Monthly Archives: febrero 2009

Características de una raqueta de tenis

Siguiendo la estela iniciada con Características de un balón de fútbol, hoy toca zambullirnos en esas características y detalles técnicos de un objeto en apariencia tan anodino como una raqueta de tenis. Después de leer sus detalles, la próxima vez que aferréis una raqueta será como si ésta fuese una espada mágica. O algo así.

-Una raqueta de tenis, desde hace ya siglos se rige por el estándar de medir de 60 a 70 centímetros de largo y de no superar nunca los 400 gramos de peso. Hablamos de raquetas funcionales, claro, no de esculturas ni raquetas de juguete.

-Sin embargo, en la actualidad, la Federación Internacional ha establecido las siguientes medidas exactas: 81,3 centímetros de longitud máxima desde el extremo del mango al bastidor, y una superficie cordada de 39,4 centímetros de largo por 29,2 de ancho.

-Los materiales que se emplean para la fabricación de la raqueta moderna son el vidrio y el grafito. Hasta la década de 1960 la mayoría de las raquetas eran de madera, con empuñadura de cuero. En 1967, aparece la primera raqueta de acero diseñada por el jugador Arthur Ashe. Era más fuerte y más liviana que las de madera. En los años 70 surgen las raquetas de aluminio que ofrecían menor peso, más potencia y control.

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¿Dónde están las palomas muertas y los pichones?

Cuando paseamos por un parque, hallamos a decenas o cientos de palomas, esas ratas con alas portadoras de toda clase de enfermedades. Sin embargo, en esencia, todas las palomas que vemos parecen tener la misma edad: ¿dónde están las palomas jóvenes o los pichones? Pero lo verdaderamente sospechoso es que nunca solemos ver cadáveres de palomas. Habida cuenta de la superpoblación de palomas del que goza cada ciudad, ¿no deberíamos estar rodeados de cadáveres?

Rober Sapolsky, autor de El mono enamorado o ¿Por qué las cebras no tienen úlcera?, contestó al misterio de la ausencia de palomas jóvenes con su característico sentido del humor:

En realidad, las supuestas palomas adultas que vemos todos los días son bebés. Los ejemplares adultos están en verdad disfrazados de gárgolas en los altos edificios, y bajan de noche para devorar los hígados de peatones desprevenidos. Existen pruebas de esto, pero el gobierno las oculta.

Lo interesante de esta broma, es que Sapolsky tenía parte de razón.

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El café descafeinado y la huella que deja sobre la mesa

Para la gran mayoría el café es la gasolina para desperezarse cada mañana. Tras ingerir la dosis de cafeína matutina, muchos agradecen que el café sea una droga legal. La cafeína se encuentra no sólo en el café, sino en algunos tés, en el chocolate, en la nuez de kola y en otros alimentos derivados de ellos. Pero admitámoslo: no hay nada como la dosis de cafeína de una buena taza de café.

A otros, sin embargo, la cafeína les pone nerviosos o tienen prohibida su ingestión por prescripción facultativa. Para eso fue inventado el café descafeinado, para quienes no quieren prescindir del sabor y el aroma del café. No obstante, el café descafeinado sí que tiene cafeína, aunque en cantidades muy pequeñas: entre 0,02 % y 0,05 %.

Descafeinar el café precisa de unos medios muy complejos. El proceso empieza por liberar la cafeína mediante un tratamiento al vapor (a 120 grados centígrados) del café verde. Con ello se logra el aumento de la permeabilidad de los granos para incoporar después, mediante un tratamiento de agua o disolventes orgánicos, los agentes que disuelven y extraen la cafeína, uno de los principales alcaloides del café.

Finalmente, se seca por aire caliente y se tuesta en las mismas condiciones que un café natural. Así se preservan las sustancias que mantienen los principales rasgos del café.

Por otro lado, la comunidad científica, aunque suene a pitorreo, se ha interesado vivamente por la razón de que una gota de café, al evaporarse, deje en la mesa un aureola cuyos bordes son más oscuros que el interior de la mancha.

Un equipo del instituto James-Franck, en Chicago, parece haberlo descubierto. Tras varias observaciones microscópicas con cámaras de video, los investigadores han logrado dar con la dinámica del fenómeno. En teoría, la extensión de la mancha debería disminuir progresivamente por evaporación. Pero la superficie en la que se encuentra impide, por adherencia, que el líquido se retire. Se establece una microcorriente del centro de la mancha hacia el exterior para compensar el efecto de evaporación, que arrastra y concentra las partículas del café en los bordes.

