Eight planets orbit the Sun. Distances are given in astronomical units (AU): 1 AU is Earth's average distance from the Sun, about 150 million km. A planet's orbital period is the time it takes to travel once around the Sun.
Planet
Average distance from Sun (AU)
Orbital period (Earth years)
Average temperature (°C)
Type
Mercury
0.39
0.24
167
Rocky
Venus
0.72
0.62
464
Rocky
Earth
1.00
1.00
15
Rocky
Mars
1.52
1.88
−65
Rocky
Jupiter
5.20
11.86
−110
Gas giant
Saturn
9.54
29.46
−140
Gas giant
Uranus
19.19
84.0
−195
Ice giant
Neptune
30.07
164.8
−200
Ice giant
Notes: Mercury has almost no atmosphere. Venus has a very thick atmosphere made mostly of carbon dioxide, a gas that traps heat. Earth's atmosphere is much thinner than Venus's.
According to the table, which planet takes about 12 Earth years to orbit the Sun once?
Pista
Use the "Orbital period" column, not the distance column.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the table's orbital-period column lists Jupiter at 11.86 Earth years.
Step by step:
Find the column "Orbital period (Earth years)."
Look for the value closest to 12: Mars 1.88, Jupiter 11.86, Saturn 29.46, Neptune 164.8.
11.86 rounds to about 12.
The answer is Jupiter.
Tip: Before answering a table question, point to the exact column the question names. Tables often have several columns of similar-looking numbers.
Explicación
De dónde sale la respuesta: la columna del período orbital de la tabla da para Júpiter 11.86 años terrestres.
Paso a paso:
Encuentra la columna "Período orbital (años terrestres)".
Busca el valor más cercano a 12: Marte 1.88, Júpiter 11.86, Saturno 29.46, Neptuno 164.8.
11.86 redondeado es más o menos 12.
La respuesta es Júpiter.
Consejo: antes de responder una pregunta con tabla, señala la columna exacta que menciona la pregunta. Las tablas muchas veces tienen varias columnas con números que se parecen.
Ver en español
Texto: Los planetas de nuestro sistema solar
Ocho planetas giran alrededor del Sol. Las distancias se dan en unidades astronómicas (UA): 1 UA es la distancia promedio de la Tierra al Sol, unos 150 millones de km. El período orbital de un planeta es el tiempo que tarda en dar una vuelta completa alrededor del Sol.
Planeta
Distancia promedio al Sol (UA)
Período orbital (años terrestres)
Temperatura promedio (°C)
Tipo
Mercurio
0.39
0.24
167
Rocoso
Venus
0.72
0.62
464
Rocoso
Tierra
1.00
1.00
15
Rocoso
Marte
1.52
1.88
−65
Rocoso
Júpiter
5.20
11.86
−110
Gigante gaseoso
Saturno
9.54
29.46
−140
Gigante gaseoso
Urano
19.19
84.0
−195
Gigante de hielo
Neptuno
30.07
164.8
−200
Gigante de hielo
Notas: Mercurio casi no tiene atmósfera. Venus tiene una atmósfera muy gruesa formada sobre todo por dióxido de carbono, un gas que atrapa el calor. La atmósfera de la Tierra es mucho más delgada que la de Venus.
Pregunta
Según la tabla, ¿qué planeta tarda unos 12 años terrestres en dar una vuelta alrededor del Sol?
Opciones
A. Marte
B. Saturno
C. Neptuno
D. Júpiter
Pista
Usa la columna "Período orbital", no la columna de distancia.
Pregunta 2 de 36
The Planets of Our Solar System
Eight planets orbit the Sun. Distances are given in astronomical units (AU): 1 AU is Earth's average distance from the Sun, about 150 million km. A planet's orbital period is the time it takes to travel once around the Sun.
Planet
Average distance from Sun (AU)
Orbital period (Earth years)
Average temperature (°C)
Type
Mercury
0.39
0.24
167
Rocky
Venus
0.72
0.62
464
Rocky
Earth
1.00
1.00
15
Rocky
Mars
1.52
1.88
−65
Rocky
Jupiter
5.20
11.86
−110
Gas giant
Saturn
9.54
29.46
−140
Gas giant
Uranus
19.19
84.0
−195
Ice giant
Neptune
30.07
164.8
−200
Ice giant
Notes: Mercury has almost no atmosphere. Venus has a very thick atmosphere made mostly of carbon dioxide, a gas that traps heat. Earth's atmosphere is much thinner than Venus's.
In general, planets farther from the Sun have lower average temperatures. Which planet does not fit this pattern, and what is the most likely reason?
Pista
Read the temperatures in order of distance. Which planet is hotter than the planet just inside its orbit? Then check the notes under the table.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the table lists Mercury (0.39 AU) at 167 °C and Venus (0.72 AU) at 464 °C. The notes say "Venus has a very thick atmosphere made mostly of carbon dioxide, a gas that traps heat" and "Mercury has almost no atmosphere."
Step by step:
In order of distance, temperatures are 167, 464, 15, −65, −110, −140, −195, −200.
Every value falls except one: Venus (464 °C) is hotter than Mercury (167 °C), even though Venus is farther from the Sun.
The notes give the reason: Venus's thick carbon dioxide atmosphere traps heat (a strong greenhouse effect), and Mercury has almost no atmosphere to hold heat in.
The answer is Venus, because its thick carbon dioxide atmosphere traps heat.
Tip: To find what breaks a pattern, list the data in order and look for the one value that goes the wrong way. Then look in the passage for an explanation.
Explicación
De dónde sale la respuesta: la tabla da para Mercurio (0.39 UA) 167 °C y para Venus (0.72 UA) 464 °C. Las notas dicen que "Venus tiene una atmósfera muy densa formada sobre todo por dióxido de carbono, un gas que atrapa el calor" y que "Mercurio casi no tiene atmósfera".
Paso a paso:
En orden de distancia, las temperaturas son 167, 464, 15, −65, −110, −140, −195, −200.
Todos los valores bajan menos uno: Venus (464 °C) es más caliente que Mercurio (167 °C), aunque Venus está más lejos del Sol.
Las notas dan la razón: la atmósfera densa de dióxido de carbono de Venus atrapa el calor (un efecto invernadero fuerte), y Mercurio casi no tiene atmósfera que retenga el calor.
La respuesta es Venus, porque su atmósfera densa de dióxido de carbono atrapa el calor.
Consejo: para encontrar lo que rompe un patrón, ordena los datos y busca el único valor que va en la dirección equivocada. Luego busca una explicación en el pasaje.
Ver en español
Texto: Los planetas de nuestro sistema solar
Ocho planetas giran alrededor del Sol. Las distancias se dan en unidades astronómicas (UA): 1 UA es la distancia promedio de la Tierra al Sol, unos 150 millones de km. El período orbital de un planeta es el tiempo que tarda en dar una vuelta completa alrededor del Sol.
Planeta
Distancia promedio al Sol (UA)
Período orbital (años terrestres)
Temperatura promedio (°C)
Tipo
Mercurio
0.39
0.24
167
Rocoso
Venus
0.72
0.62
464
Rocoso
Tierra
1.00
1.00
15
Rocoso
Marte
1.52
1.88
−65
Rocoso
Júpiter
5.20
11.86
−110
Gigante gaseoso
Saturno
9.54
29.46
−140
Gigante gaseoso
Urano
19.19
84.0
−195
Gigante de hielo
Neptuno
30.07
164.8
−200
Gigante de hielo
Notas: Mercurio casi no tiene atmósfera. Venus tiene una atmósfera muy gruesa formada sobre todo por dióxido de carbono, un gas que atrapa el calor. La atmósfera de la Tierra es mucho más delgada que la de Venus.
Pregunta
En general, los planetas más lejanos del Sol tienen temperaturas promedio más bajas. ¿Qué planeta no sigue este patrón, y cuál es la razón más probable?
Opciones
A. Venus, porque su atmósfera gruesa de dióxido de carbono atrapa el calor
B. Mercurio, porque es el planeta más cercano al Sol
C. Venus, porque está más cerca del Sol que Mercurio
D. La Tierra, porque tiene agua líquida
Pista
Lee las temperaturas en orden de distancia. ¿Qué planeta es más caliente que el planeta que está justo antes de él? Luego revisa las notas debajo de la tabla.
Pregunta 3 de 36
Zona activaMoon Phases and Eclipses
The Moon does not make its own light; it reflects sunlight. At every moment, the half of the Moon that faces the Sun is lit. As the Moon orbits Earth, about once every 29.5 days from one new moon to the next, we see different amounts of its lit half. These changing shapes are the phases of the Moon.
At new moon, the Moon is between Earth and the Sun. Its lit half faces away from us, so we see little or none of it. At full moon, Earth is between the Sun and the Moon, and we see the whole lit half. Halfway between, at the first quarter and third quarter, we see half of the lit half, which looks like a half circle.
An eclipse happens when the Sun, Earth and Moon line up exactly. In a solar eclipse, the Moon passes between the Sun and Earth and casts its shadow on Earth, so it can happen only at new moon. In a lunar eclipse, Earth passes between the Sun and the Moon, and Earth's shadow falls on the Moon, so it can happen only at full moon. Eclipses do not happen every month, because the Moon's orbit is tilted about 5° compared with Earth's orbit, so the three bodies usually do not line up exactly.
The diagram shows the Moon at eight positions in its orbit, seen from above Earth's North Pole. Sunlight comes from the left.
Click the Moon at the position where it is in the new moon phase.
Haz clic en la figura para marcar tu respuesta (o selecciónala y usa las flechas del teclado).
Pista
At new moon, where is the Moon compared with Earth and the Sun?
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the passage says "At new moon, the Moon is between Earth and the Sun. Its lit half faces away from us."
Step by step:
The Sun is on the left side of the diagram.
The only position directly between Earth and the Sun is position 1, just left of Earth.
At position 1 the Moon's lit half faces the Sun, which means it faces away from Earth, so people on Earth see the dark side.
Position 5, on the far side of Earth, is full moon, the opposite case.
The new moon is at position 1.
Tip: Picture standing on Earth and looking at the Moon. If you would be facing toward the Sun to see it, you see the Moon's unlit side: new moon.
Explicación
De dónde sale la respuesta: el pasaje dice: "En la luna nueva, la Luna está entre la Tierra y el Sol. Su mitad iluminada no mira hacia nosotros".
Paso a paso:
El Sol está en el lado izquierdo del diagrama.
La única posición directamente entre la Tierra y el Sol es la posición 1, justo a la izquierda de la Tierra.
En la posición 1, la mitad iluminada de la Luna mira hacia el Sol, lo que significa que no mira hacia la Tierra, así que la gente en la Tierra ve el lado oscuro.
La posición 5, del otro lado de la Tierra, es la luna llena, el caso opuesto.
La luna nueva está en la posición 1.
Consejo: imagina que estás parado en la Tierra mirando la Luna. Si para verla tendrías que mirar hacia el Sol, ves el lado de la Luna que no está iluminado: luna nueva.
Ver en español
Texto: Las fases de la Luna y los eclipses
La Luna no produce su propia luz; refleja la luz del Sol. En todo momento, la mitad de la Luna que da hacia el Sol está iluminada. Mientras la Luna gira alrededor de la Tierra, más o menos una vez cada 29.5 días de una luna nueva a la siguiente, vemos distintas cantidades de su mitad iluminada. Estas formas que cambian son las fases de la Luna.
En luna nueva, la Luna está entre la Tierra y el Sol. Su mitad iluminada da hacia el otro lado, así que vemos muy poco o nada de ella. En luna llena, la Tierra está entre el Sol y la Luna, y vemos toda la mitad iluminada. A medio camino, en el cuarto creciente y el cuarto menguante, vemos la mitad de la mitad iluminada, que parece medio círculo.
Un eclipse ocurre cuando el Sol, la Tierra y la Luna se alinean exactamente. En un eclipse solar, la Luna pasa entre el Sol y la Tierra y proyecta su sombra sobre la Tierra, así que solo puede ocurrir en luna nueva. En un eclipse lunar, la Tierra pasa entre el Sol y la Luna, y la sombra de la Tierra cae sobre la Luna, así que solo puede ocurrir en luna llena. Los eclipses no ocurren cada mes, porque la órbita de la Luna está inclinada unos 5° con respecto a la órbita de la Tierra, así que normalmente los tres cuerpos no se alinean exactamente.
Pregunta
El diagrama muestra la Luna en ocho posiciones de su órbita, vista desde arriba del Polo Norte de la Tierra. La luz del Sol viene de la izquierda.
Haz clic en la Luna en la posición en la que está en fase de luna nueva.
Pista
En luna nueva, ¿dónde está la Luna en comparación con la Tierra y el Sol?
Pregunta 4 de 36
The Dwarf Planets
A dwarf planet orbits the Sun and has enough mass for its own gravity to pull it into a round shape, but unlike a planet, it has not cleared other objects out of its orbital path. Five dwarf planets are officially recognized. Distances are given in astronomical units (AU); 1 AU is Earth's average distance from the Sun, about 150 million km. Light from the Sun takes about 8.3 minutes to travel 1 AU.
Dwarf planet
Average distance from Sun (AU)
Orbital period (Earth years)
Diameter (km)
Ceres
2.8
4.6
940
Pluto
39.5
248
2,377
Haumea
43.1
284
about 1,600*
Makemake
45.8
306
1,430
Eris
67.7
559
2,326
*Haumea is shaped like a stretched egg; the value is an average.
According to the table, which dwarf planet has the largest diameter?
Pista
Use only the diameter column. Compare the two biggest numbers carefully.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the table's diameter column: Ceres 940 km, Pluto 2,377 km, Haumea about 1,600 km, Makemake 1,430 km, Eris 2,326 km.
Step by step:
Look only at the last column, "Diameter (km)."
The two largest values are Pluto (2,377 km) and Eris (2,326 km).
Compare digit by digit: 2,377 is greater than 2,326 by 51 km.
The largest dwarf planet by diameter is Pluto.
Check: Eris is the farthest dwarf planet and has the longest orbital period, which tempts readers to pick it, but it is slightly smaller ✓.
Tip: Say the column name to yourself before you compare values. Being biggest in one column (distance) does not mean biggest in another (size).
Explicación
De dónde sale la respuesta: la columna de diámetro de la tabla: Ceres 940 km, Plutón 2,377 km, Haumea unos 1,600 km, Makemake 1,430 km, Eris 2,326 km.
Paso a paso:
Mira solo la última columna, "Diámetro (km)".
Los dos valores más grandes son Plutón (2,377 km) y Eris (2,326 km).
Compara cifra por cifra: 2,377 es mayor que 2,326 por 51 km.
El planeta enano con el mayor diámetro es Plutón.
Comprobación: Eris es el planeta enano más lejano y tiene el período orbital más largo, y eso tienta a escogerlo, pero es un poco más pequeño ✓.
Consejo: Di el nombre de la columna antes de comparar valores. Ser el más grande en una columna (distancia) no significa ser el más grande en otra (tamaño).
Ver en español
Texto: Los planetas enanos
Un planeta enano gira alrededor del Sol y tiene suficiente masa para que su propia gravedad le dé forma redonda, pero a diferencia de un planeta, no ha despejado de otros objetos el camino de su órbita. Hay cinco planetas enanos reconocidos oficialmente. Las distancias se dan en unidades astronómicas (UA); 1 UA es la distancia promedio de la Tierra al Sol, unos 150 millones de km. La luz del Sol tarda unos 8.3 minutos en recorrer 1 UA.
Planeta enano
Distancia promedio al Sol (UA)
Período orbital (años terrestres)
Diámetro (km)
Ceres
2.8
4.6
940
Plutón
39.5
248
2,377
Haumea
43.1
284
unos 1,600*
Makemake
45.8
306
1,430
Eris
67.7
559
2,326
*Haumea tiene forma de huevo alargado; el valor es un promedio.
Pregunta
Según la tabla, ¿qué planeta enano tiene el mayor diámetro?
Opciones
A. Ceres
B. Makemake
C. Eris
D. Plutón
Pista
Usa solo la columna del diámetro. Compara con cuidado los dos números más grandes.
Pregunta 5 de 36
CompletarSpring and Neap Tides at Gull Point
The Moon's gravity pulls on Earth's oceans and raises two bulges of water, one on the side facing the Moon and one on the opposite side. The Sun's gravity raises smaller bulges. When the Sun, Earth and Moon line up, at new moon and full moon, the bulges add together. This gives spring tides, with the highest highs, the lowest lows and the largest tidal range. When the Moon is at a right angle to the Sun–Earth line, at first quarter and third quarter, the Sun's pull partly cancels the Moon's. This gives neap tides, with the smallest range. (Spring tides have nothing to do with the season of spring.) The tidal range is the high-tide height minus the low-tide height.
Tide table for Gull Point, a fictional harbor. Heights are in meters above the average low-water level, so a negative height is lower than usual.
Date
Moon phase
Highest high tide (m)
Lowest low tide (m)
March 3
Third quarter
1.8
0.6
March 10
New moon
2.6
−0.2
March 17
First quarter
1.7
0.7
March 25
Full moon
2.5
−0.1
Using the tide table, what was the tidal range at Gull Point on March 10?
meters
Escribe tu respuesta en el recuadro. Puedes usar fracciones como 3/4.
Pista
Range = high − low. Subtracting a negative number is the same as adding.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the table row "| March 10 | New moon | 2.6 | −0.2 |" and the passage's definition: "The tidal range is the high-tide height minus the low-tide height."
Step by step:
High tide on March 10: 2.6 m. Low tide: −0.2 m (below the average low-water level).
Range = high − low:
2.6 - (-0.2) = 2.6 + 0.2 = 2.8 \text{ m}
The tidal range on March 10 was 2.8 meters.
Check: Picture a number line. From −0.2 up to 0 is 0.2 m, and from 0 up to 2.6 is 2.6 m. Total 0.2 + 2.6 = 2.8 m ✓. A range of 2.4 m would come from ignoring the minus sign.
Tip: When a low value is negative, the range is larger than the high value. Write the subtraction with parentheses so you do not lose the sign.
Explicación
De dónde sale la respuesta: la fila de la tabla "| 10 de marzo | Luna nueva | 2.6 | −0.2 |" y la definición del pasaje: "El rango de marea es la altura de la marea alta menos la altura de la marea baja".
Paso a paso:
Marea alta el 10 de marzo: 2.6 m. Marea baja: −0.2 m (por debajo del nivel promedio de aguas bajas).
Rango = alta − baja:
2.6 - (-0.2) = 2.6 + 0.2 = 2.8 \text{ m}
El rango de marea el 10 de marzo fue de 2.8 metros.
Comprobación: Imagina una recta numérica. De −0.2 hasta 0 hay 0.2 m, y de 0 hasta 2.6 hay 2.6 m. Total: 0.2 + 2.6 = 2.8 m ✓. Un rango de 2.4 m saldría de ignorar el signo negativo.
Consejo: Cuando el valor bajo es negativo, el rango es mayor que el valor alto. Escribe la resta con paréntesis para no perder el signo.
Ver en español
Texto: Mareas vivas y mareas muertas en Gull Point
La gravedad de la Luna atrae los océanos de la Tierra y levanta dos abultamientos de agua, uno en el lado que da a la Luna y otro en el lado opuesto. La gravedad del Sol levanta abultamientos más pequeños. Cuando el Sol, la Tierra y la Luna se alinean, en luna nueva y luna llena, los abultamientos se suman. Esto produce las mareas vivas, con las mareas altas más altas, las bajas más bajas y el mayor rango de marea. Cuando la Luna está en ángulo recto con la línea Sol–Tierra, en el cuarto creciente y el cuarto menguante, la atracción del Sol cancela en parte la de la Luna. Esto produce las mareas muertas, con el rango más pequeño. (En inglés, las mareas vivas se llaman spring tides, pero no tienen nada que ver con la primavera.) El rango de marea es la altura de la marea alta menos la altura de la marea baja.
Tabla de mareas de Gull Point, un puerto ficticio. Las alturas están en metros sobre el nivel promedio de aguas bajas, así que una altura negativa es más baja de lo normal.
Fecha
Fase de la Luna
Marea alta más alta (m)
Marea baja más baja (m)
3 de marzo
Cuarto menguante
1.8
0.6
10 de marzo
Luna nueva
2.6
−0.2
17 de marzo
Cuarto creciente
1.7
0.7
25 de marzo
Luna llena
2.5
−0.1
Pregunta
Usando la tabla de mareas, ¿cuál fue el rango de marea en Gull Point el 10 de marzo?
_____ metros
Pista
Rango = alta − baja. Restar un número negativo es lo mismo que sumar.
Pregunta 6 de 36
Star Colors and Star Fates
A star's color depends on its surface temperature. The hottest stars glow blue; cooler stars look yellow, orange or red. Astronomers sort stars into classes. Temperatures are in kelvins (K).
Class
Surface temperature (K)
Color
Example star
O
above 30,000
Blue
(rare)
B
10,000–30,000
Blue-white
Rigel
A
7,500–10,000
White
Sirius
F
6,000–7,500
Yellow-white
Procyon
G
5,200–6,000
Yellow
The Sun
K
3,700–5,200
Orange
Arcturus
M
2,400–3,700
Red
Proxima Centauri
Every star begins in a nebula, a cloud of gas and dust, which collapses into a protostar. For stars in the long, stable main sequence stage, more massive stars are hotter, bluer and brighter, and they use up their fuel much faster. So massive blue stars live only millions of years, while small red stars can shine for many billions.
