AstronomíA

58 %
42 %
Information about AstronomíA
Education

Published on February 26, 2009

Author: mrmoleman

Source: slideshare.net

ASTRONOMÍA -Fabio Salvado Vara-

Introdución: A astronomía (etimolóxicamente "Ley das estrelas") é a ciencia que se ocupa do estudio dos corpos celestes, os seus movementos, os fenómenos ligados a eles, o seu rexistro e a investigación da súa orixe, a partires da información que chega a través da radiación electromagnética ou de calquera outro medio. A astronomía estivo ligada ao ser humano dende a antiguedade e todas as civilizacións tiveron contacto con esta ciencia. Persoaxes coma Aristóteles, Ptolomeo, Copérnico, Brahe, Kepler, Galileo, Newton, Kirchhoff e Einstein foron algúns dos seus cultivadores.

A astronomía é unha das poucas ciencias nas que os astrónomos aficionados aínda poden xogar un papel activo, especialmente no descubrimento e seguemento de fenómenos coma curvas de luz de estrelas variables, descubrimento de asteroides e cometas, etc. Non debe confundirse a astronomía coa astroloxía. Aínda que ambos campos comparten unha orixe común, son moi diferentes; os astrónomos seguen o método científico, mentres que os astrólogos ocúpanse da suposta influencia dos astros na vida dos homes. A astroloxía é unha pseudociencia que non ten en conta a precesión dos equinoccios, un descubrimento que se remonta a Hiparco.

Breve historia da astronomía: En case todas as relixións antigas existía a cosmogonía, que intentaba explicar a orixe do Universo, ligando este aos elementos mitolóxicos. A historia da astronomía é tan antiga coma a historia do ser humán. Antigamente ocupábase, unicamente, da observación e prediccións dos movementos dos obxetos visibles a simple vista, quedando separada durante moito tempo da Física. Quizais foron os astrónomos chinos quen dividiron, por primeira vez, o ceo en constelacións. En Europa, as doce constelacións que marcan o movemento anual do Sol foron chamadas constelacións zodiacais. Os antigos gregos fixeron importantes contribucións á astronomía, entre elas, a definición de magnitude. A astronomía precolombina posuía calendarios moi exactos e parece ser que as pirámides de Exipto foron construidas sobre patróns astronómicos moi precisos .

A cultura grega clásica primixenia postulaba que a Terra era plana. No modelo aristotélico o celestial pertencía á perfección -"corpos celestes perfectamente esféricos movéndose en órbitas circulares perfectas"-, mentres que o terrestre era imperfecto; estes dous reinos considerábanse coma opostos. Aristóteles defendía a teoría xeocéntrica para desenrolar os seus postulados. Foi probablemente Eratóstenes quen deseñou a esfera armilar, que é un astrolabio para mostrar o movemento aparente das estrelas ao redor da terra.

Stonehenge, 2800 a. C.: esta construcción megalítica realizouse sobre coñecementos astronómicos moi precisos. Un menhir que supera os 6 m de altura indicaba, a quen miraba dende o centro, a dirección exacta da saída do Sol no solsticio de verán. Algunhas cavidades servían para colocar postes de madeira capaces de indicar os puntos de referencia no percorrido da Lúa.

Stonehenge, 2800 a. C.: esta construcción megalítica realizouse sobre coñecementos astronómicos moi precisos. Un menhir que supera os 6 m de altura indicaba, a quen miraba dende o centro, a dirección exacta da saída do Sol no solsticio de verán. Algunhas cavidades servían para colocar postes de madeira capaces de indicar os puntos de referencia no percorrido da Lúa.

A astronomía observacional estivo case totalmente estancada en Europa durante a Idade Media, a excepción dalgunhas aportacións como a de Alfonso X o Sabio, coas súas táboas alfonsíes ou cos tratados de Alcabitius, pero floreceu no mundo co Imperio Persa e a cultura árabe. A finais do século X, un gran observatorio foi construido preto de Teherán (Irán), polo astrónomo persa Al-Khujandi, quen observou unha serie de pasos meridianos do Sol, o que lle permitiu calcular a oblicuidade da eclíptica. Tamén en Persia, Omar Khayyam elaborou a reforma do calendario que é máis preciso que o calendario xuliano achegándose ao Calendario Gregoriano. A finais do século IX, o astrónomo persa Al-Farghani escribiu amplamente acerca do movemento dos corpos celestes. O seu traballo foi traducido ao latín no século XII. Abraham Zacuto foi o responsable no século XV de adoitar as teorías astronómicas coñecidas ata o momento para aplicalas á navegación da mariña portuguesa. Esta aplicación permitiu a Portugal ser a punteira no mundo dos descubrimentos de novas terras fora de Europa.

SISTEMA SOLAR:

É difícil precisar a orixe do Sistema Solar. Os científicos cren que pode situarse fai uns 4.600 millóns de anos, cando unha inmensa nube de gas e po, contraeuse a causa da forza da gravidade e comezou a xirar a gran velocidade, probablemente, debido á explosión dunha supernova cercana. Formación do Sistema Solar:

A meirande parte da materia acumulouse no centro. A presión era tan elevada que os átomos comezaron a partirse, liberando enerxía e formando unha estrela. Ao mesmo tempo íanse definindo algúns remolinos que, ao medrar, aumentaban a súa gravidade e recollían máis materiais en cada volta.

Tamén había moitas colisións. Millóns de obxetos achegábanse e uníanse ou chocaban con violencia e partíanse en anacos. Os encontros constructivos predominaron e, en só 100 millóns de anos, adquiriu un aspecto semellante ao actual. Despois cada corpo continuou a súa propia evolución.

Características do Sistema Solar: Os planetas, a maioría dos satélites e todos os asteroides orbitan ao redor do Sol, na mesma dirección seguindo órbitas elípticas en sentido antihorario se se observa dende enriba do polo norte do Sol. O plano aproximado no que xiran todos estes corpos chámase “eclíptica”. Algúns obxetos orbitan cun grao de inclinación considerable, como é o caso de Plutón, cunha inclinación con respecto ao eixe da eclíptica de 18º, así como unha parte importante dos obxetos do cinto de Kuiper. O espacio interplanetario en torno ao Sol contén material disperso que provén da evaporación de cometas e do escape de material que, a súa vez, provén dos diferentes corpos masivos. O po interplanetario (especie de po interestelar) está composto de partículas microscópicas sólidas. O gas interplanetario é un tenue fluxo de gas e partículas cargadas formando un plasma que é expulsado polo Sol no vento solar.

O límite exterior do Sistema Solar defínese a través da rexión de interacción entre o vento solar e o medio interestelar orixinado da interacción con outras estrelas. A rexión de interacción entre ambos ventos chámase “heliopausa” e determina os límites de influencia do Sol. A heliopausa pode atoparse a unhas 100UA (15.000 millóns de quilómetros do Sol). Os diferentes sistemas planetarios observados ao redor de outras estrelas parecen marcadamente diferentes ao Sistema Solar, se ben existen problemas observacionais para detectar a presenza de planetas de baixa masa noutras estrelas. Polo tanto, non parece posible determinar ata que punto o Sistema Solar é característico ou atípico entre os sistemas planetarios do Universo.

Composición do Sistema Solar: O Sistema Solar está formado por unha única estrela chamada Sol, a cal lle dá nome ao sistema, e oito planetas, máis o conxunto de planetas ananos que orbitan ao redor da estrela, ao igual que o espacio interplanetario comprendido entre eles.