Esta dinámica está relacionada con la sequedad del colorante del café o del grado de humedad de las superficies. Pero no tiene nada que ver con esos alcaloides legales que tanto nos animan la vida.

Así que, tanto si sois consumidores de cafeína como si no, la próxima vez que dejéis una mancha de café, fijaos en ella con un poco más atención, con la atención que le profesan los cafemantes, los adivinadores que leen tu destino en las manchas de café.

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Los récords de las olimpiadas animales

Todos asistimos hipnotizados a las habilidades cinestésicas de los deportistas. Incluso organizamos campeonatos para comprobar quién corre más o quién tiene más fuerza. Pero en comparación con los animales, los seres humanos no somos gran cosa. Si se organizaran unas olimpiadas entre animales y humanos, ellos se llevarían todas las medallas de oro.

Para nuestro consuelo, al menos podemos pensar que ningún animal, de promedio, daría tan buenas marcas como nosotros en todas las pruebas. Los animales son muy buenos en unas pruebas pero bastante inútiles en otras, como si ser un buen atleta en los quinientros metros obstáculos te incapacitara, por ejemplo, para nadar con cierta soltura.

Vamos a comprobarlo con las cifras en la mano.

-Velocidad terrestre: 37,27 km/h (hombre) / 115 km/h (guepardo)

-Salto de longitud: 8,95 mts (hombre) / 15 mts. (antílope)

genciencia.com

EL NACIMIENTO DE UNA ESTRELLA

EL UNIVERSO está en continuo cambio, en incesante evolución. Pero esto es muy difícil de percibir debido a la lentitud con que los cambios ocurren. De hecho, nuestra experiencia cotidiana parece indicar lo contrario: un Universo eterno e inmutable. ¿No vemos salir al Sol todos los días con el mismo resplandor? ¿No brillan las estrellas en un lugar fijo de la bóveda celeste? Esta engañosa inmutabilidad es consecuencia de la corta duración de nuestra vida en comparación con los larguísimos tiempos en que evolucionan las estrellas y los otros objetos cósmicos. Necesitamos usar nuestra inteligencia para descubrir esta lenta evolución.

Una mosca vive sólo unos días. Si fuera un ser inteligente le parecería que los seres humanos somos eternos e inmutables; tan poco es lo que envejecemos en el periodo de unos días. Pero la mosca podría darse cuenta de que existen diferentes tipos de seres humanos (niños, adultos, ancianos). ¿Son estos distintos tipos intrínsecamente diferentes? ¿O se trata de uno solo que evoluciona a través del tiempo cambiando su apariencia siendo primero niño, luego adulto, y luego anciano? Un problema similar tiene el astrónomo. De los cientos de millones de estrellas que puede estudiar ayudado de los telescopios encuentra que, aunque muchas son similares al Sol, también existen tipos diferentes. El astrónomo puede clasificar las estrellas analizando su luz. Esta luz es descompuesta en sus colores constituyentes mediante las llamadas técnicas espectroscópicas. Al pasar la luz de una estrella a través de un prisma (véase la Fig. 4), ésta se descompone como un arco iris, o sea formando el “espectro” de dicha estrella. Como se puede ver en la Fig. 5, los diversos tipos de estrellas tienen espectros completamente diferentes y es relativamente fácil clasificarlas. Las diferencias que existen entre las estrellas se deben principalmente a dos efectos: por una parte, hay estrellas de masa distinta y, como ya comentamos, las más pesadas son más azules (esta diferencia equivaldría, entre las personas, a las características individuales hereditarias). El segundo efecto vale para estrellas de masa idéntica pero que se encuentran en distintas etapas de su vida (esta diferencia sería equivalente a observar a dos personas que fueron muy similares al nacer, pero que nacieron en épocas distintas y que ahora una es un niño y la otra un anciano).

 

Figura 4. Es posible “descomponer” un rayo de luz en sus colores componentes haciéndolo pasar por un prisma. Al arco iris resultante se le llama el espectro de dicho rayo de luz. El estudio del espectro nos revela las características del cuerpo que emitió la luz.

