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El Universo

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El Universo

  1. 1. EL UNIVERSO <ul><li>INDEX </li></ul><ul><li>El origen del sistema solar </li></ul><ul><li>La estructura del sol i como es? </li></ul><ul><li>Continuación, de cómo es el sol? </li></ul><ul><li>La galaxia. </li></ul><ul><li>Mercurio </li></ul><ul><li>Venus </li></ul><ul><li>La tierra </li></ul><ul><li>La luna </li></ul><ul><li>La contaminacion en la tierra </li></ul><ul><li>Marte </li></ul><ul><li>Cinturón de asteroides </li></ul><ul><li>Júpiter </li></ul><ul><li>Saturno </li></ul><ul><li>Neptuno </li></ul><ul><li>Cinturón de kuiper. </li></ul><ul><li>!ESTAMOS SOLOS EN EL UNIVERSO! </li></ul><ul><li>Hay otras galaxias </li></ul>
  2. 2. <ul><li>El Sistema Solar se formó hace unos 4.600 millones de años debido al colapso gravitatorio de la nebulosa anterior al Sistema Solar, formada por gas, polvo e hielo (originada a su vez por previas generaciones de estrellas). Pasados varios millones de años, la mayor parte del gas y el polvo fueron concentrándose por la fuerza de la gravedad para formar el Sol, mientras que otros grumos de materia formaron los planetas, sus satélites, los cometas y los asteroides que hoy conocemos. La sonda Génesis, lanzada por la NASA, se colocará en órbita entre la Tierra y el Sol. Una vez allí, desplegará su colector y empezará a capturar partículas del viento solar. Dos años después, los recolectores de muestras serán guardados y devueltos a nuestro planeta: las primeras muestras traídas a la Tierra por la NASA desde que los astronautas del Apolo 17 trajeran las últimas piedras lunares en 1972. El material del espacio que nos traiga la nave Génesis será almacenado y catalogado cuidadosamente, estando así disponible para el estudio de la comunidad científica. ¿Por qué necesitamos esas muestras procedentes del viento solar? Continúe el reportaje para saberlo. </li></ul>
  3. 3. Como es el sol …? <ul><li>El Sol es la principal fuente de energía de nuestro planeta. El calor y la luz que recibimos del Sol es indispensable para los procesos que se llevan a cabo en nuestro planeta. El calor que recibimos de él proporciona la energía necesaria para que se produzcan movimientos en la atmósfera y en los océanos. También mantiene constante la temperatura. Y bien ¿cómo produce el Sol toda esa cantidad de energía, incluso para afectar a un pequeño planeta situado a 150 millones de kilómetros de él? Pulse en los enlaces de abajo para comprender la estructura del Sol y los procesos que tienen lugar en su interior: </li></ul>El núcleo del Sol                                                El núcleo del Sol es extremadamente denso (contiene el 50% de toda la masa de la estrella, a pesar de ocupar sólo el 1'5% de su volumen). Las condiciones en esta zona son extremas; se cree que la temperatura en el núcleo es de 15 millones de grados Kelvin. Además, la presión es aproximadamente 250.000 millones de veces superior que la que soportamos en la superficie de nuestro planeta. El Sol no se colapsa hacia el interior debido a su enorme presión interior. Asimismo, tampoco estalla debido a la enorme masa que tiene. Estas dos fuerzas se encuentran gradualmente equilibradas. Si pudiéramos observar el núcleo del Sol, lo veríamos completamente negro, dado que la radiación expulsada por él no pertenece al espectro visible. El Sol produce principalmente radiación en forma de rayos gamma. Estos rayos gamma colisionan durante su viaje al exterior con las partículas del interior del Sol, lo que los hace perder energía, convirtiéndose en rayos X y luz visible.