O Sol:

Introdución: O Sol é a estrela que, polo efecto gravitacional da súa masa, domina o sistema planetario que inclúe ao planeta Terra. É o elemento máis importante no nosro Sistema Solar e o obxeto máis grande que contén aproximadamente o 98% da masa total do Sistema Solar. Mediante a radiación da súa enerxía electromagnética, aporta directa ou indirectamente toda a enerxía que mantén a vida na Terra, porque todo o alimento e o combustible procede, en última instancia, das plantas que utilizan a enerxía da luz do Sol. A súa proximidade co planeta Terra fai que o Sol sexa un recurso extraordinario para o estudio dos fenómenos estelares. Non se estudiou ningunha outra estrela con tanto detalle. A estrela máis achegada ao Sol está a 4,3 anos luz; para observar os rasgos da súa superficie comparables aos que se poden ver de forma habitual no Sol, necesitaríase un telescopio de case 30km de diámetro. Ademais, un telescopio así tería que ser colocado no espacio para evitar distorsións causadas poa atmósfera da Terra.

Estructura e composición: Dende a Terra só vemos a capa exterior. Chámase “fotosfera” e ten unha temperatura duns 6.000 ºC, con zonas máis frías (4.000ºC) que chamamos “manchas solares”. O Sol é unha bola que pode dividirse en capas concéntricas.

Capas concéntricas do Sol: Núcleo: é a zona do Sol onde se produce a fusión nuclear debido á alta temperatura, isto é, o xenerador da enerxía do Sol. Zona Radiativa: as partículas que transportan a enerxía (fotóns) intentan escapar ao exterior nunha viaxe que pode durar uns 100.000 anos debido a que estes fotóns son absorbidos continuamente e reemitidos noutra dirección distinta á que tiñan. Zona Convectiva: nesta zona prodúcese o fenómeno da convección, isto é, columnas de gas quente ascenden ata a superficie, enfríanse e volven a descender.

Fotosfera: é unha capa delgada, duns 300km, que é a parte do Sol que nosotros vemos, a superfície. Dende aquí irradiase luz e calor ao espacio. A temperatura é duns 5.000°C. Na fotosfera aparecen as manchas oscuras e as fáculas, que son rexións brillantes ao redor das manchas, cunha temperatura superior á normal da fotosfera e que están relacionadas cos campos magnéticos do Sol. Cromosfera: só pode ser vista na totalidade dun eclipse de Sol. É de cor roxiza, de densidade moi baixa e de temperatura elevadísima, de medio millón de graos. Está formada por gases enrarecidos e nela existen fortísimos campos magnéticos. Coroa: capa de gran extensión, temperaturas altas e de moi baixa densidade. Está formada por gases enrarecidos e xigantescos campos magnéticos que varían a súa forma de hora en hora. Esta capa é impresionante vista durante a fase de totalidade dun eclipse de Sol.

Compoñentes químicos: Hidróxeno ---------- H ---------- 92'1% Helio ---------- He ---------- 7'8% Oxíseno ----------- O ---------- 0'061% Carbono ---------- C ---------- 0'03% Nitróxeno ---------- N ---------- 0'0084% Neón ---------- Ne ---------- 0'0076% Ferro ---------- Fe ---------- 0'0037% Silicio ---------- Si ---------- 0'0031% Xofre ---------- S ---------- 0'0015% Outros --------------------------- 0'0015%

Hidróxeno ---------- H ---------- 92'1%

Helio ---------- He ---------- 7'8%

Oxíseno ----------- O ---------- 0'061%

Carbono ---------- C ---------- 0'03%

Nitróxeno ---------- N ---------- 0'0084%

Neón ---------- Ne ---------- 0'0076%

Ferro ---------- Fe ---------- 0'0037%

Silicio ---------- Si ---------- 0'0031%

Xofre ---------- S ---------- 0'0015%

Outros --------------------------- 0'0015%

Enerxía solar: A enerxía solar créase no interior do Sol, onde a temperatura chega aos 15 millóns de graos, cunha presión altísima, que provoca reaccións nucleares de fusión. Como resultado destas reaccións hai un excedente de enrxía que se explusa cara a superficie do Sol. Un gramo de materia solar libera tanta enerxía como a combustión de 2,5 millóns de litros de gasolina. A enerxía xenerada no centro do Sol tarda un millón de anos para alcanzar a superficie solar. Cada segundo convírtense 700 millóns de toneladas de hidróxeno en cinzas de helio. No proceso libéranse 5 millóns de toneladas de enerxía pura; polo cal, o Sol vólvese cada vez máis lixeiro. O Sol tamén absorbe materia. É tan grande e ten tal forza que a menudo atrae aos asteroides e cometas que pasan preto. Naturalmente, cando caen ao Sol, desintégranse e pasan a formar parte da estrela.

 

Manchas solares: As manchas solares teñen unha parte central escura coñecida como “umbra”, rodeada dunha rexión máis clara chamada “penumbra”. Son escuras xa que son máis frías que a fotosfera que as rodea. As manchas son o lugar de fortes campos magnéticos. A razón pola cal as manchas solares son frías todavía non se entende, pero unha posibilidade é que o campo magnético nas manchas non permite a convección debaixo delas. Estas manchas xeneralmente crecen e duran dende varios días ata varios meses. As observacións das manchas solares revelou primeiramente que o Sol rota nun período de 27 días (visto dende a Terra).O número de manchas solares no Sol non é constante, e cambia nun período de 11 anos coñecido como “ciclo solar”. A actividade solar está directamente relacionada con este ciclo.

Protuberancias solares: As protuberancias son fenómenos espectaculares. Aparecen no limbo do Sol como nubes flameantes na alta atmósfera e corona inferior e están constituidas por nubes de materia a temperatura máis baixa e densidade máis alta que a do seu entorno. As temperaturas na súa parte central son, aproximadamente, unha centésima parte da temperatura da coroa, mentres que a súa densidade é unhas 100 veces a da coroa ambiente. Polo tanto, a presión do gas dentro dunha protuberancia é aproximadamente igual á do seu redor. As protuberancias solares son enormes chorros de de gas quente expulsados dende a superficie do Sol que se extenden a moitos miles de quilómetros. As maiores chamaradas poden durar varios meses. O campo magnético do Sol desvía algunhas protuberancias que forman así un xigantesco arco. Prodúcense na cromosfera, que está a uns 100.000 graos de temperatura.

O vento solar: O vento solar é un fluxo de partículas cargadas, principalmente protóns e electróns, que escapan da atmósfera externa do Sol a altas velocidades e penetran no Sistema Solar. As auroras boreais e austrais son o resultado das interaccións destas partículas coas moléculas do aire. A velocidade do vento solar é cercana aos 400km/s nas proximidades da órbita da Terra.

Os planetas: Considérase planeta a calquera dos oito corpos celestes máis importantes que están en órbita ao redor do Sol e brillan polo reflexo da súa luz.

Clasificación dos planetas: Os planetas do Sistema Solar clasifícanse conforme a dous criterios: a súa estructura e o seu movemento aparente. Segundo a súa estructura: * Planetas terrestres ou telúricos: pequenos, de superficie rocosa e sólida, densidade alta. Son Mercurio, Venus, a Terra e Marte. * Planetas xovianos (similares a Xúpiter): grandes diámetros, esencialmente gaseosos (hidróxeno e helio), densidade baja. Son Xúpiter, Saturno, Urano y Neptuno, os planetas xigantes do Sistema Solar. Segundo os seus movementos no ceo: A teoría xeocéntrica clasificaba aos planetas según a súa elongación: * Os planetas inferiores eran aqueles que non se alonxaban moito do Sol (ángulo de elongación limitado por un valor máximo) e que, polo tanto, non podían estar en oposición, como Mercurio e Venus. * Os planetas superiores eran aqueles cuxa elongación non está limitada e poden, polo tanto, estar en oposición.

Mercurio: Mercurio recibiu este nome dos romanos polo mensaxeiro de pes alados dos deuses xa que parecía moverse máis rápido que ningún outro planeta. É o planeta máis achegado ao Sol, e o segundo máis pequeno do Sistema Solar. O seu diámetro é un 40% máis pequeno que a Terra e un 40% máis grande que a Lúa. É incluso máis pequeno ca lúa de Xúpiter, Ganímedes ou a lúa de Saturno, Titán.