 

Figura 5. El espectro de la luz de una estrella puede grabarse en una placa fotográfica o bien cuantificarse en forma gráfica utilizando un detector electrónico. Hay diferencias obvias en el espectro de los distintos tipos de estrellas.

La idea de que las estrellas nacen, viven y mueren tiene amplio apoyo teórico y de observación. Las estrellas están radiando energía. Como todo físico sabe, este proceso se tiene que hacer a expensas de algo y no puede haber estado ocurriendo eternamente. Los astrofísicos han logrado desarrollar modelos matemáticos de computadora que predicen muy bien las características de las estrellas jóvenes, maduras, o viejas. Con la ayuda de una computadora, el científico puede simular en minutos los efectos del paso de millones de años.

Pero la prueba concluyente de que las estrellas nacen y mueren es lograr observar a algunas que estén naciendo y a otras que estén muriendo.

¿De dónde procede el material del cual nace una nueva estrella? El espacio entre las estrellas ya existentes está casi vacío. El casi se debe a que en el espacio interestelar existen nubes de gas constituidas fundamentalmente por átomos libres de hidrógeno y helio. Estas nubes son gigantescas, y llegan a tener cientos de años luz de diámetro. Sin embargo, son muy tenues, sus densidades son infinitesimalmente pequeñas en comparación con la de, digamos, la atmósfera de la Tierra. Mezcladas con el gas que forma a estas nubes, hay también partículas de polvo que son opacas a la luz.

Este polvo bloquea la luz de las estrellas que se hallan detrás de la nube y debido a este efecto es que se puede detectar a las nubes (véase la Fig. 6). Pues bien, del gas libre que constituye a estas nubes se forman las nuevas estrellas. Esto ocurre de la siguiente manera: debido a alguna perturbación una parte de la nube comienza a contraerse ayudada por la atracción mutua de las partículas que la forman. Este proceso de contracción, llamado colapso gravitacional, hace que la densidad de la porción de la nube en colapso aumente más y más hasta que se constituye en un núcleo de alta densidad del cual se formará una nueva estrella (véase la Fig. 7).

 

Fig. 6. Entre las estrellas existen grandes nubes de gas y polvo cósmico. Estas nubes proporcionan la materia prima de la que se condensan las nuevas estrellas. En esta fotografía, las nubes son visibles porque el polvo cósmico que contienen es opaco a la luz de las estrellas que se hallan detrás de ellas.

 

Figura 7. Una perturbación hace que una sección de la nube interestelar se condense hasta formar una nueva estrella.

Desafortunadamente, todo este proceso se da en el interior de la nube de la cual el fragmento en colapso formaba parte. Como hemos dicho, las nubes interestelares son opacas al paso de la luz y por lo tanto no podemos observar las emisiones de la estrella recién nacida. Existe, pues, una cierta analogía entre el nacimiento de un ser humano y el de una estrella. El ser humano se forma en el seno materno, la estrella se forma en el seno de su nube materna. En ambos casos no es posible observar directamente el fenómeno. Pero como sucede en los estadios de la gestación de un ser humano en que se emplean radiaciones que pueden penetrar el cuerpo humano, las nuevas estrellas emiten también emisiones infrarrojas y de radio que sí logran escapar de la nube y que pueden ser estudiadas por los astrónomos. En la Fig. 8, la cruz muestra la posición de una nueva estrella descubierta debido a su emisión de ondas de radio.

 

Figura 8. La cruz marca la posición de un nueva estrella formada en el seno de esta nube. La estrella no puede observarse en la fotografía, igual que un ser humano en gestación.

De manera simultánea a la formación de la nueva estrella, los astrónomos creemos que a su alrededor pueden ocurrir los procesos que llevan a la posible formación de un sistema planetario. Es importante aclarar que sólo estamos seguros de la existencia de nuestro sistema planetario, pero que es válido especular que dichos sistemas se hayan formado o se estén formando alrededor de otras estrellas.