  4. 4. Continuación, de cómo es el sol? La capa convectiva Finalmente, los fotones alcanzan la capa convectiva, que se encuentra 150.000 kilómetros por debajo de la superficie. Allí, las temperaturas son ligeramente inferiores al millón de grados Kelvin. En esta zona la luz es absorbida por átomos en estado gaseoso, y se producen fuertes corrientes de convección (como las que se producen en los océanos y la atmósfera de nuestro planeta), que se encargan de transportar la energía liberada por el núcleo hacia la fotosfera: Como la temperatura del gas que ha absorbido energía aumenta, el gas se expande, haciéndose por ello menos denso. Debido a ello, estas &quot;bolsas&quot; de gas ascienden hacia la zona superior de la capa convectiva. Una vez que llegan hasta allí, expulsan la energía acumulada, pasando a ser de nuevo un gas más frío (frío en relación con el que le rodea a pesar de que, en realidad, la temperatura sigue siendo del orden del millón de grados Kelvin). Al ser más &quot;frías&quot; y densas, vuelven a descender por la zona convectiva, en un ciclo que dura varios meses (ver imagen de la derecha). En la zona de encuentro entre la capa convectiva y la fotosfera, la materia se encuentra con una zona de grandes turbulencias. Debido a estos fuertes movimientos, el gas en el centro de unas estructuras llamadas cinturones de convección (o supergránulos), que tienen unos 1.000 Km. de diámetro cada una, fluyendo hacia los bordes de estas células para hundirse posteriormente. Este proceso es probablemente el responsable del calor que despide la Corona solar, así como de la gran aceleración que sufren las partículas del viento solar al salir de él. La capa convectiva Finalmente, los fotones alcanzan la capa convectiva, que se encuentra 150.000 kilómetros por debajo de la superficie. Allí, las temperaturas son ligeramente inferiores al millón de grados Kelvin. En esta zona la luz es absorbida por átomos en estado gaseoso, y se producen fuertes corrientes de convección (como las que se producen en los océanos y la atmósfera de nuestro planeta), que se encargan de transportar la energía liberada por el núcleo hacia la fotosfera: Como la temperatura del gas que ha absorbido energía aumenta, el gas se expande, haciéndose por ello menos denso. Debido a ello, estas &quot;bolsas&quot; de gas ascienden hacia la zona superior de la capa convectiva. Una vez que llegan hasta allí, expulsan la energía acumulada, pasando a ser de nuevo un gas más frío (frío en relación con el que le rodea a pesar de que, en realidad, la temperatura sigue siendo del orden del millón de grados Kelvin). Al ser más &quot;frías&quot; y densas, vuelven a descender por la zona convectiva, en un ciclo que dura varios meses (ver imagen de la derecha). En la zona de encuentro entre la capa convectiva y la fotosfera, la materia se encuentra con una zona de grandes turbulencias. Debido a estos fuertes movimientos, el gas en el centro de unas estructuras llamadas cinturones de convección (o supergránulos), que tienen unos 1.000 Km. de diámetro cada una, fluyendo hacia los bordes de estas células para hundirse posteriormente. Este proceso es probablemente el responsable del calor que despide la Corona solar, así como de la gran aceleración que sufren las partículas del viento solar al salir de él.
  5. 5. LA GALAXIA <ul><li>La Vía Láctea, nuestra galaxia: </li></ul><ul><li>Las estrellas, por efecto de la acción de la gravedad, se encuentran agrupadas en el universo en estructuras llamadas galaxias. El Sistema Solar se encuentra situado en la periferia de la Vía Láctea, una galaxia espiral barrada de tamaño medio con forma de lente. Hasta bien entrado el siglo XX, no se supo con exactitud el tamaño de nuestra galaxia. Fue a principios de la década de 1930 cuando se determinó un valor que ha permanecido prácticamente invariable hasta día de hoy. Con un diámetro medio de unos 100.000 años luz (es decir, la luz tarda 100.000 años terrestres en llegar de un extremo de la galaxia a otro) se calcula que contiene unos 200.000 millones de estrellas. La distancia desde el Sol al centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz. El espesor de la Vía Láctea es de 16.000 años-luz en el centro, mientras que en zonas del exterior es mucho menor (3.000 años-luz). El nombre de Vía Láctea proviene del latín y significa &quot;camino de leche&quot;. Fue denominada así por la apariencia de banda lechosa de luz tenue que atraviesa el cielo nocturno de lado a lado. Esta banda no es más que la luz emitida por el conjunto de estrellas que forman el disco galáctico. En la actualidad es difícil apreciar este halo blanquecino desde las ciudades, debido a la fuerte iluminación de las zonas urbanas. </li></ul>
