Historia de la Astronomía: -----------------------------------------------------------------------
La Astronomía es la ciencia que trata de los astros, su localización, composición, estado físico y en especial las leyes que rigen sus movimientos. La Astronomía es la mas antigua de las ciencias. El hombre primitivo, en aquellos indefinidos momentos en que empezó a ser hombre, solo podía preocuparse del sostén y defensa de su vida, sin apenas tener una idea elemental de los grandes fenómenos naturales. Aun lo tenemos todavía, con pequeñas variantes en no pocas tribus del África y de la Oceanía. En aquella Astronomía primitiva, y no solo en ella, sino en la de tiempos posteriores relativamente avanzados, como durante las civilizaciones de los Caldeos, de los egipcios, de los griegos, de los romanos, y aun en la Edad Media, domino el criterio de las apariencias.
Este resultado es lógico: la Astronomía no se podía establecer sobre bases definitivas, completamente independientes del antropocentrismo, hasta que el hombre entrara en conocimiento de la objetividad mecánica de los fenómenos naturales. Esta misma inconsciencia científica existe todavía hoy en muchas gentes de las mas civilizadas naciones del mundo. Posteriormente, ignorando aun el hombre los principios de la Mecánica, y ateniéndose exclusivamente a lo que le dictaban los sentidos, es natural que supusiera la Tierra inmóvil, sostenida en el espacio por columnas o cadenas o flotando en un mar inmenso, mientras la esfera celeste consistía en una especie de bóveda o cúpula sólida en la cual estaban adheridos todos los astros.
Una de las complicaciones que resultaba de estos sistemas, era que había que suponer que los astros se movían por una serie de túneles que permitieran su paso por debajo de la Tierra. En Grecia, vemos a Anaximandro que considera a la Tierra cilíndrica, estando solamente habitada la base superior del cilindro. Anaximeno creía la Tierra apoyada sobre aire comprimido. Y Platón le daba la forma de un cubo. La Astronomía no fue nunca una actividad puramente contemplativa e inútil para la vida practica. Los problemas del calendario, del cálculo del tiempo o de la orientación en el campo y en el mar pertenecen a las bases mismas de nuestra cultura y civilización, y solo pueden resolverse mediante observaciones de los astros.
En aquellas épocas, al sol, la Luna y los planetas, que destacaban en el cielo por su aspecto llamativo o por su especial movimiento, se les considero como “divinidades astrales” que influían directamente en los acontecimientos de la Tierra (sequías, inundaciones, pestes, guerras, etc). El deseo de conocer con antelación los designios de las “divinidades astrales”, los llevo a estudiar cuidadosamente las trayectorias planetarias, así lograron avances en el conocimiento de la duración del año, del ciclo lunar y del movimiento de los planetas. En esta fase del desarrollo de la Astronomía, no existía aun preocupación alguna por la explicaron teórica del movimiento de los astros. El año 340 a.c. el filosofo griego Aristóteles, en su "libro de los cielos”, estableció dos buenos argumentos para creer que la tierra era redonda. En primer lugar se dio cuenta de que los eclipses lunares eran debido a que la Tierra se situaba entre el Sol y la Luna. La sombra de la Tierra sobre la Luna era siempre redonda. En segundo lugar, los griegos sabían, debido a sus viajes, que la estrella Polar aparecía mas baja en el cielo cuando se observaba desde el sur que cuando se hacia desde regiones las al norte. Los griegos tenían un tercer argumento a favor de que la Tierra era redonda ; ¿Por qué si no, ve uno primero las velas de un barco que se acerca en el horizonte, y solo después ve el casco? Aristóteles creía que la Tierra era estacionaria y que el sol, la Luna, los planetas y las estrellas se movían en orbitas circulares alrededor de ella. Esta idea fue ampliada por Ptolomeo en el siglo II d.c. hasta construir un modelo cosmológico completo, que ha pesar de sus inconsistencias fue ampliamente aceptado y adoptado por la Iglesia cristiana como la imagen del Universo, que estaba de acuerdo con las Escrituras.
