10/09/10
Geografia 5º A
Anabel Márquez Reyes
Karem Lizzeth Juárez Dominguez
Victor Hugo Mendoza Delgadillo
Ricardo Ochoa Betancourt
Zury Alaves
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La teoría del Big Bang o gran explosión, supone que, hace entre 12.000 y 15.000 millones de años, toda la materia del Universo estaba concentrada en una zona extraordinariamente pequeña del espacio, y explotó. La materia salió impulsada con gran energía en todas direcciones.
Los choques y un cierto desorden hicieron que la materia se agrupara y se concentrase más en algunos lugares del espacio, y se formaron las primeras estrellas y las primeras galaxias. Desde entonces, el Universo continúa en constante movimiento y evolución.
Esta teoría sobre el origen del Universo se basa en observaciones rigurosas y es matemáticamente correcta desde un instante después de la explosión, pero no tiene una explicación para el momento cero del origen del Universo, llamado «singularidad».
Si escuchamos el silbato de un tren que se aleja rápidamente, su silbido nos parecerá más grave que si el tren estuviera quieto. El sonido parece tener una mayor longitud de onda cuando el tren se aleja. Esta situación corresponde al fenómeno señalado primeramente por Johann Doppler en 1842.
De la misma manera, la luz de una fuente que se aleja es percibida como si tuviese una longitud mayor: si el color original fuera naranja, la luz se percibiría más rojiza. Esto se llama “corrimiento hacia el rojo” y es una manifestación del efecto Doppler en las ondas luminosas.
A mediados de los años ‘60, A. Penzias y R. Wilson detectaron ondas de radio de longitudes cercanas a los 10 cm (microondas), procedentes del espacio exterior con una particularidad singular.
Los astrofísicos teóricos comprendieron que esta “radiación cósmica de fondo de microondas” era compatible con la suposición de que en el pasado el Universo era muy denso y caliente.
Al cabo de un centésimo de segundo aproximadamente, que es el momento más primitivo del que podemos hablar con cierta seguridad, la temperatura fue de unos cien mil millones (1011) de grados centígrados.
Un tipo de partícula presente en gran cantidad era el electrón, partícula con carga negativa que fluye por los cables transportadores de corriente eléctrica y constituye las partes exteriores de todos los átomos y moléculas del Universo actual. Otro tipo de partículas que abundaban en tiempos primitivos era el positrón, partícula de carga positiva que tiene la misma masa que el electrón.
La Unidad Astronómica (UA)
Una Unidad Astronómica (UA) es la distancia media entre la Tierra y el Sol. Sin entrar en tecnicismos ni ser demasiado preciso, podemos decir que:
1 Unidad Astronómica = 150 millones de kilómetros
Este tipo de unidad de medida, la utilizamos especialmente dentro del Sistema Solar, ya que para distancias más largas (por ejemplo a otras estrellas) se nos queda corta también.
De esta manera podemos decir que Venus se encuentra a 0,68 UA del Sol o que Plutón está a 38 UA del Sol, en lugar de decir que se encuentran a 102 y 5.700 millones de kilómetros respectivamente.
El Año Luz (Ly), la medida a las estrellas
Cuando queremos medir la distancia a algún astro que está fuera de nuestro Sistema Solar, la Unidad Astronómica se nos queda corta también.
Para este tipo de medidas se utiliza el Año Luz. El Año Luz se define (nuevamente sin entrar en tecnicismos) como la distancia que recorre la luz en un año en el vacío.
Teniendo en cuenta que la luz viaja a unos 300.000 km/s, podemos decir que:
1 Año Luz = 9,4605 billones de kilómetros = 63.070 UA
Por ejemplo:
La galaxia más cercana a nosotros (la galaxia de Andrómeda, M31) se encuentra a 2,5 millones de años luz. Si tuviéramos que habar de distancia en Unidades Astronómicas, tendríamos que decir que está a unos 157.167.000.000 de Unidades Astronómicas, lo cuál no es muy útil ni sencillo.
Si quisiéramos calcular el número de kilómetros que hay hasta nuestra galaxia vecina, no creo que haga falta hacer el cálculo para saber que habría que escribir un número tan grande que no sería para nada práctico utilizarlo.
Cuando se dice que un objeto está a x años luz, por ejemplo 4000, quiere decir que tendríamos que estar viajando 4000 años a la velocidad de la luz para poder alcanzar ese objeto. Esto no es así exactamente, pero para entenderlo es suficiente. Recordemos que la velocidad de la luz es la máxima posible en nuestro Universo (al menos hasta que se demuestre lo contrario) y que la nave más rápida que tenemos apenas alcanza una milonésima parte de esa velocidad.