A star with more than about 8 times the Sun's mass ends differently from a Sun-like star. After the main sequence it swells into a red supergiant and fuses heavier and heavier elements, up to iron, in its core. Then the core collapses and the star explodes as a supernova, scattering these elements into space, where they can become part of new stars and planets. The core left behind becomes a neutron star, or, if the star began with more than roughly 20–25 times the Sun's mass, a black hole. A Sun-like star instead becomes a red giant and ends as a white dwarf.
According to the table, which of these stars has the hottest surface?
Pista
Find each star in the Example column and compare its temperature range.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the table rows "| B | 10,000–30,000 | Blue-white | Rigel |", "| G | 5,200–6,000 | Yellow | The Sun |", "| K | 3,700–5,200 | Orange | Arcturus |" and "| M | 2,400–3,700 | Red | Proxima Centauri |".
Step by step:
Find each star's class: Rigel B, the Sun G, Arcturus K, Proxima Centauri M.
Class B is 10,000–30,000 K, hotter than G (5,200–6,000 K), K (3,700–5,200 K) and M (2,400–3,700 K).
The passage also says "The hottest stars glow blue." Rigel is blue-white.
The hottest star is Rigel.
Check: Even the coolest B star (10,000 K) is hotter than the hottest G star (6,000 K) ✓.
Tip: Star colors run opposite to everyday hot-and-cold color labels: in stars, blue is hottest and red is coolest.
Explicación
De dónde sale la respuesta: las filas de la tabla "| B | 10,000–30,000 | Blanco-azulada | Rigel |", "| G | 5,200–6,000 | Amarilla | El Sol |", "| K | 3,700–5,200 | Anaranjada | Arturo |" y "| M | 2,400–3,700 | Roja | Próxima Centauri |".
Paso a paso:
Busca la clase de cada estrella: Rigel B, el Sol G, Arturo K, Próxima Centauri M.
La clase B es de 10,000–30,000 K, más caliente que G (5,200–6,000 K), K (3,700–5,200 K) y M (2,400–3,700 K).
El pasaje también dice: "Las estrellas más calientes brillan de color azul". Rigel es blanco-azulada.
La estrella más caliente es Rigel.
Comprobación: Incluso la estrella B más fría (10,000 K) es más caliente que la estrella G más caliente (6,000 K) ✓.
Consejo: Los colores de las estrellas van al revés de las etiquetas de colores de caliente y frío de todos los días: en las estrellas, el azul es lo más caliente y el rojo es lo más frío.
Ver en español
Texto: Colores y destinos de las estrellas
El color de una estrella depende de la temperatura de su superficie. Las estrellas más calientes brillan de color azul; las más frías se ven amarillas, anaranjadas o rojas. Los astrónomos clasifican las estrellas en clases. Las temperaturas están en kelvin (K).
Clase
Temperatura de la superficie (K)
Color
Estrella de ejemplo
O
más de 30,000
Azul
(poco común)
B
10,000–30,000
Blanco-azulada
Rigel
A
7,500–10,000
Blanca
Sirio
F
6,000–7,500
Blanco-amarillenta
Procyon
G
5,200–6,000
Amarilla
El Sol
K
3,700–5,200
Anaranjada
Arturo
M
2,400–3,700
Roja
Próxima Centauri
Toda estrella empieza en una nebulosa, una nube de gas y polvo, que se contrae y forma una protoestrella. Entre las estrellas que están en la etapa larga y estable de la secuencia principal, las de más masa son más calientes, más azules y más brillantes, y gastan su combustible mucho más rápido. Por eso las estrellas azules de mucha masa viven solo millones de años, mientras que las estrellas rojas pequeñas pueden brillar durante muchos miles de millones de años.
Una estrella con más de unas 8 veces la masa del Sol termina de forma diferente a una estrella como el Sol. Después de la secuencia principal se hincha y se convierte en una supergigante roja, y fusiona elementos cada vez más pesados, hasta el hierro, en su núcleo. Luego el núcleo colapsa y la estrella explota como una supernova, que esparce estos elementos por el espacio, donde pueden llegar a formar parte de nuevas estrellas y planetas. El núcleo que queda se convierte en una estrella de neutrones o, si la estrella empezó con más de unas 20–25 veces la masa del Sol, en un agujero negro. En cambio, una estrella como el Sol se convierte en una gigante roja y termina como una enana blanca.
Pregunta
Según la tabla, ¿cuál de estas estrellas tiene la superficie más caliente?
Opciones
A. Próxima Centauri
B. Arturo
C. El Sol
D. Rigel
Pista
Busca cada estrella en la columna de ejemplos y compara su rango de temperatura.
Pregunta 7 de 36
What Causes the Seasons?
Earth's axis is tilted about 23.5° compared with the plane of its orbit, and the axis always points in the same direction in space. Some people think the seasons happen because Earth is closer to the Sun in summer. The table gives data for Earth and for Chicago, Illinois, which is in the Northern Hemisphere at about 42° N.
Date
Earth–Sun distance
Season in the Northern Hemisphere
Daylight in Chicago
Height of the noon Sun above the horizon in Chicago
January 3
147.1 million km (closest)
Winter
about 9 hours
about 25°
July 4
152.1 million km (farthest)
Summer
about 15 hours
about 71°
When the Sun is higher in the sky, its light strikes the ground more directly, so each square meter of ground receives more energy. Longer days also give the ground more hours to warm up.
Diagram of Earth's tilt in June and December
Which evidence from the table best shows that Earth's distance from the Sun does not cause the seasons?
Pista
If distance caused the seasons, when would the Northern Hemisphere have summer? Compare that with the table.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the table lists January 3 as "147.1 million km (closest)" with the Northern Hemisphere in "Winter," and July 4 as "152.1 million km (farthest)" in "Summer."
Step by step:
If being closer to the Sun caused summer, the Northern Hemisphere would have summer when Earth is closest.
The table shows the opposite: Earth is closest in early January, during Northern Hemisphere winter.
So distance cannot be the cause. (The tilt is: it changes the Sun's height and the length of daylight.)
The daylight and Sun-height data are true, but they describe what happens in each season. They don't test the distance idea.
The best evidence is that Earth is closest to the Sun in early January, during Northern Hemisphere winter.
Tip: To disprove a cause, look for a case where the supposed cause is present but the effect is the opposite.
Explicación
De dónde sale la respuesta: la tabla da para el 3 de enero "147.1 millones de km (lo más cerca)" con el hemisferio norte en "Invierno", y para el 4 de julio "152.1 millones de km (lo más lejos)" en "Verano".
Paso a paso:
Si estar más cerca del Sol causara el verano, el hemisferio norte tendría verano cuando la Tierra está más cerca.
La tabla muestra lo contrario: la Tierra está más cerca a principios de enero, durante el invierno del hemisferio norte.
Así que la distancia no puede ser la causa. (La causa es la inclinación: cambia la altura del Sol y la duración de la luz del día).
Los datos de la luz del día y de la altura del Sol son ciertos, pero describen qué pasa en cada estación. No ponen a prueba la idea de la distancia.
La mejor evidencia es que la Tierra está más cerca del Sol a principios de enero, durante el invierno del hemisferio norte.
Consejo: para refutar una causa, busca un caso en el que la supuesta causa está presente pero el efecto es el contrario.
Ver en español
Texto: ¿Qué causa las estaciones?
El eje de la Tierra está inclinado unos 23.5° con respecto al plano de su órbita, y el eje siempre apunta en la misma dirección en el espacio. Algunas personas creen que las estaciones ocurren porque la Tierra está más cerca del Sol en verano. La tabla da datos de la Tierra y de Chicago, Illinois, que está en el hemisferio norte a unos 42° N.
Fecha
Distancia Tierra–Sol
Estación en el hemisferio norte
Horas de luz en Chicago
Altura del Sol del mediodía sobre el horizonte en Chicago
3 de enero
147.1 millones de km (la más cercana)
Invierno
unas 9 horas
unos 25°
4 de julio
152.1 millones de km (la más lejana)
Verano
unas 15 horas
unos 71°
Cuando el Sol está más alto en el cielo, su luz llega al suelo de forma más directa, así que cada metro cuadrado de suelo recibe más energía. Los días más largos también le dan al suelo más horas para calentarse.
Pregunta
¿Qué evidencia de la tabla muestra mejor que la distancia de la Tierra al Sol no causa las estaciones?
Opciones
A. Chicago tiene unas 15 horas de luz en julio, pero solo unas 9 horas en enero.
B. El Sol del mediodía está a unos 71° de altura en julio, pero solo a unos 25° en enero.
C. El eje de la Tierra está inclinado unos 23.5°.
D. La Tierra está más cerca del Sol a principios de enero, durante el invierno del hemisferio norte.
Pista
Si la distancia causara las estaciones, ¿cuándo sería verano en el hemisferio norte? Compara eso con la tabla.
Pregunta 8 de 36
What Causes the Seasons?
Earth's axis is tilted about 23.5° compared with the plane of its orbit, and the axis always points in the same direction in space. Some people think the seasons happen because Earth is closer to the Sun in summer. The table gives data for Earth and for Chicago, Illinois, which is in the Northern Hemisphere at about 42° N.
Date
Earth–Sun distance
Season in the Northern Hemisphere
Daylight in Chicago
Height of the noon Sun above the horizon in Chicago
January 3
147.1 million km (closest)
Winter
about 9 hours
about 25°
July 4
152.1 million km (farthest)
Summer
about 15 hours
about 71°
When the Sun is higher in the sky, its light strikes the ground more directly, so each square meter of ground receives more energy. Longer days also give the ground more hours to warm up.
Diagram of Earth's tilt in June and December
Australia is in the Southern Hemisphere. Based on the passage, what season is it in Australia on January 3, and why?
Pista
The tilt points the same way all year. When the north end is tipped away from the Sun, which way is the south end tipped?
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the passage says Earth's axis is tilted 23.5° and "always points in the same direction in space," and the table shows Northern Hemisphere winter on January 3. The diagram shows that in December the Northern Hemisphere is "tilted away" from the Sun.
Step by step:
On January 3 the Northern Hemisphere is tilted away from the Sun, so it has winter.
Earth is one solid ball. If the north half tips away, the south half tips toward the Sun.
Tipped toward the Sun means a higher noon Sun and longer days, so Australia has summer.
Earth happens to be closest to the Sun then, but that is not the reason. The passage's data show distance does not cause seasons.
It is summer in Australia, because the Southern Hemisphere is tilted toward the Sun.
Tip: A choice can have the right fact and the wrong reason. Check both parts.
Explicación
De dónde sale la respuesta: el pasaje dice que el eje de la Tierra está inclinado 23.5° y que "siempre apunta en la misma dirección en el espacio", y la tabla muestra invierno en el hemisferio norte el 3 de enero. El diagrama muestra que en diciembre el hemisferio norte está "inclinado en sentido contrario" al Sol.
Paso a paso:
El 3 de enero, el hemisferio norte está inclinado en sentido contrario al Sol, así que tiene invierno.
La Tierra es una sola bola sólida. Si la mitad norte se inclina en sentido contrario, la mitad sur se inclina hacia el Sol.
Estar inclinado hacia el Sol significa un Sol más alto al mediodía y días más largos, así que en Australia es verano.
Da la casualidad de que en ese momento la Tierra está más cerca del Sol, pero esa no es la razón. Los datos del pasaje muestran que la distancia no causa las estaciones.
Es verano en Australia, porque el hemisferio sur está inclinado hacia el Sol.
Consejo: una opción puede tener el dato correcto y la razón equivocada. Revisa las dos partes.
Ver en español
Texto: ¿Qué causa las estaciones?
El eje de la Tierra está inclinado unos 23.5° con respecto al plano de su órbita, y el eje siempre apunta en la misma dirección en el espacio. Algunas personas creen que las estaciones ocurren porque la Tierra está más cerca del Sol en verano. La tabla da datos de la Tierra y de Chicago, Illinois, que está en el hemisferio norte a unos 42° N.
Fecha
Distancia Tierra–Sol
Estación en el hemisferio norte
Horas de luz en Chicago
Altura del Sol del mediodía sobre el horizonte en Chicago
3 de enero
147.1 millones de km (la más cercana)
Invierno
unas 9 horas
unos 25°
4 de julio
152.1 millones de km (la más lejana)
Verano
unas 15 horas
unos 71°
Cuando el Sol está más alto en el cielo, su luz llega al suelo de forma más directa, así que cada metro cuadrado de suelo recibe más energía. Los días más largos también le dan al suelo más horas para calentarse.
Pregunta
Australia está en el hemisferio sur. Según el pasaje, ¿qué estación es en Australia el 3 de enero, y por qué?
Opciones
A. Invierno, porque en todos los lugares de la Tierra es la misma estación al mismo tiempo
B. Verano, porque la Tierra está más cerca del Sol a principios de enero
C. Invierno, porque el hemisferio sur está inclinado en dirección contraria al Sol
D. Verano, porque el hemisferio sur está inclinado hacia el Sol
Pista
La inclinación apunta en la misma dirección todo el año. Cuando el extremo norte está inclinado en dirección contraria al Sol, ¿hacia dónde está inclinado el extremo sur?
Pregunta 9 de 36
Tides at a Harbor
Tides are the regular rise and fall of sea level. Most coasts have two high tides and two low tides each day. Tides are caused mainly by the Moon's gravity, which pulls on Earth's oceans and creates a bulge of water on the side of Earth facing the Moon and another bulge on the opposite side. The Sun's gravity also produces tides, but its effect is less than half as strong as the Moon's because the Sun is so much farther away. The tidal range is the difference in height between high tide and low tide.
A harbor in a fictional coastal town recorded these tides during one month:
Day
Moon phase
Highest high tide (m)
Lowest low tide (m)
1
New moon
2.9
−0.3
8
First quarter
2.2
0.4
15
Full moon
2.8
−0.2
22
Third quarter
2.1
0.5
Heights are measured from the harbor's average low-water mark, so a negative low tide is lower than usual.
On which days is the tidal range largest, and what is the best explanation?
Pista
Find the tidal range for each day (high minus low). Then think about where the Sun and Moon are at those phases.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the table and the passage: tidal range is "the difference in height between high tide and low tide," and "The Sun's gravity also produces tides."
Step by step:
Tidal range for each day:
Day 1 (new moon): 2.9 - (-0.3) = 3.2 m
Day 8 (first quarter): 2.2 - 0.4 = 1.8 m
Day 15 (full moon): 2.8 - (-0.2) = 3.0 m
Day 22 (third quarter): 2.1 - 0.5 = 1.6 m
The largest ranges are on Days 1 and 15, at new moon and full moon.
At both new and full moon, the Sun, Earth and Moon are in a straight line, so the Sun's tidal pull adds to the Moon's. Higher highs and lower lows result. These are called spring tides. At the quarter phases, the Sun and Moon pull at right angles and partly cancel, giving small neap tides.
The answer is Days 1 and 15, because the Sun, Moon and Earth are lined up and their pulls combine.
Tip: Subtracting a negative low tide makes the range bigger: 2.9 - (-0.3) = 3.2, not 2.6.
Explicación
De dónde sale la respuesta: la tabla y el pasaje: el rango de marea es "la diferencia de altura entre la marea alta y la marea baja", y "la gravedad del Sol también produce mareas".
Paso a paso:
Rango de marea de cada día:
Día 1 (luna nueva): 2.9 - (-0.3) = 3.2 m
Día 8 (cuarto creciente): 2.2 - 0.4 = 1.8 m
Día 15 (luna llena): 2.8 - (-0.2) = 3.0 m
Día 22 (cuarto menguante): 2.1 - 0.5 = 1.6 m
Los rangos más grandes son los de los días 1 y 15, en luna nueva y luna llena.
Tanto en luna nueva como en luna llena, el Sol, la Tierra y la Luna están en línea recta, así que la atracción del Sol sobre las mareas se suma a la de la Luna. Las mareas altas son más altas y las bajas más bajas. Estas se llaman mareas vivas. En las fases de cuarto, el Sol y la Luna atraen en ángulo recto y se anulan en parte, lo que da mareas muertas pequeñas.
La respuesta es los días 1 y 15, porque el Sol, la Luna y la Tierra están alineados y sus atracciones se combinan.
Consejo: restar una marea baja negativa hace que el rango sea más grande: 2.9 - (-0.3) = 3.2, no 2.6.
Ver en español
Texto: Las mareas en un puerto
Las mareas son la subida y bajada regular del nivel del mar. La mayoría de las costas tienen dos mareas altas y dos mareas bajas cada día. Las mareas se deben principalmente a la gravedad de la Luna, que atrae los océanos de la Tierra y crea un abultamiento de agua en el lado de la Tierra que da a la Luna y otro abultamiento en el lado opuesto. La gravedad del Sol también produce mareas, pero su efecto es menos de la mitad de fuerte que el de la Luna, porque el Sol está mucho más lejos. El rango de marea es la diferencia de altura entre la marea alta y la marea baja.
Un puerto de un pueblo costero ficticio registró estas mareas durante un mes:
Día
Fase de la Luna
Marea alta más alta (m)
Marea baja más baja (m)
1
Luna nueva
2.9
−0.3
8
Cuarto creciente
2.2
0.4
15
Luna llena
2.8
−0.2
22
Cuarto menguante
2.1
0.5
Las alturas se miden desde la marca promedio de aguas bajas del puerto, así que una marea baja negativa es más baja de lo normal.
Pregunta
¿En qué días es mayor el rango de marea, y cuál es la mejor explicación?
Opciones
A. Los días 1 y 15, porque la gravedad del Sol tiene un efecto más fuerte sobre las mareas que la de la Luna
B. Los días 8 y 22, porque la Luna está iluminada a la mitad en las fases de cuarto
C. Solo el día 15, porque la gravedad de la Luna es más fuerte cuando hay luna llena
D. Los días 1 y 15, porque el Sol, la Tierra y la Luna están alineados y las atracciones del Sol y de la Luna se suman
Pista
Encuentra el rango de marea de cada día (alta menos baja). Luego piensa dónde están el Sol y la Luna en esas fases.
Pregunta 10 de 36
Moon Phases and Eclipses
The Moon does not make its own light; it reflects sunlight. At every moment, the half of the Moon that faces the Sun is lit. As the Moon orbits Earth, about once every 29.5 days from one new moon to the next, we see different amounts of its lit half. These changing shapes are the phases of the Moon.
At new moon, the Moon is between Earth and the Sun. Its lit half faces away from us, so we see little or none of it. At full moon, Earth is between the Sun and the Moon, and we see the whole lit half. Halfway between, at the first quarter and third quarter, we see half of the lit half, which looks like a half circle.
An eclipse happens when the Sun, Earth and Moon line up exactly. In a solar eclipse, the Moon passes between the Sun and Earth and casts its shadow on Earth, so it can happen only at new moon. In a lunar eclipse, Earth passes between the Sun and the Moon, and Earth's shadow falls on the Moon, so it can happen only at full moon. Eclipses do not happen every month, because the Moon's orbit is tilted about 5° compared with Earth's orbit, so the three bodies usually do not line up exactly.
The diagram shows the Moon at eight positions in its orbit, seen from above Earth's North Pole. Sunlight comes from the left.
Moon at eight numbered positions around Earth
At which position could a lunar eclipse occur, and why?
Pista
In a lunar eclipse, whose shadow falls on what? Which way does Earth's shadow point?
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the passage says "In a lunar eclipse, Earth passes between the Sun and the Moon, and Earth's shadow falls on the Moon, so it can happen only at full moon."
Step by step:
Earth's shadow always points away from the Sun, toward the right side of the diagram.
The Moon can enter that shadow only when it is directly behind Earth: position 5.
At position 5, Earth is between the Sun and the Moon, which is full moon. That matches the passage.
Position 1 is where a solar eclipse could occur (the Moon's shadow falls on Earth).
The answer is position 5, because Earth is between the Sun and the Moon.
Tip: Solar eclipse = the Moon blocks the Sun (new moon). Lunar eclipse = Earth's shadow covers the Moon (full moon). The name tells you what gets darkened.
Explicación
De dónde sale la respuesta: el pasaje dice: "En un eclipse lunar, la Tierra pasa entre el Sol y la Luna, y la sombra de la Tierra cae sobre la Luna, así que solo puede ocurrir en luna llena".
Paso a paso:
La sombra de la Tierra siempre apunta en sentido contrario al Sol, hacia el lado derecho del diagrama.
La Luna puede entrar en esa sombra solo cuando está directamente detrás de la Tierra: la posición 5.
En la posición 5, la Tierra está entre el Sol y la Luna, que es la luna llena. Eso coincide con el pasaje.
La posición 1 es donde podría ocurrir un eclipse solar (la sombra de la Luna cae sobre la Tierra).
La respuesta es la posición 5, porque la Tierra está entre el Sol y la Luna.
Consejo: eclipse solar = la Luna tapa el Sol (luna nueva). Eclipse lunar = la sombra de la Tierra cubre la Luna (luna llena). El nombre te dice qué se oscurece.