Un modelo mas simple fue propuesto, en 1514, por un cura polaco, Nicolás Copernico. Al principio por miedo a ser tildado de hereje por su propia iglesia, hizo circular su modelo de forma anónima. Su idea era que el sol estaba estacionario en el centro y que la Tierra y los planetas se movían en orbitas circulares a su alrededor. Pero casi un siglo antes de que su idea fuera tomada verdaderamente en serio. Entonces dos astrónomos, el alemán Johannes Kepler y el italiano Galileo Galilei, empezaron a apoyar públicamente la teoría copernicana. El golpe mortal a la teoría aristotélico/ptolemaica llego en 1609. en ese año, Galileo comenzó a observar el cielo nocturno con un telescopio que acababa de inventar.
Descubrió que el planeta Júpiter estaba acompañado por varios pequeños satélites o lunas que giraban a su alrededor. Esto implicaba que no todo tenía que girar directamente alrededor de la tierra, como Aristóteles y Ptolomeo habían supuesto. Al mismo tiempo, Johannes Kepler había modificado la teoría de Copernico, sugiriendo que los planetas no se movían en círculos, sino en elipses.
Las predicciones se ajustaban ahora finalmente a las observaciones. En 1687, Isaac Newton postulo la ley de la gravitación universal, la cual preciso aún más las orbitas de los planetas e hizo descartar la idea de un modelo estático e infinito del universo. En 1929, Edwin Hubble hizo una observación crucial, de que donde quiera que uno mire, las galaxias se están alejando unas de otras, en otras palabras, el Universo se esta expandiendo, esto corroboraba que el universo no es estático. Finalmente con la Teoría de la Relatividad de Albert Einstein, se comprendió aun mas la estructura del Universo, se supo que la velocidad de la luz es lo único constante en el Universo y que el espacio/tiempo se curva en las proximidades de un cuerpo de gran masa.
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Los Egipcios:
El comienzo del año venia determinado por la salida heliacal de Sirio, la estrella principal de la constelación del Can Mayor, es decir, cuando Sirio sale por el Este justo antes que el sol, en su primera aparición en el amanecer después de su periodo de invisibilidad. Este acontecimiento coincidía originariamente con el inicio de la crecida del rio Nilo.
Observaron que estas salidas heliacales de Sirio, estaban separadas por 365 días, consiguieron establecer los egipcios, en el milenio IV a.c., un buen calendario solar que constaba de 12 meses de 30 días cada uno y de 5 días festivos extra. Pero este calendario civil resultaba ser demasiado corto en un cuarto de día, y así las estaciones avanzaban mas o menos un día cada 4 años, hasta que, al cabo de un ciclo de 1 460 años las estaciones volvían a ser sincronizadas con el calendario (periodo sothiaco).
De ahí se dedujo que la verdadera duración del año era de 365,25 días. A partir del 238 a.c. se agrego por eso a cada cuatro años un día intercalado.Los Mayas
Conocieron desde el IV milenio a.c. un desarrollo astronómico muy polifacético. Muchas de sus observaciones han llegado hasta nuestros días, se conocían con gran exactitud las evoluciones sinódicas de los planetas, la peridiocidad de los eclipses, etc.
Su aproximación a la orbita exacta de Venus daba un error de un día en 6 000 años. Sus tablas de eclipses se remontaban cientos de años atrás, y preveían con exactitud los que habrían de suceder después de cientos de años. En sus códices se estudian las orbitas de Marte, Júpiter y sus lunas, Mercurio, Saturno, Venus, la Luna, la Estrella polar y las constelaciones de Orión, Géminis y las Pléyades. Además establecen los puntos de referencia de los planetas entre si e incluso sus respectivas posiciones respecto a la Tierra.
Los mayas operaban con dos calendarios simultáneamente: el Tzolkin o año sagrado, año de los dioses, y el Haab, o año terreno, necesario para conocer las estaciones del año y de la agricultura. Un ciclo del calendario maya puede tener 52 años terrenos con 365 días o 73 años deificos con 260 días.