Aun así, hay objetos tan lejanos que incluso el año luz se nos queda corto. Para solucionarlo, los astrónomos empezaron a utilizar el Parsec.
El Parsec
Un parsec es la distancia que tendría una estrella presentando precisamente una paralaje de 1 segundo de arco. No es neceario que sepamos lo que es esto. Lo que debemos saber es que es una medida brutalmente grande y que se utiliza para medir la distancia a los objetos más lejanos.
Vamos con un ejemplo:
1 Parsec = 30.875 billones de kilómetros = 206264,8 UA = 3,2633 años luz
Ya se podran imaginar las distancias de las que estamos hablando.
Espero que esto les ayude a entender mejor qué significa cuando les explicamos que un objeto celeste está a tantos años luz o que está a tal distancia en unidades astronómicas. Tambien espero que les ayude a hacer una idea de lo insignificantes que somos en comparación con el Universo, toda una lección de humildad.
Galaxia
Las galaxias son agrupaciones de miles de millones de estrellas. Nuestra propia galaxia, es un ejemplo típico. Estrellas, gas y polvo interestelar orbitan alrededor del centro de la galaxia debido a la atracción gravitatoria de todas las demás estrellas. Nuevas generaciones de estrellas nacen a partir del gas que se condensa en regiones llamadas nubes moleculares gigantes y las estrellas, a veces, forman cúmulos de estrellas. Cuando una estrella alcanza el final de su evolución, puede devolver mucho gas al medio interestelar que será la fuente para una nueva generación de estrellas. Podemos imaginar a las galaxias como sistemas que transforman gas en estrellas y éstas nuevamente a gas.
Clasificación de Galaxias
Elipticas
Las galaxias elípticas son llamadas así porque tienen formas elípticas: parecen huevos grandes borrosos o pelotas de rugby. Las estrellas, en las galaxias elípticas, no se esparcen en un disco delgado como ocurre en las galaxias espirales sino que se distribuyen alrededor del centro de la galaxia, uniformemente, en todas direcciones.
Espirales
Las galaxias espirales, tienen discos delgados de estrellas con bulbos 
brillantes, llamados núcleos, en sus centros. Los brazos espirales se envuelven alrededor de estos bulbos. Un halo esférico de estrellas extenso envuelve al núcleo y a los brazos. Los brazos espirales, probablemente, se formaron como resultado de ondas que barren el disco galáctico.
Irregulares
Contiene una mezcla de formas -algo que no parece ni espiral ni elíptica-. Cualquier galaxia de forma no identificada – cuyas estrellas, gas y polvo se esparcen al azar- se clasifica como irregular. Las irregulares son las galaxias más pequeñas, y pueden contener no más de un millón de estrellas. Pueden ser los ladrillos para formar las primeras galaxias grandes. Muchas galaxias irregulares pequeñas orbitan la Vía Láctea, incluyendo a las Nubes Mayor y Menor de Magallanes.
Cuasares
Sabemos que los cuásares son galaxias con núcleos extremadamente energéticos. La cantidad de radiación emitida por tales núcleos opaca la luz del resto de la galaxia, de forma que sólo técnicas de observación especiales pueden revelar la existencia del resto de la galaxia. El núcleo explica por qué los cuásares se parecen a estrellas – todo lo que podemos ver es el motor central brillante.
Estrellas
Las estrellas son masas de gases, principalmente hidrógeno y helio, que emiten luz. Se encuentran a temperaturas muy elevadas. En su interior hay reacciones nucleares.
El Sol es una estrella. Vemos las estrellas, excepto el Sol, como puntos luminosos muy pequeños, y sólo de noche, porque están a enormes distancias de nosotros. Parecen estar fijas, manteniendo la misma posición relativa en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios de posición se perciben sólo a través de los siglos.
El número de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha calculado en unas 8.000, la mitad en cada hemisferio. Durante la noche no se pueden ver más de 2.000 al mismo tiempo, el resto quedan ocultas por la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte, y la pálida luz del cielo.
Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea, la galaxia a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones.
Como nuestro Sol, una estrella típica tiene una superficie visible llamada fotosfera, una atmósfera llena de gases calientes y, por encima de ellas, una corona más difusa y una corriente de partículas denominada viento estelar. 
Las áreas más frías de la fotosfera, que en el Sol se llaman manchas solares, probablemente se encuentren en otras estrellas comunes. Esto se ha podido comprobar en algunas grandes estrellas próximas mediante interferometría.