  6. 6. mercurio <ul><li>Es el cuarto planeta del Sistema Solar. Conocido como el planeta rojo por sus tonos rosados, los romanos lo identificaban con la sangre y le pusieron el nombre de su dios de la guerra. El planeta Marte tiene una atmósfera muy fina, formada principalmente por dióxido de carbono, que se congela alternativamente en cada uno de los polos. Contiene sólo un 0,03% de agua, mil veces menos que la Tierra. Los estudios demuestran que Marte tuvo una atmósfera más compacta, con nubes y precipitaciones que formaban rios. Sobre la superficie se adivinan surcos, islas y costas. Las grandes diferencias de temperatura provocan vientos fuertes. La erosión del suelo ayuda a formar tempestades de polvo y arena que degradan todavía más la superficie. </li></ul>Datos básicos Marte la tierra Tamaño: radio ecuatorial 3.397 km 6378 km Distancia media al Sol 227.940.000 km   149.600.000 km Día: periodo de rotación sobre el eje 24,62 horas    149.600.000 km Año: órbita alrededor del Sol 686,98 días  365,256 días  Temperatura media superficial -63 º C 365,256 días  Gravedad superficial en el Ecuador 3,72 m/s2    9,78 m/s2 
  7. 7. VENUS <ul><li>Venus </li></ul><ul><li>Es el segundo planeta del Sistema Solar y el más semejante a La Tierra por su tamaño, masa, densidad y volumen. Los dos se formaron en la misma época, a partir de la misma nebulosa . </li></ul><ul><li>Sin embargo, es diferente de la Tierra. No tiene océanos y su densa atmósfera provoca un efecto invernadero que eleva la temperatura hasta los 480 ºC. Es abrasador. </li></ul><ul><li>Los primeros astrónomos pensaban que Venus eran dos cuerpos diferentes porque, unas veces se ve un poco antes de salir el Sol y, otras, justo después de la puesta. </li></ul><ul><li>Venus guia sobre su eje muy lentamente y en sentido contrario al de los otros planetas . El Sol sale por el oeste y se pone por el este, al revés de lo que ocurre en La Tierra. Además, el día en Venus dura más que el año. </li></ul><ul><li>La superficie de Venus es relativamente joven, entre 300 y 500 millones de años. Tiene amplísimas llanuras, atravesadas por enormes rios de lava, y algunas montañas. </li></ul><ul><li>Venus tiene muchos volcanes. El 85% del planeta está cubierto por roca volcánica. La lava ha creado surcos, algunos muy largos. Hay uno de 7.000 km. </li></ul><ul><li>En Venus también hay cráteres de los impactos de los meteoritos . Sólo de los grandes, porque los pequeños se deshacen en la espesa atmósfera. </li></ul><ul><li>Las fotos muestran el terreno brillante, como si estuviera mojado. Pero Venus no puede tener agua líquida, a causa de la elevada temperatura. El brillo lo provocan compuestos metálicos. </li></ul>Datos de venus Datos e venus La tierra Tamaño: radio ecuatorial 6.052 km 6.378 km. Distancia media al Sol 108.200.000 km 149.600.000 km Dia: periodo de rotación sobre el eje -243 días 23,93 horas Año: órbita alrededor del Sol 224,7 días 365,256 días Temperatura media superficial 482 º C 15 º C Gravedad superficial en el ecuador 8,87 m/s2 9,78 m/s2
  8. 8. LA TIERRA La Tierra                                                   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 su superficie están cubiertas de agua. Los mares y océanos 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 corteza del planeta Tierra está formada por placas que flotan sobre el manto , una capa de materiales calientes y pastosos que, a veces, salen por una grieta formando volcanes . La densidad y la presión aumentan hacia el centro de la Tierra. En el núcleo están los materiales más pesados, los metales. El calor los mantiene en estado líquido, con fuertes movimientos. El núcleo interno es sólido. Las fuerzas internas de la Tierra se notan en el exterior. Los movimientos rápidos originan terremotos . Los lentos forman plegamientos , como los que crearon las montañas. El rápido movimiento rotatorio y el núcleo metálico generan un campo magnético que, junto a la atmosfera, nos protege de las radiaciones nocivas del Sol y de las otras estrellas.
  9. 9. Contaminación atmosférica de la tierra Contaminación atmosférica                                               Los astronautas vuelven de sus viajes con una nueva mentalidad que les hace sentir más respeto por la Tierra y entender mejor la necesidad de cuidarla. Desde el espacio no se ven las fronteras y, mucho menos, los intereses económicos, pero sí algunos de sus devastadores efectos, como la contaminación de la atmósfera. El 85% del aire está cerca de la Tierra, en la troposfera , una finísima capa de sólo 15 Km. Las capas más elevadas de la atmosfera tienen poco aire, pero nos protegen de los rayos ultravioletas ( capa de ozono ) y de los meteoritos ( ionosfera ). Los gases que hemos vertido a la atmosfera han dejado la Tierra en un estado lamentable. Las fotos que hicieron los primeros astronautas son mucho más claras que las actuales, a pesar de que ahora tenemos aparatos más sofisticados. Los humanos somos capaces de destruir en poco tiempo lo que a la naturaleza le ha costado miles de años crear.