Para ajustar la duración de su calendario a la orbita real de la Tierra (lo que nosotros hacemos añadiendo un día cada 4 años), los mayas añadían 13 días cada 52 años, para restar después 25 días cada 3172 años. Esto daba por resultado el calendario mas preciso del mundo.
Después de muchos estudios y discusiones científicas, se ha establecido como el día de inicio del calendario maya el 11 de agosto de 3 114 a.c.Los Babilónicos
Los inicos de la astronomía babilónica se remontan al tercer milenio a.c. Como muestra de la precisión de muchos de sus datos astronómicos vamos a dar algunos ejemplos: La duración media entre dos fases lunares iguales es de 29,530594 días. El valor moderno es de 29,530589 días. El calculo para la revolución sinódica de los planetas, es decir, el tiempo entre dos posiciones similares con respecto a la Tierra, también fue muy preciso; en el caso de Venus 583,91 días en lugar de 583,92 días: para Marte 779,995 días en lugar de 779,94 días, hay que tener en cuenta que las revoluciones siempre son sometidas a perturbaciones, que eran diferentes hace 2 o 3 mil años. La observación babilónica de un eclipse de Sol total, se remonta al 15 de junio del 763 a.c. Los babilónicos recurrieron en principio al ciclo lunar para confeccionar un calendario. Cada 12 meses de 30 días componían un año. Para absorber el desfase respecto a la duración real del año solar, se agregaba de vez en cuando un mes mas. A partir de 383 a.c. se previeron 7 meses intercalares cada 19 años (año lunisolar). Las constelaciones mas importantes recibieron ya sus nombres en el tercer milenio a.c. La Astronomía moderna adopto la mayoría de los nombres babilónicos para las constelaciones del zodiaco.Los Chinos
Al igual que en Babilonia, el antiguo calendario chino de principios del siglo II a.c. es un año lunisolar con ciclos bisiestos de 19 años.
La obra “Calendario de 3 ciclos”, aparecida hacia el principio de nuestra era y cuyo autor es Liu Hsin, describe la historia de la Astronomía china desde el tercer milenio a.c.
El estudio de los planetas y de la Luna no estuvo hasta el siglo I a.c. en condiciones de proporcionar predicciones exactas, según estos cálculos hacia falta 23 639 040 años para que los planetas entonces conocidos ocuparan otra vez la misma posición relativa.
La antigua Astronomía estelar china difiere mucho de la babilónica y de la occidental. El ecuador celeste se dividía en 28 “casas” y el número de constelaciones ascendía a 284.. . .
Eudoxio: (409-356 a.c.) Discípulo de Platón, intentó representar los movimientos planetarios mediante un complejo sistema de 27 esferas móviles con centro en la Tierra. Los cuerpos celestes eran inmutables y perfectos. Aristóteles incorporó estas nociones a su sistema de Universo, con el cual trató de explicar todos los fenómenos.
La teoría de que las estrellas se movían en torno de la tierra fue mejorada por Ptolomeo de Alejandría. A Eudoxio también se le atribuye la invención del Cuadrante Solar Horizontal.
En sus viajes por Grecia y Egipto observó la salida de nuevas constelaciones por el sur, en tanto otras desaparecían por el norte. Fue autor de una obra sobre la esfera celeste.Claudio Ptolomeo: De origen griego, autor de una celebre composición matemática y de Almagesto, obra que coloca a la Tierra en el centro del Universo, esta teoría tuvo vigencia desde el siglo II hasta el año 1543, con la teoría de Copernico.
Nicolas Copernico: Polaco, demostró que los planetas giran alrededor del Sol y tienen movimientos de rotación y de traslación. Su obra fundamental acerca de las revoluciones del mundo celeste, fue condenada herética y correspondió a Galileo reivindicarla ochenta años después. Copernico es el fundador de la Astronomía moderna.
