Bienvenidos al Taller de Astronomía del Aranguren

En este espacio virtual vamos registrando las actividades que realizamos en el taller de astronomía para 4º de E.S.O. de NUESTRO INSTITUTO
Para que navegues adecuadamente por el te sugiero que vayas al apartado CURRÍCULO. Aquí estan consignados los apartados en los que estamos trabajando.



lunes, 31 de marzo de 2008

NEPTUNO. Almudena Borrego Sendino

NEPTUNO

El planeta Neptuno, descubierto en 1846, es el cuarto planeta en cuanto a tamaño, pero el octavo en cuanto a distancia al sol. La distancia de Neptuno al sol es de 4500 millones de Kilómetros y su diámetro lineal medio es de aproximadamente 49.400Km, o sea, cerca de 3,8 veces el de la Tierra. Su volumen aproximadamente 72, su masa 17 veces y su densidad media 0,31 la de la Tierra o 1,7 veces la del agua. El albedo del planeta es alto: refleja el 84% de la luz que recibe. El periodo de rotación es de cerca de 16 horas y el periodo sideral de revolución es de 164,79 años.

LOS PLANETAS( NEPTUNO)

Distancia al Sol

Rotación/ órbita

Perihelio 4.465.600.000Km

Periodo de rotación

(sobre su eje) 16 horas

Media 4.504.300.000Km

Periodo de revolución

Alrededor del Sol 164.79 años

Afelio 4.546.100.000Km

Inclinación de la orbita 1,77°


Excentricidad de la orbita 0,01

Distancia a la Tierra

Temperatura

Mínima 4.313.000.000Km

-218°

Máxima 4.683.000.000Km


Características físicas

Numero de satélites

Masa ( tierra = 1) 17,2

11

Radio ( tierra = 1) 3,88


Densidad media

( agua = 1) 1,7

Atmósfera

Hidrógeno, helio y nitrógeno

La magnitud estelar media del planeta es de 7,8 y casi nunca es visible a simple

vista, aunque se puede observar con un pequeño telescopio, apareciendo como un

pequeño disco azul verdoso sin marcas definidas en su superficie. La temperatura de la superficie de Neptuno es de unos –218 °C, parecida a la de Urano que esta a mas de 1500Km mas cerca del sol, por lo tanto, los científicos suponen que Neptuno debe tener alguna fuente interna de calor. La atmósfera se compone fundamentalmente de hidrógeno y helio, pero la presencia de mas del 3% de metano da al planeta su sorprendente color azul.

El descubrimiento de Neptuno fue uno de los

Éxitos de la astronomía matemáticas. En 1846,

para explicar las alteraciones en la Orbita de Urano,

el astrónomo francés Urbain Le Verrier calculó la

existencia y la posición de un planeta nuevo.

El mismo año, el astrónomo alemán Johann Gottfried Galle descubrió el planeta a 1° de esa posición. La posición de Neptuno fue calculada, por otra parte, por el matemático británico John Couch Adams, pero los observadores británicos no actuaron con suficiente celeridad para anunciar el descubrimiento del planeta.

Neptuno es un planeta de monstruosas tormentas que soplan con una fuerza equivalente a la de varios huracanes, casi suficiente para romper la barrera del sonido. Neptuno es el planeta más ventosos del sistema solar.

Uno de los misterios es cual la fuerza motriz de estos feroces vientos.

Se conocen ocho satélites que giran alrededor de Neptuno, dos de los cuales se pueden observar desde la Tierra. El mayor y más brillante es Tritón, descubierto en1846, año en el que se observó Neptuno por primera vez Tritón, con un diámetro de 2705Km es poco menor que la luna terrestre. Su orbita tiene un movimiento retrógado, esto es, opuesto a su dirección primaria de rotación, a diferencia de cualquier otro satélite importante del Sistema Solar. A pesar de su temperatura extremadamente fría, Tritón tiene una atmósfera de nitrógeno con algo de metano y una cierta neblina. También muestra una activa superficie de Géiseres que arrojan una materia subterránea des

conocida. Nereida, el segundo satélite, descubierto en 1949, tiene un diámetro solo de unos 320Km. La sonda planetaria Voyager 2 descubrió otro

s seis satélites en 1989. Neptuno también esta rodeado por cinco anillos. Su campo magnético esta inclinado mas de 50° respecto al eje de rotación

domingo, 30 de marzo de 2008

URANO. Gabriel Minchán Tejeda

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JUPITER. Ricardo Sánchez y Adrián Izquierdo

CARACTERISTICAS DE JUPITER

Jupiter es el quinto planeta del sistema solar y es el mas grande de todos.Su masa es de 1900000000000000000000000000 kg y su diametro es de 142,800 km. La atmósfera es muy profunda, comprendiendo quizá al propio planeta. Está compuesta por hidrogeno y helio,metano, amoníaco, vapor de agua y otros compuestos.En sus profundidades sus atomos son solo protones ya que hay altisimas presiones,que da lugar a que el hidrogeno se convierte en metal.