Ver en español
Texto: Las fases de la Luna y los eclipses
La Luna no produce su propia luz; refleja la luz del Sol. En todo momento, la mitad de la Luna que da hacia el Sol está iluminada. Mientras la Luna gira alrededor de la Tierra, más o menos una vez cada 29.5 días de una luna nueva a la siguiente, vemos distintas cantidades de su mitad iluminada. Estas formas que cambian son las fases de la Luna.
En luna nueva, la Luna está entre la Tierra y el Sol. Su mitad iluminada da hacia el otro lado, así que vemos muy poco o nada de ella. En luna llena, la Tierra está entre el Sol y la Luna, y vemos toda la mitad iluminada. A medio camino, en el cuarto creciente y el cuarto menguante, vemos la mitad de la mitad iluminada, que parece medio círculo.
Un eclipse ocurre cuando el Sol, la Tierra y la Luna se alinean exactamente. En un eclipse solar, la Luna pasa entre el Sol y la Tierra y proyecta su sombra sobre la Tierra, así que solo puede ocurrir en luna nueva. En un eclipse lunar, la Tierra pasa entre el Sol y la Luna, y la sombra de la Tierra cae sobre la Luna, así que solo puede ocurrir en luna llena. Los eclipses no ocurren cada mes, porque la órbita de la Luna está inclinada unos 5° con respecto a la órbita de la Tierra, así que normalmente los tres cuerpos no se alinean exactamente.
Pregunta
El diagrama muestra la Luna en ocho posiciones de su órbita, vista desde arriba del Polo Norte de la Tierra. La luz del Sol viene de la izquierda.
¿En qué posición podría ocurrir un eclipse lunar, y por qué?
Opciones
A. La posición 1, porque la Luna está entre el Sol y la Tierra
B. La posición 3 o la 7, porque solo la mitad del lado iluminado de la Luna da hacia la Tierra
C. Cualquier posición, porque la sombra de la Tierra siempre cubre parte de la órbita de la Luna
D. La posición 5, porque la Tierra está entre el Sol y la Luna
Pista
En un eclipse lunar, ¿la sombra de qué cae sobre qué? ¿Hacia dónde apunta la sombra de la Tierra?
Pregunta 11 de 36
Arrastrar y soltarThe Life Cycle of Stars
Stars form inside huge clouds of gas and dust called nebulae. Gravity pulls the gas together into a hot, dense protostar. When its center becomes hot enough for nuclear fusion (joining hydrogen nuclei into helium, which releases enormous energy), a star is born. A star spends most of its life on the main sequence, steadily fusing hydrogen in its core.
A star's mass decides how long it lives and how it dies. When a star like the Sun runs low on hydrogen in its core, it swells into a red giant. Later it sheds its outer layers as a glowing shell of gas called a planetary nebula, and its hot core is left behind as a small, dense white dwarf that slowly cools. A star with more than about 8 times the Sun's mass becomes a red supergiant and then explodes as a supernova. What remains is an extremely dense neutron star or, for the most massive stars, a black hole.
For comparison, the universe is about 13.8 billion years old.
Using the passage, put the stages in the life of a star like the Sun in order. One stage does not belong.
Stage 1
Stage 2
Stage 3
Stage 4
Stage 5
Stage 6
Toca una ficha y luego toca un recuadro para colocarla.
Pista
Start with the cloud a star forms in. Then think about what happens to a star that is NOT more than 8 times the Sun's mass.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the passage: stars form in "nebulae"; gravity makes a "protostar"; a star spends most of its life on "the main sequence"; a Sun-like star "swells into a red giant," sheds its layers as a "planetary nebula," and leaves "a small, dense white dwarf."
Step by step:
Nebula (cloud of gas and dust) → 2. Protostar (gravity pulls gas together) → 3. Main-sequence star (fusion begins; most of the star's life) → 4. Red giant (core runs low on hydrogen) → 5. Planetary nebula (outer layers drift off) → 6. White dwarf (leftover core cools).
A supernova happens only to stars with more than about 8 times the Sun's mass, so it does not belong in the Sun's life.
Answer:nebula → protostar → main sequence → red giant → planetary nebula → white dwarf.
Tip: Mass decides the ending. Sun-like stars end gently (white dwarf); very massive stars end violently (supernova, then neutron star or black hole). Note that a planetary nebula has nothing to do with planets.
Explicación
De dónde sale la respuesta: el pasaje: las estrellas se forman en "nebulosas"; la gravedad forma una "protoestrella"; una estrella pasa la mayor parte de su vida en "la secuencia principal"; una estrella como el Sol "se hincha hasta convertirse en una gigante roja", suelta sus capas como una "nebulosa planetaria" y deja "una enana blanca pequeña y densa".
Paso a paso:
Nebulosa (nube de gas y polvo) → 2. Protoestrella (la gravedad junta el gas) → 3. Estrella de la secuencia principal (empieza la fusión; la mayor parte de la vida de la estrella) → 4. Gigante roja (al núcleo se le acaba el hidrógeno) → 5. Nebulosa planetaria (las capas exteriores se alejan) → 6. Enana blanca (el núcleo que queda se enfría).
Una supernova les ocurre solo a las estrellas con más de unas 8 veces la masa del Sol, así que no pertenece a la vida del Sol.
Respuesta:nebulosa → protoestrella → secuencia principal → gigante roja → nebulosa planetaria → enana blanca.
Consejo: la masa decide el final. Las estrellas como el Sol terminan de forma tranquila (enana blanca); las estrellas muy masivas terminan de forma violenta (supernova y luego estrella de neutrones o agujero negro). Fíjate en que una nebulosa planetaria no tiene nada que ver con los planetas.
Ver en español
Texto: El ciclo de vida de las estrellas
Las estrellas se forman dentro de enormes nubes de gas y polvo llamadas nebulosas. La gravedad junta el gas y forma una protoestrella caliente y densa. Cuando su centro se calienta lo suficiente para la fusión nuclear (unir núcleos de hidrógeno para formar helio, lo que libera una enorme cantidad de energía), nace una estrella. Una estrella pasa la mayor parte de su vida en la secuencia principal, fusionando hidrógeno de forma constante en su núcleo.
La masa de una estrella decide cuánto tiempo vive y cómo muere. Cuando a una estrella como el Sol se le está acabando el hidrógeno de su núcleo, se hincha y se convierte en una gigante roja. Más tarde suelta sus capas exteriores como una capa brillante de gas llamada nebulosa planetaria, y su núcleo caliente queda como una enana blanca pequeña y densa que se enfría lentamente. Una estrella con más de unas 8 veces la masa del Sol se convierte en una supergigante roja y luego explota como una supernova. Lo que queda es una estrella de neutrones extremadamente densa o, en el caso de las estrellas de más masa, un agujero negro.
Tabla 1. Duración aproximada en la secuencia principal (modelo sencillo)
Masa de la estrella (Sol = 1)
0.5
1
2
5
10
20
Duración en la secuencia principal
unos 57 mil millones de años
unos 10 mil millones de años
unos 1.8 mil millones de años
unos 180 millones de años
unos 32 millones de años
unos 6 millones de años
Como comparación, el universo tiene unos 13.8 mil millones de años.
Pregunta
Usando el pasaje, pon en orden las etapas de la vida de una estrella como el Sol. Una etapa no corresponde.
Etapa 1
Etapa 2
Etapa 3
Etapa 4
Etapa 5
Etapa 6
_____
_____
_____
_____
_____
_____
Opciones
Nebulosa
Protoestrella
Estrella de la secuencia principal
Gigante roja
Nebulosa planetaria
Enana blanca
Supernova
Pista
Empieza con la nube en la que se forma una estrella. Luego piensa qué le pasa a una estrella que NO tiene más de 8 veces la masa del Sol.
Pregunta 12 de 36
Galaxies on the Move
A galaxy is a huge system of stars, gas and dust held together by gravity. Our galaxy, the Milky Way, is a spiral galaxy with hundreds of billions of stars, one of which is the Sun. Distances to galaxies are measured in light-years; one light-year is the distance light travels in a year, about 9.5 trillion km.
In the 1920s, the astronomer Edwin Hubble studied the light from distant galaxies. Light from a galaxy that is moving away from us is stretched to longer, redder wavelengths, a shift called redshift. The greater the redshift, the faster the galaxy is moving away. The graph shows data like Hubble's for five galaxies.
Scatter plot of galaxy distance and speed
In a universe that is expanding evenly, an observer in any galaxy would see the other galaxies moving away in this same pattern.
Which conclusion is best supported by the graph and the passage?
Pista
Describe the trend in the graph in one sentence. Then reread the last sentence of the passage.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the graph shows speed rising steadily with distance, from Galaxy A (50 million light-years, 1,100 km/s) to Galaxy E (470 million light-years, 10,200 km/s). The passage says redshift means a galaxy is "moving away from us," and "an observer in any galaxy would see the other galaxies moving away in this same pattern."
Step by step:
All five galaxies are moving away (all are redshifted with positive speeds).
The farther the galaxy, the faster it recedes. The points lie close to a straight line through the origin.
This is exactly what happens if space itself is expanding: every galaxy moves away from every other one.
Because observers in every galaxy would see the same pattern, it does not put us at the center.
The best conclusion is that the universe is expanding, with more distant galaxies moving away faster. This evidence supports the Big Bang theory.
Tip: Reject conclusions that go further than the evidence ("we are at the center") or that reverse the trend.
Explicación
De dónde sale la respuesta: la gráfica muestra que la velocidad sube de forma constante con la distancia, desde la Galaxia A (50 millones de años luz, 1,100 km/s) hasta la Galaxia E (470 millones de años luz, 10,200 km/s). El pasaje dice que el corrimiento al rojo significa que una galaxia "se está alejando de nosotros", y que "un observador en cualquier galaxia vería que las otras galaxias se alejan con este mismo patrón".
Paso a paso:
Las cinco galaxias se están alejando (todas tienen corrimiento al rojo y velocidades positivas).
Mientras más lejos está la galaxia, más rápido se aleja. Los puntos quedan cerca de una línea recta que pasa por el origen.
Esto es exactamente lo que pasa si el espacio mismo se está expandiendo: cada galaxia se aleja de todas las demás.
Como los observadores de cualquier galaxia verían el mismo patrón, esto no nos pone en el centro.
La mejor conclusión es que el universo se está expandiendo, y las galaxias más lejanas se alejan más rápido. Esta evidencia apoya la teoría del Big Bang.
Consejo: rechaza las conclusiones que van más allá de la evidencia ("estamos en el centro") o que invierten la tendencia.
Ver en español
Texto: Galaxias en movimiento
Una galaxia es un sistema enorme de estrellas, gas y polvo que se mantiene unido por la gravedad. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es una galaxia espiral con cientos de miles de millones de estrellas, y una de ellas es el Sol. Las distancias a las galaxias se miden en años luz; un año luz es la distancia que recorre la luz en un año, unos 9.5 billones de km (9.5 millones de millones de km).
En la década de 1920, el astrónomo Edwin Hubble estudió la luz de galaxias lejanas. La luz de una galaxia que se aleja de nosotros se estira hacia longitudes de onda más largas y rojas, un cambio llamado corrimiento al rojo. Mientras mayor es el corrimiento al rojo, más rápido se aleja la galaxia. La gráfica muestra datos parecidos a los de Hubble para cinco galaxias.
En un universo que se expande de manera uniforme, un observador en cualquier galaxia vería que las otras galaxias se alejan con este mismo patrón.
Pregunta
¿Qué conclusión está mejor respaldada por la gráfica y el pasaje?
Opciones
A. La Vía Láctea está en el centro del universo, ya que todas las galaxias se alejan de ella.
B. El universo se está expandiendo, y las galaxias más lejanas se alejan más rápido.
C. Las galaxias cercanas se alejan más rápido que las galaxias lejanas.
D. Las cinco galaxias se están moviendo hacia la Vía Láctea.
Pista
Describe la tendencia de la gráfica en una oración. Luego vuelve a leer la última oración del pasaje.
Pregunta 13 de 36
Zona activaEarth's Orbit and Tilt
The diagram shows Earth at four points, A to D, in its yearly orbit around the Sun. It is not to scale. Earth's axis is tilted 23.5°, and the North Pole always points toward the same spot in space, near the North Star.
When a hemisphere is tilted toward the Sun, the Sun rides higher in that hemisphere's sky and the days are longer, so that hemisphere has summer. At the same time, the other hemisphere is tilted away and has winter. On the two days of the year when neither hemisphere is tilted toward the Sun, the equinoxes, day and night are each about 12 hours long almost everywhere on Earth.
Earth at four positions around the Sun with its tilted axis
Click the position of Earth on the day when Chicago, in the Northern Hemisphere, has its longest daylight of the year.
Haz clic en la figura para marcar tu respuesta (o selecciónala y usa las flechas del teclado).
Pista
Find the position where the North Pole (N) leans toward the Sun.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the passage says "When a hemisphere is tilted toward the Sun, the Sun rides higher in that hemisphere's sky and the days are longer, so that hemisphere has summer." In the diagram, the North Pole always leans toward the right side of the picture.
Step by step:
At position A, Earth is to the left of the Sun, so a North Pole leaning right leans toward the Sun.
At position C, Earth is to the right of the Sun, so the same lean points away from the Sun: Northern winter.
At B and D, the axis leans sideways, neither toward nor away from the Sun: equinoxes, with about 12 hours of daylight.
Chicago's longest day (the June solstice) is when the Northern Hemisphere leans most toward the Sun: position A.
The answer is position A.
Check: The tilt direction never changes in space, so only the position in the orbit decides which hemisphere faces the Sun ✓.
Tip: On orbit diagrams, follow the axis to the pole and ask: does it lean toward the Sun or away? Distance does not matter, since Earth's orbit is nearly a circle.
Explicación
De dónde sale la respuesta: el pasaje dice: "Cuando un hemisferio está inclinado hacia el Sol, el Sol pasa más alto en el cielo de ese hemisferio y los días son más largos, así que ese hemisferio tiene verano". En el diagrama, el Polo Norte siempre se inclina hacia el lado derecho del dibujo.
Paso a paso:
En la posición A, la Tierra está a la izquierda del Sol, así que un Polo Norte inclinado hacia la derecha se inclina hacia el Sol.
En la posición C, la Tierra está a la derecha del Sol, así que la misma inclinación apunta en dirección contraria al Sol: invierno en el norte.
En B y D, el eje se inclina hacia un lado, ni hacia el Sol ni en dirección contraria: equinoccios, con unas 12 horas de luz.
El día más largo de Chicago (el solsticio de junio) es cuando el hemisferio norte está más inclinado hacia el Sol: la posición A.
La respuesta es la posición A.
Comprobación: La dirección de la inclinación nunca cambia en el espacio, así que solo la posición en la órbita decide qué hemisferio da hacia el Sol ✓.
Consejo: En los diagramas de órbitas, sigue el eje hasta el polo y pregúntate: ¿se inclina hacia el Sol o en dirección contraria? La distancia no importa, porque la órbita de la Tierra es casi un círculo.
Ver en español
Texto: La órbita y la inclinación de la Tierra
El diagrama muestra la Tierra en cuatro puntos, de la A a la D, de su órbita anual alrededor del Sol. No está a escala. El eje de la Tierra está inclinado 23.5°, y el Polo Norte siempre apunta hacia el mismo lugar del espacio, cerca de la Estrella Polar.
Cuando un hemisferio está inclinado hacia el Sol, el Sol pasa más alto en el cielo de ese hemisferio y los días son más largos, así que ese hemisferio tiene verano. Al mismo tiempo, el otro hemisferio está inclinado en dirección contraria y tiene invierno. En los dos días del año en que ningún hemisferio está inclinado hacia el Sol, los equinoccios, el día y la noche duran cada uno unas 12 horas en casi toda la Tierra.
Pregunta
Haz clic en la posición de la Tierra el día en que Chicago, en el hemisferio norte, tiene más horas de luz del año.
Pista
Busca la posición en la que el Polo Norte (N) se inclina hacia el Sol.
Pregunta 14 de 36
Solar and Lunar Eclipses
An eclipse happens when one body moves into the shadow of another. In a solar eclipse, the Moon passes directly between the Sun and Earth, and the Moon's shadow falls on part of Earth. This can happen only at new moon. In a lunar eclipse, Earth passes directly between the Sun and the Moon, and Earth's shadow falls on the Moon. This can happen only at full moon. During a total lunar eclipse, the Moon often looks reddish, because a little sunlight is bent through Earth's atmosphere onto it.
The Moon's orbit is tilted about 5° compared with Earth's orbit around the Sun. So in most months, the new moon passes a little above or below the Sun, and the full moon passes above or below Earth's shadow. Eclipses happen only when a new or full moon occurs near one of the two points where the Moon's orbit crosses the plane of Earth's orbit.
A total solar eclipse can be seen only from a narrow path where the darkest part of the Moon's shadow falls, usually less than about 270 km wide. A total lunar eclipse can be seen from anywhere on the night side of Earth.
A new moon happens about once a month, but a solar eclipse does not happen every month. Based on the passage, why not?
Pista
Is the Moon's path exactly in line with the Sun and Earth every month?
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the passage says "The Moon's orbit is tilted about 5° compared with Earth's orbit around the Sun. So in most months, the new moon passes a little above or below the Sun." Eclipses happen "only when a new or full moon occurs near one of the two points where the Moon's orbit crosses the plane of Earth's orbit."
Step by step:
A solar eclipse needs the Moon directly between the Sun and Earth.
Every new moon, the Moon is roughly between them, but because of the 5° tilt it usually passes a little above or below the Sun–Earth line.
Then the Moon's shadow misses Earth, so there is no eclipse.
Only when new moon happens near a crossing point does the shadow land on Earth.
The answer is the Moon's orbit is tilted about 5°, so at most new moons its shadow passes above or below Earth.
Tip: Do not confuse the Moon's 5° orbital tilt (eclipses) with Earth's 23.5° axis tilt (seasons). Match the number to the topic.
Explicación
De dónde sale la respuesta: el pasaje dice: "La órbita de la Luna está inclinada unos 5° con respecto a la órbita de la Tierra alrededor del Sol. Por eso, la mayoría de los meses la luna nueva pasa un poco por encima o por debajo del Sol". Los eclipses ocurren "solo cuando hay luna nueva o luna llena cerca de uno de los dos puntos donde la órbita de la Luna cruza el plano de la órbita de la Tierra".
Paso a paso:
Un eclipse solar necesita que la Luna esté directamente entre el Sol y la Tierra.
En cada luna nueva, la Luna está más o menos entre ellos, pero por la inclinación de 5° casi siempre pasa un poco por encima o por debajo de la línea Sol–Tierra.
Entonces la sombra de la Luna no cae sobre la Tierra, así que no hay eclipse.
Solo cuando la luna nueva ocurre cerca de un punto de cruce, la sombra cae sobre la Tierra.
La respuesta es la órbita de la Luna está inclinada unos 5°, así que en la mayoría de las lunas nuevas su sombra pasa por encima o por debajo de la Tierra.
Consejo: No confundas la inclinación de 5° de la órbita de la Luna (eclipses) con la inclinación de 23.5° del eje de la Tierra (estaciones). Relaciona cada número con su tema.
Ver en español
Texto: Eclipses solares y lunares
Un eclipse ocurre cuando un cuerpo entra en la sombra de otro. En un eclipse solar, la Luna pasa directamente entre el Sol y la Tierra, y la sombra de la Luna cae sobre parte de la Tierra. Esto solo puede ocurrir en luna nueva. En un eclipse lunar, la Tierra pasa directamente entre el Sol y la Luna, y la sombra de la Tierra cae sobre la Luna. Esto solo puede ocurrir en luna llena. Durante un eclipse lunar total, la Luna muchas veces se ve rojiza, porque un poco de luz solar se desvía a través de la atmósfera de la Tierra y llega a ella.
La órbita de la Luna está inclinada unos 5° con respecto a la órbita de la Tierra alrededor del Sol. Por eso, la mayoría de los meses la luna nueva pasa un poco por encima o por debajo del Sol, y la luna llena pasa por encima o por debajo de la sombra de la Tierra. Los eclipses solo ocurren cuando hay luna nueva o luna llena cerca de uno de los dos puntos donde la órbita de la Luna cruza el plano de la órbita de la Tierra.
Un eclipse solar total solo se puede ver desde un camino estrecho donde cae la parte más oscura de la sombra de la Luna, que normalmente mide menos de unos 270 km de ancho. Un eclipse lunar total se puede ver desde cualquier lugar del lado de la Tierra donde es de noche.
Pregunta
La luna nueva ocurre más o menos una vez al mes, pero un eclipse solar no ocurre cada mes. Según el pasaje, ¿por qué no?
Opciones
A. La Luna es demasiado pequeña para tapar el Sol, excepto en algunos meses.
B. El eje de la Tierra está inclinado 23.5°, lo que saca a la Luna de la alineación.
C. La órbita de la Luna está inclinada unos 5°, así que en la mayoría de las lunas nuevas su sombra pasa por encima o por debajo de la Tierra.
D. Los eclipses solares solo pueden ocurrir en luna llena, que es menos frecuente que la luna nueva.
Pista
¿El camino de la Luna está exactamente alineado con el Sol y la Tierra cada mes?
