y a causa del impacto, el planeta pudo haber quedado reducido a fragmentos de material más pequeños que siguen girando en la misma órbita, y así originar el Sistema Solar que nosotros conocemos.

Composición del sistema solar

Los planetas y los asteroides orbitan alrededor del Sol, en la misma dirección siguiendo órbitas elípticas en sentido antihorario si se observa desde encima del polo norte del Sol. El plano aproximado en el que giran todos estos se denomina eclíptica. Algunos objetos orbitan con un grado de inclinación considerable, como Plutón con una inclinación con respecto al eje de la eclíptica de 17º, así como una parte importante de los objetos del cinturón de Kuiper. Según sus características, y avanzando del interior al exterior, los cuerpos que forman el Sistema Solar se clasifican en:

• Sol. Una estrella de tipo espectral G2 que contiene más del 99% de la masa del sistema. Con un diámetro de 1.400.000 km, se compone, de un 75% de hidrógeno, un 20% de helio y el 5% de oxígeno, carbono, hierro y otros elementos.
• Planetas. Divididos en planetas interiores (también llamados terrestres o telúricos) y planetas exteriores o gigantes. Entre estos últimos Júpiter y Saturno se denominan gigantes gaseosos mientras que Urano y Neptuno suelen nombrarse como gigantes helados. Todos los planetas gigantes tienen a su alrededor anillos.

En el año 2006, una convención de astronomía en Europa declaró a Plutón como planeta enano porque no reúne las características necesarias para ser llamado planeta.

• Planetas enanos. Esta nueva categoría inferior a planeta la creó la Unión Astronómica Internacional en agosto de 2006. Se trata de cuerpos cuya masa les permite tener forma esférica, pero no es la suficiente para haber atraído o expulsado a todos los cuerpos a su alrededor. Cuerpos como Plutón, Ceres, Makemake, Eris y Haumea están dentro de esta categoría.
• Satélites. Cuerpos mayores orbitando los planetas, algunos de gran tamaño, como la Luna, en la Tierra, Ganímedes, en Júpiter o Titán, en Saturno.
• Asteroides. Cuerpos menores concentrados mayoritariamente en el cinturón de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter, y otra más allá de Neptuno. Su escasa masa no les permite tener forma regular.
• Objetos del cinturón de Kuiper. Objetos helados exteriores en órbitas estables, los mayores de los cuales serían Sedna y Quaoar.
• Cometas. Objetos helados pequeños provenientes de la Nube de Oort.

Estructura del sistema solar

El Sistema Solar es un sistema planetario de la Vía Láctea que se encuentra en uno de los brazos de ésta, conocido como el Brazo de Orión. Según las últimas estimaciones, el Sistema se encuentra a unos 28 mil años luz del centro de la Vía Láctea.

Está formado por una única estrella llamada Sol, que da nombre a este Sistema, más ocho planetas que orbitan alrededor de la estrella: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno; más un conjunto de otros cuerpos menores: planetas enanos (Plutón, Eris, Makemake, Haumea y Ceres), asteroides, satélites naturales, cometas... así como el espacio interplanetario comprendido entre ellos.

Charles Robert Darwin

 Charles Robert Darwin fue un naturalista inglés que postuló que todas las especies de seres vivos han evolucionado con el tiempo a partir de un antepasado común mediante un proceso denominado selección natural. La evolución fue aceptada como un hecho por la comunidad científica y por buena parte del público en vida de Darwin, mientras que su teoría de la evolución mediante selección natural no fue considerada como la explicación primaria del proceso evolutivo hasta los años 1930. Actualmente constituye la base de la síntesis evolutiva moderna. Con sus modificaciones, los descubrimientos científicos de Darwin aún siguen siendo el acta fundacional de la biología como ciencia, puesto que constituyen una explicación lógica que unifica las observaciones sobre la diversidad de la vida.

Inicios de la teoría.

Cuando el Beagle regresó el 2 de octubre de 1836, Darwin se había convertido en una celebridad en los círculos científicos, ya que en diciembre de 1835 Henslow había promovido la reputación de su anterior discípulo distribuyendo entre naturalistas seleccionados un panfleto de sus comunicaciones sobre geología. Darwin fue a visitar su casa en Shrewsbury y se encontró con sus parientes, apresurándose inmediatamente a Cambridge para ver a Henslow, quien le recomendó buscar naturalistas disponibles para catalogar las colecciones, y acordó encargarse de los especímenes botánicos. El padre de Darwin organizó las inversiones que permitieron a su hijo ser un caballero científico sustentado por sus propios ingresos, y le animó a hacer una gira por las instituciones de Londres para asistir a recepciones en su honor y buscar de ese modo expertos para describir las colecciones. Los zoólogos tenían ante sí un enorme trabajo acumulado, y había peligro de que los especímenes quedaran abandonados en almacenes.

Charles Lyell, entusiasmado, se encontró con Darwin por primera vez el 29 de octubre y pronto le presentó al prometedor anatomista Richard Owen, quien disponía de las instalaciones del Real Colegio de Cirujanos de Inglaterra para poder trabajar en los huesos fosilizados recolectados por Darwin. Entre los sorprendentes ejemplares que clasificó Owen se encontraban los de perezosos gigantes extintos, un esqueleto casi completo del desconocido Scelidotherium, un roedor del tamaño de un hipopótamo, que recordaba a un capibara gigante, y fragmentos del caparazón de Glyptodon, un armadillo gigante, tal y como inicialmente supuso Darwin.Estas criaturas extintas estaban estrechamente relacionadas con especies vivas de Sudamérica.