  10. 10. La luna La luna ha fascinado a la humanidad a través de los tiempos. Mediante la simple observación con el ojo desnudo, uno puede distinguir dos grandes tipos de terrenos: las mesetas relativamente brillantes y las llanuras más oscuras. A mediados del siglo XVII, Galileo y otros astrónomos tempranos realizaron observaciones telescópicas, notando un solapamiento casi infinito de cráteres. El 20 de Julio de 1969, Neil Armstrong se convirtió en el primer hombre que pisón la Luna. Fue seguido por Edwin Aldrin, ambos pertenecientes a la misión Apollo 11. Ellos y otros caminantes lunares experimentaron los efectos de la falta de atmófera. Se emplearon las comunicaciones por radio ya que las ondas de sonido sólo pueden ser oídas cuando viajan a través de un medio como el aire. El cielo lunar es siempre negro debido a que la difracción de la luz requiere la presencia de una atmósfera. Los astronautas también experimentaron la diferencia gravitacional. La gravedad lunar es un sexto de la gravedad terrestre; un hombre que pese unos 82 kilogramos (180 libras) en la Tierra, pesará sólo 14 kilogramos (30 libras) en la Luna. La Luna está a 384,403 kilómetros (238,857 millas) de la Tierra. Su diámetro es 3,476 kilómetros (2,160 millas). Tanto la rotación de la Luna como su revolución alrededor de la TIerra duran 27 días, 7 horas y 43 minutos. Esta rotación síncrona está causada por la distribución asimétrica de la masa de la luna, lo que ha permitido a la gravedad terrestre mantener un hemisferio lunar permanentemente girado hacia la Tierra. Las liberaciones ópticas han sido observadas mediante telescopios desde mediados del siglo XVII. Liberaciones muy pequeñas pero reales (máximo aproximado de 0°.04) son causadas por el efecto de la gravedad solar y la excenctricidad de la órbita terrestre, perturbando la órbita de luna y permitiendo la preponderancia cíclica del momento torsor en las direcciones norte-sur y este-oeste. Cuatro estaciones sísmicas alimentadas por energía nuclear fueron instaladas durante el proyecto Apollo para recoger datos sobre el interior de la Luna. Sólo existe una actividad tectónica residual debida al enfriamiento y a la acción de las mareas, pero otros lunamotos han sido causados por impactos de meteoros y objetos artificiales, como la destrucción deliberada del Módulo Lunar contra la superficie lunar. Los resultados obtenidos han demostrados que la Luna tiene una corteza de unos 60 kilómetros (37 millas) de espesor en el centro de lado cercano. Si esta corteza es uniforme en toda la Luna, constituiría el 10% del volumen lunar comparados con menos del 1% de la Tierra. Las determinaciones sísmicas de la existencia de una corteza y un manto en la Luna indican que se trata de una planeta estratificado con diferencicación por procesos ígneos. No hay evidencia de la existencia de un núcleo rico en hierro si no es pequeño. La información sísmica ha influido en las teorías sobre la formación y evolución de la Luna.
  11. 11. MARTE Marte es el cuarto planeta desde el Sol y suele recibir el nombre de Planeta Rojo. Las rocas, suelo y cielo tienen una tonalidad rojiza o rosacea. Este característico color rojo fue observado por los astrónomos a lo largo de la historia. Los romanos le dieron nombre en honor de su dios de la guerra. Otras civilizaciones tienen nombres similares. Los antiguos Egípcios lo llamaron Her Descher que significa el rojo . Antes de la exploración espacial, Marte era considerado como el mejor candidato para albergar vida extraterrestre. Los astrónomos creyeron ver líneas rectas que atravesaban su superficie. Esto condujo a la creencia popular de que algún tipo de inteligencia habia construido canales de irrigación. En 1938, cuando Orson Welles emitió una novela radiofónica basada en el clásico de Ciencia Ficción La Guerra de los Mundos de H.G. Wells, se produjeron escenas de pánico debido a que un montón de gente creyó realmente que la Tierra era invadida por marcianos. Otra razón que condujo a los investigadores a esperar la presencia de vida en Marte eran los cambios estacionales de color en la superficie del planeta. Este fenómeno llevó a especular sobre la posibilidad de que las condiciones de la superficie produjeran un florecimiento de la vegetación durante los meses cálidos y un estado de latencia durante los períodos más fríos. En Julio de 1965, la nave Mariner 4 , transmitió 22 imágenes cercanas de Marte. Todo lo que se podía ver era una superficie con muchos cráteres y canales de origen natural pero ninguna evidencia de canales artificiales o agua circulante. Finalmente, en