Pregunta 15 de 36
Redshift and the Expanding Universe
When a light source moves away from an observer, its light waves are stretched to longer, redder wavelengths. This is a redshift. A source moving toward the observer shows a blueshift. In the 1920s, astronomer Edwin Hubble found that nearly all galaxies show redshifts and that farther galaxies are moving away faster. This is strong evidence that the universe is expanding. It supports the Big Bang theory: about 13.8 billion years ago the universe was extremely hot and dense, and it has been expanding ever since. A second major piece of evidence is the cosmic microwave background, faint microwave radiation arriving almost evenly from every direction, left over from the hot early universe.
Over short distances, the gravity between neighboring galaxies can be stronger than the expansion and pull them toward each other.
Galaxy
Distance (million light-years)
Speed (km/s)
Direction
Andromeda
2.5
110
Toward us
Galaxy J
50
1,100
Away from us
Galaxy K
120
2,600
Away from us
Galaxy L
300
6,600
Away from us
Galaxy M
600
13,200
Away from us
Galaxies J, K, L and M are fictional examples.
Light from Galaxy K is redshifted. Based on the passage, what does this tell astronomers?
Pista
Redshift is about motion, not color.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the passage says "When a light source moves away from an observer, its light waves are stretched to longer, redder wavelengths. This is a redshift." The table also lists Galaxy K as moving "Away from us" at 2,600 km/s.
Step by step:
A redshift means the light waves are stretched.
Light is stretched when the source moves away from the observer.
So Galaxy K is moving away from the Milky Way, as the table confirms.
A redshift does not mean the galaxy looks red or is cool; it describes a shift in the wavelengths of all its light.
The answer is Galaxy K is moving away from us.
Check: Andromeda, which moves toward us, shows the opposite, a blueshift ✓.
Tip: Remember red = recede (move away), blue = approach.
Explicación
De dónde sale la respuesta: el pasaje dice: "Cuando una fuente de luz se aleja de un observador, sus ondas de luz se estiran hacia longitudes de onda más largas y rojas. Esto es un corrimiento al rojo". La tabla también dice que la Galaxia K "Se aleja de nosotros" a 2,600 km/s.
Paso a paso:
Un corrimiento al rojo significa que las ondas de luz están estiradas.
La luz se estira cuando la fuente se aleja del observador.
Así que la Galaxia K se aleja de la Vía Láctea, como confirma la tabla.
Un corrimiento al rojo no significa que la galaxia se vea roja o que sea fría; describe un cambio en las longitudes de onda de toda su luz.
La respuesta es la Galaxia K se aleja de nosotros.
Comprobación: Andrómeda, que se acerca a nosotros, muestra lo contrario, un corrimiento al azul ✓.
Consejo: Recuerda: rojo = se aleja, azul = se acerca.
Ver en español
Texto: El corrimiento al rojo y el universo en expansión
Cuando una fuente de luz se aleja de un observador, sus ondas de luz se estiran hacia longitudes de onda más largas y rojas. Esto es un corrimiento al rojo. Una fuente que se acerca al observador muestra un corrimiento al azul. En la década de 1920, el astrónomo Edwin Hubble descubrió que casi todas las galaxias muestran corrimiento al rojo y que las galaxias más lejanas se alejan más rápido. Esta es una evidencia fuerte de que el universo se está expandiendo. Apoya la teoría del Big Bang: hace unos 13.8 mil millones de años, el universo era extremadamente caliente y denso, y desde entonces se ha estado expandiendo. Otra evidencia importante es la radiación cósmica de fondo de microondas, una débil radiación de microondas que llega casi por igual desde todas las direcciones y que quedó del universo temprano y caliente.
A distancias cortas, la gravedad entre galaxias vecinas puede ser más fuerte que la expansión y acercarlas entre sí.
Galaxia
Distancia (millones de años luz)
Velocidad (km/s)
Dirección
Andrómeda
2.5
110
Hacia nosotros
Galaxia J
50
1,100
Se aleja de nosotros
Galaxia K
120
2,600
Se aleja de nosotros
Galaxia L
300
6,600
Se aleja de nosotros
Galaxia M
600
13,200
Se aleja de nosotros
Las galaxias J, K, L y M son ejemplos ficticios.
Pregunta
La luz de la Galaxia K tiene corrimiento al rojo. Según el pasaje, ¿qué les dice esto a los astrónomos?
Opciones
A. La Galaxia K está formada sobre todo por estrellas rojas y frías.
B. La Galaxia K se está acercando a nosotros.
C. La Galaxia K es la galaxia más cercana a la Vía Láctea.
D. La Galaxia K se está alejando de nosotros.
Pista
El corrimiento al rojo tiene que ver con el movimiento, no con el color.
Pregunta 16 de 36
CompletarDating Rocks from Earth and Space
Radioactive parent isotopes decay into stable daughter isotopes at a steady rate. After one half-life, half of the parent atoms remain; after two half-lives, one-quarter remain; after three, one-eighth; and so on. Half-lives are not changed by heat or pressure. Carbon-14 (half-life 5,730 years) can date once-living things up to about 50,000 years old; older samples have too little carbon-14 left to measure. To date rocks that are millions or billions of years old, geologists use isotopes with long half-lives.
Parent → daughter
Half-life
Uranium-235 → lead-207
704 million years
Potassium-40 → argon-40
1.25 billion years
Uranium-238 → lead-206
4.5 billion years
Sample
Radiometric age
Oldest whole rocks on Earth (Canada)
about 4.0 billion years
Oldest Earth mineral grains (zircon crystals, Australia)
about 4.4 billion years
Oldest Moon rocks (brought back by astronauts)
about 4.5 billion years
Oldest meteorites
about 4.57 billion years
Plate tectonics and erosion constantly recycle Earth's surface, so very old Earth rocks are rare. Most meteorites have changed very little since they formed along with the solar system.
A sample of zircon crystal contains 25% of the uranium-235 it had when it formed. Using the passage, how old is the sample, in millions of years?
million years
Escribe tu respuesta en el recuadro. Puedes usar fracciones como 3/4.
Pista
How many times must you halve 100% to reach 25%?
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the passage says "after two half-lives, one-quarter remain," and the table gives the half-life of uranium-235 as 704 million years.
Multiply by the half-life:
2 \times 704 \text{ million years} = 1{,}408 \text{ million years}
The sample is 1,408 million years old (about 1.4 billion years).
Check: After 1,408 million years, 100\% \times \tfrac12 \times \tfrac12 = 25\% remains ✓.
Tip: Count halvings first, then multiply by the half-life. Do not divide the percent by the half-life.
Explicación
De dónde sale la respuesta: el pasaje dice que "después de dos vidas medias, queda una cuarta parte", y la tabla da una vida media de 704 millones de años para el uranio-235.
Paso a paso:
Cuenta las vidas medias: 100% → 50% (1 vida media) → 25% (2 vidas medias).
Multiplica por la vida media:
2 \times 704 \text{ millones de años} = 1{,}408 \text{ millones de años}
La muestra tiene 1,408 millones de años (unos 1.4 mil millones de años).
Comprobación: Después de 1,408 millones de años, queda 100\% \times \tfrac12 \times \tfrac12 = 25\% ✓.
Consejo: Primero cuenta cuántas veces se reduce a la mitad y luego multiplica por la vida media. No dividas el porcentaje entre la vida media.
Ver en español
Texto: Cómo fechar rocas de la Tierra y del espacio
Los isótopos padre radiactivos se desintegran en isótopos hijo estables a un ritmo constante. Después de una vida media, queda la mitad de los átomos padre; después de dos vidas medias, queda una cuarta parte; después de tres, una octava parte; y así sucesivamente. El calor y la presión no cambian las vidas medias. El carbono-14 (vida media de 5,730 años) puede fechar cosas que estuvieron vivas de hasta unos 50,000 años; a las muestras más antiguas les queda muy poco carbono-14 para medirlo. Para fechar rocas de millones o miles de millones de años, los geólogos usan isótopos con vidas medias largas.
Padre → hijo
Vida media
Uranio-235 → plomo-207
704 millones de años
Potasio-40 → argón-40
1.25 mil millones de años
Uranio-238 → plomo-206
4.5 mil millones de años
Muestra
Edad radiométrica
Las rocas completas más antiguas de la Tierra (Canadá)
unos 4.0 mil millones de años
Los granos minerales más antiguos de la Tierra (cristales de circón, Australia)
unos 4.4 mil millones de años
Las rocas lunares más antiguas (traídas por astronautas)
unos 4.5 mil millones de años
Los meteoritos más antiguos
unos 4.57 mil millones de años
La tectónica de placas y la erosión reciclan constantemente la superficie de la Tierra, así que las rocas terrestres muy antiguas son raras. La mayoría de los meteoritos han cambiado muy poco desde que se formaron junto con el sistema solar.
Pregunta
Una muestra de cristal de circón contiene el 25% del uranio-235 que tenía cuando se formó. Usando el pasaje, ¿qué edad tiene la muestra, en millones de años?
_____ millones de años
Pista
¿Cuántas veces tienes que dividir 100% entre dos para llegar a 25%?
Pregunta 17 de 36
CompletarThe Dwarf Planets
A dwarf planet orbits the Sun and has enough mass for its own gravity to pull it into a round shape, but unlike a planet, it has not cleared other objects out of its orbital path. Five dwarf planets are officially recognized. Distances are given in astronomical units (AU); 1 AU is Earth's average distance from the Sun, about 150 million km. Light from the Sun takes about 8.3 minutes to travel 1 AU.
Dwarf planet
Average distance from Sun (AU)
Orbital period (Earth years)
Diameter (km)
Ceres
2.8
4.6
940
Pluto
39.5
248
2,377
Haumea
43.1
284
about 1,600*
Makemake
45.8
306
1,430
Eris
67.7
559
2,326
*Haumea is shaped like a stretched egg; the value is an average.
Using the passage, about how many minutes does sunlight take to reach Eris at its average distance from the Sun?
Round to the nearest minute.
minutes
Escribe tu respuesta en el recuadro. Puedes usar fracciones como 3/4.
Pista
Light takes 8.3 minutes for each AU. How many AU away is Eris?
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the passage says "Light from the Sun takes about 8.3 minutes to travel 1 AU," and the table gives Eris's average distance as 67.7 AU.
Step by step:
Time = number of AU × minutes per AU.
67.7 \times 8.3 = 561.91 \text{ minutes}
Round to the nearest minute: 562 minutes (a little more than 9 hours).
Sunlight takes about 562 minutes to reach Eris.
Check: Rounding first gives 70 \times 8 = 560, which is close ✓. Answers from 561 to 563 are accepted.
Tip: Turn a per unit rate into a multiplication: total = (how many units) × (amount per unit).
Explicación
De dónde sale la respuesta: el pasaje dice: "La luz del Sol tarda unos 8.3 minutos en recorrer 1 UA", y la tabla da una distancia promedio de 67.7 UA para Eris.
Paso a paso:
Tiempo = número de UA × minutos por UA.
67.7 \times 8.3 = 561.91 \text{ minutos}
Redondea al minuto más cercano: 562 minutos (un poco más de 9 horas).
La luz del Sol tarda unos 562 minutos en llegar a Eris.
Comprobación: Si redondeas primero, obtienes 70 \times 8 = 560, que está cerca ✓. Se aceptan respuestas de 561 a 563.
Consejo: Convierte una tasa por unidad en una multiplicación: total = (cuántas unidades) × (cantidad por unidad).
Ver en español
Texto: Los planetas enanos
Un planeta enano gira alrededor del Sol y tiene suficiente masa para que su propia gravedad le dé forma redonda, pero a diferencia de un planeta, no ha despejado de otros objetos el camino de su órbita. Hay cinco planetas enanos reconocidos oficialmente. Las distancias se dan en unidades astronómicas (UA); 1 UA es la distancia promedio de la Tierra al Sol, unos 150 millones de km. La luz del Sol tarda unos 8.3 minutos en recorrer 1 UA.
Planeta enano
Distancia promedio al Sol (UA)
Período orbital (años terrestres)
Diámetro (km)
Ceres
2.8
4.6
940
Plutón
39.5
248
2,377
Haumea
43.1
284
unos 1,600*
Makemake
45.8
306
1,430
Eris
67.7
559
2,326
*Haumea tiene forma de huevo alargado; el valor es un promedio.
Pregunta
Usando el pasaje, ¿aproximadamente cuántos minutos tarda la luz del Sol en llegar a Eris a su distancia promedio del Sol?
Redondea al minuto más cercano.
_____ minutos
Pista
La luz tarda 8.3 minutos por cada UA. ¿A cuántas UA está Eris?
Pregunta 18 de 36
Arrastrar y soltarStar Colors and Star Fates
A star's color depends on its surface temperature. The hottest stars glow blue; cooler stars look yellow, orange or red. Astronomers sort stars into classes. Temperatures are in kelvins (K).
Class
Surface temperature (K)
Color
Example star
O
above 30,000
Blue
(rare)
B
10,000–30,000
Blue-white
Rigel
A
7,500–10,000
White
Sirius
F
6,000–7,500
Yellow-white
Procyon
G
5,200–6,000
Yellow
The Sun
K
3,700–5,200
Orange
Arcturus
M
2,400–3,700
Red
Proxima Centauri
Every star begins in a nebula, a cloud of gas and dust, which collapses into a protostar. For stars in the long, stable main sequence stage, more massive stars are hotter, bluer and brighter, and they use up their fuel much faster. So massive blue stars live only millions of years, while small red stars can shine for many billions.
A star with more than about 8 times the Sun's mass ends differently from a Sun-like star. After the main sequence it swells into a red supergiant and fuses heavier and heavier elements, up to iron, in its core. Then the core collapses and the star explodes as a supernova, scattering these elements into space, where they can become part of new stars and planets. The core left behind becomes a neutron star, or, if the star began with more than roughly 20–25 times the Sun's mass, a black hole. A Sun-like star instead becomes a red giant and ends as a white dwarf.
Astronomers observe a newly formed star with about 15 times the Sun's mass. Based on the passage, drag the six stages of its whole life into order, from birth to its final remnant. Two stages do not belong.
Stage 1
Stage 2
Stage 3
Stage 4
Stage 5
Stage 6
Toca una ficha y luego toca un recuadro para colocarla.
Pista
Is 15 solar masses above 8? Is it above 20–25? Those numbers decide the path and the ending.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the passage says every star begins in a "nebula, a cloud of gas and dust, which collapses into a protostar." A star "with more than about 8 times the Sun's mass" becomes a "red supergiant," then "explodes as a supernova," and its core becomes "a neutron star, or, if the star began with more than roughly 20–25 times the Sun's mass, a black hole."
Step by step:
Nebula → protostar → main-sequence star (true for all stars).
15 solar masses is more than 8, so the star becomes a red supergiant, not a red giant.
Its core collapses and it explodes as a supernova.
15 is less than 20–25, so the core left behind is a neutron star, not a black hole.
The extra stages, white dwarf and red giant, belong to Sun-like stars.
Answer:nebula → protostar → main-sequence star → red supergiant → supernova → neutron star.
Tip: In star questions, the mass decides everything. Write the star's mass next to the cut-off numbers in the passage before you choose.
Explicación
De dónde sale la respuesta: el pasaje dice que toda estrella empieza en una "nebulosa, una nube de gas y polvo, que se contrae y forma una protoestrella". Una estrella "con más de unas 8 veces la masa del Sol" se convierte en una "supergigante roja", luego "explota como una supernova", y su núcleo se convierte en "una estrella de neutrones o, si la estrella empezó con más de unas 20–25 veces la masa del Sol, en un agujero negro".
Paso a paso:
Nebulosa → protoestrella → estrella de la secuencia principal (esto vale para todas las estrellas).
15 masas solares es más que 8, así que la estrella se convierte en una supergigante roja, no en una gigante roja.
Su núcleo colapsa y explota como una supernova.
15 es menos que 20–25, así que el núcleo que queda es una estrella de neutrones, no un agujero negro.
Las etapas que sobran, enana blanca y gigante roja, son de las estrellas como el Sol.
Respuesta:nebulosa → protoestrella → estrella de la secuencia principal → supergigante roja → supernova → estrella de neutrones.
Consejo: En las preguntas sobre estrellas, la masa lo decide todo. Escribe la masa de la estrella junto a los números límite del pasaje antes de escoger.
Ver en español
Texto: Colores y destinos de las estrellas
El color de una estrella depende de la temperatura de su superficie. Las estrellas más calientes brillan de color azul; las más frías se ven amarillas, anaranjadas o rojas. Los astrónomos clasifican las estrellas en clases. Las temperaturas están en kelvin (K).
Clase
Temperatura de la superficie (K)
Color
Estrella de ejemplo
O
más de 30,000
Azul
(poco común)
B
10,000–30,000
Blanco-azulada
Rigel
A
7,500–10,000
Blanca
Sirio
F
6,000–7,500
Blanco-amarillenta
Procyon
G
5,200–6,000
Amarilla
El Sol
K
3,700–5,200
Anaranjada
Arturo
M
2,400–3,700
Roja
Próxima Centauri
Toda estrella empieza en una nebulosa, una nube de gas y polvo, que se contrae y forma una protoestrella. Entre las estrellas que están en la etapa larga y estable de la secuencia principal, las de más masa son más calientes, más azules y más brillantes, y gastan su combustible mucho más rápido. Por eso las estrellas azules de mucha masa viven solo millones de años, mientras que las estrellas rojas pequeñas pueden brillar durante muchos miles de millones de años.
Una estrella con más de unas 8 veces la masa del Sol termina de forma diferente a una estrella como el Sol. Después de la secuencia principal se hincha y se convierte en una supergigante roja, y fusiona elementos cada vez más pesados, hasta el hierro, en su núcleo. Luego el núcleo colapsa y la estrella explota como una supernova, que esparce estos elementos por el espacio, donde pueden llegar a formar parte de nuevas estrellas y planetas. El núcleo que queda se convierte en una estrella de neutrones o, si la estrella empezó con más de unas 20–25 veces la masa del Sol, en un agujero negro. En cambio, una estrella como el Sol se convierte en una gigante roja y termina como una enana blanca.
Pregunta
Unos astrónomos observan una estrella recién formada con unas 15 veces la masa del Sol. Según el pasaje, arrastra en orden las seis etapas de toda su vida, desde su nacimiento hasta su resto final. Dos etapas no corresponden.
Etapa 1
Etapa 2
Etapa 3
Etapa 4
Etapa 5
Etapa 6
_____
_____
_____
_____
_____
_____
Opciones
Nebulosa
Protoestrella
Estrella de la secuencia principal
Supergigante roja
Supernova
Estrella de neutrones
Enana blanca
Gigante roja
Pista
¿15 masas solares es más que 8? ¿Es más que 20–25? Esos números deciden el camino y el final.
Pregunta 19 de 36
Spring and Neap Tides at Gull Point
The Moon's gravity pulls on Earth's oceans and raises two bulges of water, one on the side facing the Moon and one on the opposite side. The Sun's gravity raises smaller bulges. When the Sun, Earth and Moon line up, at new moon and full moon, the bulges add together. This gives spring tides, with the highest highs, the lowest lows and the largest tidal range. When the Moon is at a right angle to the Sun–Earth line, at first quarter and third quarter, the Sun's pull partly cancels the Moon's. This gives neap tides, with the smallest range. (Spring tides have nothing to do with the season of spring.) The tidal range is the high-tide height minus the low-tide height.
Tide table for Gull Point, a fictional harbor. Heights are in meters above the average low-water level, so a negative height is lower than usual.
Date
Moon phase
Highest high tide (m)
Lowest low tide (m)
March 3
Third quarter
1.8
0.6
March 10
New moon
2.6
−0.2
March 17
First quarter
1.7
0.7
March 25
Full moon
2.5
−0.1
A group plans to dig for clams on mud flats at Gull Point that are uncovered only during the lowest low tides. The next full moon after March 25 is on April 24. Based on the passage, which date in late April is the best choice?
Pista
The lowest lows come with spring tides. When do spring tides happen?
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the passage says that at new moon and full moon "the bulges add together. This gives spring tides, with the highest highs, the lowest lows and the largest tidal range." In the table, the lowest lows were −0.2 m (new moon) and −0.1 m (full moon), while the quarter moons had lows of 0.6 m and 0.7 m.
Step by step:
The group needs the lowest low tides.
The lowest lows come with spring tides, at new moon and full moon.
April 24 is a full moon, so the tides near April 24 should give the lowest lows.
About a week earlier is the first quarter moon, which gives neap tides with higher lows.
The best choice is April 24, at the full moon.
Tip: For tide questions, link the phase to the alignment: lined up (new or full) = extreme tides; right angle (quarters) = mild tides.
Explicación
De dónde sale la respuesta: el pasaje dice que en luna nueva y luna llena "los abultamientos se suman. Esto produce las mareas vivas, con las mareas altas más altas, las bajas más bajas y el mayor rango de marea". En la tabla, las bajas más bajas fueron −0.2 m (luna nueva) y −0.1 m (luna llena), mientras que en los cuartos de luna las bajas fueron 0.6 m y 0.7 m.
Paso a paso:
El grupo necesita las mareas bajas más bajas.
Las bajas más bajas vienen con las mareas vivas, en luna nueva y luna llena.
El 24 de abril hay luna llena, así que las mareas cerca del 24 de abril deberían dar las bajas más bajas.
Más o menos una semana antes es cuarto creciente, que da mareas muertas con bajas más altas.
La mejor opción es el 24 de abril, en la luna llena.