Atópase a unha distancia aproximada do Sol de 58 millóns de km, ten un diámetro de 4.875km, o seu volume e a súa masa son semellantes aos da Terra e a súa densidade media é aproximadamente igual á da Terra. Mercurio orbita ao redor do Sol cada 88 días (ano do planeta). Os estudios de radar do planeta amosan que xira sobre o seu eixo unha vez cada 58,7 días ou cada dous terceiras partes do seu período orbital; polo tanto, xira unha vez e media sobre o seu eixo durante cada período orbital. Se un explorador puidese poñer os seus pes na superficie de Mercurio, descubriría un terreo moi semellante á superficie lunar. As colinas redondeadas e cubertas de po de Mercurio foron erosionadas polo constante bombardeo de meteoritos. As fallas levántanse varios quilómetros en altura e prolónganse centos de quilómetros. Os cráteres recubren a superficie. O explorador notaría que o Sol parece dúas veces e media máis grande que na Terra; sen embargo, o ceo está sempre negro debido á falta dunha atmósfera suficiente para provocar a dispersión da luz. A medida que o explorador percorra o espacio coa súa vista, podería ver dúas brillantes estrelas. Unha con aspecto cremoso, Venus, e a outra de cor azul, a Terra. .

As fotografías do planeta amósano moi parecido á Lúa, cunha superficie chea de cráteres. As súas temperaturas podían ser de 430 ºC no lado iluminado polo Sol e de -180 ° C no lado escuro. A superficie de Mercurio, a diferencia do caso da Lúa, está atravesada por grandes fracturas quizais procedentes do período de contracción que experimentou nos seus primeiros tempos, cando o planeta se enfriou. Na súa máxima elongación está a só 28 graos do Sol tal como se pode ver dende a Terra. Debido a esto, só pode ser observado durante o ocaso ou en horas diurnas, atravesando unha masa considerable da atmósfera terrestre.

Venus: Venus, que recibe o nome da deusa romana do amor e a beleza, é o segundo planeta dende o Sol. É o obxeto máis brillante do ceo, despois do Sol e a Lúa. A este planeta chámaselle “o lucero do alba” cando aparece polo Este, ao amencer, e “o lucero da tarde” cando está situado ao Oeste, á noitiña. Debido ás distancias das órbitas de Venus e a Terra dende o Sol, Venus non é visible nunca máis de tres horas antes do amencer ou tres horas despois do ocaso. Os primeiros astrónomos pensaron que Venus podería ser en realidade dous corpos separados.

Os astrónomos refírense a Venus coma o planeta irmán da Terra. Ambos teñen similar tamaño, masa, densidade e volume. Ambos formáronse máis ou menos ao mesmo tempo e condensáronse a partires da mesma nebulosa. Sen embargo, durante os últimos anos, os investigadores atoparon que o parecido remata aquí. Venus é moi diferente da Terra. Non ten oceános e está rodeado por unha pesada atmósfera composta principalmente por CO ₂ con case nada de vapor de auga. As súas nubes están compostas por gotas de H ₂ SO ₄ . Na superficie, a presión atmosférica é 92 veces maior que a presión na Terra a nivel do mar. Venus á abrasador, cunha temperatura na superficie duns 482°C. Esta temperatura é debida básicamente a un aplastante efecto invernadoiro causado pola pesada atmósfera e o CO ₂ . A luz solar atravesa a atmósfera para quentar a supercicie do planeta. O calor é radiado de novo cara o exterior pero é atrapado pola densa atmósfera e non pode escapar cara o espacio. Isto fai que Venus sexa máis quente ca Mercurio. Un día Venusiano ten 243 días terrestres e é máis longo que o seu ano de 225 días. Dunha forma estraña, Venus rota do este cara o oeste. Para un observador en Venus, o Sol levantaríase polo oeste para poñerse polo este.

A superficie de Venus é relativamente xove, entre 300 e 500 millóns de anos. Ten amplísimas chairas, atravesadas por enormes ríos de lava, e algunhas montañas. Venus ten moitos volcáns. O 85% do planeta está cuberto por roca volcánica. A lava creou surcos, algúns moi longos. Hai un de 7.000km. En Venus tamén hai cráteres dos impactos dos meteoritos. Só dos grandes, porque os pequenos desfanse na espesa atmósfera. As fotos amosan o terreo brillante, coma se estivera mollado. Pero Venus non pode ter auga líquida, a causa da elevada temperatura. O brillo é provocado por compostos metálicos.

A Terra: Dende a perspectiva que temos na Terra, o noso planeta parece ser grande e forte cun océano de aire interminable. Dende o espacio, os astronautas teñen a impresión de que a Terra é pequena, cunha delgada e fráxil capa de atmósfera. Para un viaxeiro espacial, as características distintivas da Terra son as augas azuis, masas de terra café e verde e nubes brancas contrastando cun fondo negro. Moitos soñan con viaxar no espacio e ver as maravillas do Universo. En realidade todos nós somos viaxeiros espaciais. A nosa nave é o planeta Terra, viaxando a unha velocidad de 108.000km/h.

A Terra é o terceiro planeta máis achegado ao Sol (150.10 ⁶ Km) e o quinto en canto a tamaño dos oito planetas principais. De feito, é o maior entre os planetas rocosos. Ten un diámetro de 12.756km, soamente uns cantos quilómetros máis grande que o diámetro de Venus. Isto fai que poida reter unha capa de gases, a atmósfera, que dispersa a luz e absorbe calor. De día evita que a Terra se quente demasiado e, de noite, que se enfríe. A atmósfera está composta dun 78% de nitróxeno, 21% de osíxeno e 1% de outros constituintes. A Terra non é unha esfera perfecta, senón que ten forma de pera. Cálculos basados nas perturbacións das órbitas dos satélites artificiais revelan que a Terra é unha esfera imperfecta porque no ecuador se engrosa 21km; o polo norte está dilatado 10m e o polo sur está afundido uns 31m. Sete de cada dez partes da superficie terrestre están cubertas de auga. Os mares e océanos tamén axudan a regular a temperatura. A auga que se evapora forma nubes e cae en forma de choiva ou neve, formando ríos e lagos. Nos polos, que reciben pouca enerxía solar, a auga atópase en forma de xeo e forma os casquetes polares. O polo sur é máis grande e concentra a maior reserva de auga doce.

Idade e orixe do planeta Terra: A datación radiométrica permitiu aos científicos (tomando datos das pedras máis antigas, dos meteoritos e da cristalización do núcleo) estimar a idade da Terra en 4.650 millóns de anos. Despois de condensarse, a partires do po cósmico e do gas, mediante a atracción gravitacional, a Terra foi case homoxénea e relativamente fría. Pero a continuada contracción destes materiais fixo que se quentara, quentamento ao que contribuiu a radiactividade dalgúns dos elementos máis pesados. Na seguinte etapa da súa formación, cando a Terra se fixo máis quente, comezou a fundirse baixo a influencia da gravidade. Isto produxo a diferenciación entre a corteza, o manto e o núcleo. Os silicatos máis lixeiros movéronse cara arriba para formar a corteza e o manto, e os elementos máis pesados (sobre todo o ferro e o níquel) mergulláronse cara o centro da Terra para formar o núcleo. Ao mesmo tempo, a erupción volcánica, provocou a saída de vapores e gases volátiles cara o manto e a corteza. Algúns eran atrapados pola gravidade da Terra e formaron a atmósfera primitiva, mentres que o vapor de auga condensado formou os primeiros océanos do mundo.