Julio y Septiembre de 1976, las sondas Viking 1 y 2 se posaron sobre la superficie de Marte. Los tres experimentos biológicos realizados por las sondas descubrieron una actividad química inesperada y enigmática en el suelo Marciano, pero no suministraron ninguna evidencia clara sobre la presencia de microorganismos vivos en el suelo cercano a las sondas. De acuerdo con los biólogos de la misión, Marte es auto-esterilizante. Creen que la combinación de radiación ultravioleta solar que satura la superficie, la extrema sequedad del suelo y la naturaleza oxidante de la química del suelo impiden la formación de organismos vivos en el suelo Marciano. Sin embargo, permanece abierta la pregunta sobre la existencia de vida en Marte en un pasado lejano. Otros instrumentos no encontraron signo alguno de química orgánica en los dos puntos de aterrizaje, pero sí suministraron
  12. 12. CINTURON DE ASTEROIDES                                Entre las órbitas de Marte y Júpiter hay una región de 550 millones de kilómetros en la que orbitan más de 18.000 asteroides. Algunos sateroides tienen incluso satélites que orbitan a su alrededor. Los asteroides fueron descubiertos primero teóricamente, tal como sucedió con el descubrimiento de Neptuno y Plutón. En 1776, el astrónomo alemán Johann D. Titius predijo la existencia de un planeta entre Marte y Júpiter. En 1801 Giuseppe Piazi descubrió un cuerpo celeste orbitando a la distancia predicha anteriormente. El tamaño del objeto, bautizado como Ceres, era menor de lo esperado (1025 kilómetros), por lo que no se ajustaba completamente al modelo propuesto. Un año Heinrich Olbers (1758-1840) descubrió otro asteroide de similares características: Palas. En 1807, Heinrich Olbers sugirió que, en lugar de un planeta intermedio, existiesen más cuerpos residuales de un planeta mucho mayor. Hoy sabemos que esto no fue así, sino que estos asteroides son cuerpos que no llegaron a agregarse durante los comienzos del Sistema Solar para formar un planeta, posiblemente debido a la enorme fuerza gravitatoria del cercano Júpiter
  13. 13. JUPITER Júpiter es el quinto plantea desde el Sol y es el mayor del Sistema Solar. Si Júpiter estuviera vacio, cabrían en su interior más de mil Tierras. También contiene más materia que el resto de los planetas combinados. Tiene una masa de 1.9 x 10 27 kg y un diámetro ecuatorial de 142,800 kilómetros (88,736 millas). Júpiter posee 16 satélites, cuatro de ellos - Calisto, Europa, Ganimedes e Io - fueron observados ya por Galileo en 1610. Existe un sistema de anillos, pero muy tenue y es invisible desde la Tierra. (Los anillos fueron descubiertos en 1979 por el Voyager 1.) La atmósfera es muy profunda, comprendiendo quizá al propio planeta, y es de alguna manera como el Sol. Está compuesta principalmente por hidrógeno y helio, con pequeñas cantidades de metano, amoníaco, vapor de agua y otros compuestos. A grandes profundidades dentro de Júpiter, la presión es tan grande que los átomos de hidrógeno se rompen liberando sus electrones de tal forma que los átomos resultantes están compuestos únicamente por protones. Esto da lugar a un estado en el que el hidrógeno se convierte en metal. La dinámica del sistema climático de Júpiter se refleja en unas franjas latitudinales de colores, nubes atmosféricas y tormentas. Los patrones de nubes cambian en horas o días. La Gran Mancha Roja es una compleja tormenta que se mueve en sentido antihorario. En su contorno exterior, el material tarda en girar entre cuatro y seis días; cerca del centro, los movimientos son menores e incluso lo hacen en direcciones aleatorias. Un montón de otras pequeñas tormentas y remolinos aparecen a lo largo de las bandas nubosas. Las emisiones Auroranas , similares a las auroras boreales de la Tierra, fueron observadas en las regiones polares de Júpiter. Las emisiones auroranas parecen estar relacionadas con material procedente de Io que cae en espirales sobre la atmósfera de Júpiter a lo largo de las líneas del campo magnético. Se han observado también relámpagos de luz sobre las nubes, similares a los super relámpagos en las zonas altas de la atmósfera terrestre. Los Anillos de Júpiter Al contrario que los anillos de Saturno, que presentaban un patrón complejo e intrincado, Júpiter posee un único sistema sencillo de anillos compuesto por un halo interno, un anillo principal y un anillo Gossamer. Para la nave espacial Voyager, el anillo Gossamer parecía un sólo anillo, pero las imágenes captadas por Galilego nos muestran un descubrimiento inesperado, en realidad se trata de dos anillos. Uno está