La estructura interna de las estrellas no se puede observar de forma directa, pero hay estudios que indican corrientes de convección y una densidad y una temperatura que aumentan hasta alcanzar el núcleo, donde tienen lugar reacciones termonucleares.
Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con cantidad variable de elementos más pesados.
Pulsares
Las pulsares fueron descubiertas en 1967 por Anthony Hewish y Jocelyn Bell en el observatorio de radio astronomía (ahora el Nuffield Radio Astronomy Observatory) en Cambridge. Su emisión de radio característica es una serie uniforme de pulsos, separados con gran precisión, con períodos entre unos pocos milisegundos y varios segundos. Se conocen más de 300, pero sólo dos, la Pulsar del Cangrejo, y la Pulsar de la Vela, emiten pulsos visibles detectables. Se sabe que estas dos también emiten pulsos de rayos gamma, y una, la del Cangrejo, también emite pulsos de rayos-X.
Las pulsares son estrellas de neutrones fuertemente magnetizadas, con campos de intensidad que alcanza los 100 millones de Tesla (1 millón de millones de Gauss, comparado con menos de 1 Gauss para el campo magnético de la Tierra). La rápida rotación, por tanto, las hace poderosos generadores eléctricos, capaces de acelerar las partículas cargadas hasta energías de mil millones de millones de Voltios. Estas partículas cargadas son, en alguna forma aún desconocida, responsables por el haz de radiación en radio, luz, rayos-X, y rayos gamma. Su energía proviene de la rotación de la estrella, que tiene por tanto que estar bajando de velocidad. Esta disminución de velocidad puede ser detectada como un alargamiento del período de los pulsos. Típicamente, la rata de rotación de una pulsar disminuye en una parte por millón cada año: la Pulsar del Cangrejo, que es la más joven, y la más energética conocida, disminuye en una parte en dos mil cada año.
Agujeros Negros
Un agujero negro es un objeto con una gravedad tan fuerte que nada puede escaparse de él, ni siquiera la luz. La masa del agujero negro está concentrada en un punto de densidad casi infinita, llamado singularidad. En la propia singularidad, la gravedad es de una fuerza casi infinita, por lo que aniquila el espacio-tiempo normal. A medida que aumenta la distancia desde la singularidad, su influencia gravitacional disminuye. A determinada distancia, que depende de la masa de la singularidad, la velocidad que se necesita para escapar del agujero negro es igual a la velocidad de la luz. Esta distancia marca el “horizonte” del agujero negro, que es como su superficie. Todo lo que pasa por el horizonte es atrapado dentro del agujero negro. Hay distintos tipos de agujeros negros, dependiendo de su masa. Un agujero negro se forma cuando un objeto alcanza cierta densidad crítica, y su gravedad hace que se colapse hasta volverse un punto casi infinitamente pequeño. Los agujeros negros de masa estelar se forman cuando una estrella masiva ya no puede producir energía en su núcleo. La radiación de sus reacciones nucleares mantiene a la estrella “hinchada,” y la gravedad hace que el núcleo se colapse. Las capas exteriores de la estrella pueden salir despedidas al espacio, o caer al agujero negro, para hacerlo más pesado. Los astrónomos no están seguros de cómo se forman los agujeros negros supermasivos. Pueden formarse a partir del colapso de grandes nubes de gas, o de la unión de muchos agujeros negros pequeños, o de una combinación de eventos.
Asteroides
Los asteroides son objetos rocosos y metálicos con órbitas planetarias, pero que son demasiado pequeños para ser considerados planetas. Su aspecto telescópico es puntual, como las estrellas, de ahí su nombre. En la literatura anglosajona en ocasiones son denominados también minor planets y en castellano también se suelen llamar planetoides. Sus tamaños van desde casi 1.000 km en el caso de Ceres hasta unos pocos centímetros o menos. La imagen adjunta muestra la fotografía del asteroide Gaspra obtenida por la sonda Galileo mientras se dirigía a Júpiter. Poseen unas características físicas que los diferencian de los cometas y en su inmensa mayoría se hallan situados entre las órbitas de Marte y Júpiter, en el denominado cinturón de asteroides o cinturón principal. Debido a que los asteroides son materiales procedentes de un sistema solar primitivo, los científicos están interesados en su composición. Las naves espaciales que han navegado a través del cinturón de asteroides han observado que el cinturón halla bastante vacío y que los asteroides están separados por distancias muy grandes.
Cometas
Los cometas son cuerpos de formas irregulares, frágiles y pequeños, compuestos por una mezcla de granos no volátiles y gases congelados. Tienen órbitas muy elípticas que los lleva muy cerca del Sol y los devuelve al espacio profundo, frecuentemente más allá de la órbita de Plutón.