Consejo: En las preguntas sobre mareas, relaciona la fase con la alineación: alineados (luna nueva o llena) = mareas extremas; en ángulo recto (cuartos) = mareas suaves.
Ver en español
Texto: Mareas vivas y mareas muertas en Gull Point
La gravedad de la Luna atrae los océanos de la Tierra y levanta dos abultamientos de agua, uno en el lado que da a la Luna y otro en el lado opuesto. La gravedad del Sol levanta abultamientos más pequeños. Cuando el Sol, la Tierra y la Luna se alinean, en luna nueva y luna llena, los abultamientos se suman. Esto produce las mareas vivas, con las mareas altas más altas, las bajas más bajas y el mayor rango de marea. Cuando la Luna está en ángulo recto con la línea Sol–Tierra, en el cuarto creciente y el cuarto menguante, la atracción del Sol cancela en parte la de la Luna. Esto produce las mareas muertas, con el rango más pequeño. (En inglés, las mareas vivas se llaman spring tides, pero no tienen nada que ver con la primavera.) El rango de marea es la altura de la marea alta menos la altura de la marea baja.
Tabla de mareas de Gull Point, un puerto ficticio. Las alturas están en metros sobre el nivel promedio de aguas bajas, así que una altura negativa es más baja de lo normal.
Fecha
Fase de la Luna
Marea alta más alta (m)
Marea baja más baja (m)
3 de marzo
Cuarto menguante
1.8
0.6
10 de marzo
Luna nueva
2.6
−0.2
17 de marzo
Cuarto creciente
1.7
0.7
25 de marzo
Luna llena
2.5
−0.1
Pregunta
Un grupo planea sacar almejas en unas llanuras de lodo de Gull Point que solo quedan descubiertas durante las mareas bajas más bajas. La siguiente luna llena después del 25 de marzo es el 24 de abril. Según el pasaje, ¿qué fecha a finales de abril es la mejor opción?
Opciones
A. El 17 de abril, más o menos una semana antes de la luna llena
B. Cualquier fecha, porque las mareas bajas son iguales todo el mes
C. El 24 de abril, en la luna llena
D. El 21 de abril, porque las mareas dependen de la estación del año, no de la Luna
Pista
Las mareas bajas más bajas vienen con las mareas vivas. ¿Cuándo ocurren las mareas vivas?
Pregunta 20 de 36
Varias respuestasThe Dwarf Planets
A dwarf planet orbits the Sun and has enough mass for its own gravity to pull it into a round shape, but unlike a planet, it has not cleared other objects out of its orbital path. Five dwarf planets are officially recognized. Distances are given in astronomical units (AU); 1 AU is Earth's average distance from the Sun, about 150 million km. Light from the Sun takes about 8.3 minutes to travel 1 AU.
Dwarf planet
Average distance from Sun (AU)
Orbital period (Earth years)
Diameter (km)
Ceres
2.8
4.6
940
Pluto
39.5
248
2,377
Haumea
43.1
284
about 1,600*
Makemake
45.8
306
1,430
Eris
67.7
559
2,326
*Haumea is shaped like a stretched egg; the value is an average.
Which dwarf planets take more than 300 Earth years to orbit the Sun once? Select all that apply.
Selecciona todas las opciones correctas.
Pista
Use the orbital period column and compare each value with 300.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the table's orbital period column: Ceres 4.6, Pluto 248, Haumea 284, Makemake 306, Eris 559 Earth years.
Step by step:
Compare each period with 300 years.
Ceres (4.6), Pluto (248) and Haumea (284) are all less than 300.
Makemake (306) and Eris (559) are more than 300.
The answers are Makemake and Eris.
Check: These are also the two farthest dwarf planets (45.8 AU and 67.7 AU), which fits the pattern that farther objects take longer to orbit ✓.
Tip: In select-all items with a cutoff, check every row. Values close to the cutoff (284 and 306 here) are where mistakes happen.
Explicación
De dónde sale la respuesta: la columna de período orbital de la tabla: Ceres 4.6, Plutón 248, Haumea 284, Makemake 306, Eris 559 años terrestres.
Paso a paso:
Compara cada período con 300 años.
Ceres (4.6), Plutón (248) y Haumea (284) tienen menos de 300.
Makemake (306) y Eris (559) tienen más de 300.
Las respuestas son Makemake y Eris.
Comprobación: Estos son también los dos planetas enanos más lejanos (45.8 UA y 67.7 UA), lo cual concuerda con el patrón de que los objetos más lejanos tardan más en dar la vuelta ✓.
Consejo: En las preguntas de seleccionar todas con un valor límite, revisa cada fila. Los valores cercanos al límite (aquí 284 y 306) son donde ocurren los errores.
Ver en español
Texto: Los planetas enanos
Un planeta enano gira alrededor del Sol y tiene suficiente masa para que su propia gravedad le dé forma redonda, pero a diferencia de un planeta, no ha despejado de otros objetos el camino de su órbita. Hay cinco planetas enanos reconocidos oficialmente. Las distancias se dan en unidades astronómicas (UA); 1 UA es la distancia promedio de la Tierra al Sol, unos 150 millones de km. La luz del Sol tarda unos 8.3 minutos en recorrer 1 UA.
Planeta enano
Distancia promedio al Sol (UA)
Período orbital (años terrestres)
Diámetro (km)
Ceres
2.8
4.6
940
Plutón
39.5
248
2,377
Haumea
43.1
284
unos 1,600*
Makemake
45.8
306
1,430
Eris
67.7
559
2,326
*Haumea tiene forma de huevo alargado; el valor es un promedio.
Pregunta
¿Qué planetas enanos tardan más de 300 años terrestres en dar una vuelta alrededor del Sol? Selecciona todas las opciones que correspondan.
Opciones
A. Ceres
B. Plutón
C. Haumea
D. Makemake
E. Eris
Pista
Usa la columna del período orbital y compara cada valor con 300.
Pregunta 21 de 36
The Life Cycle of Stars
Stars form inside huge clouds of gas and dust called nebulae. Gravity pulls the gas together into a hot, dense protostar. When its center becomes hot enough for nuclear fusion (joining hydrogen nuclei into helium, which releases enormous energy), a star is born. A star spends most of its life on the main sequence, steadily fusing hydrogen in its core.
A star's mass decides how long it lives and how it dies. When a star like the Sun runs low on hydrogen in its core, it swells into a red giant. Later it sheds its outer layers as a glowing shell of gas called a planetary nebula, and its hot core is left behind as a small, dense white dwarf that slowly cools. A star with more than about 8 times the Sun's mass becomes a red supergiant and then explodes as a supernova. What remains is an extremely dense neutron star or, for the most massive stars, a black hole.
For comparison, the universe is about 13.8 billion years old.
Star X has 10 times the Sun's mass, and Star Y has the same mass as the Sun. Both stars formed at the same time, 100 million years ago. Based on the passage, which statement is most likely true today?
Pista
Compare 100 million years with each star's main-sequence lifetime in Table 1. Then use the passage to decide how a star of that mass ends.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: Table 1 gives main-sequence lifetimes of "about 32 million years" for 10 solar masses and "about 10 billion years" for 1 solar mass. The passage says a star with "more than about 8 times the Sun's mass" explodes as a supernova, leaving a neutron star or black hole.
Step by step:
Star X: 100 million years is more than its 32-million-year lifetime, so it has already left the main sequence.
At 10 solar masses (more than 8), it becomes a red supergiant and then a supernova, leaving a neutron star or black hole, not a white dwarf.
Star Y: 100 million years is only 1% of its 10-billion-year lifetime (0.1 \div 10 = 0.01), so it is still on the main sequence.
Notice the pattern: more massive stars burn their fuel much faster, so they live shorter lives.
The answer is Star X has likely already exploded as a supernova, while Star Y is still a main-sequence star.
Tip: Watch units in tables: "million" and "billion" differ by a factor of 1,000. Also, bigger stars live shorter lives, which surprises many test takers.
Explicación
De dónde sale la respuesta: la Tabla 1 da una vida en la secuencia principal de "unos 32 millones de años" para 10 masas solares y de "unos 10 mil millones de años" para 1 masa solar. El pasaje dice que una estrella con "más de unas 8 veces la masa del Sol" explota como supernova y deja una estrella de neutrones o un agujero negro.
Paso a paso:
Estrella X: 100 millones de años es más que su vida de 32 millones de años, así que ya salió de la secuencia principal.
Con 10 masas solares (más de 8), se convierte en una supergigante roja y luego en una supernova, y deja una estrella de neutrones o un agujero negro, no una enana blanca.
Estrella Y: 100 millones de años es solo el 1% de su vida de 10 mil millones de años (0.1 \div 10 = 0.01), así que todavía está en la secuencia principal.
Fíjate en el patrón: las estrellas con más masa queman su combustible mucho más rápido, así que viven menos.
La respuesta es la Estrella X probablemente ya explotó como supernova, mientras que la Estrella Y todavía es una estrella de la secuencia principal.
Consejo: cuidado con las unidades de las tablas: "millones" y "mil millones" son diferentes por un factor de 1,000. Además, las estrellas más grandes viven menos, algo que sorprende a muchas personas en el examen.
Ver en español
Texto: El ciclo de vida de las estrellas
Las estrellas se forman dentro de enormes nubes de gas y polvo llamadas nebulosas. La gravedad junta el gas y forma una protoestrella caliente y densa. Cuando su centro se calienta lo suficiente para la fusión nuclear (unir núcleos de hidrógeno para formar helio, lo que libera una enorme cantidad de energía), nace una estrella. Una estrella pasa la mayor parte de su vida en la secuencia principal, fusionando hidrógeno de forma constante en su núcleo.
La masa de una estrella decide cuánto tiempo vive y cómo muere. Cuando a una estrella como el Sol se le está acabando el hidrógeno de su núcleo, se hincha y se convierte en una gigante roja. Más tarde suelta sus capas exteriores como una capa brillante de gas llamada nebulosa planetaria, y su núcleo caliente queda como una enana blanca pequeña y densa que se enfría lentamente. Una estrella con más de unas 8 veces la masa del Sol se convierte en una supergigante roja y luego explota como una supernova. Lo que queda es una estrella de neutrones extremadamente densa o, en el caso de las estrellas de más masa, un agujero negro.
Tabla 1. Duración aproximada en la secuencia principal (modelo sencillo)
Masa de la estrella (Sol = 1)
0.5
1
2
5
10
20
Duración en la secuencia principal
unos 57 mil millones de años
unos 10 mil millones de años
unos 1.8 mil millones de años
unos 180 millones de años
unos 32 millones de años
unos 6 millones de años
Como comparación, el universo tiene unos 13.8 mil millones de años.
Pregunta
La Estrella X tiene 10 veces la masa del Sol, y la Estrella Y tiene la misma masa que el Sol. Las dos estrellas se formaron al mismo tiempo, hace 100 millones de años. Según el pasaje, ¿qué enunciado es más probable que sea cierto hoy?
Opciones
A. Las dos estrellas todavía están en la secuencia principal, porque 100 millones de años es poco tiempo para una estrella.
B. La Estrella Y ya se convirtió en una enana blanca, mientras que la Estrella X todavía está en la secuencia principal.
C. La Estrella X se convirtió en una enana blanca, mientras que la Estrella Y todavía está en la secuencia principal.
D. Es probable que la Estrella X ya haya explotado como supernova, mientras que la Estrella Y todavía está en la secuencia principal.
Pista
Compara 100 millones de años con la duración de cada estrella en la secuencia principal en la Tabla 1. Luego usa el pasaje para decidir cómo termina una estrella de esa masa.
Pregunta 22 de 36
CompletarRadiometric Dating
Some atoms are unstable, or radioactive. Over time, a radioactive parent isotope decays into a stable daughter isotope at a steady rate. The half-life is the time it takes for half of the parent atoms in a sample to decay. An isotope's half-life does not change with temperature or pressure, so it works like a clock. By measuring how much of the parent isotope remains, scientists can tell how many half-lives have passed and so how old the sample is. This is radiometric dating.
Decay curve showing percent of parent isotope remaining after each half-life
Parent → daughter
Half-life
Used to date
Carbon-14 → nitrogen-14
5,730 years
Remains of once-living things, up to about 50,000 years old
Potassium-40 → argon-40
1.25 billion years
Volcanic rocks older than about 100,000 years
Uranium-238 → lead-206
4.5 billion years
The oldest rocks and meteorites
Using these methods, scientists have found that the oldest meteorites, which formed along with the solar system, are about 4.6 billion years old. That is the best estimate for the age of Earth. Other evidence shows that the universe is about 13.8 billion years old.
An archaeologist finds a piece of charcoal from an ancient campfire. It contains 12.5% of the carbon-14 it had when the wood was part of a living tree. Using the passage, how old is the charcoal?
years
Escribe tu respuesta en el recuadro. Puedes usar fracciones como 3/4.
Pista
Use the decay graph to find how many half-lives leave 12.5%. Then use carbon-14's half-life from the table.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the decay graph shows 12.5% remaining after 3 half-lives, and the table gives carbon-14's half-life as 5,730 years.
Check that carbon-14 is the right tool: the table says it works for remains "up to about 50,000 years old," and 17,190 years is within that range ✓
The charcoal is about 17,190 years old.
Check:(\tfrac{1}{2})^3 = \tfrac{1}{8} = 12.5\% ✓
Tip: Count half-lives by halving, not by subtracting. 12.5% left means 87.5% decayed, but that does not mean 87.5 ÷ 12.5 = 7 half-lives.
Explicación
De dónde sale la respuesta: la gráfica de desintegración muestra que queda 12.5% después de 3 vidas medias, y la tabla da la vida media del carbono-14: 5,730 años.
Paso a paso:
Cuenta cuántas veces se divide a la mitad: 100\% \to 50\% \to 25\% \to 12.5\%, así que son 3 vidas medias.
Edad:
3 \times 5{,}730 = 17{,}190 \text{ años}
Comprueba que el carbono-14 es la herramienta correcta: la tabla dice que sirve para restos de "hasta unos 50,000 años", y 17,190 años está dentro de ese rango ✓
Consejo: cuenta las vidas medias dividiendo a la mitad, no restando. Que quede 12.5% significa que se desintegró 87.5%, pero eso no significa que sean 87.5 ÷ 12.5 = 7 vidas medias.
Ver en español
Texto: La datación radiométrica
Algunos átomos son inestables, o radiactivos. Con el tiempo, un isótopo padre radiactivo se desintegra y se convierte en un isótopo hijo estable a un ritmo constante. La vida media es el tiempo que tarda en desintegrarse la mitad de los átomos padre de una muestra. La vida media de un isótopo no cambia con la temperatura ni con la presión, así que funciona como un reloj. Al medir cuánto queda del isótopo padre, los científicos pueden saber cuántas vidas medias han pasado y, por lo tanto, qué edad tiene la muestra. Esto es la datación radiométrica.
Padre → hijo
Vida media
Se usa para fechar
Carbono-14 → nitrógeno-14
5,730 años
Restos de cosas que estuvieron vivas, de hasta unos 50,000 años
Potasio-40 → argón-40
1.25 mil millones de años
Rocas volcánicas de más de unos 100,000 años
Uranio-238 → plomo-206
4.5 mil millones de años
Las rocas y los meteoritos más antiguos
Con estos métodos, los científicos han encontrado que los meteoritos más antiguos, que se formaron junto con el sistema solar, tienen unos 4.6 mil millones de años. Esa es la mejor estimación de la edad de la Tierra. Otras evidencias muestran que el universo tiene unos 13.8 mil millones de años.
Pregunta
Una arqueóloga encuentra un pedazo de carbón de una fogata antigua. Contiene el 12.5% del carbono-14 que tenía cuando la madera era parte de un árbol vivo. Usando el pasaje, ¿qué edad tiene el carbón?
_____ años
Pista
Usa la gráfica de desintegración para encontrar cuántas vidas medias dejan 12.5%. Luego usa la vida media del carbono-14 que aparece en la tabla.
Pregunta 23 de 36
The Dwarf Planets
A dwarf planet orbits the Sun and has enough mass for its own gravity to pull it into a round shape, but unlike a planet, it has not cleared other objects out of its orbital path. Five dwarf planets are officially recognized. Distances are given in astronomical units (AU); 1 AU is Earth's average distance from the Sun, about 150 million km. Light from the Sun takes about 8.3 minutes to travel 1 AU.
Dwarf planet
Average distance from Sun (AU)
Orbital period (Earth years)
Diameter (km)
Ceres
2.8
4.6
940
Pluto
39.5
248
2,377
Haumea
43.1
284
about 1,600*
Makemake
45.8
306
1,430
Eris
67.7
559
2,326
*Haumea is shaped like a stretched egg; the value is an average.
Astronomers discover a new round object whose average distance from the Sun is 50 AU. Based on the pattern in the table, which orbital period is most likely?
Pista
Find the two dwarf planets whose distances are just below and just above 50 AU.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the table shows that the orbital period always gets longer with distance: 2.8 AU → 4.6 yr, 39.5 → 248, 43.1 → 284, 45.8 → 306, 67.7 → 559.
Step by step:
50 AU lies between Makemake (45.8 AU, 306 years) and Eris (67.7 AU, 559 years).
So the period should be between 306 and 559 years.
50 AU is much closer to Makemake's distance than to Eris's, so the period should be closer to 306 than to 559.
About 350 years is the only choice in that range.
The most likely period is about 350 years.
Check: Kepler's third law gives \sqrt{50^3} \approx 354 years, confirming the estimate ✓.
Tip: To predict from a table, bracket the new value between its two nearest neighbors first. Any answer outside that bracket can be crossed out.
Explicación
De dónde sale la respuesta: la tabla muestra que el período orbital siempre se alarga con la distancia: 2.8 UA → 4.6 años, 39.5 → 248, 43.1 → 284, 45.8 → 306, 67.7 → 559.
Paso a paso:
50 UA queda entre Makemake (45.8 UA, 306 años) y Eris (67.7 UA, 559 años).
Así que el período debería estar entre 306 y 559 años.
50 UA está mucho más cerca de la distancia de Makemake que de la de Eris, así que el período debería estar más cerca de 306 que de 559.
Unos 350 años es la única opción en ese rango.
El período más probable es de unos 350 años.
Comprobación: La tercera ley de Kepler da \sqrt{50^3} \approx 354 años, lo que confirma la estimación ✓.
Consejo: Para predecir a partir de una tabla, primero encierra el valor nuevo entre sus dos vecinos más cercanos. Puedes tachar cualquier respuesta que quede fuera de ese intervalo.
Ver en español
Texto: Los planetas enanos
Un planeta enano gira alrededor del Sol y tiene suficiente masa para que su propia gravedad le dé forma redonda, pero a diferencia de un planeta, no ha despejado de otros objetos el camino de su órbita. Hay cinco planetas enanos reconocidos oficialmente. Las distancias se dan en unidades astronómicas (UA); 1 UA es la distancia promedio de la Tierra al Sol, unos 150 millones de km. La luz del Sol tarda unos 8.3 minutos en recorrer 1 UA.
Planeta enano
Distancia promedio al Sol (UA)
Período orbital (años terrestres)
Diámetro (km)
Ceres
2.8
4.6
940
Plutón
39.5
248
2,377
Haumea
43.1
284
unos 1,600*
Makemake
45.8
306
1,430
Eris
67.7
559
2,326
*Haumea tiene forma de huevo alargado; el valor es un promedio.
Pregunta
Unos astrónomos descubren un nuevo objeto redondo cuya distancia promedio al Sol es de 50 UA. Según el patrón de la tabla, ¿qué período orbital es más probable?
Opciones
A. Unos 60 años
B. Unos 200 años
C. Unos 700 años
D. Unos 350 años
Pista
Busca los dos planetas enanos cuyas distancias están justo por debajo y justo por encima de 50 UA.
Pregunta 24 de 36
Redshift and the Expanding Universe
When a light source moves away from an observer, its light waves are stretched to longer, redder wavelengths. This is a redshift. A source moving toward the observer shows a blueshift. In the 1920s, astronomer Edwin Hubble found that nearly all galaxies show redshifts and that farther galaxies are moving away faster. This is strong evidence that the universe is expanding. It supports the Big Bang theory: about 13.8 billion years ago the universe was extremely hot and dense, and it has been expanding ever since. A second major piece of evidence is the cosmic microwave background, faint microwave radiation arriving almost evenly from every direction, left over from the hot early universe.
Over short distances, the gravity between neighboring galaxies can be stronger than the expansion and pull them toward each other.
Galaxy
Distance (million light-years)
Speed (km/s)
Direction
Andromeda
2.5
110
Toward us
Galaxy J
50
1,100
Away from us
Galaxy K
120
2,600
Away from us
Galaxy L
300
6,600
Away from us
Galaxy M
600
13,200
Away from us
Galaxies J, K, L and M are fictional examples.
Astronomers photograph Galaxy L tonight. Based on the table and what you know about light, when did the light in the photo leave Galaxy L?
Pista
A light-year is a distance: how far light goes in one year.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the table lists Galaxy L at a distance of "300" million light-years. A light-year is the distance light travels in one year.
Step by step:
If a galaxy is 300 million light-years away, its light needs 300 million years to reach us.
So the light arriving tonight left Galaxy L about 300 million years ago.
The photo shows Galaxy L as it looked then, not as it looks today.
(Because the universe is expanding, this is an approximation, but it is the best answer from the data given.)