Todo el material de su alrededor gira en torno a jupiter en 4 o 6 dias.

En sus regiones polares,Jupiter muestra sus emisiones auroranas(parecidas a la aurora boreal terrestre),que parecen ser materiales procedentes de IO.Jupiter tambien muestra unos relampagos en sus nubes.

Júpiter es el cuarto objeto más brillante del firmamento.Fue el primer descubrimiento de un movimiento no aparentemente centrado en la Tierra, lo que indujo a Galileo a apoyar la teoría de Copérnico (que la Tierra giraba alrededor del Sol). Esto le valió ser detenido por la Inquisición, y a pesar de ser forzado a retractarse de sus creencias, permaneció en prisión por el resto de su vida.
La primera nave espacial en visitar Júpiter fue la Pioneer 10, a la que siguieron otras varias. Actualmente la nave Galileo permanece en órbita alrededor de Júpiter, y continuará enviando datos durante los dos próximos años.

Los planetas gaseosos no tienen superficie rocosa,sino que lo que vemos de ellos son sus nubes.

La composicion de Jupiter es muy parecida a la primitiva del Sol,lo que origino todo el sistema Solar.Probablemente tiene un núcleo de material rocoso.Por encima del núcleo se encuentra la mayor proporción del planeta, en forma de hidrógeno metálico líquido.Los colores que le dan peculiaridades a este planeta son debidas a diferencias de temperatura ocurridas en ellas.Tiene vientos de alta velocidad, distribuidos en anchas bandas de latitud opuestas en cada banda adyacente.Los vientos tienen una velocidad de unos 600 km/h, y se extienden a miles de kilómetros hacia el interior. Están producidos por el calor interno del planeta, en vez de ser debidos a la influencia del Sol, tal como ocurre en la Tierra.

La Gran Mancha Roja ha sido observada desde la Tierra desde hace más de 300 años. Tiene una forma ovalada de 12.000 por 25.000 km, lo suficientemente grande como para contener dos Tierras.Se trata una región de alta presión.No se conoce el motivo de por qué persiste este fenómeno durante tanto tiempo.

Júpiter irradia más energía al espacio de la que recibe del Sol. Su interior es muy caliente: su núcleo está probablemente a unos 20.000 ºC. Pero no produce energía por fusión nuclear, como el Sol. Es demasiado pequeño para ello. Para convertirse en un
a estrella, Júpiter tendría que tener por lo menos 80 veces más masa.

Júpiter tiene un gigantesco campo magnético, mucho más fuerte que el de la Tierra y que se extiende a más de 650 millones de kms.Por tanto, las lunas de Júpiter están dentro de su radio de acción.
Júpiter tiene también anillos como los de Saturno, pero mucho más tenues, oscuros y pequ
os. Fueron descubiertos por la nave Voyager 1, y su descubrimiento fue una total sorpresa.

En Julio de 1994, el cometa Shoemaker-Levy 9 colisionó contra Júpiter, con resultados espectaculares. Sus efectos fueron claramente visibles incluso mediante telescopios de aficionados, y las huellas permanecieron durante casi un año.
Durante la noche, Júpiter es a menudo la "estrella" más brillante del firmamento.Sus cuatro satélites mayores son visibles con unos simples prismáticos, y se pue
den contemplar algunas de sus bandas y la gran mancha roja con un telescopio.

LOS SATELITES DE JUPITER

Jupiter consta de 16 satelites conocidos hasta la historia de hoy en dia.Sus cuatro satelites mas importantes y descubiertos por Galileo son los llamados "galileanos" y son:

lo

lo es el quinto de los satélites conocidos de Júpiter, y el tercero en tamaño. Io es algo mayor que la Luna de la Tierra.
Su orbita es de 422000 km desde Jupiter,su diametro es de 3630 km y su masa es de 8'93e22kg..
Los datos revelados por el Voyager, en su pri
mer encuentro con el satélite, constituyeron una verdadera sorpresa. Se esperaban encontrar numerosos cráteres de impacto, teniendo en cuenta su tamaño y edad, pero existen muy pocos, prácticamente ninguno. Por tanto, su superficie es muy joven.

En lugar de cráteres, la nave Voyager 1 encontró cientos de volcanes, algunos de ellos activos.Las erupciones volcánicas cambian rápidamente. En sólo cuatro meses, entre las llegadas del Voyager 1 y el Voyager 2 algunos de los volcanes cesaron en su actividad, y otros la comenzaron.
Io tiene una sorprendente variedad de tipos de terreno: cráteres de volcanes de varios kilómetros de profundidad, lagos y ríos de azu
fre fundido y algunas montañas.Es el azufre y sus compuestos lo que le dan una amplia variedad de colores.