Las estructuras de los cometas son diversas y muy dinámicas, pero todos ellos desarrollan una nube de material difuso que los rodea, denominada cabellera, que generalmente crece en tamaño y brillo a medida que el cometa se aproxima al Sol. Generalmente es visible un pequeño núcleo brillante (menos de 10 kilómetros de diámetro) en el centro de la cabellera. La cabellera y el núcleo juntos constituyen la cabeza del cometa.
A medida que los cometas se aproximan al Sol desarrollan colas enormes de material luminoso que se extienden por millones de kilómetros desde la cabeza, alejándose del Sol. Cuando están lejos del Sol, el núcleo está muy frío y su material está congelado. En este estado los cometas reciben a veces el nombre de «iceberg sucio» o «bola de nieve sucia». Cuando un cometa se aproxima al Sol, a pocas UA (unidades astronómicas) del Sol, la superficie del núcleo empieza a calentarse y los volátiles se evaporan. Las moléculas evaporadas se desprenden y arrastran con ellas pequeñas partículas sólidas formando la cabellera del cometa, de gas y polvo.
Astrolitos
Desde tiempos muy lejanos se les dio el nombre de estrellas fugaces. En realidad son pequeñas partículas de polvo cósmico que al aproximarse al campo gravitacional de la tierra son atraídos por esta y se destruyen por friccion al entrar en contacto con la atmosfera. Su incandescencia los hace visibles a unos 100 km de altura y se calcula que su temperatura llega a superar los 4000ºC por lo que la mayoría se volatiliza. Solo los grandes astrolitos suelen alcanzar la superficie terrestre y entonces reciben el nombre de meteoritos.
Satelites
Alrededor de la mayoría de los planetas giran satélites, de manera similar a la Luna en torno de la Tierra. En Astronomía, el término satélite se aplica en general a aquellos objetos en rotación alrededor de un astro, este último es de mayor dimensión que el primero; ambos cuerpos están vinculados entre sí por fuerzas de gravedad recíproca.
Existe una diferenciación entre satélites naturales y artificiales. Los artificiales son los construidos por el hombre, y por lo tanto es factible, de alguna manera, de modificar su trayectoria. En las últimas décadas se han puesto en órbita una gran variedad de satélites artificiales alrededor de la Tierra y también de varios planetas.
Un satélite natural, en cambio, es cualquier astro que se encuentra desplazándose alrededor de otro; no es factible modificar sus trayectorias artificialmente.
En general, a los satélites de los planetas principales se les llama lunas, por asociación con el nombre del satélite natural de la Tierra.
Los diferentes planetas poseen distinta cantidad de lunas. El número total en el Sistema Solar es alto y aún se considera incompleto, ya que se continúa encontrándose nuevas lunas. No se conocen lunas en Mercurio ni en Venus y tampoco ningún satélite que posea una luna.
A pesar de estar acostumbrados a que la visión de nuestra Luna como un cuerpo esferoidal, debe pensarse que, en general, los satélites de los planetas principales pueden ser bien diferentes, presentar formas irregulares o ser sumamente achatados.
Número de Satélites de los Planetas
Número de Satélites
| Planeta | |
| Tierra | 1 |
| Marte | 2 |
| Júpiter | 60 |
| Saturno | 31 |
| Urano | 22 |
| Neptuno | 11 |
| Plutón | 1 |
Las lunas de los planetas se mueven alrededor del mismo soportando diversas fuerzas; si los planetas fueran esferas perfectas, se desplazarían en órbitas perfectamente elípticas. Como los planetas están deformados a causa de su rotación, presentan un abultamiento ecuatorial. Este efecto, conjuntamente con las fuerzas de atracción de otras lunas del mismo planeta y la acción gravitatoria del Sol, determinan que cada satélite posea un movimiento complejo denominado movimiento perturbado.
El Sistema Solar es un conjunto o sistema de planetas que orbitan alrededor de una estrella común (el Sol) la que a su vez orbita de manera casi circular alrededor del centro de la galaxia. El 99.86% de la masa del sistema solar está contenida en el Sol y la mayor parte del resto en Júpiter.
Nuestro Sistema está compuesto por una gran estrella la cual le proporciona el calor necesario para la existencia de vida a nuestro planeta, dicha estrella es El Sol (por ello el nombre de Sistema Solar), asimismo existen ocho planetas (08), y tres planetas enanos (03) algunos con sus respectivos satélites que en total suman más de 60; así como un cinturón de asteroides ubicado entre Marte y Júpiter. En el borde del Sistema Solar podemos encontrar el cinturón de Kruiper el cual está formado por cuerpos de no más de 1,000 kilómetros de diámetro mayormente compuestos de hielo.