encerrado dentro del otro. Los anillos son muy tenues y están compuestos por partículas de polvo lanzadas al espacio cuando los meteoroides interplanetarios chocan con las cuatro lunas interiores de Júpiter: Metis , Adrastea , Tebe y Amaltea . Muchas de las partículas tienen un tamaño microscópico. El halo interior tiene forma toroidal y se extiende radialmente desde unos 92,000 kilómetros (57,000 millas) hasta los 122,500 kilómetros (76,000 millas) desde el centr ode Júpiter. Estáformado por partículas de polvo procedentes del borde interior del anillo principal que &quot;florecieron&quot; hacia afuera a medida que caían hacia el planeta. En anillo principal y más brillante se extiende desde el borde del halo hasta los 128,940 kilómetros (80,000 millas) justo dentro de la órbita de Adrastea. Cerca de la órbita de Metis, el brillo del anillo principal dsiminuye. Los dos tenues anillos Gossamer tiene una naturaleza bastante uniforme. El anillo Amaltea Gossamer más interno se extiende desde la órbita de Adrastea hasta la órbita de Amaltea a 181,000 kilómetros (112,000 millas) del centro de Júpiter. El anillo Tebe Gossamer más tenue se extiende desde la órbita de Amaltea hasta la órbita de Tebe a 221,000 kilómetros (136,000 millas). Los anillos y lunas de Júpiter se mueven en el interior de un intenso cinturón de radiación compuesto por electrones e iones que han sido atrapdos por el campo magnético del planeta. Estas partículas y campos comprenden la magnetosfera joviana o entorno magnético, que se extiende desde los 3 a 7 millones de kilómetros (1.9 a 4.3 millones de millas) hacia el Sol, y se estrecha en forma de manga hasta alcanzar la órbita de Saturno - a una distancia de 750 millones de kilómetros (466 millones de millas). Júpiter en
  14. 14. SATURNO Saturno: Saturno es probablemente el más conocido, y el más bello planeta en el Sistema Solar. Aunque no es el único en poseer anillos, tiene un juego de anillos mucho más extenso y mucho más fácilmente visible que él de cualquier otro planeta. Es este sistema de anillos lo que hace a Saturno tan bello. Saturno es el segundo mayor planeta en el Sistema Solar, con un diámetro de 120.000 Kilómetros. Orbita el Sol cada 30 años, a una distancia de cerca de diez veces la de la Tierra. La forma del planeta es la de un esferoide marcadamente achatado, con un diámetro polar cerca de diez por ciento menor que él del ecuador. Saturno es el menos denso de los planetas, su densidad promedio es sólo 0,7 veces la del agua. Las visitas de las naves Voyager actualizaron casi todo lo que sabemos de Saturno, sus anillos y sus satélites. El Interior del Planeta: Como Júpiter, Saturno está compuesto principalmente de los elementos livianos hidrógeno y helio. En su centro se piensa que hay un núcleo de material rocoso de un tamaño cercano a la Tierra, pero más denso. Alrededor de éste hay una región compuesta de hidrógeno y helio líquidos, con una atmósfera gaseosa de unos 1.000 Km. de espesor, en la que están las estructuras de nubes que se ven como la superficie del planeta. La Atmósfera: Saturno está compuesto de cerca de 94 por ciento de hidrógeno y 6 por ciento de helio. Las nubes están compuestas de muy pequeñas cantidades de otros elementos químicos combinados con hidrógeno, resultando en compuestos tales como amoníaco, metano y fosfamina. Debido a que Saturno es más frío que Júpiter, los compuestos más coloreados ocurren más abajo en la atmósfera y no son visibles; esto resulta en marcas mucho menos dramáticas, pero que son similares a las que se ven en Júpiter, tomando la forma de bandas con algunos puntos más pequeños. Los Anillos: Los anillos de Saturno fueron vistos primero por Galileo, pero fueron identificados como un sistema de anillos por Huygens en 1656. Por muchos años se pensó que Saturno era el único en tener un sistema de anillos, pero ahora sabemos que todos los planetas gaseosos mayores tienen sistemas de anillos, aún que ninguno es tan prominente como él de Saturno. Los anillos están divididos en varios anillos distintos, con brechas entre ellos. La brecha mayor fue descubierta por Cassini en 1675, pero ahora sabemos que el sistema de anillos tiene una estructura muy compleja. Los anillos están compuestos de muchas, muchas pequeñas partículas de cerca de 10 metros de diámetro. Se piensa que estas se originaron en un satélite, que chocó contra un planeta menor, y/o que se originaron de materia que estaba presente cuando los planetas se formaron. Los anillos de Saturno son muy reflectivos, y podrían estar compuestos por hielos como los que forman los cometas.