Algunos de los puntos más calientes de la superficie de Io alcanzan temperaturas de hasta 1.200 ºC, aunque la temperatura media es muy baja, alrededor de -150 ºC.
La energía necesaria para toda esta actividad se deriva de la interacción entre Io, Europa, Ganimedes y Júpiter. Se produce un gigantesco efecto de marea de hasta 100 metros.
Io tiene una fina atmósfera compuesta por óxido de azufre y otros gases. Al contrario que los demás satélites galileanos de Júpiter, Io apenas contiene agu
a.

Europa

Europa es el sexto de los satélites conocidos de Júpiter y el cuarto en tamaño. Europa es algo menor que la Luna de la Tierra.
Europa tiene una orbita de 670900 km desde jupiter,su diametro es de 3138 km y su masa de 4'8e22.
Europa tiene una delgada capa exterior de hielo. Su superficie es pr
acticamente plana. No se han percibido desniveles mayores de unos pocos cientos de metros.
Hay muy pocos cráteres en Europa; sólo se han encontrado tres de diámetro mayor de 5 km. Esto parece indicar una superficie joven y activa.

Ganimedes

Ganimedes es el séptimo satélite de Júpiter, y el mayor de ellos.
Su orbita es de 1070000 km desde jupiter,su diametro es de 5262 km y su masa de 1'48e23 kg.Ganimedes es el mayor satélite del sistema solar.

La composición de Ganimedes es un núcleo de hierro fundido, rodeado de una capa de rocas y otra fina capa externa de hielo.
La superficie de Ganimedes es una mezcla de terreno:
-Regiones antiguas, repletas de cráteres.
-Regiones menos antiguas, repletas de surcos y barrancos.
Se tienen datos de una tenue atmósfera de oxígeno en Ganimedes, similar a la encontrada en Europa.Este hecho muchas veces se toma como existencia de vida pero esto no es verdad.Los cráteres son muy llanoscent.Esto parece ser debido a que la capa externa de hielo es muy fluida, y ha ido desgastando sus contornos.
Se pueden encontrar crateres desaparecidos llamados crateres fantasma.

Calixto

Calixto es el octavo satélite de Júpiter y el segundo en tamaño. Es el más externo de los satélites galileanos.
Su orbita es de 1883000 km desde jupiter,su diametro de 4800 km y su masa de 1'08e23 kg.
Calixto está constituido aproximadamente de un 40% de hielo y de un 60% de rocas/hierro.
La superficie de Calixto está completamente cubierta de cráteres. Es una superficie muy antigua, semejante a las mesetas que existen en la Luna y Marte.
Calixto tiene la superficie más antigua y repleta de cráteres de cualquiera de los cuerpos observados en el sistema solar. A lo largo de 4.000 millones de años ha sufrido muy pocos cambios, aparte de algún impacto ocasional.

Los cráteres mayores están rodeados por una serie de anillos concéntricos. El mayor de estos cráteres (con un diámetro de 4.000 km) ha recibido el nombre de Valhalla.Otra característica interesante es la Cadena Gipul,que es una serie de crateres alineados en linea recta.
La causa más probable de este fenómeno fue algún objeto que impactó con Calixto, y que anteriormente había sido roto en múltiples pedazos al pasar por las cercanías de Júpiter.
Al contrario que Ganimedes,no hay evidencia de ninguna actividad tectónica en Calixto.Su historia geológica es mucho más simple.

HISTORIA DE SU NOMBRE

Jupiter fue llamado asi por los romanos.Su nombre viene dado por los colores llamativos que les recordaba a los romanos los colores de su dios querido y todopoderoso Zeus-Jupiter.Su tamaño abismal les recordaba el poder y tamaño de Zeus-Jupiter y por tanto de ahi le viene su nombre.

sábado, 29 de marzo de 2008

SATURNO. Angela Muñoz y Cristian Ruiz

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viernes, 28 de marzo de 2008

LA LUNA. Sorin Atanasiu


La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Aunque parece brillante, sólo refleja en el espacio el 7% de la luz que recibe del Sol. La Luna refleja la luz solar de manera diferente según donde se encuentre. Gira alrededor de la Tierra y sobre su eje en el mismo tiempo: 27 dias, 7 horas y 43 minutos. Esto hace que nos muestre siempre la misma cara. Dado que la Luna gira alrededor de la Tierra, la luz del Sol le llega desde posiciones diferentes, que se repiten en cada vuelta. Cuando ilumina toda la cara que vemos se llama luna llena. Cuando no la vemos es la luna nueva. Entre estas dos fases sólo se ve un trozo de la luna, un cuarto, creciente o menguante. La distancia media de la Tierra a la Luna es de 380000 Km. y varía entre 356000 Km. y 407000 Km., puesto que la luna no describe una circunferencia en torno a la Tierra, sino una elipse. Esta es la razón por la cual el tamaño aparente de la Luna en el espacio varía alrededor de un 10%.