En orden de proximidad al Sol, los cuatro primeros planetas (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) son denominados los planetas interiores debido a que están ubicados entre el Sol y el cinturón de asteroides, dicho cinturón de asteroides está conformado por cuerpos de entre 1,5 a 950 kilómetros de diámetro. Los planetas exteriores son Júpiter Saturno, Urano y Neptuno. Existen también tres planetas enanos; Ceres (que se encuentra entre Marte y Júpiter); Plutón y 2003 UB313 (aún sin nombre oficial). De estos tres planetas enanos Plutón es el único que posee satélites. Existe respecto al cinturón de asteroides una teoría que indica que este cinturón se formó al desintegrarse un planeta que hubiera estado entre Marte y Júpiter. Pertenecemos a la Vía Lactea y nuestro Sistema Solar se halla ubicado en uno de los extremos de dicha galaxia.
TEORIA DE KANT
En 1775, el filósofo alemán Emmanuel Kant propuso la idea sobre el origen de los planetas y del Sol a partir de una gran nebulosidad que el achartarse y contraerse formó los meteoros que originaron a los planetas. De la concentración central de esa nebulosa se formó nuestro sol.
TEORIA LAPLACE
En 1776, el astrónomo y matemático francés Pierre Simon Laplace, propuso su teoría sobre el origen del Sol y los planetas, tambien basada sobre una gran nebulosa. Por esta razón, ha sido identificada como teoría de Kant y 
Laplace.esta teoría explica que el sistema solar se origino por condensación de una nebulosa de rotación que se contrajo por la acción de la fuerza de su propia gravedad, adoptando la forma de un disco con una concentración superior en el núcleo. La nebulosa se torno inestable al adquirir mayor velocidad de rotación y en las capas externas se originaron anillos concéntricos que al separarse formaron los planetas y los satélites, en tanto que el centro de las nubes se formó el Sol. Dado que la nebulosa giraba en una misma dirección al rededor de su eje, todos los planetas quedaron girando alrededor del Sol en ese mismo sentido.
Actualmente, una manera de ver la teoría de Kant y Laplace del sistema sola se formaron hace 4 660 millones de años de una nube de gas, polvo y oras partículas llamadas nube primordial compuesta de hidrógeno, helio, carbono, nitrógeno y oxigeno.
Se especula que el cataclismo de una vecina explosión en supernova de una estrella apartó una nube de gas y polvo para formar el Sol y los planetas. Los inicios de ellos se encuentran el diferencia se isótopos ( átomos del mismo elemento con diferentes pesos atómicos ) de los meteoritos con respecto a los que se encuentran en la Tierra. Esa nube gaseosa se aplanó y condenso como consecuencia de su rotación, formando en su parte central un protosol, es decir, un sol en formación. Esa parte central que formaba al protosol se condensó y calentó hasta propiciar una combustión nuclear. De esa manera se formo el sol en cuyo núcleo hay una transformación permanente de materia de energía. Conforme el sol pudio situarse en la parte central de la masa gaseosa, otras porciones ubicadas a diferentes distancias fueron agregándose para formar los planetas.
TEORIA DE JEANS
Propuso la idea de que el paso de una estrella había arrastrado material fuera del Sol, y que este material se había entonces condensado para formar los planetas. Hay serios problemas en esta explicación, pero se han hecho recientes desarrollos sugiriendo que se sacó un filamento de una proto-estrella de paso, en momentos en los que el Sol era miembro de un holgado cúmulo de estrellas, pero las teorías más favorecidas, todavía involucran el colapso gravitacional de una nube de gas y polvo.
Es la estrella más cercana a la Tierra y el mayor elemento del Sistema Solar. Las estrellas son los únicos cuerpos del Universo que emiten luz. El Sol es también nuestra principal fuente de energía, que se manifesta, sobre todo, en forma de luz y calor.
El Sol contiene más del 99% de toda la materia del Sistema Solar. Ejerce una fuerte atracción gravitatoria sobre los planetas y los hace girar a su alrededor.El Sol se formó hace 4.650 millones de años y tiene combustible para 5.000 millones más.
Datos básicos El Sol
Tamaño: radio ecuatorial 695.000 km. Periodo de rotación sobre el eje de 25 a 36 días Masa comparada con la Tierra 332.830 Temperatura media superficial 6000 º C Gravedad superficial en la fotosfera 274 m/s2
El Sol (todo el Sistema Solar) gira alrededor del centro de la Via Láctea, nuestra galaxia. Da una vuelta cada 200 millones de años. Ahora se mueve hacia la constelación de Hércules a 19 Km./s.