  15. 15. NEPTUNO Neptuno es el planeta más exterior de los gigantes gaseosos. Tiene un diámetro ecuatorial de 49,500 kilómetros (30,760 millas). Si Neptuno estuviera vacio, contendría casi 60 Tierras. Neptuno completa su órbita alrededor del Sol cada 165 años. Tiene ocho lunas, seis de las cuales fueron descubiertas por la nave Voyager . Un día de Neptuno tiene 16 horas y 6.7 minutos. Neptuno fue descubierto el 23 de Septiembre de 1846 por Johann Gottfried Galle , del Observatorio de Berlín, y Louis d'Arrest, un estudiante de astronomía, a través de predicciones matemáticas realizadas por Urbain Jean Joseph Le Verrier. Los dos tercios interiores de Neptuno están compuestos por una mezcla de roca fundida, agua, amoniaco y metano líquidos. El tercio exterior es una mezcla de gases calientes compuestos por hidrógeno, helio, agua y metano. El metano da a las nubes de Neptuno su característico color azul. Neptuno es un planeta dinámico con varias manchas grandes y oscuras que recuerdan las tormentas huracanadas de Júpiter . La mayor de las manchas, conocida como la Gran Mancha Oscura , tiene un tamaño similar al de la Tierra y es parecida a la Gran Mancha Roja de Júpiter. La nave Voyager reveló una pequeña nube, de forma irregular, moviéndose hacia el este que recorre Neptuno en unas 16 horas. Este scooter o patinete , así ha sido apodada, podría ser un penacho volcánico que asoma por encima de la capa de nubes. Se han observado en la atmósfera alta de Neptuno, brillantes nubes alargadas, similares a los cirros de la Tierra. A bajas latitudes norte, la nave Voyager capturó imágenes de bancos de nubes que proyectaban su sombra sobre las capas de nubes inferiores. Los vientos más fuertes medidos en cualquiera de los planetas del sistema solar son los de Neptuno. La mayor parte de estos vientos soplan en dirección oeste, en sentido contrario a la rotación del planeta. Cerca de la Gran Mancha Oscura, los vientos soplan casi a 2,000 kilómetros (1,200 millas) por hora. Neptuno posee un conjunto de cuatro anillos estrechos y muy tenues. Los anillos están compuestos por partículas de polvo, que podrían originarse en los choques de pequeños meteoritos con las lunas de Neptuno. Desde los telescopios situados en la superficie terrestre los anillos aparecen como arcos pero desde el Voyager 2 los arcos se convierten en manchas brillantes o racimos de manchas en el sistema de anillos. La causa exacta de estos brillantes racimos es desconocida. El campo magnético de Neptuno, como el de Urano , está bastante inclinado, 47 grados respecto al eje de rotación y desplazado al menos 0.55 radios (unos 13,500 kilómetros o 8,500 millas) del centro físico. Comparando los campos magnéticos de los planetas, los investigadores piensan que la extrema orientación podría ser característico de los flujos en el interior del planeta y no el resultado de la inclinación del propio planeta o de cualquier posible inversión de los campos en ambos planetas.
  16. 16. CINTURON DE KUIPER                                Objeto 1993 SC Ésta imagen muestra una pequeña parte de las fotos del descubrimiento del 1993 SC, uno de los objetos más brillantes del Cinturón Kuiper-Belt hasta ahora descubiertos. Fué tomada usando el Telescopio de 2.5 metros Isaac Newton en La Palma por Alan Fitzsimmons, Iwan Williams y Donal O'Ceallaigh el 17 de Septiembre de 1994. Las dos imágenes están separadas por un tiempo de 4.6 horas, y al compararlas es claro que uno de los objetos se ha movido de la esquina superior izquierda al centro a un punto donde su imagen casi se mezcla con la de una galaxia distante. Éste movimiento lo señala como un miembro distante de nuestro sistema solar, mas allá del planeta Neptuno. Observaciones posteriores en el año pasado confirmaron que tiene actualmente 34.0 AU desde el sol; sin embargo, con una excentricidad orbital moderada de 0.18 podría viajar tanto como 48 AU. Asumiendo que el Objeto 1993 SC refleja la luz tal como otros asteroides primitivos y cometas en el exterior de nuestro sistema solar su diámetro es de casi 300 kilómetros (186 millas), o sólo un cuarto del tamaño de la luna Caronte de Plutón.                           La Detección hecha por el Hubble del Núcleo del Cometa Éste par de imágenes muestra uno de los objetos candidatos del cinturón de Kuiper Belt encontrados con el Telescopio Espacial Hubble. Se cree que el objeto es un núcleo helado de un cometa de varias millas de largo. Cada foto es una exposición de 5-horas de una parte del cielo cuidadosamente seleccionada tal que estuviese desprovista de un fondo de estrellas y galaxias que pudiesen ocultar al huidizo cometa. La imagen de la izquierda, tomada el 22 de Agosto de 1994, muestra al cometa candidato a objeto (dentro del círculo) incluido en el fondo. La imagen de la derecha, tomada en la misma región una hora y cuarenta y cinco minutos después, muestra que el objeto aparentemente se ha movido en la dirección y sentido predichos por el movimiento de un miemrbo del Cinturón Kuiper. La línea punteada en las imágenes es una posible órbita que está siguiendo éste cometa del Cinturón Kuiper. Una estrella (esquina inferior derecha) y una galaxia (esquina superior derecha) proveen un fondo de referencia estático. Además de ésto, otros objetos en la fotografía no se han movido durante éste tiempo, indicando que están fuera de nuestro sistema solar. (Crédito: A. Cochran, Universidad de Texas/NASA)