En realidad, la Luna no gira en torno a la Tierra, sino que la Tierra y la Luna giran en torno al centro de masas de ambos. Sin embargo, al ser la Tierra un cuerpo grande, la gravedad que sobre ella ejerce la Luna es distinta en cada punto. En el punto más próximo es mucho mayor que en el centro de masas de la Tierra, y mayor en éste que en el punto más alejado de la Luna. Así, mientras la Tierra gira en torno al centro de gravedad del sistema Tierra-Luna, aparece a la vez una fuerza que intenta deformarla, dándole el aspecto de un huevo. Este fenómeno se llama gradiente gravitatorio, el cuál produce las mareas. Al ser la Tierra sólida la deformación afecta más a las aguas y es lo que da el efecto de que suban y bajen dos veces al día (sube en los puntos más cercano y más alejado de la Luna).

Un efecto asociado es que las mareas frenan a la Tierra en su rotación (pierde energía debido a la fricción de los océanos con el fondo del mar), y dado que el sistema Tierra-Luna tiene que conservar el momento angular, la Luna lo compensa alejándose, actualmente, 38 mm cada año, como han demostrado las mediciones láser de la distancia, posibles gracias a los retro-reflectores que los astronautas dejaron en la Luna.

No tiene atmósfera ni agua, por eso su superficie no se deteriora con el tiempo, si no fuera por el impacto ocasional de algún meteorito. La Luna se consideraría fosilizada
Las primeras civilizaciones ya medían el tiempo contando las fases de la Luna. Una semana es lo que dura cada fase, y un mes, aproximadamente, todo el ciclo.
El 20 de julio de 1969, Neil Armstrong se convirtió en el primer hombre en pisar la Luna, formando parte de la misión Apollo XI. Los proyectos lunares han recogido cerca de 400 kg. de muestras que los científicos analizan.

Masa (kg) 7.349e+22
Masa (Tierra = 1) 1.2298e-02
Radio ecuatorial (km) 1,737.4
Radio ecuatorial (Tierra = 1) 2.7241e-01
Densidad media (gm/cm^3) 3.34

Distancia media desde la Tierra (km) 384,400
Período rotacional (días) 27.32166
Período orbital (días) 27.32166
Velocidad orbital media (km/seg) 1.03

Excentricidad orbital 0.05
Inclinación del eje (grados) 6.68
Inclinación orbital (grados) 18.3-28.6

Gravedad superficial en el ecuador (m/seg^2) 1.62
Velocidad de escape en el ecuador (km/seg) 2.38

Albedo geométrico visual 0.12
Magnitud (Vo) -12.74
Temperatura media de la superficie (día) 107°C
Temperatura media de la superficie (noche) -153°C
Temperatura máxima de la superficie 123°C
Temperatura mínima de la superficie -233°C



La idea de que la Luna pudo haberse formado en un impacto con la Tierra fue sugerida en 1975, independientemente por A.G.W. Cameron y W.R. Ward por un lado y por W.K. Hartmann y D.R. Davis por otro. Anteriormente en 1970 y 1972 A. Ringwood arguyó que la química de la Luna indicaba que su material se derivó del manto de la Tierra por impactos, pero no le fue posible proponer un escenario dinámico en cual lo anterior pudiera haber ocurrido. Cameron y Ward sugirieron que la Luna pudo haberse formado por un impacto con la Tierra de un protoplaneta del tamaño de Marte a una velocidad comparable a la velocidad de escape de la Tierra que es de 11.2 km/seg. Por su parte Hartmann y Davis enfocaron el problema analizando la distribución de tamaños protoplanetarios en la nebulosa solar al final de la época en que se formaron los planetas. Concluyeron que además de unos cuantos protoplanetas muy grandes, había probablemente muchas veces ese número con la mitad del tamaño, todavía mas que eran un cuarto del tamaño y así hasta llegar a los tamaños mas pequeños. Según su punto de vista las últimas etapas de el proceso de formación de planeta debió estar caracterizada por colisiones, de tales objetos tamaño planeta, extremadamente violentas.
El análisis de nuevos datos de la nave espacial Lunar Prospector de la NASA han confirmado que la Luna tiene un núcleo pequeño. Tal descubrimiento apoya la teoría de que la luna escapó de la Tierra cuando un objeto del tamaño de Marte chocó con la Tierra.