The light left Galaxy L about 300 million years ago.
Check: The same idea applies close to home: sunlight is 8.3 minutes old when it reaches us, because the Sun is 8.3 light-minutes away ✓.
Tip: Distance in light-years = travel time in years. Looking far away means looking back in time.
Explicación
De dónde sale la respuesta: la tabla da una distancia de "300" millones de años luz para la Galaxia L. Un año luz es la distancia que recorre la luz en un año.
Paso a paso:
Si una galaxia está a 300 millones de años luz, su luz necesita 300 millones de años para llegar a nosotros.
Así que la luz que llega esta noche salió de la Galaxia L hace unos 300 millones de años.
La foto muestra la Galaxia L como se veía entonces, no como se ve hoy.
(Como el universo se está expandiendo, esto es una aproximación, pero es la mejor respuesta con los datos dados.)
La luz salió de la Galaxia L hace unos 300 millones de años.
Comprobación: La misma idea se aplica cerca de nosotros: la luz del Sol tiene 8.3 minutos cuando nos llega, porque el Sol está a 8.3 minutos luz ✓.
Consejo: Distancia en años luz = tiempo de viaje en años. Mirar lejos significa mirar al pasado.
Ver en español
Texto: El corrimiento al rojo y el universo en expansión
Cuando una fuente de luz se aleja de un observador, sus ondas de luz se estiran hacia longitudes de onda más largas y rojas. Esto es un corrimiento al rojo. Una fuente que se acerca al observador muestra un corrimiento al azul. En la década de 1920, el astrónomo Edwin Hubble descubrió que casi todas las galaxias muestran corrimiento al rojo y que las galaxias más lejanas se alejan más rápido. Esta es una evidencia fuerte de que el universo se está expandiendo. Apoya la teoría del Big Bang: hace unos 13.8 mil millones de años, el universo era extremadamente caliente y denso, y desde entonces se ha estado expandiendo. Otra evidencia importante es la radiación cósmica de fondo de microondas, una débil radiación de microondas que llega casi por igual desde todas las direcciones y que quedó del universo temprano y caliente.
A distancias cortas, la gravedad entre galaxias vecinas puede ser más fuerte que la expansión y acercarlas entre sí.
Galaxia
Distancia (millones de años luz)
Velocidad (km/s)
Dirección
Andrómeda
2.5
110
Hacia nosotros
Galaxia J
50
1,100
Se aleja de nosotros
Galaxia K
120
2,600
Se aleja de nosotros
Galaxia L
300
6,600
Se aleja de nosotros
Galaxia M
600
13,200
Se aleja de nosotros
Las galaxias J, K, L y M son ejemplos ficticios.
Pregunta
Unos astrónomos fotografían la Galaxia L esta noche. Según la tabla y lo que sabes sobre la luz, ¿cuándo salió de la Galaxia L la luz que aparece en la foto?
Opciones
A. Esta noche, porque la luz viaja de forma instantánea
B. Hace unos 300 años
C. Hace unos 300 millones de años
D. Hace unos 13.8 mil millones de años, cuando ocurrió el Big Bang
Pista
Un año luz es una distancia: lo que recorre la luz en un año.
Pregunta 25 de 36
Dating Rocks from Earth and Space
Radioactive parent isotopes decay into stable daughter isotopes at a steady rate. After one half-life, half of the parent atoms remain; after two half-lives, one-quarter remain; after three, one-eighth; and so on. Half-lives are not changed by heat or pressure. Carbon-14 (half-life 5,730 years) can date once-living things up to about 50,000 years old; older samples have too little carbon-14 left to measure. To date rocks that are millions or billions of years old, geologists use isotopes with long half-lives.
Parent → daughter
Half-life
Uranium-235 → lead-207
704 million years
Potassium-40 → argon-40
1.25 billion years
Uranium-238 → lead-206
4.5 billion years
Sample
Radiometric age
Oldest whole rocks on Earth (Canada)
about 4.0 billion years
Oldest Earth mineral grains (zircon crystals, Australia)
about 4.4 billion years
Oldest Moon rocks (brought back by astronauts)
about 4.5 billion years
Oldest meteorites
about 4.57 billion years
Plate tectonics and erosion constantly recycle Earth's surface, so very old Earth rocks are rare. Most meteorites have changed very little since they formed along with the solar system.
Earth's oldest whole rocks are about 4.0 billion years old, but some meteorites are older. What do the radiometric ages in the passage best support about the age of Earth?
Pista
Why might Earth's own oldest rocks be younger than Earth itself?
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the sample table (Earth rocks "about 4.0 billion years," zircon grains "about 4.4 billion years," Moon rocks "about 4.5 billion years," meteorites "about 4.57 billion years") and the passage: "Plate tectonics and erosion constantly recycle Earth's surface, so very old Earth rocks are rare. Most meteorites have changed very little since they formed along with the solar system."
Step by step:
Meteorites formed along with the solar system and have barely changed, so their age (about 4.57 billion years) dates the solar system's formation.
Earth formed as part of the solar system, so it is about the same age.
Earth's oldest rocks (4.0 billion years) are younger because Earth's early surface has been recycled. The rocks show only a minimum age.
Moon rocks (4.5) and zircon grains (4.4) are consistent with this.
The best-supported conclusion is the solar system, including Earth, formed about 4.5–4.6 billion years ago, and Earth's oldest rocks are younger because Earth's surface has been recycled.
Tip: The oldest rock you can find gives a minimum age. Look for the passage's reason why older material is missing.
Explicación
De dónde sale la respuesta: la tabla de muestras (rocas de la Tierra "unos 4.0 mil millones de años", granos de circón "unos 4.4 mil millones de años", rocas lunares "unos 4.5 mil millones de años", meteoritos "unos 4.57 mil millones de años") y el pasaje: "La tectónica de placas y la erosión reciclan constantemente la superficie de la Tierra, así que las rocas terrestres muy antiguas son raras. La mayoría de los meteoritos han cambiado muy poco desde que se formaron junto con el sistema solar".
Paso a paso:
Los meteoritos se formaron junto con el sistema solar y casi no han cambiado, así que su edad (unos 4.57 mil millones de años) fecha la formación del sistema solar.
La Tierra se formó como parte del sistema solar, así que tiene más o menos la misma edad.
Las rocas más antiguas de la Tierra (4.0 mil millones de años) son más recientes porque la superficie temprana de la Tierra se ha reciclado. Las rocas solo muestran una edad mínima.
Las rocas lunares (4.5) y los granos de circón (4.4) concuerdan con esto.
La conclusión mejor apoyada es el sistema solar, incluida la Tierra, se formó hace unos 4.5–4.6 mil millones de años, y las rocas más antiguas de la Tierra son más recientes porque la superficie de la Tierra se ha reciclado.
Consejo: La roca más antigua que puedas encontrar da una edad mínima. Busca en el pasaje la razón por la que falta el material más antiguo.
Ver en español
Texto: Cómo fechar rocas de la Tierra y del espacio
Los isótopos padre radiactivos se desintegran en isótopos hijo estables a un ritmo constante. Después de una vida media, queda la mitad de los átomos padre; después de dos vidas medias, queda una cuarta parte; después de tres, una octava parte; y así sucesivamente. El calor y la presión no cambian las vidas medias. El carbono-14 (vida media de 5,730 años) puede fechar cosas que estuvieron vivas de hasta unos 50,000 años; a las muestras más antiguas les queda muy poco carbono-14 para medirlo. Para fechar rocas de millones o miles de millones de años, los geólogos usan isótopos con vidas medias largas.
Padre → hijo
Vida media
Uranio-235 → plomo-207
704 millones de años
Potasio-40 → argón-40
1.25 mil millones de años
Uranio-238 → plomo-206
4.5 mil millones de años
Muestra
Edad radiométrica
Las rocas completas más antiguas de la Tierra (Canadá)
unos 4.0 mil millones de años
Los granos minerales más antiguos de la Tierra (cristales de circón, Australia)
unos 4.4 mil millones de años
Las rocas lunares más antiguas (traídas por astronautas)
unos 4.5 mil millones de años
Los meteoritos más antiguos
unos 4.57 mil millones de años
La tectónica de placas y la erosión reciclan constantemente la superficie de la Tierra, así que las rocas terrestres muy antiguas son raras. La mayoría de los meteoritos han cambiado muy poco desde que se formaron junto con el sistema solar.
Pregunta
Las rocas completas más antiguas de la Tierra tienen unos 4.0 mil millones de años, pero algunos meteoritos son más antiguos. ¿Qué apoyan mejor las edades radiométricas del pasaje sobre la edad de la Tierra?
Opciones
A. La Tierra tiene unos 4.0 mil millones de años, porque esa es la edad de sus rocas completas más antiguas.
B. La Luna se formó unos 500 millones de años antes que la Tierra.
C. Los meteoritos se formaron mucho después que la Tierra, así que no nos pueden decir la edad de la Tierra.
D. El sistema solar, incluida la Tierra, se formó hace unos 4.5–4.6 mil millones de años, y las rocas más antiguas de la Tierra son más jóvenes porque la superficie de la Tierra se ha reciclado.
Pista
¿Por qué las rocas más antiguas de la propia Tierra podrían ser más jóvenes que la Tierra misma?
Pregunta 26 de 36
Star Colors and Star Fates
A star's color depends on its surface temperature. The hottest stars glow blue; cooler stars look yellow, orange or red. Astronomers sort stars into classes. Temperatures are in kelvins (K).
Class
Surface temperature (K)
Color
Example star
O
above 30,000
Blue
(rare)
B
10,000–30,000
Blue-white
Rigel
A
7,500–10,000
White
Sirius
F
6,000–7,500
Yellow-white
Procyon
G
5,200–6,000
Yellow
The Sun
K
3,700–5,200
Orange
Arcturus
M
2,400–3,700
Red
Proxima Centauri
Every star begins in a nebula, a cloud of gas and dust, which collapses into a protostar. For stars in the long, stable main sequence stage, more massive stars are hotter, bluer and brighter, and they use up their fuel much faster. So massive blue stars live only millions of years, while small red stars can shine for many billions.
A star with more than about 8 times the Sun's mass ends differently from a Sun-like star. After the main sequence it swells into a red supergiant and fuses heavier and heavier elements, up to iron, in its core. Then the core collapses and the star explodes as a supernova, scattering these elements into space, where they can become part of new stars and planets. The core left behind becomes a neutron star, or, if the star began with more than roughly 20–25 times the Sun's mass, a black hole. A Sun-like star instead becomes a red giant and ends as a white dwarf.
Star P is a blue main-sequence star. Star Q is a red main-sequence star. Based on the passage, which statement is most likely true?
Pista
On the main sequence, how are color, mass and lifetime connected?
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the passage says "For stars in the long, stable main sequence stage, more massive stars are hotter, bluer and brighter, and they use up their fuel much faster. So massive blue stars live only millions of years, while small red stars can shine for many billions."
Step by step:
Star P is blue, so it is hot, which on the main sequence means it is more massive.
Star Q is red, so it is cooler and less massive.
More massive stars burn fuel much faster, so Star P will have the shorter life.
The answer is Star P is more massive than Star Q and will have a shorter life.
Check: The table agrees on temperature: blue stars (O and B) are above 10,000 K, while red M stars are 2,400–3,700 K ✓.
Tip: Big stars live fast and die young. More fuel does not mean a longer life, because a massive star burns it much faster.
Explicación
De dónde sale la respuesta: el pasaje dice: "Entre las estrellas que están en la etapa larga y estable de la secuencia principal, las de más masa son más calientes, más azules y más brillantes, y gastan su combustible mucho más rápido. Por eso las estrellas azules de mucha masa viven solo millones de años, mientras que las estrellas rojas pequeñas pueden brillar durante muchos miles de millones de años".
Paso a paso:
La Estrella P es azul, así que es caliente, y en la secuencia principal eso significa que tiene más masa.
La Estrella Q es roja, así que es más fría y tiene menos masa.
Las estrellas de más masa gastan el combustible mucho más rápido, así que la Estrella P tendrá la vida más corta.
La respuesta es la Estrella P tiene más masa que la Estrella Q y tendrá una vida más corta.
Comprobación: La tabla coincide en la temperatura: las estrellas azules (O y B) tienen más de 10,000 K, mientras que las estrellas M rojas tienen 2,400–3,700 K ✓.
Consejo: Las estrellas grandes viven rápido y mueren jóvenes. Más combustible no significa una vida más larga, porque una estrella de mucha masa lo gasta mucho más rápido.
Ver en español
Texto: Colores y destinos de las estrellas
El color de una estrella depende de la temperatura de su superficie. Las estrellas más calientes brillan de color azul; las más frías se ven amarillas, anaranjadas o rojas. Los astrónomos clasifican las estrellas en clases. Las temperaturas están en kelvin (K).
Clase
Temperatura de la superficie (K)
Color
Estrella de ejemplo
O
más de 30,000
Azul
(poco común)
B
10,000–30,000
Blanco-azulada
Rigel
A
7,500–10,000
Blanca
Sirio
F
6,000–7,500
Blanco-amarillenta
Procyon
G
5,200–6,000
Amarilla
El Sol
K
3,700–5,200
Anaranjada
Arturo
M
2,400–3,700
Roja
Próxima Centauri
Toda estrella empieza en una nebulosa, una nube de gas y polvo, que se contrae y forma una protoestrella. Entre las estrellas que están en la etapa larga y estable de la secuencia principal, las de más masa son más calientes, más azules y más brillantes, y gastan su combustible mucho más rápido. Por eso las estrellas azules de mucha masa viven solo millones de años, mientras que las estrellas rojas pequeñas pueden brillar durante muchos miles de millones de años.
Una estrella con más de unas 8 veces la masa del Sol termina de forma diferente a una estrella como el Sol. Después de la secuencia principal se hincha y se convierte en una supergigante roja, y fusiona elementos cada vez más pesados, hasta el hierro, en su núcleo. Luego el núcleo colapsa y la estrella explota como una supernova, que esparce estos elementos por el espacio, donde pueden llegar a formar parte de nuevas estrellas y planetas. El núcleo que queda se convierte en una estrella de neutrones o, si la estrella empezó con más de unas 20–25 veces la masa del Sol, en un agujero negro. En cambio, una estrella como el Sol se convierte en una gigante roja y termina como una enana blanca.
Pregunta
La Estrella P es una estrella azul de la secuencia principal. La Estrella Q es una estrella roja de la secuencia principal. Según el pasaje, ¿qué enunciado es más probable que sea cierto?
Opciones
A. La Estrella P es más fría que la Estrella Q.
B. La Estrella P tiene más masa que la Estrella Q y tendrá una vida más corta.
C. La Estrella Q tiene más masa que la Estrella P y tendrá una vida más corta.
D. La Estrella P vivirá más, porque una estrella de más masa tiene más combustible.
Pista
En la secuencia principal, ¿cómo se relacionan el color, la masa y la duración de la vida?
Pregunta 27 de 36
Redshift and the Expanding Universe
When a light source moves away from an observer, its light waves are stretched to longer, redder wavelengths. This is a redshift. A source moving toward the observer shows a blueshift. In the 1920s, astronomer Edwin Hubble found that nearly all galaxies show redshifts and that farther galaxies are moving away faster. This is strong evidence that the universe is expanding. It supports the Big Bang theory: about 13.8 billion years ago the universe was extremely hot and dense, and it has been expanding ever since. A second major piece of evidence is the cosmic microwave background, faint microwave radiation arriving almost evenly from every direction, left over from the hot early universe.
Over short distances, the gravity between neighboring galaxies can be stronger than the expansion and pull them toward each other.
Galaxy
Distance (million light-years)
Speed (km/s)
Direction
Andromeda
2.5
110
Toward us
Galaxy J
50
1,100
Away from us
Galaxy K
120
2,600
Away from us
Galaxy L
300
6,600
Away from us
Galaxy M
600
13,200
Away from us
Galaxies J, K, L and M are fictional examples.
Most galaxies in the table fit this pattern: the farther away a galaxy is, the faster it moves away from us. Which galaxy does not fit the pattern, and what is the most likely reason?
Pista
Look at the Direction column. Then find the sentence in the passage about neighboring galaxies.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the table shows Andromeda at 2.5 million light-years moving toward us, while every other galaxy moves away, faster with distance. The passage explains: "Over short distances, the gravity between neighboring galaxies can be stronger than the expansion and pull them toward each other."
Step by step:
Galaxies J, K, L and M all move away, and their speeds rise with distance (1,100 → 2,600 → 6,600 → 13,200 km/s).
Andromeda moves toward us, the opposite direction, so it is the exception.
Andromeda is by far the closest (2.5 million light-years), so the pull of gravity between it and the Milky Way is strong enough to beat the expansion.
The answer is Andromeda, because it is close enough that gravity pulls it and the Milky Way together.
Check: Galaxy J is the closest receding galaxy and the slowest, which fits the pattern ✓.
Tip: When asked to explain an exception, look for a special condition that applies only to that case (here, being very close).
Explicación
De dónde sale la respuesta: la tabla muestra que Andrómeda, a 2.5 millones de años luz, se mueve hacia nosotros, mientras que todas las demás galaxias se alejan, más rápido mientras más lejos están. El pasaje explica: "A distancias cortas, la gravedad entre galaxias vecinas puede ser más fuerte que la expansión y acercarlas entre sí".
Paso a paso:
Las galaxias J, K, L y M se alejan, y sus velocidades suben con la distancia (1,100 → 2,600 → 6,600 → 13,200 km/s).
Andrómeda se mueve hacia nosotros, en la dirección contraria, así que es la excepción.
Andrómeda es, por mucho, la más cercana (2.5 millones de años luz), así que la atracción de la gravedad entre ella y la Vía Láctea es lo bastante fuerte para vencer la expansión.
La respuesta es Andrómeda, porque está lo bastante cerca para que la gravedad la atraiga hacia la Vía Láctea.
Comprobación: La Galaxia J es la galaxia más cercana de las que se alejan, y es la más lenta, lo cual concuerda con el patrón ✓.
Consejo: Cuando te piden explicar una excepción, busca una condición especial que se aplique solo a ese caso (aquí, estar muy cerca).
Ver en español
Texto: El corrimiento al rojo y el universo en expansión
Cuando una fuente de luz se aleja de un observador, sus ondas de luz se estiran hacia longitudes de onda más largas y rojas. Esto es un corrimiento al rojo. Una fuente que se acerca al observador muestra un corrimiento al azul. En la década de 1920, el astrónomo Edwin Hubble descubrió que casi todas las galaxias muestran corrimiento al rojo y que las galaxias más lejanas se alejan más rápido. Esta es una evidencia fuerte de que el universo se está expandiendo. Apoya la teoría del Big Bang: hace unos 13.8 mil millones de años, el universo era extremadamente caliente y denso, y desde entonces se ha estado expandiendo. Otra evidencia importante es la radiación cósmica de fondo de microondas, una débil radiación de microondas que llega casi por igual desde todas las direcciones y que quedó del universo temprano y caliente.
A distancias cortas, la gravedad entre galaxias vecinas puede ser más fuerte que la expansión y acercarlas entre sí.
Galaxia
Distancia (millones de años luz)
Velocidad (km/s)
Dirección
Andrómeda
2.5
110
Hacia nosotros
Galaxia J
50
1,100
Se aleja de nosotros
Galaxia K
120
2,600
Se aleja de nosotros
Galaxia L
300
6,600
Se aleja de nosotros
Galaxia M
600
13,200
Se aleja de nosotros
Las galaxias J, K, L y M son ejemplos ficticios.
Pregunta
La mayoría de las galaxias de la tabla siguen este patrón: mientras más lejos está una galaxia, más rápido se aleja de nosotros. ¿Qué galaxia no sigue el patrón, y cuál es la razón más probable?
Opciones
A. La Galaxia M, porque es la que se aleja más rápido.
B. Andrómeda, porque el universo se está encogiendo cerca de la Vía Láctea.
C. Andrómeda, porque está lo bastante cerca para que la gravedad la acerque a la Vía Láctea.
D. La Galaxia J, porque se mueve despacio.
Pista
Mira la columna de dirección. Luego busca la oración del pasaje sobre las galaxias vecinas.
Pregunta 28 de 36
CompletarDating Rocks from Earth and Space
Radioactive parent isotopes decay into stable daughter isotopes at a steady rate. After one half-life, half of the parent atoms remain; after two half-lives, one-quarter remain; after three, one-eighth; and so on. Half-lives are not changed by heat or pressure. Carbon-14 (half-life 5,730 years) can date once-living things up to about 50,000 years old; older samples have too little carbon-14 left to measure. To date rocks that are millions or billions of years old, geologists use isotopes with long half-lives.
Parent → daughter
Half-life
Uranium-235 → lead-207
704 million years
Potassium-40 → argon-40
1.25 billion years
Uranium-238 → lead-206
4.5 billion years
Sample
Radiometric age
Oldest whole rocks on Earth (Canada)
about 4.0 billion years
Oldest Earth mineral grains (zircon crystals, Australia)
about 4.4 billion years
Oldest Moon rocks (brought back by astronauts)
about 4.5 billion years
Oldest meteorites
about 4.57 billion years
Plate tectonics and erosion constantly recycle Earth's surface, so very old Earth rocks are rare. Most meteorites have changed very little since they formed along with the solar system.