Actualmente el Sol se estudia desde satélites, como el Observatorio Heliosférico y Solar (SOHO), dotados de instrumentos que permiten apreciar aspectos que, hasta ahora, no se habían podido estudiar.
Además de la observación con telescopios convencionales, se utilizan: el coronógrafo, que analiza la corona solar, el telescopio ultravioleta extremo, capaz de detectar el campo magnético, y los radiotelescopios, que detectan diversos tipos de radiación que resultan imperceptibles para el ojo humano.
ESTRUCTURA
Desde la Tierra sólo vemos la capa exterior. Se llama fotosfera y tiene una temperatura de unos 6.000 ºC, con zonas más frías (4.000 ºC) que llamamos manchas solares. El Sol es una bola que puede dividirse en capas concéntricas. De dentro a fuera son:
Núcleo: es la zona del Sol donde se produce la fusión nuclear debido a la alta temperatura, es decir, el generador de la energía del Sol.
Zona Radiativa:: las partículas que transportan la energía (fotones) intentan escapar al exterior en un viaje que puede durar unos 100.000 años debido a que éstos fotones son absorbidos continuamente y reemitidos en otra dirección distinta a la que tenían.
Zona Convectiva: en ésta zona se produce el fenómeno de la convección, es decir, columnas de gas caliente ascienden hasta la superficie, se enfrían y vuelven a descender.
Fotosfera: es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte del Sol que nosotros vemos, la superfície. Desde aquí se irradia luz y calor al espacio. La temperatura es de unos 5.000°C. En la fotosfera aparecen las manchas oscuras y las fáculas que son regiones brillantes alrededor de las manchas, con una temperatura superior a la normal de la fotosfera y que están relacionadas con los campos magnéticos del Sol.
Cromosfera: sólo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de Sol. Es de color rojizo, de densidad muy baja y de temperatura altísima, de medio millon de grados. Esta formada por gases enrarecidos y en ella existen fortísimos campos magnéticos.
Corona: capa de gran extensión, temperaturas altas y de bajísima densidad. Está formada por gases enrarecidos y gigantescos campos magnéticos que varían su forma de hora en hora. Ésta capa es impresionante vista durante la fase de totalidad de un eclipse de Sol.
| Componentes químicos | Símbolo | % |
| Hidrógeno | H | 92,1 |
| Helio | He | 7,8 |
| Oxígeno | O | 0,061 |
| Carbono | C | 0,03 |
| Nitrógeno | N | 0,0084 |
| Neón | Ne | 0,0076 |
| Hierro | Fe | 0,0037 |
| Silicio | Si | 0,0031 |
| Magnesio | Mg | 0,0024 |
| Azufre | S | 0,0015 |
| Otros | 0,0015 |
La Luna está a 384,403 kilómetros (238,857 millas) de la Tierra. Su diámetro es 3,476 kilómetros (2,160 millas). Tanto la rotación de la Luna como su revolución alrededor de la TIerra duran 27 días, 7 horas y 43 minutos. Esta rotación síncrona está causada por la distribución asimétrica de la masa de la luna, lo que ha permitido a la gravedad terrestre mantener un hemisferio lunar permanentemente girado hacia la Tierra. Las liberaciones ópticas han sido observadas mediante telescopios desde mediados del siglo XVII. Liberaciones muy pequeñas pero reales (máximo aproximado de 0°.04) son causadas por el efecto de la gravedad solar y la excenctricidad de la órbita terrestre, perturbando la órbita de luna y permitiendo la preponderancia cíclica del momento torsor en las direcciones norte-sur y este-oeste.
FASES LUNARES
Según la disposición de la Luna, la Tierra y el Sol, se ve iluminada una mayor o menor porción de la cara visible de la luna.
La Luna Nueva o novilunio es cuando la Luna está entre la Tierra y el Sol y por lo tanto no la vemos.
En el Cuarto Creciente, la Luna, la Tierra y el Sol forman un ángulo recto, por lo que se puede observar en el cielo la mitad de la Luna, en su período de crecimiento.
La Luna Llena o plenilunio ocurre cuando La Tierra se ubica entre el Sol y la Luna; ésta recibe los rayos del sol en su cara visible, por lo tanto, se ve completa.
Finalmente, en el Cuarto Menguante los tres cuerpos vuelven a formar ángulo recto, por lo que se puede observar en el cielo la otra mitad de la cara lunar.