Composición: Podemos considerar que a Terra divídese en cinco partes: a primeira, a atmósfera, é gaseosa; a segunda, a hidrosfera, é líquida; a terceira, cuarta e quinta, a litosfera, o manto e o núcleo son sólidas. A atmósfera á a cuberta gaseosa que rodea o corpo sólido do planeta. Aínda que ten un grosor de máis de 1.100km, aproximadamente a metade da súa masa concéntrase nos 5,6km máis baixos. A litosfera, composta sobre todo pola fría, ríxida e rocosa corteza terrestre, exténdese a profundidades de 100km. A hidrosfera é a capa de auga que, en forma de océanos, cubre o 70,8% da superficie da Terra. O manto e o núcleo son o pesado interior da Terra e constitúen a meirande parte da súa masa.

Campo magnético: O magnetismo terrestre significa que a Terra compórtase coma un enorme imán. O físico inglés William Gilbert foi o primeiro que o sinalou, en 1600, aínda que os efectos do magnetismo terrestre usáronse moito antes nas brúxulas primitivas. A Terra está rodeada por un potente campo magnético, coma se o planeta tivera un enorme imán no seu interior. Por paralelismo cos polos xeográficos, os polos magnéticos terrestres reciben o nome de polo norte magnético e polo sur magnético, pero o seu magnetismo real é oposto ao que indican os seus nomes. Recentes estudios de magnetismo remanente (residual) en rocas e das anomalías magnéticas da conca dos océanos demostraron que o campo magnético da Terra invertiu a súa polaridade polo menos 170 veces nos pasados 100 millóns de anos. O coñecemento destas modificacións, datables a partir dos isótopos radiactivos das rocas, tivo gran influencia nas teorías da deriva continental e a extensión das concas oceánicas.

O campo magnético da Terra, chamado magnetosfera, regula o comportamento das partículas cargadas no espacio preto da Terra e protexe noso planeta do vento solar. As explosións no Sol poden cargar a magnetosfera con enerxía, xenerando tormentas magnéticas que afectan aos satélites, ás comunicaciones e aos sistemas de transmisión de electricidade. A magnetosfera da Terra atrapa gas electrificado, chamado plasma. A estructura en forma de cola no plasma da Terra fórmase a medida que parte do gas vértese cara o Sol.

Movemento: Ao igual que todo o Sistema Solar, a Terra móvese polo espacio a razón duns 20'1km/s ou 72'360km/h cara a constelación de Hércules. Sen embargo, a galaxia Vía Láctea coma un todo, móvese cara a constelación Leo a uns 600km/s. A Terra e o seu satélite, a Lúa, tamén xiran xuntas nunha órbita elíptica ao redor do Sol. A Terra invirte 365'256 días en viaxar ao redor do Sol e 23'9345 horas para dar unha revolución completa. A excentricidade da órbita é pequeña, tanto que a órbita é practicamente un círculo. A circunferencia aproximada da órbita da Tierra é de 938.900.000km e o noso planeta viaxa ao longo dela a unha velocidade duns 106.000km/h. A Terra xira sobre o seu eixo e unha vez cada 23 horas, 56 minutos e 4'1 segundos. Polo tanto, un punto do ecuador xira a razón dun pouco máis de 1.600km/h e un punto da Terra a 45° de altitude N, xira a uns 1.073km/h.

Estacións do ano: A órbita da Terra é elíptica: hai intres nos que se atopa máis preto do Sol e outros nos que está máis afastado. Ademais, o eixo de rotación do planeta está un pouco inclinado respecto ao plano da órbita. Ao cabo do ano parece que o Sol sube e baixa. O camiño aparente do Sol chámase “eclíptica”, e pasa sobre o ecuador da Terra a principios da primaveira e do outono. Estes puntos son os equinocios. Neles, o día e a noite teñen a mesma duración. Os puntos da eclíptica máis afastados do ecuador chámanse solsticios, e sinalan o principio do inverno e do verán. Preto dos solsticios, os raios solares caen máis verticais sobre un dos dous hemisferios e o quentan máis. É o verán. Mentres, o outro hemisferio da Terra recibe os raios máis inclinados, que atravesan máis trozo de atmósfera e se enfrían antes de chegar a terra. É o inverno.

Polos magnéticos: Os polos magnéticos da Terra non coinciden cos polos xeográficos do seu eixo. O polo norte magnético sitúase hoxe preto da costa oeste da illa de Bathurst, nos territorios do noroeste de Canadá, case a 1.290km ao noroeste da Bahía de Hudson. O polo sur magnético sitúase hoxe no extremo do continente antártico en Terra Adelia, a uns 1.930km ao noreste de Little America (Pequena América). As posicións dos polos magnéticos non son constantes e amosan notables cambios de ano en ano. As variacións no campo magnético da Terra inclúen o cambio na dirección do campo provocado polo desprazamento dos polos. Esta é unha variación periódica que se repite cada 960 anos. Tamén existe unha variación anual máis pequena, ao igual que tamén hai unha variación diurna ou diaria que só é detectable con instrumentos especiais.

A Lúa: A Lúa é o satélite natural da Terra. O seu diámetro é duns 3.480km (aproximadamente unha cuarta parte do da Terra). A masa da Terra é 81 veces maior que a da Lúa. Xa que logo, a densidade media da Lúa é de só as 3/5 partes da densidade da Terra, e a gravidade na superficie lunar é 1/6 da da Terra. A Lúa orbita á Terra a unha distancia media de 384.403km e a unha velocidade media de 3.700km/h. Completa a súa volta ao redor da Terra nunha órbita elíptica en 27 días, 7 horas, 43 minutos e 11,5 segundos con respecto ás estrelas. Para cambiar dunha fase a outra similar, ou mes lunar, a Lúa necesita 29 días, 12 horas, 44 minutos e 2,8 segundos. Como a Lúa tarda en dar unha volta sobre o seu eixe o mesmo tempo que en dar unha volta ao redor da Terra, en realidade, sempre é a mesma cara da Lúa a que se ve desde a Terra.

Teorías de formación: Antes de éra moderna da astronáutica, os científicos desenvolveron tres teorías principais sobre a orixe da Lúa: fisión da Terra, formación nunha órbita próxima á Terra e formación lonxe da Terra. En 1975, logo de analizar as rocas lunares e os primeiros planos da Lúa, os científicos propuxeron a teoría do impacto planetesimal, que chegou a ser a teoría con máis probabilidades de verosimilitude sobre a formación da Lúa. FORMACIÓN POR FISIÓN DA TERRA: A versión moderna desta teoría propón que a Lúa foi expulsada espontáneamente da Terra cando esta estaba recentemente formada e viraba con rapidez sobre o seu eixo. Esta hipótese gaña adeptos, en parte porque a densidade da Lúa é a mesma que a das rocas do manto superior da Terra, xusto debaixo da cortiza. Con todo, esta teoría presenta unha dificultade directamente relacionada coa conservación do momento angular (L), dacordo cos principios básicos da mecánica.

FORMACIÓN NUNHA ÓRBITA PRÓXIMA Á TERRA: Esta teoría propón que a Terra, a Lúa e os demais corpos do sistema solar se condensaron independientemente da enorme nube de gases fríos e partículas sólidas que constituíron a nebulosa solar primordial. Gran parte deste material, finalmente, acumulouse no centro para formar o Sol. FORMACIÓN LONXE DA TERRA: Dacordo con esta teoría, suponse a formación independente da Terra e a Lúa, como na anterior hipótese; con todo, establece que a Lúa formouse nun lugar diferente do sistema solar, afastado da Terra. Presuponse entón que as órbitas da Terra e a Lúa arrastráronas e aproximaron, de forma que a Lúa foi atraída a unha órbita permanente ao redor da Terra. IMPACTO PLANETESIMAL: Esta teoría presupón que no principio da historia da Terra (hai 4.000 millóns de anos), a Terra foi golpeada por un enorme corpo chamado planetésimo, do tamaño de Marte. O impacto catastrófico expulsou partes da Terra e deste corpo, situándoas na órbita da Terra, onde os detritos do impacto reuníronse formando a Lúa. Esta hipótese, logo de numerosas investigacións coas rocas lunares, converteuse na teoría máis aceptada sobre a orixe da Lúa.