Habíamos dicho que un modelo que describa la formación de un sistema solar como el nuestro debería ser capaz de explicar por qué las órbitas de los planetas están en un mismo plano y por qué los planetas terrestres son tan distintos de los jovianos. Los fragmentos de nube que se colapsan para formar una estrella deben, en general, tener movimientos internos caóticos. Sin embargo, es muy probable que, como un todo, el fragmento tenga una cierta cantidad de energía en rotación. Esta rotación presente hace que el colapso se modifique profundamente. En lugar de que se forme una esfera cada vez más pequeña, lo que se forma es una nube aplanada con un núcleo central (véase la Fig. 9). De este núcleo se formará la estrella, mientras que la parte aplanada evolucionará hasta condensarse en forma de planetas. Como éstos se forman del disco gaseoso alrededor del núcleo, se explica que tengan sus órbitas en un mismo plano. Los astrónomos creemos que la formación de un disco alrededor del núcleo central es un fenómeno común, puesto que lo observamos no sólo en el Sistema Solar como un todo, sino también en Saturno y Júpiter, planetas que tienen sistemas de anillos y satélites con sus órbitas contenidas en un plano.

 

Fig. 9. El colapso de una nube con rotación lleva hacia una configuración con un núcleo rodeado de un disco de gas y polvo. Es muy probable que los planetas de nuestro Sistema Solar se hayan condensado de un disco como éste.

Por otra parte, cuando el núcleo central comienza a radiar luz y calor es de esperarse que los planetas más cercanos (los interiores o terrestres) sean calentados más que los planetas lejanos (los exteriores o jovianos). Los planetas de tipo terrestre son Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. Los planetas de tipo joviano son Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Plutón, que tiene su órbita en un plano distinto al de los otros planetas, tampoco encaja en esta clasificación. Pero volvamos a la formación del Sistema Solar. Dada la densidad del disco alrededor del protosol (sol en formación) comenzaron a chocar y juntarse los granos de polvo existentes en él. Este polvo está formado por núcleos de material rocoso rodeados por una cáscara de hielos de agua, amoniaco y metano. En los planetas cercanos al Sol las cubiertas de hielo se evaporaron, quedando sólo los resistentes núcleos de material rocoso. Esto no ocurrió en la parte externa del Sistema Solar. Así, se fueron formando, de este polvo, piedras y de las piedras, planetesimales, y de los planetesimales, planetas. Pero los planetas internos se formaron de los núcleos rocosos y son por eso sólidos, mientras que en la parte externa los planetas se formaron de granos que aún tenían su cubierta de hielo. Por eso son más grandes y los hielos, al sublimarse, formaron esferas gaseosas. Los núcleos rocosos que participaron en la formación se hallan asentados en el centro de los planetas de tipo joviano.

Después de su formación, la estrella central despeja, con la presión de su radiación y con un flujo de partículas de alta velocidad, los residuos de gas que quedaron a su alrededor y en el espacio interplanetario. Una vez libres de esta “placenta” es posible observar a las estrellas con un telescopio que capte la luz visible. Durante su infancia, las estrellas se estabilizan y entran en un largo periodo de madurez. Es una fortuna para la vida inteligente en la Tierra que las estrellas tengan esta larga y estable etapa (llamada la secuencia principal). El Sol se halla en medio de este periodo de tiempo, pues han transcurrido 4 500 millones de años desde la formación del Sistema Solar. Si el Sol sufriera ahora los cambios e inestabilidades de sus primeros 10 millones de años de existencia, desaparecería la vida debido a los cambios bruscos de temperatura que ocurrirían en la Tierra. El Sol volverá a pasar por etapas convulsivas e inestables que probablemente ocasionarán la desaparición de la vida en la Tierra. Pero tal cosa ocurrirá en un futuro muy lejano, en otros 4 500 millones de años, cuando el Sol agote su combustible termonuclear y comience a sufrir los estertores agónicos que precederán a su muerte como estrella.

EL SOL, LA ESTRELLA MÁS CERCANA

CASI toda la materia que constituye el Universo está atrapada en forma de estrellas. Estas esferas gigantescas de gas caliente alcanzan diámetros que van de cientos a miles de veces el diámetro de la Tierra. Las estrellas tienen brillo propio porque en su centro las presiones y temperaturas son lo suficientemente elevadas como para propiciar que los átomos colisionen entre sí frecuente y fuertemente. En estas colisiones, a veces se fusionan dos o más núcleos atómicos para formar uno solo. A este fenómeno se le llama fusión termonuclear. En su forma más básica, este proceso fusiona cuatro átomos de hidrógeno para formar un átomo de helio. Estrictamente hablando, la masa no se conserva en este proceso físico. Si tomáramos cuatro gramos de núcleos de hidrógeno y los fusionáramos hasta convertirlos íntegramente en núcleos de helio, no obtendríamos exactamente los cuatro gramos de helio esperados, sino tan sólo 3.97 gramos.