Galileo Galilei: Matemático, físico y astrónomo italiano, nacido en Pisa (1563-1642), fundo el método experimental. Observando una lámpara colgante descubrió la Ley del Isocronismo de las pequeñas oscilaciones, prontamente aplicada a la regularización de relojes. Inventó el termómetro y la balanza hidrostática, anticipó las leyes de la gravedad, estableció los principios de la dinámica moderna y construyó el primer telescopio astronómico en Venecia (1609), con el que descubrió las primeras manchas solares, el anillo de Saturno, cuatro satélites de Júpiter, las vibraciones de la Luna, etc.
Por estas observaciones aceptó el sistema de Copernico (heliocéntrico), que había sido condenado por herético. Se vio obligado a abjurar ante la Inquisición (1633). En 1632 reunió en un libro las pruebas de su sistema.Tycho Brahe: (1546-1601) Astrónomo danés. Bajo la protección del Rey Federico II construyo un observatorio con los mejores instrumentos de la época, pudiendo realizar numerosas observaciones de posiciones planetarias.
Elaboró una teoría cosmologica intermedia entre las concepciones de Ptolomeo y Copernico, tratando de perfeccionar el sistema geocéntrico situando a la Tierra en el centro del Universo con el Sol girando alrededor de la Tierra, pero con los otros planetas girando alrededor del Sol.
Puso su tremenda habilidad y destreza mecánica al servicio de la comprobación de sus modelos astronómicos, dedicándose a hacer un mapa exacto de la posición de las estrellas fijas, así como a determinar las posiciones aparentes de los planetas vistos desde la Tierra en el transcurso de un gran periodo de tiempo. Con gran paciencia recopiló todas estas observaciones en sus famosas tablas o registros, cuya exactitud, pese a los rudimentarios elementos que usó, son hasta hoy en día, motivo de admiración para los estudiosos.
Kepler, discípulo de Tycho Brahe, contrastaba con él, ya que creía fundamentalmente en el poder de las matemáticas. Es mas, estaba convencido de que el mundo había sido creado de acuerdo a una pauta.
Al morir Tycho Brahe, Kepler dedicó su vida al análisis de sus tablas astronómicas y dedujo las tres Leyes del Sistema Planetario.Johann Kepler: Astrónomo alemán, enuncio las famosas Leyes de Kepler: Las orbitas planetarias son elípticas en las que el Sol ocupa uno de los focos. La recta ideal que une el Sol y el planeta barre áreas iguales en tiempos iguales. Los cuadrados de los tiempos de las revoluciones planetarias son proporcionales a los cubos de los ejes mayores de las orbitas.
Estudio en la Universidad de Wurtemberg. Asistente en Praga del astrónomo danés Tycho Brahe, heredó su observatorio. Siguió durante ocho años la orbita de Marte y extrajo deducciones que publico en sus obras Misterio Cosmográfico, Nueva Astronomía y Armonías del Mundo. Sus trabajos sobre óptica permitieron perfeccionar las lentes.
Isaac Newton: (1642-1727) Matemático, físico y astrónomo ingles. Fue alumno y luego profesor en Cambridge. Hacia 1665 descubrió la Ley de la Gravitación Universal al ver caer una manzana de un árbol, fenómeno que atribuyo a la atracción terrestre, pero retraso veinte años su publicación a causa de que no podía calcular la atracción de la Tierra, debido a una estimación errónea del radio terrestre.
Calculó la fuerza que mantiene a la Luna en su orbita. Abandonó sus estudios astronómicos y se dedico a la Matemática.
Demostró que la luz blanca esta formada por varios colores (1669) y al parecer realizo el primer telescopio de reflexión (1671).
En 1683 comenzó a escribir su obra fundamental, que le demando cuatro años de trabajo. Así nacieron en 1687 sus Principios Matemáticos de la Filosofía Natural, en los que apoyado en la Mecánica de Galileo y las Leyes de Kepler, formuló la Ley de la Gravitación Universal. De la Ley de Atracción entre dos cuerpos cualesquiera (en razón directa de sus masas e inversa al cuadrado de su distancia) dedujo las Leyes de Kepler sobre los planetas. Calculó las masas planetarias, estableció las trayectorias de los cometas, identificó el peso de los cuerpos terrestres con la fuerza que gobierna los astros, comparó el movimiento de los proyectiles con el de los satélites, explico las mareas oceánicas por la atracción de la Luna y el Sol. Los principios fueron una síntesis magistral de la mecánica celeste constituyeron la base de la creencia moderna.