  17. 17. Estamos solos en el universo? <ul><li>En 1961, el radioastrónomo Frank Drake convocó la primera reunión del SETI ( Search for ExtraTerrestial Inteligence , o Búsqueda de Inteligencia Extraterrestre). Uno de los problemas que abordaron este grupo de científicos fue el cálculo del número de civilizaciones inteligentes en nuestra galaxia. Para ello, Drake, que por aquella época trabajaba en el National Radio Astronomy Observatory (Observatorio Nacional de RadioAstronomía) de Green Bank, West Virginia, propuso esta conocida ecuación: N = R * Fp * Ne * Fl * Fi * Fc * L </li></ul><ul><li>En esta ecuación, el resultado final (N- número de civilizaciones inteligentes) es el producto de varios factores: </li></ul><ul><li>N representa el número de civilizaciones que disponen de la tecnología necesaria para comunicarse a través del espacio (mediante ondas de radio). </li></ul><ul><li>R se corresponde con el ritmo de formación de estrellas apropiadas para la existencia de vida en nuestra galaxia (la Vía Láctea está formada por unos 300.000 millones de estrellas). </li></ul><ul><li>Fp representa la proporción de estrellas que tienen planetas orbitando a su alrededor (según Drake, la mitad de las estrellas podrían albergar planetas). </li></ul><ul><li>Ne indica el número de planetas adecuado para la vida por cada sistema planetario. </li></ul><ul><li>Fl se corresponde con el porcentaje de estos planetas en los que se desarrolla vida tal y como la conocemos (se necesita agua líquida y componentes orgánicos, principalmente). </li></ul><ul><li>Fi representa el porcentaje de estos planetas en los que se desarrolla vida inteligente (es difícil establecer un valor de este factor, ya que fueron necesarios varios miles de millones de años para que el ser humano llegara a desarrollarse y, además, nuestro caso es el único que conocemos). </li></ul><ul><li>Fc indica el porcentaje de civilizaciones que disponen de tecnología (una civilización inteligente sin tecnología avanzada - como la antigua Grecia o el Imperio Romano - no podría ser detectada, ya que no disponían de la capacidad de emitir señales en el espacio). </li></ul><ul><li>Por último, L corresponde al tiempo de vida de una civilización con capacidad de comunicación. A pesar de esto, la formulación de esta ecuación es sólo una estimación, es decir, un intento de proporcionar una cifra; el resultado varía ostensiblemente según las cifras introducidas en ella. Drake calculó que podía haber unas 10.000 civilizaciones en la Vía Láctea, es decir, distanciadas entre sí unos 500 o 1000 años-luz (actualmente se ha rastreado hasta los 100 años-luz a la redonda, aproximadamente). Usted mismo puede realizar una estimación sobre le existencia de vida inteligente en nuestra galaxia mediante esta &quot;calculadora&quot;. Introduzca los datos según su opinión y pulse sobre el botón Calcular para obtener su propia cifra: 9,78 m/s2 </li></ul>
  18. 18. Hay otras galaxias? El hallazgo, reportado en el número de 1o. de diciembre de la revista Astrophysical Journal , proporciona nueva información sobre cómo se formaron las primeras galaxias. Este objeto, llamado I Zwicky 18 ofrece un atisbo de cómo pudo haber lucido la Vía Láctea en sus principios. Esta galaxia bebé se las arregló para permanecer en estado embrionario como una nube fría de gas, compuesto por el hidrógeno y el helio primigenios, por la mayor parte de la evolución del universo. A medida que innumerables galaxias florecían por todo el cosmos, este capullo tardío no comenzó una formación estelar activa hasta unos 13 mil millones de años después del Big Bang, y tuvo su primer estallido estelar hace apenas 500 millones de años. Como está localizada a solamente unos 45 millones de años luz de distancia (mucho más cerca que otras galaxias jóvenes en la extensión de casi 14 mil millones de años luz del universo), I Zwicky 18 podría representar la única oportunidad que tengan los astrónomos para estudiar en detalle los componentes básicos de los cuales están formadas las galaxias. Todavía permanece en el misterio la razón por la cual el gas de esta galaxia enana, en contraste con el de otras galaxias, se tomó tanto tiempo (casi toda la existencia del universo) para colapsar bajo la influencia de la gravedad y formar sus primeras estrellas. I Zwicky 18, una galaxia bebé Descubren una galaxia infantil en un universo maduro. Utilizando el Telescopio Espacial Hubble, un científico de la Universidad de Virginia identificó lo que podría ser la galaxia más joven vista hasta ahora en el universo. De acuerdo a los estándares cosmológicos, es apenas una beba. Bautizada como I Zwicky 18 , podría tener apenas unos 500 millones de años. En comparación, nuestra galaxia, la Vía Láctea, es más de 20 veces más vieja; tiene unos doce mil millones de años de antigüedad, la edad típica de las galaxias que pueblan el universo.

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