A mineral grain formed with 8,000 atoms of uranium-235 and no lead-207. Its uranium-235 has decayed for 2,112 million years. Using the passage, how many atoms of lead-207 does the grain now contain? (Assume every decayed uranium-235 atom became one lead-207 atom.)
atoms of lead-207
Escribe tu respuesta en el recuadro. Puedes usar fracciones como 3/4.
Pista
First find how many half-lives 2,112 million years is. Then find the parent atoms left. The rest became daughter atoms.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the table gives "Uranium-235 → lead-207 | 704 million years," and the passage says "after three, one-eighth" of the parent atoms remain.
Each decayed atom became one lead-207 atom, so there are 7,000 lead-207 atoms.
The grain contains 7,000 atoms of lead-207.
Check: Parent + daughter must equal the starting number: 1{,}000 + 7{,}000 = 8{,}000 ✓.
Tip: Read whether the question asks for the parent (what is left) or the daughter (what was made). Daughter = start − parent left.
Explicación
De dónde sale la respuesta: la tabla da "Uranio-235 → plomo-207 | 704 millones de años", y el pasaje dice que "después de tres" vidas medias queda "una octava parte" de los átomos padre.
Paso a paso:
Número de vidas medias: \frac{2{,}112}{704} = 3
Átomos padre que quedan: 8,000 → 4,000 → 2,000 → 1,000 átomos de uranio-235.
Átomos que se desintegraron: 8{,}000 - 1{,}000 = 7{,}000.
Cada átomo que se desintegró se convirtió en un átomo de plomo-207, así que hay 7,000 átomos de plomo-207.
El grano contiene 7,000 átomos de plomo-207.
Comprobación: Padre + hijo debe ser igual al número inicial: 1{,}000 + 7{,}000 = 8{,}000 ✓.
Consejo: Fíjate si la pregunta pide el padre (lo que queda) o el hijo (lo que se produjo). Hijo = inicial − padre que queda.
Ver en español
Texto: Cómo fechar rocas de la Tierra y del espacio
Los isótopos padre radiactivos se desintegran en isótopos hijo estables a un ritmo constante. Después de una vida media, queda la mitad de los átomos padre; después de dos vidas medias, queda una cuarta parte; después de tres, una octava parte; y así sucesivamente. El calor y la presión no cambian las vidas medias. El carbono-14 (vida media de 5,730 años) puede fechar cosas que estuvieron vivas de hasta unos 50,000 años; a las muestras más antiguas les queda muy poco carbono-14 para medirlo. Para fechar rocas de millones o miles de millones de años, los geólogos usan isótopos con vidas medias largas.
Padre → hijo
Vida media
Uranio-235 → plomo-207
704 millones de años
Potasio-40 → argón-40
1.25 mil millones de años
Uranio-238 → plomo-206
4.5 mil millones de años
Muestra
Edad radiométrica
Las rocas completas más antiguas de la Tierra (Canadá)
unos 4.0 mil millones de años
Los granos minerales más antiguos de la Tierra (cristales de circón, Australia)
unos 4.4 mil millones de años
Las rocas lunares más antiguas (traídas por astronautas)
unos 4.5 mil millones de años
Los meteoritos más antiguos
unos 4.57 mil millones de años
La tectónica de placas y la erosión reciclan constantemente la superficie de la Tierra, así que las rocas terrestres muy antiguas son raras. La mayoría de los meteoritos han cambiado muy poco desde que se formaron junto con el sistema solar.
Pregunta
Un grano mineral se formó con 8,000 átomos de uranio-235 y nada de plomo-207. Su uranio-235 se ha estado desintegrando durante 2,112 millones de años. Usando el pasaje, ¿cuántos átomos de plomo-207 contiene ahora el grano? (Supón que cada átomo de uranio-235 que se desintegró se convirtió en un átomo de plomo-207).
_____ átomos de plomo-207
Pista
Primero encuentra cuántas vidas medias son 2,112 millones de años. Luego encuentra cuántos átomos padre quedan. El resto se convirtió en átomos hijo.
Pregunta 29 de 36
Earth's Orbit and Tilt
The diagram shows Earth at four points, A to D, in its yearly orbit around the Sun. It is not to scale. Earth's axis is tilted 23.5°, and the North Pole always points toward the same spot in space, near the North Star.
When a hemisphere is tilted toward the Sun, the Sun rides higher in that hemisphere's sky and the days are longer, so that hemisphere has summer. At the same time, the other hemisphere is tilted away and has winter. On the two days of the year when neither hemisphere is tilted toward the Sun, the equinoxes, day and night are each about 12 hours long almost everywhere on Earth.
Earth at four positions around the Sun with its tilted axis
At which positions in the diagram would Chicago (Northern Hemisphere) and Sydney, Australia (Southern Hemisphere) both have about 12 hours of daylight?
Pista
Find the positions where neither pole leans toward the Sun.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the passage says "On the two days of the year when neither hemisphere is tilted toward the Sun, the equinoxes, day and night are each about 12 hours long almost everywhere on Earth." In the diagram, the axis leans sideways at positions B and D.
Step by step:
At A, the North Pole leans toward the Sun: long days in Chicago, short days in Sydney.
At C, the North Pole leans away from the Sun: short days in Chicago, long days in Sydney.
At B and D, the axis leans to the side, neither toward nor away from the Sun. These are the equinoxes.
At the equinoxes, both cities have about 12 hours of daylight.
The answer is positions B and D.
Check: The two hemispheres always have opposite seasons, so the only time they can match is when neither is tilted toward the Sun ✓.
Tip: Solstices are the tilt-toward and tilt-away positions; equinoxes are the two in between.
Explicación
De dónde sale la respuesta: el pasaje dice: "En los dos días del año en que ningún hemisferio está inclinado hacia el Sol, los equinoccios, el día y la noche duran cada uno unas 12 horas en casi toda la Tierra". En el diagrama, el eje se inclina hacia un lado en las posiciones B y D.
Paso a paso:
En A, el Polo Norte se inclina hacia el Sol: días largos en Chicago, días cortos en Sídney.
En C, el Polo Norte se inclina en dirección contraria al Sol: días cortos en Chicago, días largos en Sídney.
En B y D, el eje se inclina hacia un lado, ni hacia el Sol ni en dirección contraria. Estos son los equinoccios.
En los equinoccios, las dos ciudades tienen unas 12 horas de luz.
La respuesta es las posiciones B y D.
Comprobación: Los dos hemisferios siempre tienen estaciones opuestas, así que solo pueden coincidir cuando ninguno está inclinado hacia el Sol ✓.
Consejo: Los solsticios son las posiciones de inclinación hacia el Sol y en dirección contraria; los equinoccios son las dos posiciones intermedias.
Ver en español
Texto: La órbita y la inclinación de la Tierra
El diagrama muestra la Tierra en cuatro puntos, de la A a la D, de su órbita anual alrededor del Sol. No está a escala. El eje de la Tierra está inclinado 23.5°, y el Polo Norte siempre apunta hacia el mismo lugar del espacio, cerca de la Estrella Polar.
Cuando un hemisferio está inclinado hacia el Sol, el Sol pasa más alto en el cielo de ese hemisferio y los días son más largos, así que ese hemisferio tiene verano. Al mismo tiempo, el otro hemisferio está inclinado en dirección contraria y tiene invierno. En los dos días del año en que ningún hemisferio está inclinado hacia el Sol, los equinoccios, el día y la noche duran cada uno unas 12 horas en casi toda la Tierra.
Pregunta
¿En qué posiciones del diagrama tendrían tanto Chicago (hemisferio norte) como Sídney, Australia (hemisferio sur) unas 12 horas de luz?
Opciones
A. Las posiciones A y C
B. Las posiciones B y D
C. Solo la posición A
D. Solo la posición C
Pista
Busca las posiciones en las que ningún polo se inclina hacia el Sol.
Pregunta 30 de 36
Dating Rocks from Earth and Space
Radioactive parent isotopes decay into stable daughter isotopes at a steady rate. After one half-life, half of the parent atoms remain; after two half-lives, one-quarter remain; after three, one-eighth; and so on. Half-lives are not changed by heat or pressure. Carbon-14 (half-life 5,730 years) can date once-living things up to about 50,000 years old; older samples have too little carbon-14 left to measure. To date rocks that are millions or billions of years old, geologists use isotopes with long half-lives.
Parent → daughter
Half-life
Uranium-235 → lead-207
704 million years
Potassium-40 → argon-40
1.25 billion years
Uranium-238 → lead-206
4.5 billion years
Sample
Radiometric age
Oldest whole rocks on Earth (Canada)
about 4.0 billion years
Oldest Earth mineral grains (zircon crystals, Australia)
about 4.4 billion years
Oldest Moon rocks (brought back by astronauts)
about 4.5 billion years
Oldest meteorites
about 4.57 billion years
Plate tectonics and erosion constantly recycle Earth's surface, so very old Earth rocks are rare. Most meteorites have changed very little since they formed along with the solar system.
A geologist wants to date a volcanic rock that is thought to be about 2 billion years old. Why would carbon-14 be a poor choice?
Pista
How many carbon-14 half-lives fit into 2 billion years?
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the passage says carbon-14 has a "half-life 5,730 years" and "can date once-living things up to about 50,000 years old; older samples have too little carbon-14 left to measure." It adds that "To date rocks that are millions or billions of years old, geologists use isotopes with long half-lives."
Step by step:
2 billion years is about 2{,}000{,}000{,}000 \div 5{,}730 \approx 349{,}000 carbon-14 half-lives.
After even 10 half-lives, less than 0.1% remains. After hundreds of thousands, essentially none is left to measure.
Carbon-14 is also used for remains of once-living things, not volcanic rock.
Potassium-40 (half-life 1.25 billion years) or uranium-235 (704 million years) would suit a 2-billion-year-old rock.
The answer is carbon-14's half-life is so short that virtually none would remain to measure.
Tip: Match the clock to the job: choose an isotope whose half-life is not tiny compared with the age you expect.
Explicación
De dónde sale la respuesta: el pasaje dice que el carbono-14 tiene una "vida media de 5,730 años" y que "puede fechar cosas que estuvieron vivas de hasta unos 50,000 años; a las muestras más antiguas les queda muy poco carbono-14 para medirlo". Agrega: "Para fechar rocas de millones o miles de millones de años, los geólogos usan isótopos con vidas medias largas".
Paso a paso:
2 mil millones de años son unas 2{,}000{,}000{,}000 \div 5{,}730 \approx 349{,}000 vidas medias del carbono-14.
Incluso después de 10 vidas medias, queda menos del 0.1%. Después de cientos de miles, prácticamente no queda nada para medir.
El carbono-14 también se usa para restos de cosas que estuvieron vivas, no para roca volcánica.
El potasio-40 (vida media de 1.25 mil millones de años) o el uranio-235 (704 millones de años) servirían para una roca de 2 mil millones de años.
La respuesta es la vida media del carbono-14 es tan corta que prácticamente no quedaría nada para medir.
Consejo: Escoge el reloj adecuado para el trabajo: un isótopo cuya vida media no sea diminuta comparada con la edad que esperas.
Ver en español
Texto: Cómo fechar rocas de la Tierra y del espacio
Los isótopos padre radiactivos se desintegran en isótopos hijo estables a un ritmo constante. Después de una vida media, queda la mitad de los átomos padre; después de dos vidas medias, queda una cuarta parte; después de tres, una octava parte; y así sucesivamente. El calor y la presión no cambian las vidas medias. El carbono-14 (vida media de 5,730 años) puede fechar cosas que estuvieron vivas de hasta unos 50,000 años; a las muestras más antiguas les queda muy poco carbono-14 para medirlo. Para fechar rocas de millones o miles de millones de años, los geólogos usan isótopos con vidas medias largas.
Padre → hijo
Vida media
Uranio-235 → plomo-207
704 millones de años
Potasio-40 → argón-40
1.25 mil millones de años
Uranio-238 → plomo-206
4.5 mil millones de años
Muestra
Edad radiométrica
Las rocas completas más antiguas de la Tierra (Canadá)
unos 4.0 mil millones de años
Los granos minerales más antiguos de la Tierra (cristales de circón, Australia)
unos 4.4 mil millones de años
Las rocas lunares más antiguas (traídas por astronautas)
unos 4.5 mil millones de años
Los meteoritos más antiguos
unos 4.57 mil millones de años
La tectónica de placas y la erosión reciclan constantemente la superficie de la Tierra, así que las rocas terrestres muy antiguas son raras. La mayoría de los meteoritos han cambiado muy poco desde que se formaron junto con el sistema solar.
Pregunta
Una geóloga quiere fechar una roca volcánica que se cree que tiene unos 2 mil millones de años. ¿Por qué el carbono-14 sería una mala opción?
Opciones
A. La vida media del carbono-14 es demasiado larga para medir una roca tan joven.
B. El carbono-14 se desintegra más rápido en la roca volcánica caliente.
C. Las rocas volcánicas nunca contienen isótopos radiactivos.
D. La vida media del carbono-14 es tan corta que prácticamente no quedaría nada para medir.
Pista
¿Cuántas vidas medias del carbono-14 caben en 2 mil millones de años?
Pregunta 31 de 36
Radiometric Dating
Some atoms are unstable, or radioactive. Over time, a radioactive parent isotope decays into a stable daughter isotope at a steady rate. The half-life is the time it takes for half of the parent atoms in a sample to decay. An isotope's half-life does not change with temperature or pressure, so it works like a clock. By measuring how much of the parent isotope remains, scientists can tell how many half-lives have passed and so how old the sample is. This is radiometric dating.
Decay curve showing percent of parent isotope remaining after each half-life
Parent → daughter
Half-life
Used to date
Carbon-14 → nitrogen-14
5,730 years
Remains of once-living things, up to about 50,000 years old
Potassium-40 → argon-40
1.25 billion years
Volcanic rocks older than about 100,000 years
Uranium-238 → lead-206
4.5 billion years
The oldest rocks and meteorites
Using these methods, scientists have found that the oldest meteorites, which formed along with the solar system, are about 4.6 billion years old. That is the best estimate for the age of Earth. Other evidence shows that the universe is about 13.8 billion years old.
A geologist measures a volcanic rock and finds that 25% of its original potassium-40 remains. Which conclusion is best supported by the passage?
Pista
How many half-lives leave 25%? Multiply by potassium-40's half-life, then compare the age with the age of Earth.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the decay graph shows 25% remaining after 2 half-lives. The table gives potassium-40's half-life as 1.25 billion years. The passage says Earth is "about 4.6 billion years old."
Step by step:
Count halvings: 100\% \to 50\% \to 25\%, so 2 half-lives.
Compare: 2.5 billion years is less than Earth's 4.6 billion years, so the result makes sense. A rock can't be older than the planet.
Carbon-14 would be useless here: its half-life (5,730 years) is far too short, and it dates remains of living things only up to about 50,000 years.
The best conclusion is that the rock is about 2.5 billion years old, which fits within Earth's age of about 4.6 billion years.
Tip: Match the isotope to the age range. Short half-lives date young samples; long half-lives date old rocks.
Explicación
De dónde sale la respuesta: la gráfica de desintegración muestra que queda 25% después de 2 vidas medias. La tabla da la vida media del potasio-40: 1.25 mil millones de años. El pasaje dice que la Tierra tiene "unos 4.6 mil millones de años".
Paso a paso:
Cuenta cuántas veces se divide a la mitad: 100\% \to 50\% \to 25\%, así que son 2 vidas medias.
Edad: 2 \times 1.25 \text{ mil millones} = 2.5 \text{ mil millones de años}
Compara: 2.5 mil millones de años es menos que los 4.6 mil millones de años de la Tierra, así que el resultado tiene sentido. Una roca no puede ser más vieja que el planeta.
El carbono-14 no serviría aquí: su vida media (5,730 años) es demasiado corta, y solo fecha restos de seres vivos de hasta unos 50,000 años.
La mejor conclusión es que la roca tiene unos 2.5 mil millones de años, lo que cabe dentro de la edad de la Tierra, de unos 4.6 mil millones de años.
Consejo: relaciona el isótopo con el rango de edad. Las vidas medias cortas sirven para fechar muestras jóvenes; las vidas medias largas sirven para fechar rocas viejas.
Ver en español
Texto: La datación radiométrica
Algunos átomos son inestables, o radiactivos. Con el tiempo, un isótopo padre radiactivo se desintegra y se convierte en un isótopo hijo estable a un ritmo constante. La vida media es el tiempo que tarda en desintegrarse la mitad de los átomos padre de una muestra. La vida media de un isótopo no cambia con la temperatura ni con la presión, así que funciona como un reloj. Al medir cuánto queda del isótopo padre, los científicos pueden saber cuántas vidas medias han pasado y, por lo tanto, qué edad tiene la muestra. Esto es la datación radiométrica.
Padre → hijo
Vida media
Se usa para fechar
Carbono-14 → nitrógeno-14
5,730 años
Restos de cosas que estuvieron vivas, de hasta unos 50,000 años
Potasio-40 → argón-40
1.25 mil millones de años
Rocas volcánicas de más de unos 100,000 años
Uranio-238 → plomo-206
4.5 mil millones de años
Las rocas y los meteoritos más antiguos
Con estos métodos, los científicos han encontrado que los meteoritos más antiguos, que se formaron junto con el sistema solar, tienen unos 4.6 mil millones de años. Esa es la mejor estimación de la edad de la Tierra. Otras evidencias muestran que el universo tiene unos 13.8 mil millones de años.
Pregunta
Un geólogo mide una roca volcánica y encuentra que queda el 25% de su potasio-40 original. ¿Qué conclusión está mejor respaldada por el pasaje?
Opciones
A. La roca tiene unos 1.25 mil millones de años, porque ha pasado una vida media.
B. La roca tiene unos 3.75 mil millones de años, porque el 75% del potasio-40 se ha desintegrado.
C. La edad de la roca no se puede encontrar con potasio-40; el carbono-14 daría una edad más exacta.
D. La roca tiene unos 2.5 mil millones de años, lo cual encaja dentro de la edad de la Tierra de unos 4.6 mil millones de años.
Pista
¿Cuántas vidas medias dejan 25%? Multiplica por la vida media del potasio-40 y luego compara la edad con la edad de la Tierra.
Pregunta 32 de 36
MenúSolar and Lunar Eclipses
An eclipse happens when one body moves into the shadow of another. In a solar eclipse, the Moon passes directly between the Sun and Earth, and the Moon's shadow falls on part of Earth. This can happen only at new moon. In a lunar eclipse, Earth passes directly between the Sun and the Moon, and Earth's shadow falls on the Moon. This can happen only at full moon. During a total lunar eclipse, the Moon often looks reddish, because a little sunlight is bent through Earth's atmosphere onto it.
The Moon's orbit is tilted about 5° compared with Earth's orbit around the Sun. So in most months, the new moon passes a little above or below the Sun, and the full moon passes above or below Earth's shadow. Eclipses happen only when a new or full moon occurs near one of the two points where the Moon's orbit crosses the plane of Earth's orbit.
A total solar eclipse can be seen only from a narrow path where the darkest part of the Moon's shadow falls, usually less than about 270 km wide. A total lunar eclipse can be seen from anywhere on the night side of Earth.
On the night of March 13–14, 2025, people across North and South America watched the Moon turn a deep reddish color for about an hour.
This event was a eclipse. During it, was directly between the other two bodies, and the Moon's phase was . So many people could see it because .
Elige una respuesta en cada menú.
Pista
Whose shadow made the Moon dark and reddish? Then use the passage to fill in the phase and who could see it.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the passage says in a lunar eclipse "Earth passes directly between the Sun and the Moon, and Earth's shadow falls on the Moon. This can happen only at full moon." It adds that during a total lunar eclipse "the Moon often looks reddish" and that it "can be seen from anywhere on the night side of Earth."
Step by step:
The Moon itself darkened and turned reddish, so Earth's shadow fell on the Moon: a lunar eclipse.
In a lunar eclipse, Earth is between the Sun and the Moon.
Lunar eclipses happen only at full moon, when the Moon is on the far side of Earth from the Sun.
Everyone on Earth's night side can see the Moon, so the event was visible from anywhere on the night side of Earth, which included the Americas. A solar eclipse, by contrast, is total only along a narrow path.
Answers: lunar, Earth, full, it was visible from anywhere on Earth's night side.
Tip: Ask what got darker? If the Sun is blocked, it is a solar eclipse (Moon in the middle, new moon). If the Moon darkens, it is a lunar eclipse (Earth in the middle, full moon).
Explicación
De dónde sale la respuesta: el pasaje dice que en un eclipse lunar "la Tierra pasa directamente entre el Sol y la Luna, y la sombra de la Tierra cae sobre la Luna. Esto solo puede ocurrir en luna llena". Agrega que durante un eclipse lunar total "la Luna muchas veces se ve rojiza" y que "se puede ver desde cualquier lugar del lado de la Tierra donde es de noche".
Paso a paso:
La Luna misma se oscureció y se volvió rojiza, así que la sombra de la Tierra cayó sobre la Luna: un eclipse lunar.
En un eclipse lunar, la Tierra está entre el Sol y la Luna.
Los eclipses lunares ocurren solo en luna llena, cuando la Luna está del lado de la Tierra opuesto al Sol.
Todas las personas del lado de la Tierra donde es de noche pueden ver la Luna, así que el evento se podía ver desde cualquier lugar del lado de la Tierra donde era de noche, que incluía América. En cambio, un eclipse solar es total solo a lo largo de un camino estrecho.