El hallazgo de hielo en la cara oculta de la Luna por el satélite Clementine ha significado un paso importante en los proyectos para la construcción de una colonia lunar. Se cree que el hielo procede de cometas, ya que el satélite no tiene fuerza de gravedad suficiente para mantener atraídos a su suelo los componentes del agua (en el momento de que el hielo dejara de ser sólido se volatizaría). Según los estudios existentes, en la Luna hay recursos naturales suficientes para que el hombre viva allí. Uno de ellos es el helio 3, un gas que procede de la combustión del Sol. Se encuentra en el suelo lunar. El helio 3 junto con el deuterio, que es un componente hidrógeno, permiten la creación de reactores termonucleares para conseguir la energía. Además de recurso energético para los que vivan allí, puede ser un sustituto del gas natural que utilizamos en la Tierra.



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jueves, 27 de marzo de 2008

LA TIERRA. Joana Sánchez y Patricia Siegrist


La Tierra

Desde la perspectiva que tenemos en la Tierra, nuestro planeta parece ser grande y fuerte con un océano de aire interminable. Desde el espacio, los astronautas frecuentemente tienen la impresión de que la Tierra es pequeña, con una delgada y frágil capa de atmósfera. Para un viajero espacial, las características distintivas de la Tierra son las aguas azules, masas de tierra café y verde y nubes blancas contrastando con un fondo negro. Muchos sueñan con viajar en el espacio y ver las maravillas del universo. En realidad todos nosotros somos viajeros espaciales. Nuestra nave es el planeta Tierra, viajando a una velocidad de 108,000 kilómetros (67,000 millas) por hora. La Tierra es el tercer planeta más cercano al Sol, a una distancia de alrededor de 150 millones de kilómetros (93.2 millones de millas). A la Tierra le toma 365.256 días viajar alrededor del Sol y 23.9345 horas para que la Tierra rote una revolución completa. Tiene un diámetro de 12,756 kilómetros (7,973 millas), solamente unos cuantos kilómetros más grande que el diámetro de Venus. Nuestra atmósfera está compuesta de un 78 por ciento de nitrógeno, 21 por ciento de oxígeno y 1 por ciento de otros constituyentes. La Tierra es el único planeta en el sistema solar que se sabe que mantiene vida. El rápido movimiento giratorio y el núcleo de hierro y níquel de nuestro planeta generan un campo magnético extenso, que, junto con la atmósfera, nos protege de casi todas las radiaciones nocivas provenientes del Sol y de otras estrellas. La atmósfera de la Tierra nos protege de meteoritos, la mayoría de los cuales se desintegran antes de que puedan llegar a la superficie.

De nuestros viajes al espacio, hemos aprendido mucho acerca de nuestro planeta hogar. El primer satélite americano, el Explorer 1, descubrió una zona de intensa radiación, ahora llamada los cinturones de radiación Van Allen. Esta capa está formada por partículas cargadas en rápido movimiento que son atrapadas por el campo magnético de la Tierra en una región con forma de dona rodeando el ecuador. Otros descubrimientos de los satélites muestran que el campo magnético de nuestro planeta está distorsionado en forma de una gota debido al viento solar.. También sabemos ahora que nuestra fina atmósfera superior, que antes se creía era calmada y sin incidentes, hierve con actividad creciendo de día y contrayéndose en las noches. Afectada por los cambios en la actividad solar, la atmósfera superior contribuye al tiempo y clima en la Tierra. Además de afectar el clima en la Tierra, la actividad solar genera un fenómeno visual dramático en nuestra atmósfera. Cuando las partículas cargadas del viento solar se quedan atrapadas en el campo magnético de la Tierra, chocan con moléculas de aire sobre los polos magnéticos de nuestro planeta. Estas moléculas de aire entonces empiezan a emitir luz y son conocidas como las auroras o las luces del norte y del sur.

Es nuestro planeta y el único habitado. Está en la ecosfera, un espacio que rodea al Sol y que tiene las condiciones necesarias para que exista vida.
La Tierra es el mayor de los planetas rocosos. Eso hace que pueda retener una capa de gases, la atmósfera, que dispersa la luz y absorbe calor. De día evita que
la Tierra se caliente demasiado y, de noche, que se enfríe.
Siete de cada diez partes de la superficie terrestre están cubiertas de agua. Los mares y océ
anos también ayudan a regular la temperatura. El agua que se evapora forma nubes y cae en forma de lluvia o nieve, formando rios y lagos. En los polos, que reciben poca energía solar, el agua se hiela y forma los casquetes polares. El del sur és más grande y concentra la mayor reserva de agua dulce.
La Tierra no es una esfera perfecta, sino que tiene forma de pera. Cálculos basados en las perturbacion
es de las órbitas de los satélites artificiales revelan que el ecuador se engrosa 21 km; el polo norte está dilatado 10 m y el polo sur está hundido unos 31 metros.

Datos básicos

La Tierra

Orden

Tamaño: radio ecuatorial

6.378 km.

Distancia media al Sol

149.600.000 km.