Las fases de la luna son las diferentes iluminaciones que presenta nuestro satélite en el curso de un mes.
La órbita de la tierra forma un ángulo de 5º con la órbita de la luna, de manera que cuando la luna se encuentra entre el sol y la tierra, uno de sus hemisferios, el que nosotros vemos, queda en la zona oscura, y por lo tanto, queda invisible a nuestra vista: a esto le llamamos luna nueva o novilunio.
A medida que la luna sigue su movimiento de traslación, va creciendo la superficie iluminada visible desde la tierra, hasta que una semana más tarde llega a mostrarnos la mitad de su hemisferio iluminado; es el llamado cuarto creciente.
Una semana más tarde percibimos todo el hemisferio iluminado: es la llamada luna llena o plenilunio.
A la semana siguiente, la superficie iluminada empieza a decrecer o menguar, hasta llegar a la mitad: es el cuarto menguante.
Al final de la cuarta semana llega a su posición inicial y desaparece completamente de nuestra vista, para recomenzar un nuevo ciclo.
Los planetas giran alrededor del Sol. No tienen luz propia, sino que reflejan la luz solar.
Los planetas tienen diversos movimientos. Los más importantes son dos: el de rotación y el de translación.
Por el de rotación, giran sobre sí mismos alrededor del eje. Ésto determina la duración del día del planeta.
Por el de translación, los planetas describen órbitas alrededor del Sol. Cada órbita es el año del planeta.
Cada planeta tarda un tiempo diferente para completarla. Cuanto más lejos, más tiempo.
Giran casi en el mismo plano, excepto Plutón, que tiene la órbita más inclinada, excéntrica y alargada.
Forma y tamaño de los planetas
Los planetas tienen forma casi esférica, como una pelota un poco aplanada por los polos.
Los materiales compactos están en el núcleo. Los gases, si hay, forman una atmosfera sobre la superficie.
Mercurio, Venus, la Tierra, Marte y Plutón son planetas pequeños y rocosos, con densidad alta.
Tienen un movimiento de rotación lento, pocas lunas (o ninguna) y forma bastante redonda.
Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, los gigantes gaseosos, son enormes y ligeros, hechos de gas y hielo.
Estos planetas giran deprisa y tienen muchos satélites, más abultamiento ecuatorial y anillos.
Formación de los planetasLos planetas se formaron hace unos 4.500 millones de años, al mismo tiempo que el Sol.En general, los materiales ligeros que no se quedaron en el Sol se alejaron más que los pesados. |
| Planetas | Radio ecuatorial |
Distancia al Sol (km.) |
Lunas | Periodo de Rotación |
Órbita | Inclinación del eje |
Inclinación orbital |
| Mercurio | 2.440 km. | 57.910.000 | 0 | 58,6 dias | 87,97 dias | 0,00 º | 7,00 º |
| Venus | 6.052 km. | 108.200.000 | 0 | -243 dias | 224,7 dias | 177,36 º | 3,39 º |
| La Tierra | 6.378 km. | 149.600.000 | 1 | 23,93 horas | 365,256 dias | 23,45 º | 0,00 º |
| Marte | 3.397 km. | 227.940.000 | 2 | 24,62 horas | 686,98 dias | 25,19 º | 1,85 º |
| Júpiter | 71.492 km. | 778.330.000 | 16 | 9,84 horas | 11,86 años | 3,13 º | 1,31 º |
| Saturno | 60.268 km. | 1.429.400.000 | 18 * | 10,23 horas | 29,46 años | 25,33 º | 2,49 º |
| Urano | 25.559 km. | 2.870.990.000 | 15 | 17,9 horas | 84,01 años | 97,86 º | 0,77 º |
| Neptuno | 24.746 km. | 4.504.300.000 | 8 | 16,11 horas | 164,8 años | 28,31 º | 1,77 º |
| Plutón | 1.160 km. | 5.913.520.000 | 1 | -6,39 días | 248,54 años | 122,72 º | 17,15 º |
El estudio de los terremotos ha permitido definir el interior de la Tierra y distinguir tres capas principales, desde la superficie avanzando en profundidad, en función de la velocidad de propagación de las ondas sísmicas. Dichas capas, apreciables en un corte transversal, son: corteza, manto y núcleo. La estructura de la tierra puede establecerse según dos criterios diferentes. Según su composición química, el planeta puede dividirse en corteza, manto y núcleo (externo e interno); según sus propiedades físicas se definen la litosfera, la astenosfera, la mesosfera y el núcleo (externo e interno).