Composición: Os resultados obtidos demostraron que a Lúa ten unha cortiza duns 60km de espesor no centro ao lado próximo. Se esta cortiza é uniforme en toda a Lúa, constituiría o 10% do volume lunar comparados con menos do 1% da Terra. As determinacións sísmicas da existencia dunha cortiza e un manto nos biosbardos indican que se trata dunha planeta estratificado con diferencicación por procesos ígneos. Quizais teña un núcleo rico en ferro, moi pequeno.

Foto da Terra dende a Lúa (tomada pola nave espacial Apollo 11)

Fases da Lúa: Dado que a Lúa vira ao redor da Terra, a luz do Sol chégalle desde posicións diferentes, que se repiten en cada volta. Cando ilumina toda a cara que vemos chámase lúa chea. Cando non a vemos é a lúa nova. Entre estas dúas fases só se ve un anaco da lúa, un cuarto, crecente ou menguante. As primeiras civilizacións xa medían o tempo contando as fases da Lúa. Unha semana é o que dura cada fase, e un mes, aproximadamente, todo o ciclo.

Eclipse de Lúa, eclipse de Sol: Ás veces, o Sol, a Lúa e a Terra sitúanse formando unha liña recta. Entón prodúcense sombras, de forma que a da Terra cae sobre a Lúa ou ao revés. Son os eclipses. Cando a Lúa pasa por detrás e sitúase á sombra da Terra, prodúcese un Eclipse Lunar (debuxo, esquerda). Cando a Lúa pasa entre a Terra e o Sol, tápao e prodúcese un Eclipse Solar (dereita). Se un astro chega a ocultar totalmente ao outro, o eclipse é total, se non, é parcial. Algunes veces a Lúa ponse diante do Sol, pero únicamente oculta o centro. Entón o eclipse ten forma anular, de anel.

Exploración da Lúa: Apolo foi o nome dun programa espacial americano (e das astronaves que formaron parte del) que o 20 de xullo de 1969 conseguiu levar por primeira vez ao home á Lúa e que no prazo dun trienio, desde 1969 a 1972, pousaron sobre o noso satélite natural 6 expedicións cun número total de 12 astronautas. A decisión de encamiñar todos os esforzos do programa espacial sobre a Lúa foi tomada pola NASA ao comezo dos sesenta, cando os Estados Unidos estaban baixo o shock da supremacía espacial soviética e intentaban recuperar, fronte á opinión pública, o prestixio anterior como potencia mundial absoluta.

 

Marte: Acostuma a recibir o nome de “Planeta Vermello”. As rocas, o chan e o ceo, teñen unha tonalidade roxiza ou rosácea. Esta característica cor vermella foi observada polos astrónomos ao longo da historia. Os romanos déronlle nome en honra ao seu deus da guerra. Outras civilizacións teñen nomes similares: os antigos Exipcios chamárono “Her Descher”, que significa o vermello. Marte ten dous pequenos satélites con cráteres, Fobos e Deimos, que algúns astrónomos consideran que son asteroides capturados polo planeta moi ao comezo da súa historia. Fobos mide uns 21km de diámetro e Deimos, só uns 12 km.

Marte é o cuarto planeta dende o Sol e o séptimo en canto a masa. Antes da exploración espacial, Marte era considerado coma o mellor candidato para albergar vida extraterrestre. Os astrónomos creron ver lineas rectas que atravesaban a súa superficie e isto conduxo á crenza popular de que algún tipo de intelixencia construira canais de irrigación. De feito, no ano 1938, Orson Welles emitiu unha novela radiofónica basada no clásico de Ciencia Ficción “A Guerra dos Mundos” de H.G. Wells (que foi levada ao cine no ano 2005 por Steven Spielberg e protagonizada por Tom Cruise), que desencadeou escenas de pánico debido a que moita xente creu realmente que a Terra estaba sendo invadida por marcianos. Outra razón que conduxo aos investigadores a esperar a presencia de vida en Marte eran os cambios estacionais de cor na superficie do planeta. Este fenómeno levou a especular sobre a posibilidade de que as condicións da superficie produciran un florecemento da vexetación durante os meses cálidos e un estado de latencia durante os períodos máis fríos.

Cando se observa sen telescopio, Marte é un obxeto roxizo dun brillo moi variable. Cando está máis preto da Terra (55 millóns de quilómetros), Marte é despois de Venus, o obxeto máis brillante no ceo nocturno. É máis doado observalo cando está en oposición (cando se forma a linea Sol-Terra-Marte) e cando se atopa cerca da Terra. A concurrencia de ambas circunstancias prodúcese cada 15 anos, cando o planeta chega ao perihelio (o seu maior achegamento ao Sol) case en oposición. Mediante un telescopio, pódese ver que Marte ten rexións brillantes de cor laranxa e outras zonas máis escuras e menos vermellas, cuxo contorno e ton cambia coas estacións marcianas. A causa da inclinación do seu eixo e a excentricidade da súa órbita, ten veráns curtos e calurosos así coma invernos longos e fríos. A cor roxiza do planeta débese á oxidación ou corrosión da súa superficie. Crese que a diferencia entre as zonas escuras e as brillantes débese á erosión e a oxidación dos materiais (basalto).

Características: A atmósfera de Marte é bastante diferente da atmósfera da Terra. A atmósfera de Marte está formada por dióxido de carbono (95,32%), nitróxeno (2,7%), argón (1,6%), osíxeno (0,13%), trazas de vapor de auga (0,03%), monóxido de carbono e gases nobles. A presión media da superficie é de 0,6% a da Terra, e a temperatura media rexistrada é -63° C (cunha máxima de 17°C e unha mínima de -140°C) . A temperatura da superficie varía moito según o día, a estación e a latitude. As variacións de temperatura de 100ºC son posibles debido á pouca consistencia da atmósfera. A cantidade de vapor de auga presente na atmósfera é moi pequena e variable, pero pode condensarse formando nubes que se desplazan polas zonas altas da atmósfera ou formando remuiños ao redor das ladeiras dos sobresaintes volcáns.

Existe a evidencia de que, no pasado, unha atmósfera máis pesada podería haber permitido que a agua circulase sobre o planeta. Rasgos físicos que asemellan costas, gorxas, cauces e illas suxiren que algunha vez grandes ríos marcaron ao planeta. En certas estacións, algunhas zonas de Marte son azotadas por ventos tan fortes que levantan a terra da superficie e lanzan po á atmósfera. Prodúcese un acontecemento climático importante no hemisferio sur entre primaveira e o comezo do verán, cando Marte está preto do perihelio e o recalentamento das latitudes do sur (achegadas ao ecuador) é máis intenso. Fórmanse tormentas de po de tales proporcións que escurecen a superficie do planeta durante semáns e incluso meses. O po destas nubes é moi fino e tarda moito tempo en disolverse.

Superficie: A superficie de Marte pode dividirse en dúas zonas máis ou menos hemisféricas, por un gran círculo inclinado uns 30° respecto ao ecuador. A metade sur está composta de terren antigo horadado por cráteres que datan da historia máis nova do planeta, cando Marte e os demais planetas estaban suxeitos a un bombardeo meteórico máis intenso que o que sofren na actualidade. Dende entón, producíronse considerables erosións dos cráteres e moitos deles (incluso os tres máis grandes) foron parcial ou totalmente enchidos.