3º.

Dia: periodo de rotación sobre el eje

23,93 horas

5º.

Año: órbita alrededor del Sol

365,256 dias

3º.

Temperatura media superficial

15 º C

7º.

Gravedad superficial en el ecuador

9,78 m/s2

5º.


Formación de la Tierra

La Tierra se formó hace unos 4.650 millones de años, junto con todo el Sistema Solar. Aunque las piedras más antiguas de la Tierra no tienen más de 4.000 millones de años, los meteoritos, que se corresponden geológicamente con el núcleo de la Tierra, dan fechas de unos 4.500 millones de años, y la cristalización del núcleo y de los cuerpos precursores de los meteoritos, se cree que ocurrió al mismo tiempo, unos 150 millones de años después de formarse la Tierra y el Sistema Solar.
Después de condensarse a partir del polvo cósmico y del gas mediante
la atracción gravitacional, la Tierra era casi homogénea y bastante fría. Pero la continuada contracción de materiales y la radiactividad de algunos de los elementos más pesados hizo que se calentara.
Después, comenzó a fundirse bajo la influencia de la gravedad, produciendo la diferenciación entre la corteza, el manto y el núcleo, con los silicatos más ligeros moviéndose hacia arriba para formar la corteza y el manto y los elementos más pesados, sobre todo el hierro y el níquel, cayendo hacia el centro de
la Tierra para formar el núcleo.
Al mismo tiempo, la erupción de los numerosos volcanes, provocó la salida de vapores y gases volátiles y ligeros. Algunos eran atrapados por la gravedad de la Tierra y formaron la atmósfera primitiva, mientras que el vapor de agua condensado formó los primeros océanos.

Magnetismo de la Tierra

El magnetismo terrestre significa que la Tierra se comporta como un enorme imán. El físico inglés William Gilbert fue el primero que lo señaló, en 1600, aunque los efectos del magnetismo terrestre se habían utilizado mucho antes en las brújulas primitivas.
La Tierra está rodeada por un potente campo magnético, como si el planeta tuviera un enorme
imán en su interior cuyo polo sur estuviera cerca del polo norte geográfico y viceversa. Por paralelismo con los polos geográficos, los polos magnéticos terrestres reciben el nombre de polo norte magnético y polo sur magnético, aunque su magnetismo real sea opuesto al que indican sus nombres.
El polo norte magnético se sitúa hoy cerca de la costa oeste de la isla Bathurst en los Territorios del Noroeste en Canadá. El polo sur magnético e
stá en el extremo del continente antártico en Tierra Adelia.
Las posiciones de los polos magnéticos no son constantes y muestran notables cambios de año en año. Las variaciones en el campo magnético de la Tierra incluyen el cambio en la dirección del campo provocado por el desplazamiento de los polos. Esta es una variación periódica que se repite cada 960 años. También existe una variación anual más pequeña.

COMPOSICION Y ESTRUCTURA

La Tierra tiene una estructura compuesta por diferentes capas. Estas capas poseen diferentes composiciones químicas y comportamiento geológico. Su naturaleza puede estudiarse a partir de la propagación de ondas sísmicas en el interior terrestre y a través de las medidas de los diferentes momentos gravitacionales de las diferentes capas obtenidas por diferentes satélites orbitales.Los geólogos han diseñado dos modelos geológicos que establecen una división de la estructura terrestre:El primero es el modelo geostático:

Corteza. Es la capa más superficial y tiene un espesor que varía entre los 12 km, en los océanos, hasta los 80 km en cratones (porciones más antiguas de los núcleos continentales). La corteza está compuesta por basalto en las cuencas oceánicas y por granito en los continentes.

Manto. Es una capa intermedia entre la corteza y el núcleo que llega hasta una profundidad de 2900 km. El manto está compuesto por peridotita. El cambio de la corteza al manto está determinado por la discontinuidad de Mohorovicic. El manto se divide a su vez en manto superior y manto inferior. Entre ellos existe una separación determinada por las ondas sísmicas, llamada discontinuidad de Repetti (700 km).

Núcleo: Es la capa más profunda del planeta y tiene un espesor de 3475 km. El cambio del manto al núcleo está determinado por la discontinuidad de Gutenberg (2900 km).

El núcleo está compuesto de una aleación de hierro y níquel, y es en esta parte donde se genera el campo magnético terrestre. Éste se subdivide a su vez en el núcleo interno, el cual es sólido, y el núcleo externo, que es líquido. El núcleo interno está a su vez dividido en dos, externo (líquido) e interno (sólido, debido a las condiciones de presión). Esta división se produce en la discontinuidad de Lehman (5150 km). Tiene una temperatura de entre 4000 y5000°C .


miércoles, 26 de marzo de 2008

MERCURIO. Estefanía Larrondo da Costa




MERCURIO

Mercurio es el planeta más cercano al Sol, y el segundo más pequeño del sistema solar.