Núcleo
El núcleo es la capa más profunda, formada por hierro y niquel principalmente, además de cobalto silicio y azufre en menores proporciones.
A esta capa central se le da también el nombre de NiFe o centrosfera; es la de mayor espesor (3 470 km).
El núcleo es la parte interna de la Tierra y en ella se registran máximas temperaturas (4 000 a 6 000º C). La densidad de sua materiales oscila entre 13.6 en la parte interna y 10 en la zona externa, por lo que podemos afirmar que es la capa con mayor densidad. Representa aproximadamente el 14% del volumen de la Tierra y entre el 31 y 32% de su masa.
De acuerdo con las características de las ondas sísmicas, se divide en dos partes:
a) Núcleo interno
b) Núcleo externo.
Núcleo interno:
Tiene un espesor de 1,370 km y su estado es sólido; aquí existen enormes presiones (de 3 a 3.5 millones de atmósferas), lo cual hace que el hierro y el níquel se comporten como sólidos; además, las ondas P aumentam su velodad. En esta parte del núcleo se registra la temperatura mayor (6000ºC).
Núcleo externo:
Esta parte tiene un espesor de 2,100 km y su estado es líquido, ya que las ondas S rebotan al llegar a esta parte; las ondas P disminuyen su velocidad debido a que la presión es menor, lo cual confirma el estado líquido.
Manto
El manto es la capa intermedia entre el núcleo y la corteza y se extiende a partir de la discontinuidad de Gutemberg, con una composición química de silicatos de hierro y magnesio y un espesor de 2,870 km.
El manto representa alrededor del 83% del volumen del globo terrestre y el 65% de su masa; se le llama también SiMa o mesosfera. La densidad de los materiales del manto oscila entre 5 y 6% en la parte interna y 3% en la parte más superficial.
Por el comportamiento de las ondas sísmicas sabemos que los materiales que componen esta capa son heterógenos, debido a lo cual se le divide en manto interno y manto externo.
Manto interno:
Tiene un espesor de 1,900 km. Su estado es sólido ya que por él se propagan ondas P y S; además, tiene elevadas temperaturas por estar en contacto con el núcleo.
Manto externo:
Tiene un espesor de 970 km. en su estado o magmático, como lo demuestra la lava que arrojan los volcanes.
En esta parte del manto, los materiales se dilatan por las altas temperaturas y producen un movimiento continuo de ascenso que origina corrientes de convección.
Tales corrientes fueron propuestas por John Tuzo Wilson en la década de los sesenta; según este geólogo, constituyen la fuerza motríz que provoca los cambios más importantes en la corteza terrestre.
El material del manto interior se calienta por la cercanía con el núcleo y tiende a subir y a salir a través de las dorsales mesooceánicas, para después hundirse nuevamente en las zonas de subducción o canales de de Benioff y retornar nuevamente al manto.
Las características de las dorsales parecen comprobar la existencia de las corrientes de convección del manto, las cuales tienen gran importancia porque dan lugar a innumerables fenómenos geológicos en la corteza terrestre, como la deriva continental, la formación del relieve, el vulcanismo y los sismos.
Corteza
Es la capa más superficial de todas las que forman la Tierra; se extiende a partir de la discontinuidad de Mohorovici y es variable; por ejemplo, en los fondos oceánicos sólo alcanza 10 km mientras que por debajo de los continentes llega a tener de 35 a 40 km.
Esta capa se formó por enfriamiento y representa el 1% de la masa de la Tierra. Está compuesta por materiales sólidos, en general, pero en su interior existen grandes cantidades de agua, gases y materiales magmáticos.
Según los estudios más recientes se ha llegado a la conclusión de que esta capa comprende las tres subcapas siguientes:
a) Capa basáltica o SiMa
b) Capa granítica o SiAl
c) Capa sedimentaria.
Capa basáltica: Está formada por roca basáltica rica en silicatos de magnesio, principalmente, así como de hierro y calcio; es la parte más cercana al manto y su espesor es de 10 km en los fondos oceánicos. También se le conoce con el nombre de corteza oceánica ya que sobre ella están los océanos.
Capa granítica o SiAl: Está formada por roca graníticas, ricas en silicatos de aluminio, principalmente, además de hierro y calcio; es la capa intermedia y su espesor varía entre 35 y 40 km en los continentales.
Se le conoce también como corteza continental por ser la base de los bloques continentales.
Capa sedimentaria: Como su nombre lo indica, está formada por rocas sedimentarias; su espesor varía entre 500 y 1,000 m en los fondos oceánicos y de varios miles de metros en los continentes. Esta capa es discontinua.
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