Satélites: Marte ten dous satélites, Fobos e Deimos. Son pequenos e viran rápido preto do planeta. Isto dificultou o seu descubremento a través do telescopio. Fobos ten pouco máis de 13 Km. polo lado máis longo. Vira a 9.380km do centro, é dicir, a menos de 6.000km da superficie de Marte, cada 7 horas e media. Deimos é a metade de Fobos e vira a 23.460km do centro en pouco máis de 30 horas. FOBOS DEIMOS

Xúpiter: Este planeta recibiu o seu nome do rei dos deuses da mitoloxía romana. Xúpiter é 1.400 veces máis voluminoso que a Terra (se estivera valeiro caberían no seu interior máis de mil Terras), pero a sú masa é só 318 veces a do noso planeta. A densidade media de Xúpiter é coma unha cuarta parte da densidade da Terra, o que indica que este planeta xigante debe estar composto de gases máis que de metais e rochas coma a Terra e outros planetas.

Da unha volta ao redor do Sol cada 11,86 anos a unha distancia orbital media de 778 millóns de quilómetros. Ten un diámetro ecuatorial de 142.800 quilómetros e tarda 9,84 horas en dar unha volta ao redor do seu eixo. Esta rápida rotación produce un engrosamento ecuatorial que se aprecia cando se mira o planeta a través dun telescopio. A rotación non é uniforme. A atmósfera é moi profunda, comprendendo quizais ao propio planeta, e é dalgunha maneira coma o Sol. Está composta principalmente por hidróxeno e helio, con pequenas cantidades de metano, amoníaco, vapor de auga e outros compostos. A grandes profundidades dentro de Xúpiter, a presión é tan grande que os átomos de hidróxeno rompen liberando os seus electróns de tal forma que os átomos resultantes están compostos unicamente por protóns. As emisións de Auroras, similares ás auroras boreais da Terra, foron observadas nas rexións polares de Xúpiter. As emisións de auroras parecen estar relacionadas co material procedente de Io que cae en espirais sobre a atmósfera de Xúpiter ao longo das lineas do campo magnético. Observáronse tamén lóstregos de luz sobre as nubes, similares aos super lóstregos nas zonas altas da atmósfera terrestre.

A dinámica do sistema climático de Xúpiter reflíctese nunhas franxas latitudinais de cores, nubes atmosféricas e tormentas. Os patróns de nubes cambian en horas ou días. Estas franxas aprécianse más debido ás cores pastel das nubes. Estas cores tamén poden ser vistas na chamada Gran Mancha Vermella que é unha complexa tormenta de forma oval e con variacións de cor dende vermello ladrillo ata rosa, que se move en sentido antihorario. No seu contorno exterior, o material tarda en xirar entre catro e seis días; preto do centro, os movementos son menores e incluso o fan en direccións aleatorias. Moitas outras pequenas tormentas e remolinos aparecen ao longo das bandas nubosas.

de Xúpiter ten que ver coa fonte das partículas cargadas. En Xúpiter, moitas delas proveñen de volcáns en erupción sobre a superficie do seu satélite Io, que enchen a magnetosfera do planeta xigante con xofre e Auroras boreais: As auroras en Xúpiter son de centos a miles de veces máis intensas cás do noso planeta. Ademais, os aneis brillantes ao redor dos polos magnéticos de Xúpiter teñen dúas veces o diámetro da propia Terra. En ambos mundos, as auroras ocorren cando electróns e ións choven sobre a parte superior da atmósfera. Tales partículas son guiadas por líneas de forza magnética cara os polos, onde se estrelan con moléculas de aire e fanas brillar. Unha diferencia importante entre as auroras da Terra e as osíxeno ionizados. Os ións de Io son acelerados polos campos eléctricos locais cara a zona auroral de Xúpiter.

Satélites de Xúpiter: Ata o momento, foron descubertos 16 satélites de Xúpiter. No 1610, Galileo descubriu os catro maiores. Foron recibindo os nomes dos amantes mitolóxicos de Xúpiter (ou Zeus no panteón grego): Ío, Europa, Ganimedes e Calisto. Esta tradición foi seguida para denominar aos demais satélites ou lúas. Observacións máis actuais demostraron que as densidades medias das lúas maiores seguen a tendencia aparente do propio Sistema Solar. Ío e Europa, achegados a Xúpiter, son densos e rocosos coma os planetas interiores. Ganimedes e Calisto, que se atopan a máis distancia, están compostos principalmente de xeo de auga e teñen densidades máis baixas. Durante a formación de satélites e planetas, a súa proximidade ao corpo central (o Sol ou Xúpiter) evita, claramente, que se condensen as sustancias máis volátiles.

GANÍMEDES: É o satélite máis grande de Xúpiter e tamén do Sistema Solar, con 5.262km de diámetro, maior que Plutón e que Mercurio. Vira ao redor do planeta en pouco máis de sete días. Parece que ten un núcleo rocoso, un manto de auga xeada e unha cortiza de roca e xeo, con montañas, vales, cráteres e rios de lava. CALISTO: Ten un diámetro de 4.800km, case igual que Mercurio, e vira ao redor de Xúpiter, cada 17 días. É o satélite con máis cráteres do Sistema Solar. Está formado, a partes iguais, por roca e auga xeada. O océano xeado disimula os cráteres. É o que ten a densidad máis baixa dos catro satélites de Galileo.

IO: Ten 3.630km de diámetro e vira ao redor de Xúpiter en pouco máis dun día e medio. A súa órbita vese afectada polo campo magnético de Júpiter e pola proximidade de Europa e Ganímedes. É rocoso, con moita actividade volcánica. A súa temperatura global é de -143ºC, pero hai unha zona, un lago de lava, con 17ºC. EUROPA: Ten 3.138 Km. de diámetro. A súa órbita sitúase entre Io e Ganímedes, a 671.000 Km. de Jupiter. Dá unha volta cada tres días e medio. O aspecto de Europa é o dunha bóla xeada con liñas marcadas sobre a superficie do satélite. Probablemente son fracturas da cortiza que se volveron a encher de auga e xeáronse.

Os aneis de Xúpiter: Preto do planeta, a nave espacial Voyager 1 descubriu en 1979 un sistema de aneis moi tenue que é invisible dende a Terra. O material destes aneis ten que estar en continua renovación porque se le observa movéndose en dirección ao planeta. Xúpiter posúe un único sistema de aneis composto por un halo interno, un anel principal e un anel Gossamer. Para a nave espacial Voyager, o anel Gossamer parecía un só anel, pero as imaxes captadas por Galileo amósanos un descubrimento inesperado, en realidade trátase de dous aneis. Un está encerrado dentro do outro.

Os aneis e lúas de Xúpiter móvense no interior dun intenso cinturón de radiación composto por electróns e ións que foron atrapados polo campo magnético do planeta. Os aneis son moi tenues e están compostos por partículas de po lanzadas ao espacio cando os meteoroides interplanetarios baten coas catro lúas interiores de Xúpiter: Metis, Adrastea, Tebe y Amaltea. Moitas das partículas teñen un tamaño microscópico.

Saturno: Saturno é o segundo planeta máis grande do sistema solar cun diámetro ecuatorial de 119.300km. Está claramente achatado nos polos, como resultado da rápida rotación do planeta ao redor do seu eixe. O seu día dura 10 horas, 39 minutos e tarda 29,5 anos terrestres en completar a súa órbita ao redor do Sol. O vento sopra a grandes velocidades en Saturno (puidendo acadar os 500m/s) e sopra principalmente cara ao leste. Os ventos máis fortes atópanse preto do ecuador e a súa velocidade diminúe uniformemente a medida que nos afastamos del. A latitudes por encima dos 35 grados, os ventos alternan a súa dirección deste a oeste segundo aumenta a latitude.

Os aneis de Saturno: A peculiaridade máis coñecida de Saturno é a de estar rodeado dun sistema de aneis, descuberto en 1610 por Galileo utilizando un dos primeiros telescopios. Galileo non comprendeu que os aneis estivesen separados do corpo central do planeta, así que os describiu como "asas". Foi o astrónomo holandés Christiaan Huygens o primeiro en describilos correctamente. En 1655, para non perder o seu dereito de prioridad mentres verificaba as súas propostas, Huygens escribiu un anagrama que, cando se ordenaba, formaba unha sentenza latina cuxa tradución di así: "Está circundado por un delgado anel achatado, inclinado cara á eclíptica e sen tocar en ningún punto ao planeta". Os aneis, que se nomearon pola orde en que se descubriron, coñécense como os aneis D, C, B, A, F, G e E. Hoxe sábese que conteñen máis de 100.000 pequenos aneis, todos eles virando en torno ao planeta.