La superficie de Mercurio, es parecida la superficie lunar. Las colinas de Mercurio han sido erosionadas por el constante bombardeo de meteoritos. El cielo está siempre negro debido a la falta de una atmósfera suficiente para provocar la dispersión de la luz. En su máxima elongación está a solo 28 grados del Sol tal como se puede ver desde la Tierra. Debido a esto, solo puede ser observado durante el ocaso o en horas diurnas, atravesando una masa considerable de la atmósfera terrestre. Su período rotacional está relacionado con su período orbital. Mercurio rota sobre si mismo una vez y media en cada órbita. Debido a esta relación 3:2, un día de Mercurio dura 176 días terrestres.

Durante el pasado lejano de Mercurio, su período de rotación podría haber sido más rápido. Los científicos especulan que su rotación podría haberse realizado en tan sólo 8 horas, pero durante millones de años se ha ralentizado debido a las mareas solares. Un modelo de este proceso indica que tal desaceleración podría tardar 109 años y aumentaría la temperatura interior del planeta unos 100 grados Kelvin. La presencia de un campo magnético indica que el planeta tiene un núcleo de hierro que esta al menos parcialmente fundido. Los campos magnéticos son generados por la rotación de un núcleo fundido conductivo en un proceso que recibe el nombre de efecto dinamo. Este campo magnético está inclinado unos 7 grados respecto al eje de rotación de Mercurio y produce magnetosfera alrededor del planeta. La fuente de este campo magnético es desconocida. Podría deberse a un núcleo de hierro parcialmente fundido situado en el interior del planeta.

Su densidad es 5.44 g/cm3. En un estado sin compresión, la densidad de Mercurio es de 5.5 g/cm3. Esta alta densidad indica que el planeta está compuesto en un 60 a 70 por ciento por un metales pesados y un 30% por silicatos pesado. Esto da lugar a un núcleo que ocupa el 75% del radio del planeta

Esta recubierto por cráteres, contiene grandes cuencas de anillos múltiples, y muchos ríos de lava. Los cráteres van desde los 100 metros hasta los 1,300 kilómetros. El cráter más grande de Mercurio es la Cuenca Caloris. Una "gran depresión circular con diferentes anillos concéntricos y alineaciones radiales". La Cuenca Calóris tiene 1,300 kilómetros de diámetro, y fue causada probablemente por proyectiles que superaban los 100 kilómetros de sección.

Mercurio está marcado por grandes acantilados curvos o escarpaduras lobulares que fueron aparentemente formados a medida que Mercurio se enfriaba y se encogía en tamaño varios kilómetros. Esta reducción de tamaño produjo una corteza arrugada con farallones de varios kilómetros de altura y cientos de kilómetros de longitud. La superficie de Mercurio está cubierta por llanuras llamadas intercráter y llanuras suaves.

Hace unos 4,500 millones de años se formó el planeta. Fue una época de intenso bombardeo de los planetas a medida que recolectaban el material y los restos de la nebulosa de la que se formaron. Después la lava corrió por la superficie del planeta y recubrió la antigua corteza. Alcanzado este punto, la mayor parte de los residuos de la nebulosa original habían sido barridos ya y Mercurio entró en un período de bombardeo más ligero. Durante este período se formaron las llanuras intercráteres. Mercurio se enfrió. Su núcleo se contrajo dando lugar a su vez a la rotura de la corteza y originando la aparición de prominentes escarpes lobulares. En la tercera etapa, la lava produjo las llanuras suaves. Durante la cuarta etapa el bombardeo de micrometeoritos produjo una superficie pulverulenta también conocida como regolito. Unos pocos meteoritos de mayor tamaño chocaron contra la superficie produciendo brillantes cráteres con radios. Salvo por las ocasionales colisiones de algún meteorito, su superficie ya no está activa y permanece como estaba hace millones de años.

No puede poseer agua bajo ninguna forma. Pero en 1991 científicos lanzaron ondas de radio sobre Mercurio y detectaron un retorno brillante sobre el polo norte del planeta. El

brillo del polo norte podría ser explicado por la presencia de hielo sobre o debajo de la superficie. Debido a que la rotación de Mercurio es casi perpendicular a su plano orbital, el polo norte siempre ve el sol por debajo del horizonte y los científicos sospechan que podría estas a temperatura inferiores a los -161°C. Estas gélidas temperaturas podrían atrapar el agua que surge del planeta en forma de gas, o los hielos llevados hasta allí por los impactos cometarios. . ESTADÍSTICAS.

Masa (kg) es de 3.303e+23.

Masa (tierra = 1) es de 5.5271e-02.