¿Qué le sucede a la masa aparentemente desaparecida? Esta diferencia de masa se transforma en energía; concretamente es emitida como radiación de alta energía (véase la Fig. 3).

 

Figura 3. En el centro de las estrellas ocurre el proceso de la fusión termonuclear. Mediante este proceso, básicamente se fusionan cuatro núcleos de hidrógeno para formar un núcleo de helio. Cuatro núcleos de hidrógeno pesan un poco más que un núcleo de helio, la diferencia de masa se transforma en energía.

Esta transformación de materia en energía es consecuencia de la equivalencia materia-energía, enunciada por Albert Einstein en su famosa fórmula E=mc2; donde E es la energía resultante, m es la masa transformada en energía, y c es la velocidad de la luz (300 000 kilómetros por segundo). La cantidad de energía que se libera en los procesos de fusión termonuclear es fabulosa. Un gramo de materia transformado íntegramente en energía bastaría para satisfacer los requerimientos energéticos de una familia mediana durante miles de años.

La estrella más cercana a nosotros es, naturalmente, nuestro Sol, en cuyo centro el proceso de fusión termonuclear de hidrógeno en helio está ocurriendo en cantidades difíciles de concebir. Cada segundo, en el interior del Sol se transforman más de cuatro millones de toneladas de materia en energía. Esta energía resultante de las reacciones termonucleares viaja desde el centro hasta la superficie del Sol, donde es radiada en forma de luz al espacio circundante. La Tierra intercepta sólo una cantidad ínfima de este flujo generosísimo de energía, y la casi totalidad escapa hacia el espacio interestelar. Algunos autores han especulado sobre la teoría de que una civilización más avanzada que la nuestra, en caso de que existiera, se vería obligada a causa de sus enormes necesidades energéticas a capturar toda la luz de su sol. Para lograrlo, tendrían que rodear su sol con una cáscara hecha de celdas solares que transformarían la luz en energía eléctrica. Esta sugerencia es altamente especulativa, pero desde el punto de vista de la física tiene sentido. En el caso de la Tierra, más del 99.9999999% de la energía lumínica del Sol escapa al exterior del Sistema Solar.

¿Por qué es el brillo del Sol tan enorme en comparación con las otras estrellas? La diferencia se debe simplemente a que el Sol está comparativamente cerca, mientras que las estrellas se hallan muy alejadas, a distancias astronómicas, que son tan enormes que sería muy engorroso darlas en metros o kilómetros. Como la luz del Sol tarda aproximadamente 500 segundos en llegar a la Tierra, y en un segundo recorre 300 000 km, encontramos que del Sol a la Tierra hay 300 000 x 500 = 150 millones de km, ¡150 millones de km! Una distancia en verdad descomunal. Pero, como veremos, insignificante si la comparamos con otras distancias. La siguiente estrella más cercana, Centauri (que en realidad forma parte de un sistema de tres estrellas), está a 4 años luz de distancia (un año luz será pues la distancia recorrida por un rayo de luz en un año). Esta distancia es aproximadamente 300 000 veces mayor que la distancia del Sol a la Tierra. No es pues de extrañar que las estrellas lejanas se vean como puntitos de luz, mientras que nuestra cercana estrella nos deslumbre. Así, las miles de estrellas que podemos observar a simple vista, y los millones que se pueden ver con un telescopio, son otros soles que quizá tienen sistemas planetarios como el nuestro.

Sin embargo, es muy importante aclarar que no todas las estrellas son copias idénticas del Sol. Las estrellas pueden tener diferentes masas que van desde las estrellas pequeñas, cuya masa es una décima parte de la del Sol, hasta aquellas cuya masa es sesenta veces la del Sol. Las estrellas más masivas crean en su interior temperaturas más grandes y por lo tanto generan más reacciones termonucleares por segundo. Esto da por resultado una mayor temperatura de la estrella y como mientras más caliente es un objeto, más azul es, estas estrellas brillan con tonalidad azul. Normalmente, las estrellas de masa intermedia, como el Sol, son amarillas, y las de masa menor rojas.