O sistema de aneis de Saturno fai del un dos obxectos máis bonitos do sistema solar. Os aneis visibles esténdense ata unha distancia de 136.200km do centro de Saturno, pero en moitas rexións poden ter só 5 metros de grosor. Coa axuda dun instrumento, a bordo do Voyager 2, rexistráronse máis de 100.000 aneis pequenos. Están descompostos nun número de partes diferentes: os aneis brillantes A e B e un anel C máis ténue. O sistema de aneis ten varias aberturas. A principal destas aberturas é a División Cassini, que separa os aneis A e B. Giovanni Cassini descubriu esta división en 1675. A División Encke, que separa ao anel A, recibe o seu nome de Johann Encke, quen a descubriu en 1837. Os anchos aneis B e C parece que constan de centos de pequenos aneis, algúns lixeiramente elípticos, que amosan variacións de densidade ondulante. O anel B aparece brillante cando se ve dende o lado iluminado polo Sol, pero escuro dende o outro lado porque é o bastante denso como para bloquear a meirande parte da luz do Sol.

A orixe dos aneis é dubidoso. Crese que os aneis poderían haberse formado a partir das grandes lúas que sufriron fortes impactos de cometas e meteoroides. A composición dos aneis non se coñece con seguridade, o que se se sabe é que conteñen unha cantidade significativa de auga. Poderían estar compostos por icebergs ou bólas de neve cuxo tamaño varía entre poucos centímetros e varios metros, agregados de roca e gases xeados en tamaños que poden variar desde menos de 0,0005cm de diámetro ata 10m (dende o tamaño dunha partícula de po ata o dunha gran pedra). A maior parte da elaborada estrutura dalgúns dos aneis é debida aos efectos gravitacionales dos satélites próximos. Este fenómeno está demostrado polas relacións entre o anel F e dúas pequenas lúas que acompañan ao material do anel.

Satélites de Saturno: Saturno ten, oficialmente, 18 satélites recoñecidos e nomeados. É o planeta que ten máis. As recentes observacións a través do Telescopio Espacial Hubble (HST) e as fotos enviadas polo Voyager amosaron catro ou cinco corpos, preto de Saturno, que ben poderían ser novas lúas (esta teoría está aínda pendente de confirmación). A densidade dos satélites de Saturno é moi baixa e, ademais, reflicten moita luz. Isto fai pensar que a materia máis abundante é a auga conxelada, case un 70%, e o resto son rocas. Os cinco maiores satélites interiores (Mimas, Encélado, Tetis, Dione y Rea) son máis ou menos de forma esférica e compostos na súa maior parte de xeo de auga. As superficies dos mesmos presentan cráteres producidos polos impactos dos meteoritos. A continuación, podemos ver algunhas fotos destes satélites:

TITÁN : É o maior dos satélites de Saturno e o segundo do Sistema Solar, cun diámetro de 5.150km. Ten unha atmosfera máis densa que a da Terra (composta de hidrocarburos e nitróxeno). Vira ao redor de Saturno en menos de 16 días. REA : Ten 1.530km de diámetro e vira ao redor de Saturno cada 4'5 días. Ten un pequeno núcleo rocoso. O resto é un océano de auga xeada, con temperaturas que van dos 174 aos 220 ºC baixo cero. Os cráteres provocados polos meteoritos duran pouco, porque o auga vólvese a xear e os borra. JAPETO : É un dos satélites máis estraños. Ten unha densidad semellante á de Rea, pero o seu aspecto é moi diferente, porque ten unha cara escura e outra clara. A cara escura é, probablemente, material dun antigo meteorito. O seu diámetro é de 1.435km e vira moi lonxe (79 días). DIONE E TETIS : Dous grandes satélites de Saturno que teñen órbitas cercanas e tamaños similares. Dione, á esquerda, ten 1.120km de diámetro, mentres que Tetis á dereita, ten 1.048.

URANO: Urano é o séptimo planeta dende o Sol e é o terceiro máis grande do Sistema Solar. En comparación coa Terra, Urano ten unha masa 14,5 veces maior, un volume 67 veces maior e unha gravidade 1,17 veces maior. No entanto, o campo magnético de Urano só é unha décima parte máis forte que o da Terra. A densidade de Urano é aproximadamente 1,2 veces a do auga. Foi descuberto accidentalmente en 1781 polo astrónomo británico William Herschel e originariamente chamóuselle Georgium Sidus (Estrela de Jorge) en honor ao seu mecenas real, Jorge III. Máis tarde, durante un tempo chamóuselle Herschel en honor ao seu descubridor. O nome Urano, que propuxo por vez primeira o astrónomo alemán Johann Elert Bode, comezouse a utilizar a finais do século XIX.

A atmósfera de Urano está composta fundamentalmente de hidróxeno e helio, con algo de metano e pequenas cantidades de acetileno así coma outros hidrocarbonos. O metano absorbe a luz vermella, e é o encargado de dar a Urano a súa cor verde-azul característica. Urano distínguese polo feito de estar inclinado cara a un lado. Esta inusual posición pode ser o resultado dunha colisión cun corpo planetario durante a historia temprana do Sistema Solar. A nave Voyager 2 comprobou que unha das consecuencias máis sorprendentes desta posición ladeada é o seu efecto sobre a cola do campo magnético. Comprobouse que a cola magnética adoptou a forma dun sacacorchos detrás do planeta debido á súa rotación. A fonte do campo magnético é descoñecida; o suposto océano de auga e amoníaco que baixo unha inmensa presión e eléctricamente condutor debía estar entre o núcleo e a atmosfera parece que non existe. Os campos magnéticos da Terra e outros planetas pénsase que son o resultado das correntes eléctricas producidas polos seus núcleos fundidos.

Os aneis de Urano: No 1977, mentres se observaba a ocultación dunha estrela detrás do planeta, o astrónomo estadounidense James L. Elliot descubriu a presenza de cinco aneis que rodeaban a Urano no plano do seu ecuador. Chamounos Alpha, Beta, Gamma, Delta e Epsilon (comezando dende o anel máis interno). Forman un cinto de 9.400km de ancho, estendéndose ata unha distancia de 51.300km do centro do planeta. En xaneiro de 1986 descubríronse catro aneis máis. Os aneis de Urano son claramente diferentes dos de Xúpiter e Saturno. O máis exterior dos aneis, Epsilon, está composto por rocas de xeo de varios metros de envergadura. Tamén parece exitir unha tenue distribución de po ao longo do sistema de aneis. Poderían existir tamén un gran número de aneis estreitos, ou posiblemente incompletos, ou arcos de anel con anchos que non cheguen aos 50m. As partículas indiviuais dos aneis presentan unha baixa reflectividade. Polo menos un dos aneis, o Epsilon, ten unha cor gris. As lúas Cordelia e Ofelia actúan como satélites acompañantes do anel Epsilon.

Satélites de Urano: No ceo de Urano non hai planetas brillantes. Saturno, o máis próximo, parece unha estrela pálida (Saturno está tan lonxe de Urano como da Terra). Pero hai cinco obxectos que brillan máis que Saturno. Son as cinco lúas grandes. Ademais, Urano ten outros 10 satélites con diámetros por baixo dos 170km, que viran preto do planeta. TITANIA : É a lúa máis grande de Urano, con 1.580km de diámetro. Está cuberta por pequenos cráteres e rocas moi rugosas, con fallas que indican que as forzas internas han moldeado a súa superficie. Dá unha volta cada 9 días. OBERÓN : Caracterízase por unha superficie xeada, cuberta de cráteres, algúns dun tamaño considerable. Ten reflexos brillantes nalgúns lugares, igual que Calisto, a lúa de Xúpiter. O seu diámetro é de 1.523km e vira ao redor de Urano en 13 días e medio.