Radio ecuatorial (km) es de 2,439.7

Radio ecuatorial (tierra = 1) es de 3.8252e-01

Densidad media (gm/cm.^3) es de 5.42

Distancia media desde el sol (km) es de 57,910,000

Distancia media desde el sol (tierra = 1) es de 0.3871

Periodo rotacional (días) es de 58.6462

Periodo orbital (días) es de 87.969

Velocidad media orbital (km/sec) es de 47.88

Excentricidad orbital es de 0.2056

Inclinación de su eje (grados) es de 0.00

Inclinación orbital (grados) 7.004

Gravedad en la superficie ecuatorial (m/sec^2) es de 2.78

Velocidad de escape ecuatorial (km/sec) es de 4.25

Albedo geométrico visual es de 0.10

Magnitud (vo) es de -1.9

Temperatura media en la superficie es de 179ºC

Temperatura máxima en la superficie es de 427ºC

Temperatura mínima en la superficie es de -173ºC

Composición atmosférica:

Helio 42%

Sodio 42%

Oxigeno 15%

Otros 1%

BIBLIOGRAFIA:

http://www.solarviews.com/span/mercury.htm


miércoles, 19 de marzo de 2008

CINTURÓN DE ASTEROIDES. Laura Soriano Morato

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VENUS. Daniel Arjona Ponce



Venus es el segundo planeta del sistema solar, es el segundo más cercano al Sol, desde la Tierra se ve a la salida y a la puesta de Sol y es el tercer elemento mas brillante del cielo, por detrás del Sol y de la Luna. Está cubierto por una gruesa capa de nubes y es muy similar a la Tierra en tamaño (6051’8 km de radio por los 6378’14 de la Tierra), densidad (5’25 g/cm^3 por los 5’5 de la Tierra) y masa (4.869·10^24 kg por los 5’97·10^24 terrestres) … pero también les diferencian varias cosas, Venus tiene una atmósfera pesada compuesta de dióxido de carbono principalmente y con poco vapor de agua, esta atmósfera ejerce una presión de 92 veces la de la Tierra.
Venus es abrasador ya que tiene una temperatura de 482º C debido a un potente efecto invernadero producido por su pesada atmósfera y la gran cantidad de dióxido de carbono que hay alojado en ella.
Los días en Venus son 243 días terrestres ya que gira muy despacio y son más largos que su año que tiene 225 días, su órbita es una elipse prácticamente circular ya que solo tiene un 1% de excentricidad, también se caracteriza porque no gira como todos los planetas sino al revés como si le hubieran dado la vuelta, en Venus el Sol sale por el oeste y se esconde por el este.
Las investigaciones que se han llevado a cabo en Venus han sido para descubrir como es la superficie de este planeta. Las sondas más importantes que han conseguido descubrirnos su superficie han sido: la Pioneer, las Venera 15 y 16 y la Magallanes.
La superficie en Venus parece joven se estima que esta entre los 300 y los 500 millones de años de antigüedad. Venus esta compuesto por grandes llanuras, de donde destaca una montaña, el monte Maxwell, con dos kilómetros más de altura que el monte Everest, con ríos de lava y por mesetas deformadas por la actividad geológica. Las imágenes que nos proporcionó la sonda Magallanes de las mesetas nos demuestra que son muy brillantes, algo propio de superficies húmedas, pero el agua no puede ser la causa ya que no hay agua líquida en la superficie venusiana, se baraja la hipótesis de que puede ser pirita de hierro o algún otro material exótico.
En Venus hay numerosos cráteres provocados por meteoritos, suelen ser de más de dos kilómetros de diámetro ya que la atmósfera los desintegraría si fueran más pequeños. Los volcanes y fenómenos volcánicos son todavía más numerosos que los cráteres, se calcula que al menos el 85% de la superficie de Venus esta formada por rocas de origen volcánico. Los ríos de lava se extienden por todos lados cubriendo las tierras bajas y creando grandes llanuras, el que más llama la atención tiene unos 7.000 kilómetros de longitud. Más de 100.000 escudos volcánicos están presentes en la superficie junto con cientos de volcanes enormes.
En Venus también se pueden encontrar grandes calderas con más de 100 kilómetros de diámetro cuando las terrestres solo tienen unos pocos.
Llama la atención que en Venus se den algunos fenómenos como las coronas y los aracnoides. Las coronas son fenómenos circulares u ovales rodeados por acantilados y con cientos de kilómetros de envergadura y los aracnoides son fenómenos alargados similares a las coronas que se podrían haber formado por la roca fundida filtrada entre las fracturas dando lugar a sistemas radiales de fracturas y diques.

BIBLIOGRAFÍA

Las páginas utilizadas para sacar la información han sido:
www.astromia.com
www.solarviews.com

miércoles, 12 de marzo de 2008

EL SOL. Noelia Lucas Esteban y Sandra López Rodríguez

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