LA TIERRA, UN LUGAR QUE NO TIENE NADA DE ESPECIAL

DE PIE sobre la superficie de la Tierra experimentamos una sensación de solidez e inmovilidad que hace difícil concebir que en realidad se mueve velozmente. Debido a esta sensación de inmovilidad, las culturas antiguas concluyeron que la Tierra era el centro del Universo, un centro inmóvil, que se mantenía estático. A principios del siglo XVI el astrónomo polonés Nicolás Copérnico investigaba y trataba de describir las órbitas del Sol y los planetas entonces conocidos. Hasta entonces, los movimientos del Sol y los planetas se describían mediante un complejísimo modelo de círculos excéntricos que había sido perfeccionado por Tolomeo. Copérnico descubrió una manera muy sencilla de describir los movimientos orbitales, pero su modelo requería de una condición desconcertante: era el Sol y no la Tierra el que debería considerarse el centro natural de las órbitas de los planetas, incluida la Tierra.

¿Por qué si la Tierra tiene un movimiento de rotación y describe una órbita alrededor del Sol, nosotros la sentimos tan sólida e inmóvil? La razón es que lo que nuestros sentidos perciben son los cambios en el movimiento. Mientras el movimiento sea continuo, sin cambios bruscos, es imposible percibirlo. Por ejemplo, durante un vuelo de avión es fácil olvidar que estamos en movimiento. Es sólo cuando el avión pasa por una región turbulenta cuando nos damos cuenta de que nos desplazamos. La Tierra se mueve a más de cien mil kilómetros por hora en su órbita alrededor del Sol, pero lo hace de manera fluida y continua y, como si fuera una nave perfectamente estable, no percibimos su veloz movimiento.

La conclusión de Copérnico de que el Sol es el centro alrededor del cual orbitan los planetas fue la primera sacudida científica en el camino que nos ha llevado a la conclusión de que los seres humanos habitamos un lugar del Universo que no tiene nada de especial. El paso siguiente lo dio Isaac Newton cuando enunció la ley de la gravitación universal a fines del siglo XVII. El Sol, que contiene el 99.9% de la masa total del Sistema Solar se halla en su centro y, a su alrededor, como granos de polvo, giran los planetas. La fuerza que la Tierra ejerce sobre el Sol es la misma que el Sol ejerce sobre la Tierra, pero debido a la mucho mayor masa del Sol, éste casi no se ve afectado. Si le damos un empujón a una bicicleta, ésta reaccionará; no será así si el empujón se lo damos a un camión. Por ello, el Sol casi no se mueve a causa de la atracción de los planetas, pero éstos si son afectados muy notoriamente por la fuerza de atracción del Sol. Es ésta la que mantiene a los planetas en su órbita alrededor del Sol. Si la fuerza de atracción gravitacional desapareciera, los planetas se moverían en línea recta abandonando tangencialmente sus órbitas.

El Sistema Solar tiene dos características básicas que debe explicar cualquier modelo teórico que pretenda definir su origen y evolución. Primero, todos los planetas, con la excepción de Plutón, se hallan situados aproximadamente en un mismo plano y giran en el mismo sentido (véase la Fig. 1. a). Si el Sistema Solar se hubiese formado mediante la captura al azar de planetas por el Sol sería de esperarse que los planetas giraran en todas direcciones y sentidos (véase la Fig. 1. b).

 

Figura 1.a) Los planetas del Sistema Solar se hallan situados aproximadamente en un mismo plano y giran alrededor del Sol en el mismo sentido. b) Si los planetas hubieran sido capturados al azar por el Sol, sus órbitas se desplazarían en todas direcciones y sentidos.

La segunda gran característica del Sistema Solar es que los planetas pueden dividirse en dos grupos: los planetas interiores o terrestres y los planetas exteriores o jovianos. Los planetas terrestres, cuyo prototipo es la Tierra, son pequeños y sólidos. Los planetas jovianos, cuyo prototipo es Júpiter, son esferas gaseosas sin superficie sólida, con diámetro unas diez veces mayor que el de los planetas terrestres (véase la Fig. 2).

 

Figura 2. a) El prototipo de los planetas terrestre, pequeños y sólidos es, por supuesto, la Tierra. b) Los planetas jovianos, grandes y gaseosos, tienen como prototipo a Júpiter.

Estas dos características básicas hallan su explicación en el modelo que veremos más adelante, por el que se busca explicar la manera como se forman las estrellas y, con ellas, sus sistemas planetarios.

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