Outros satélites de Urano: Umbriel: Diámetro: 1.170km Distancia: 266.000km Ariel: Diámetro: 1.156km Distancia: 191.000km Miranda: Diámetro: 480km Distancia: 130.000km

NEPTUNO: Neptuno é o cuarto planeta en canto a tamaño e o oitavo en canto a distancia ao Sol. A distancia media de Neptuno ao Sol é de 4.500 millóns de quilómetros e o seu diámetro ecuatorial é de aproximadamente 49.400 quilómetros, ou sexa, preto de 3,8 veces o da Terra. O seu volume é aproximadamente 72 veces e a súa masa 17 veces a da Terra ou 1,7 veces a do auga. Neptuno completa a súa órbita ao redor do Sol cada 165 anos. Un día de Neptuno ten 16 horas e 6,7 minutos. O descubrimento de Neptuno foi un dos éxitos da astronomía matemática.

En 1846, para explicar as alteracións na órbita de Urano, o astrónomo francés Urbain Lle Verrier calculou a existencia e a posición dun planeta novo (ten a honra de ser o primeiro planeta descuberto grazas a prediccións matemáticas). O 23 de Setembro do mesmo ano, o astrónomo alemán Johann Gottfried Galle descubriu o planeta a 1° desa posición. A posición de Neptuno foi calculada, por outra banda, polo matemático británico John Couch Adams, pero os observadores británicos non actuaron con suficiente celeridade para anunciar o descubrimento do planeta. Case nunca é visible a primeira ollada, aínda que se pode observar cun pequeno telescopio, aparecendo como un pequeno disco azul verdoso sen marcas definidas na súa superficie. A temperatura da superficie de Neptuno é duns -218°C, parecida á de Urano, que está a máis de 1.500km máis preto do sol, polo tanto, os científicos supoñen que Neptuno debe ter algunha fonte interna de calor. A atmósfera componse fundamentalmente de hidróxeno e helio, pero a presenza de máis do 3% de metano dá ao planeta a súa sorprendente cor azul.

Observáronse, na atmósfera alta de Neptuno, brillantes nubes alargadas similares aos cirros da Terra. A baixas latitudes norte, a nave Voyager capturou imaxes de bancos de nubes que proxectaban a súa sombra sobre as capas de nubes inferiores. Os ventos máis fortes medidos en calquera dos planetas do sistema solar son os de Neptuno. A maior parte destes ventos sopran en dirección oeste, en sentido contrario á rotación do planeta. Preto da Gran Mancha Escura, os ventos sopran case a 2000km/h.

Composición: Os dous tercios interiores de Neptuno están compostos por unha mestura de roca fundida, auga, amoníaco e metano líquidos. O tercio exterior é unha mestura de gases quentes compostos por hidróxeno, helio, auga e metano. Neptuno é un planeta dinámico con varias manchas grandes e escuras que recordan ás tormentas huracanadas de Xúpiter. A maior das manchas, coñecida como a Gran Mancha Escura, ten un tamaño similar ao da Terra e é parecida á Gran Mancha Vermella de Xúpiter.

Aneis e satélites: Neptuno posúe un conxunto de cinco aneis estreitos e moi tenues. Os aneis están compostos por partículas de po, que poderían orixinarse nos choques de pequenos meteoritos coas lúas de Neptuno. Desde os telescopios situados na superficie terrestre os aneis aparecen como arcos pero desde o Voyager 2 os arcos convértense en manchas brillantes ou racimos de manchas no sistema de aneis. A causa exacta destes brillantes racimos é descoñecida. Dende Neptuno, o Sol está moi lonxe, 30 veces máis que a Terra, e só parece un puntito moi brillante. Todos os demais planetas están entre el e o Sol, a distancias enormes, de maneira que non se ven. Pero Neptuno gardaba unha sorpresa. O 10 de outubro de 1846, menos de tres semanas despois do descubrimento de Neptuno, o astrónomo William Lassell descubriu que tiña un satélite, e brillaba máis que os dous satélites de Urano coñecidos ata entón.

Coñécense oito satélites que viran ao redor de Neptuno, dous dos cales pódense observar desde a Terra. O maior e máis brillante é Tritón, descuberto en 1846, ano no que se observou Neptuno por vez primeira. Tritón, cun diámetro de 2.705km é pouco menor que a lúa terrestre. A súa órbita ten un movemento retrógado, isto é, oposto á súa dirección primaria de rotación, a diferenza de calquera outro satélite importante do sistema solar. Malia a súa temperatura extremadamente fría, Tritón ten unha atmosfera de nitrógeno con algo de metano e unha certa neblina. Tamén mostra unha activa superficie de géiseres que arroxan unha materia subterránea descoñecida. Nereo, o segundo satélite, (descuberto en 1949), ten un diámetro só duns 320km. A sonda planetaria Voyager 2 descubriu outros seis satélites en 1989. TRITÓN: Ten un diámetro de 2.700km e vira a 355.000km de Neptuno en pouco menos de seis días. É o obxecto do Sistema Solar onde se mediu a temperatura máis fría (-235ºC).

Bibliografía y Webgrafía: * http://www.todoelsistemasolar.com.ar/ * http://www.xtec.cat/~rmolins1/solar/es/sistema.htm * http://www.educar.org/SistemaSolar/ * http://www.astromia.com/solar/ * http://www.wikipedia.org * http://www.astromia.com/

ASTRONOMÍA Created by: Fabio Salvado Vara

Add a comment

Related presentations

Related pages

Astronomía - Wikipedia, la enciclopedia libre

La astronomía (del latín astronomĭa, y este del griego ἀστρονομία) [1] es la ciencia que se ocupa del estudio de los cuerpos celestes del ...
Read more

Revista de AstronomíA - AstronomíA Magazine

Astronomía, la primera revista española de astronomía, astrofísica y difusión de ciencias del espacio
Read more

Astronomía - significado de astronomía diccionario

astronomía s. f. Ciencia que estudia los astros y la estructura del universo. astronomía f. Ciencia que trata de todo cuanto se refiere a los astros. La ...
Read more

Astronomía Educativa: Tierra, Sistema Solar y Universo

Universo, Sistema Solar, Tierra y Luna, Historia, Biografías, Lecturas, Diccionario y cientos de fotos explicadas para acercar la astronomía a la gente y ...
Read more

Astronomia: El Universo - Astronomía Educativa: Tierra ...

A medida que aumentan los conocimientos, este mundo se va ampliando. La educación en Astronomía contribuye a un mejor conocimiento sobre el Universo.
Read more

Noticias sobre Astronomía | EL PAÍS

Los agujeros negros, el 'big bang', el cero absoluto... El cosmos arroja tantos dilemas filosóficos que hasta un astrofísico puede dudar de su existencia.
Read more

Astronomia y Ciencias del Cosmos. AstroRED (v10). Tu ...

Divulgando astronomía en la red durante más de 21 años. Realizado por Alex Dantart | Sobre AstroRED | Contacto y sugerencias ...
Read more

Java-Applets zur Astronomie (Java 1.4) - walter-fendt.de

Hinweise: Die Applets funktionieren nur, wenn eine Java-Laufzeitumgebung (Java Runtime Environment, Version 1.4.2 oder besser) auf dem Rechner installiert ist.
Read more

International Year of Astronomy 2009

Summary of International Year of Astronomy 2009 Released : 24-page brochure with highlights from the IYA2009 available for download
Read more

J. G.'s GeoAstro Applet Collection

Juergen Giesen's GeoAstro Applet Collection. Run my Java Applets for detailed solar and lunar data and observe ...
Read more