Respuestas: un eclipse lunar, la Tierra, luna llena, se podía ver desde cualquier lugar del lado de la Tierra donde era de noche.
Consejo: Pregúntate ¿qué se oscureció? Si se tapa el Sol, es un eclipse solar (la Luna en medio, luna nueva). Si se oscurece la Luna, es un eclipse lunar (la Tierra en medio, luna llena).
Ver en español
Texto: Eclipses solares y lunares
Un eclipse ocurre cuando un cuerpo entra en la sombra de otro. En un eclipse solar, la Luna pasa directamente entre el Sol y la Tierra, y la sombra de la Luna cae sobre parte de la Tierra. Esto solo puede ocurrir en luna nueva. En un eclipse lunar, la Tierra pasa directamente entre el Sol y la Luna, y la sombra de la Tierra cae sobre la Luna. Esto solo puede ocurrir en luna llena. Durante un eclipse lunar total, la Luna muchas veces se ve rojiza, porque un poco de luz solar se desvía a través de la atmósfera de la Tierra y llega a ella.
La órbita de la Luna está inclinada unos 5° con respecto a la órbita de la Tierra alrededor del Sol. Por eso, la mayoría de los meses la luna nueva pasa un poco por encima o por debajo del Sol, y la luna llena pasa por encima o por debajo de la sombra de la Tierra. Los eclipses solo ocurren cuando hay luna nueva o luna llena cerca de uno de los dos puntos donde la órbita de la Luna cruza el plano de la órbita de la Tierra.
Un eclipse solar total solo se puede ver desde un camino estrecho donde cae la parte más oscura de la sombra de la Luna, que normalmente mide menos de unos 270 km de ancho. Un eclipse lunar total se puede ver desde cualquier lugar del lado de la Tierra donde es de noche.
Pregunta
La noche del 13 al 14 de marzo de 2025, personas en toda América del Norte y América del Sur vieron cómo la Luna se volvía de un color rojizo intenso durante más o menos una hora.
Este evento fue _____. Durante el evento, _____ estaba directamente entre los otros dos cuerpos, y la fase de la Luna era _____. Tanta gente pudo verlo porque _____.
Opciones
un eclipse solar
un eclipse lunar
la Luna
la Tierra
el Sol
luna nueva
cuarto creciente
luna llena
se podía ver desde cualquier lugar del lado de la Tierra donde era de noche
la sombra de la Luna trazó un camino estrecho a través de América
la órbita de la Luna está inclinada 5°
Pista
¿La sombra de qué cuerpo hizo que la Luna se viera oscura y rojiza? Luego usa el pasaje para completar la fase y quiénes podían verlo.
Pregunta 33 de 36
CompletarMeasuring Distances in Space
Distances in space are so large that astronomers use special units. A light-year is the distance light travels in one year, about 9.46 trillion km (9.46 × 10¹² km). Light also needs time to reach us, so we always see a distant object as it was when its light left it, not as it is today.
Object
Distance from Earth
The Moon
about 1.3 light-seconds
The Sun
about 8.3 light-minutes
Proxima Centauri (the nearest star after the Sun)
4.2 light-years
Sirius
8.6 light-years
Betelgeuse (a red supergiant star)
about 550 light-years*
Andromeda Galaxy
about 2.5 million light-years
*Estimates of Betelgeuse's distance range from roughly 500 to 650 light-years; use 550 light-years.
Using the passage, about how far from Earth is Proxima Centauri, in trillions of kilometers?
Round to the nearest tenth.
trillion km
Escribe tu respuesta en el recuadro. Puedes usar fracciones como 3/4.
Pista
Multiply the number of light-years by the length of one light-year.
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the passage says a light-year is "about 9.46 trillion km," and the table gives Proxima Centauri's distance as "4.2 light-years."
Step by step:
Distance = number of light-years × km per light-year.
Proxima Centauri is about 39.7 trillion km away (about 3.97 \times 10^{13} km).
Check: Estimate: 4 \times 10 = 40 trillion, which is close ✓.
Tip: Keep the word trillion attached to the number as a unit. Then you only multiply the small numbers and do not need to type twelve zeros.
Explicación
De dónde sale la respuesta: el pasaje dice que un año luz es "unos 9.46 billones de km", y la tabla da la distancia de Próxima Centauri como "4.2 años luz".
Paso a paso:
Distancia = número de años luz × km por año luz.
4.2 \times 9.46 \text{ billones de km} = 39.732 \text{ billones de km}
Redondea a la décima más cercana: 39.7 billones de km.
Próxima Centauri está a unos 39.7 billones de km (unos 3.97 \times 10^{13} km).
Comprobación: Estimación: 4 \times 10 = 40 billones, que está cerca ✓.
Consejo: Mantén la palabra billones pegada al número como si fuera una unidad. Así solo multiplicas los números pequeños y no tienes que escribir doce ceros.
Ver en español
Texto: Cómo medir distancias en el espacio
Las distancias en el espacio son tan grandes que los astrónomos usan unidades especiales. Un año luz es la distancia que recorre la luz en un año, unos 9.46 billones de km (9.46 × 10¹² km). La luz también necesita tiempo para llegar a nosotros, así que siempre vemos un objeto lejano como era cuando su luz salió de él, no como es hoy.
Objeto
Distancia a la Tierra
La Luna
unos 1.3 segundos luz
El Sol
unos 8.3 minutos luz
Próxima Centauri (la estrella más cercana después del Sol)
4.2 años luz
Sirio
8.6 años luz
Betelgeuse (una estrella supergigante roja)
unos 550 años luz*
Galaxia de Andrómeda
unos 2.5 millones de años luz
*Las estimaciones de la distancia a Betelgeuse van de unos 500 a 650 años luz; usa 550 años luz.
Pregunta
Usando el pasaje, ¿aproximadamente a qué distancia de la Tierra está Próxima Centauri, en billones de kilómetros (millones de millones de km)?
Redondea a la décima más cercana.
_____ billones de km
Pista
Multiplica el número de años luz por la longitud de un año luz.
Pregunta 34 de 36
Star Colors and Star Fates
A star's color depends on its surface temperature. The hottest stars glow blue; cooler stars look yellow, orange or red. Astronomers sort stars into classes. Temperatures are in kelvins (K).
Class
Surface temperature (K)
Color
Example star
O
above 30,000
Blue
(rare)
B
10,000–30,000
Blue-white
Rigel
A
7,500–10,000
White
Sirius
F
6,000–7,500
Yellow-white
Procyon
G
5,200–6,000
Yellow
The Sun
K
3,700–5,200
Orange
Arcturus
M
2,400–3,700
Red
Proxima Centauri
Every star begins in a nebula, a cloud of gas and dust, which collapses into a protostar. For stars in the long, stable main sequence stage, more massive stars are hotter, bluer and brighter, and they use up their fuel much faster. So massive blue stars live only millions of years, while small red stars can shine for many billions.
A star with more than about 8 times the Sun's mass ends differently from a Sun-like star. After the main sequence it swells into a red supergiant and fuses heavier and heavier elements, up to iron, in its core. Then the core collapses and the star explodes as a supernova, scattering these elements into space, where they can become part of new stars and planets. The core left behind becomes a neutron star, or, if the star began with more than roughly 20–25 times the Sun's mass, a black hole. A Sun-like star instead becomes a red giant and ends as a white dwarf.
A star forms with about 30 times the mass of the Sun. Based on the passage, which description of its future is most likely?
Pista
Compare 30 with both mass cutoffs in the passage (8 and 20–25).
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the passage says a star "with more than about 8 times the Sun's mass" becomes a red supergiant, fuses elements "up to iron," and "explodes as a supernova, scattering these elements into space, where they can become part of new stars and planets." The core becomes a black hole "if the star began with more than roughly 20–25 times the Sun's mass."
Step by step:
30 solar masses is more than 8, so the star follows the massive-star path: red supergiant, then supernova.
30 is also more than 20–25, so the collapsed core becomes a black hole, not a neutron star.
The supernova scatters heavy elements into space, where they can become part of new stars and planets.
A massive star also lives a short life, only millions of years.
The most likely future: it becomes a red supergiant, explodes as a supernova that scatters heavy elements into space, and leaves behind a black hole.
Tip: When a passage gives cutoff numbers, place the star's mass on that number line first. Then read off its path.
Explicación
De dónde sale la respuesta: el pasaje dice que una estrella "con más de unas 8 veces la masa del Sol" se convierte en una supergigante roja, fusiona elementos "hasta el hierro" y "explota como una supernova, que esparce estos elementos por el espacio, donde pueden llegar a formar parte de nuevas estrellas y planetas". El núcleo se convierte en un agujero negro "si la estrella empezó con más de unas 20–25 veces la masa del Sol".
Paso a paso:
30 masas solares es más que 8, así que la estrella sigue el camino de las estrellas de mucha masa: supergigante roja y luego supernova.
30 también es más que 20–25, así que el núcleo colapsado se convierte en un agujero negro, no en una estrella de neutrones.
La supernova esparce elementos pesados por el espacio, donde pueden llegar a formar parte de nuevas estrellas y planetas.
Una estrella de mucha masa también tiene una vida corta, de solo millones de años.
El futuro más probable: se convierte en una supergigante roja, explota como una supernova que esparce elementos pesados por el espacio y deja un agujero negro.
Consejo: Cuando un pasaje da números límite, primero coloca la masa de la estrella en esa recta numérica. Luego lee cuál es su camino.
Ver en español
Texto: Colores y destinos de las estrellas
El color de una estrella depende de la temperatura de su superficie. Las estrellas más calientes brillan de color azul; las más frías se ven amarillas, anaranjadas o rojas. Los astrónomos clasifican las estrellas en clases. Las temperaturas están en kelvin (K).
Clase
Temperatura de la superficie (K)
Color
Estrella de ejemplo
O
más de 30,000
Azul
(poco común)
B
10,000–30,000
Blanco-azulada
Rigel
A
7,500–10,000
Blanca
Sirio
F
6,000–7,500
Blanco-amarillenta
Procyon
G
5,200–6,000
Amarilla
El Sol
K
3,700–5,200
Anaranjada
Arturo
M
2,400–3,700
Roja
Próxima Centauri
Toda estrella empieza en una nebulosa, una nube de gas y polvo, que se contrae y forma una protoestrella. Entre las estrellas que están en la etapa larga y estable de la secuencia principal, las de más masa son más calientes, más azules y más brillantes, y gastan su combustible mucho más rápido. Por eso las estrellas azules de mucha masa viven solo millones de años, mientras que las estrellas rojas pequeñas pueden brillar durante muchos miles de millones de años.
Una estrella con más de unas 8 veces la masa del Sol termina de forma diferente a una estrella como el Sol. Después de la secuencia principal se hincha y se convierte en una supergigante roja, y fusiona elementos cada vez más pesados, hasta el hierro, en su núcleo. Luego el núcleo colapsa y la estrella explota como una supernova, que esparce estos elementos por el espacio, donde pueden llegar a formar parte de nuevas estrellas y planetas. El núcleo que queda se convierte en una estrella de neutrones o, si la estrella empezó con más de unas 20–25 veces la masa del Sol, en un agujero negro. En cambio, una estrella como el Sol se convierte en una gigante roja y termina como una enana blanca.
Pregunta
Se forma una estrella con unas 30 veces la masa del Sol. Según el pasaje, ¿qué descripción de su futuro es más probable?
Opciones
A. Se convierte en una gigante roja, suelta una nebulosa planetaria y termina como enana blanca.
B. Se convierte en una supergigante roja, explota como una supernova que esparce elementos pesados por el espacio y deja un agujero negro.
C. Se convierte en una supergigante roja y luego se enfría tranquilamente hasta ser una estrella de neutrones sin explotar.
D. Se queda en la secuencia principal durante muchos miles de millones de años, más que el Sol.
Pista
Compara 30 con los dos límites de masa del pasaje (8 y 20–25).
Pregunta 35 de 36
Redshift and the Expanding Universe
When a light source moves away from an observer, its light waves are stretched to longer, redder wavelengths. This is a redshift. A source moving toward the observer shows a blueshift. In the 1920s, astronomer Edwin Hubble found that nearly all galaxies show redshifts and that farther galaxies are moving away faster. This is strong evidence that the universe is expanding. It supports the Big Bang theory: about 13.8 billion years ago the universe was extremely hot and dense, and it has been expanding ever since. A second major piece of evidence is the cosmic microwave background, faint microwave radiation arriving almost evenly from every direction, left over from the hot early universe.
Over short distances, the gravity between neighboring galaxies can be stronger than the expansion and pull them toward each other.
Galaxy
Distance (million light-years)
Speed (km/s)
Direction
Andromeda
2.5
110
Toward us
Galaxy J
50
1,100
Away from us
Galaxy K
120
2,600
Away from us
Galaxy L
300
6,600
Away from us
Galaxy M
600
13,200
Away from us
Galaxies J, K, L and M are fictional examples.
Which new observation, if it were made, would most strongly contradict the idea that the universe is expanding?
Pista
Expansion predicts that distant galaxies move away. What would the opposite look like?
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the passage says Hubble found "nearly all galaxies show redshifts and that farther galaxies are moving away faster," which is "strong evidence that the universe is expanding." It also says nearby galaxies can be pulled together by gravity, and that the cosmic microwave background supports the Big Bang.
Step by step:
Expansion predicts redshifts for distant galaxies, larger for farther ones.
The opposite, blueshifts for most distant galaxies with the farthest approaching fastest, would mean the universe is contracting. That contradicts expansion.
A nearby galaxy moving toward us is already explained by gravity (like Andromeda), so it does not contradict expansion.
Finding the cosmic microwave background again supports the Big Bang, and the color of stars does not test expansion at all.
The strongest contradiction would be finding that most distant galaxies show blueshifts, with the farthest ones approaching fastest.
Tip: To find evidence that would contradict a theory, state what the theory predicts, then look for the reverse of that prediction on a large scale.
Explicación
De dónde sale la respuesta: el pasaje dice que Hubble descubrió que "casi todas las galaxias muestran corrimiento al rojo y que las galaxias más lejanas se alejan más rápido", lo cual es "una evidencia fuerte de que el universo se está expandiendo". También dice que la gravedad puede acercar a las galaxias vecinas, y que la radiación cósmica de fondo de microondas apoya el Big Bang.
Paso a paso:
La expansión predice corrimientos al rojo en las galaxias lejanas, mayores en las más lejanas.
Lo contrario, corrimientos al azul en la mayoría de las galaxias lejanas, con las más lejanas acercándose más rápido, significaría que el universo se está contrayendo. Eso contradice la expansión.
Una galaxia cercana que se mueve hacia nosotros ya se explica por la gravedad (como Andrómeda), así que no contradice la expansión.
Encontrar otra vez la radiación cósmica de fondo de microondas apoya el Big Bang, y el color de las estrellas no pone a prueba la expansión.
La contradicción más fuerte sería descubrir que la mayoría de las galaxias lejanas muestran corrimiento al azul, y que las más lejanas se acercan más rápido.
Consejo: Para encontrar evidencia que contradiría una teoría, di lo que la teoría predice y luego busca lo contrario de esa predicción a gran escala.
Ver en español
Texto: El corrimiento al rojo y el universo en expansión
Cuando una fuente de luz se aleja de un observador, sus ondas de luz se estiran hacia longitudes de onda más largas y rojas. Esto es un corrimiento al rojo. Una fuente que se acerca al observador muestra un corrimiento al azul. En la década de 1920, el astrónomo Edwin Hubble descubrió que casi todas las galaxias muestran corrimiento al rojo y que las galaxias más lejanas se alejan más rápido. Esta es una evidencia fuerte de que el universo se está expandiendo. Apoya la teoría del Big Bang: hace unos 13.8 mil millones de años, el universo era extremadamente caliente y denso, y desde entonces se ha estado expandiendo. Otra evidencia importante es la radiación cósmica de fondo de microondas, una débil radiación de microondas que llega casi por igual desde todas las direcciones y que quedó del universo temprano y caliente.
A distancias cortas, la gravedad entre galaxias vecinas puede ser más fuerte que la expansión y acercarlas entre sí.
Galaxia
Distancia (millones de años luz)
Velocidad (km/s)
Dirección
Andrómeda
2.5
110
Hacia nosotros
Galaxia J
50
1,100
Se aleja de nosotros
Galaxia K
120
2,600
Se aleja de nosotros
Galaxia L
300
6,600
Se aleja de nosotros
Galaxia M
600
13,200
Se aleja de nosotros
Las galaxias J, K, L y M son ejemplos ficticios.
Pregunta
¿Qué nueva observación, si se hiciera, contradiría con más fuerza la idea de que el universo se está expandiendo?
Opciones
A. Se descubre que otra galaxia cercana se está acercando a la Vía Láctea.
B. Se vuelve a medir la radiación cósmica de fondo de microondas, y llega por igual desde todas las direcciones.
C. La mayoría de las galaxias lejanas muestran corrimiento al azul, y las más lejanas se acercan más rápido.
D. Algunas galaxias lejanas contienen muchas estrellas rojas.
Pista
La expansión predice que las galaxias lejanas se alejan. ¿Cómo se vería lo contrario?
Pregunta 36 de 36
Measuring Distances in Space
Distances in space are so large that astronomers use special units. A light-year is the distance light travels in one year, about 9.46 trillion km (9.46 × 10¹² km). Light also needs time to reach us, so we always see a distant object as it was when its light left it, not as it is today.
Object
Distance from Earth
The Moon
about 1.3 light-seconds
The Sun
about 8.3 light-minutes
Proxima Centauri (the nearest star after the Sun)
4.2 light-years
Sirius
8.6 light-years
Betelgeuse (a red supergiant star)
about 550 light-years*
Andromeda Galaxy
about 2.5 million light-years
*Estimates of Betelgeuse's distance range from roughly 500 to 650 light-years; use 550 light-years.
Suppose Betelgeuse, about 550 light-years away, actually exploded as a supernova 200 years ago, as measured at the star. Based on the passage, when would people on Earth first see the explosion?
Pista
How far has the light from the explosion traveled so far, and how far does it still have to go?
Solución paso a paso
Where the answer comes from: the table gives Betelgeuse's distance as "about 550 light-years," and the passage says "we always see a distant object as it was when its light left it, not as it is today."
Step by step:
Light from Betelgeuse takes about 550 years to reach Earth.
If the star exploded 200 years ago, the light from the explosion has traveled for 200 years, covering 200 light-years.
It still has 550 - 200 = 350 light-years to go.
So people on Earth would first see the explosion about 350 years from now. Today we still see Betelgeuse as it was 550 years ago, before the explosion.
The answer is about 350 years from now.
Check: Explosion 200 years ago + 350 more years = 550 years of travel, matching the distance ✓.
Tip: In look-back problems, compare the travel time with the time since the event. If the light is still on its way, the event is in our future.
Explicación
De dónde sale la respuesta: la tabla da la distancia de Betelgeuse como "unos 550 años luz", y el pasaje dice que "siempre vemos un objeto lejano como era cuando su luz salió de él, no como es hoy".
Paso a paso:
La luz de Betelgeuse tarda unos 550 años en llegar a la Tierra.
Si la estrella explotó hace 200 años, la luz de la explosión ha viajado durante 200 años y ha recorrido 200 años luz.
Todavía le faltan 550 - 200 = 350 años luz.
Así que las personas en la Tierra verían la explosión por primera vez dentro de unos 350 años. Hoy todavía vemos Betelgeuse como era hace 550 años, antes de la explosión.
La respuesta es dentro de unos 350 años.
Comprobación: Explosión hace 200 años + 350 años más = 550 años de viaje, que coincide con la distancia ✓.
Consejo: En los problemas de mirar al pasado, compara el tiempo de viaje con el tiempo que ha pasado desde el evento. Si la luz todavía viene en camino, el evento está en nuestro futuro.
Ver en español
Texto: Cómo medir distancias en el espacio
Las distancias en el espacio son tan grandes que los astrónomos usan unidades especiales. Un año luz es la distancia que recorre la luz en un año, unos 9.46 billones de km (9.46 × 10¹² km). La luz también necesita tiempo para llegar a nosotros, así que siempre vemos un objeto lejano como era cuando su luz salió de él, no como es hoy.
Objeto
Distancia a la Tierra
La Luna
unos 1.3 segundos luz
El Sol
unos 8.3 minutos luz
Próxima Centauri (la estrella más cercana después del Sol)
4.2 años luz
Sirio
8.6 años luz
Betelgeuse (una estrella supergigante roja)
unos 550 años luz*
Galaxia de Andrómeda
unos 2.5 millones de años luz
*Las estimaciones de la distancia a Betelgeuse van de unos 500 a 650 años luz; usa 550 años luz.
Pregunta
Supón que Betelgeuse, que está a unos 550 años luz, en realidad explotó como supernova hace 200 años, medido en la estrella. Según el pasaje, ¿cuándo verían la explosión por primera vez las personas en la Tierra?
Opciones
A. Hace unos 200 años, en el momento en que explotó
B. Ahora mismo, porque la explosión ya ocurrió
C. Dentro de unos 550 años
D. Dentro de unos 350 años
Pista
¿Qué distancia ha recorrido hasta ahora la luz de la explosión, y cuánto le falta por recorrer?