A mediados de diciembre, Darwin buscó alojamiento en Cambridge para organizar su trabajo en sus colecciones y reescribir su "diario".Escribió su primer artículo en el que defendía que la masa continental de América del Sur se estaba elevando lentamente, y con el apoyo entusiasta de Lyell lo leyó en la Sociedad Geológica de Londres el 4 de enero de 1837. El mismo día presentó sus especímenes de mamíferos y aves a la Sociedad Geológica de Londres. El ornitólogo John Gould pronto anunció que las aves de las islas Galápagos que Darwin había pensado que eran una mezcla de tordos, picogordos y pinzones, eran en realidad especies distintas de pinzones. El 17 de febrero Darwin fue elegido como miembro de la Sociedad Geográfica y el discurso de presentación, que estuvo a cargo de Lyell en su calidad de presidente, expuso los hallazgos de Owen a partir de los fósiles de Darwin, enfatizando la continuidad geográfica de las especies como apoyo a sus ideas uniformistas.

A comienzos de marzo Darwin se mudó a Londres para residir cerca de su trabajo, uniéndose al círculo social de científicos de Lyell, con eruditos como Charles Babbage, quien le describió a Dios como diseñador de leyes. La carta de John Herschel sobre el "misterio de misterios" de las nuevas especies fue ampliamente discutida en estas reuniones, con explicaciones que se buscaban en las leyes de la naturaleza, no en milagros ad hoc. Darwin permaneció con su hermano Erasmus, quien era un libre pensador, miembro del círculo del partido Whig y amigo íntimo de la escritora Harriet Martineau que promovió el Malthusianismo que subyacía a la controvertida Ley de Pobres de 1834 de los whigs para impedir que el bienestar produjera sobrepoblación y más pobreza. Como unitarista recibió bien las implicaciones radicalistas de la transmutación de las especies, promocionadas por Robert Edmond Grant y jóvenes cirujanos influidos por Étienne Geoffroy Saint-Hilaire, pero que eran anatema para los anglicanos que defendían el orden social.

En su primera reunión para discutir sus detallados hallazgos, Gould le dijo a Darwin que los pinzones de las distintas islas de las Galápagos eran especies diferentes.Los dos ñandúes también eran especies distintas, y el 14 de marzo Darwin publicó el hecho de que su distribución había cambiado, desplazándose hacia el sur.

A mediados de marzo, Darwin especulaba en su cuaderno rojo sobre la posibilidad de que "una especie se transforme en otra" para explicar la distribución geográfica de las especies de seres vivos como los ñandúes, y de las extintas como Macrauchenia, una especie de guanaco gigante. Desarrolló sus ideas sobre la longevidad, la reproducción asexual y la reproducción sexual en su cuaderno "B" en torno a mediados de julio hablando de la variación en la descendencia para "adaptarse y alterar la raza en un mundo en cambio" como la explicación de lo observado en las tortugas de las Galápagos, pinzones y ñandúes. Realizó un esbozo en el que representaba la descendencia como la ramificación de un árbol evolutivo, en el cual "es absurdo hablar de que un animal sea más evolucionado que otro", descartando de ese modo la teoría de Lamarck en la cual líneas evolutivas independientes progresaban hacia formas más evolucionadas.

Nicolás Copérnico

Copérnico fue un astrónomo polaco, conocido por su teoría heliocéntrica, según la cual el Sol se encuentra inmóvil en el centro del Universo y la Tierra gira alrededor de él. La teoría fue desarrollada en los primeros años de la década de 1500, pero se publicó años después. Se oponía a la teoría de Ptolomeo, entonces vigente, según la cual el Sol y los planetas giran alrededor de una Tierra fija. Al principio, Copérnico dudó en publicar sus hallazgos porque temía las críticas de la comunidad científica y religiosa. A pesar de la incredulidad y rechazo iniciales, el sistema de Copérnico pasó a ser el modelo del Universo más ampliamente aceptado a finales del siglo XVII.

Su formación académica fue muy variada. En 1491 comenzó a estudiar la carrera de humanidades en la Universidad de Cracovia. En enero de 1497, empezó sus estudios de derecho canónico en la Universidad de Bolonia, alojándose en casa de un profesor de matemáticas que contribuyó al interés de Copérnico por la geografía y la astronomía. En 1500, Copérnico se doctoró en astronomía en Roma. Al año siguiente obtuvo permiso para estudiar medicina en Padua. Sin haber acabado estos estudios, se licenció en derecho canónico en la Universidad de Ferrara en 1503 y regresó a Polonia.

Concluyó su obra más célebre, De revolutionibus orbium caelestium, en 1530, pero no fue publicada hasta el 24 de mayo de 1543, poco antes de su muerte, por Andreas Osiander, un editor luterano de Nuremberg (Alemania). La teoría copernicana, pese a la oposición de la Iglesia Católica, fue imponiéndose paulatinamente debido a las observaciones científicas y a los apoyos de ilustres astrónomos como Kepler y Galileo.

La teoría heliocéntrica de Copérnico

Copérnico se planteó que, en vez de ser las esferas las que giraban alrededor de la Tierra, podría ocurrir que la Tierra girara alrededor de su eje una vez al día. Idea que no era demasiado original porque se les había ocurrido antes a otros. Sin embargo, la verdadera aportación de Copérnico fue la de proponer que la Tierra no era el centro del mundo, sino que la Tierra y todos los demás planetas se movían describiendo círculos alrededor del Sol. Este nuevo modelo permitía explicar fácilmente el aparente movimiento de avance y retroceso que describen los planetas en el firmamento. De esta manera pudo desecharse la teoría de Ptolomeo con toda su carga de complicación y los reajustes que había sufrido. A partir de ese momento, los navegantes y los astrónomos disponían de un método mucho más sencillo para realizar sus cálculos. Bastaba suponer que la Tierra y los demás planetas giraban alrededor del Sol.