Fue enterrado en la abadía de Westminster.Cassini: (1625-1712) Astrónomo italiano, centró sus observaciones en los planetas, descubrió cuatro satélites de Saturno y la división de sus anillos. También diseño las tablas de los satélites de Júpiter.
Christian Huygens: (1629-1695) Astrónomo, matemático y físico holandés. Formuló la Teoría Ondulatoria de la Luz, autor de notables investigaciones sobre la refracción. Inventó el muelle espiral para los relojes. Descubrió la mayor luna de Saturno, Titán, y la verdadera naturaleza de sus anillos.
Olaus Roemer: (1644-1710) Astrónomo danés. Fue el primero en medir la velocidad de la luz al estudiar los movimientos y los eclipses de los satélites de Júpiter.
Edmundo Halley: (1657-1742) Astrónomo ingles. En 1678 publico el Catalogo de Estrellas del Hemisferio Sur, en el que consigna la existencia de los conglomerados de Centauro y Hércules. Observó el paso de Mercurio por delante del Sol y calculó la orbita del cometa que lleva su nombre, que la recorre en 76 años.
James Bradley: (1693-1762) Astrónomo ingles, realizó numerosas observaciones de las posiciones de las estrellas. En su intento por determinar la paralaje de algunas estrellas descubrió los fenómenos de la aberración de la luz y la mutación del eje terrestre, que explica la precesion de los equinoccios (1741).
Jose Luis Lagrange: (1736-1813) Matemático, físico y astrónomo francés. Formuló la teoría de las libraciones de la Luna y la de los satélites de Júpiter. Analizo el problema de la atracción de los tres cuerpos: Sol, planeta y satélite, de gran complejidad.
William Herschel: (1738-1822) Astrónomo ingles de origen alemán. Construyó un gigantesco telescopio que le permitió realizar numerosas observaciones.
Descubrió el planeta Urano, dos de sus satélites y dos de Saturno. Con él, comenzó el conocimiento de las galaxias y nebulosas. Dedujo que muchas estrellas dobles estan unidas por lazos de atracción, y el movimiento del Sol en el espacio.
Su hijo John (1792-1871) creó el análisis espectroscópico y descubrió las radiaciones infrarrojas.Pierre Simón Laplace: (1749-1827) Astrónomo, físico y matemático francés. Autor de numerosos estudios sobre los movimientos de la Luna, Júpiter y Saturno. Enunció la invariabilidad de los ejes mayores de las orbitas planetarias, la teoría de los satélites de Júpiter. Inventor del sistema cosmológico que lleva su nombre y de la teoría del origen del sistema planetario, a través de sus obras Mecánica Celeste y sistema del Mundo. Realizó un gran aporte a la solución de ecuaciones diferenciales a través de su famosa Transformada de Laplace.
Federico Bessel: (1784-1846) Astrónomo alemán, determinó por primera vez la distancia entre varias estrellas y la Tierra.
Jean Joseph Le Verrier Urbain: (1811-1877) Matemático y astrónomo francés. Descubrió sólo mediante calculo matemático la existencia de Neptuno.
Pedro Julio César Janssen: (1824-1907) Astrónomo y físico francés. Descubrió un procedimiento para observar las protuberancias solares sin necesidad de esperar los eclipses. Descubrió la corona solar.
William Huggins: (1824-1910) Astrónomo ingles, revolucionó la Astronomía al aplicar el método espectroscópico al estudio de las nebulosas. También utilizó la fotografía en la espectroscopia estelar. Midió las velocidades radiales de las estrellas. Son importantes sus observaciones espectroscópicas de cometas y novas.
Albert Einstein: (1879-1955) Físico y matemático norteamericano de origen alemán. Aunque no fue astrónomo, su teoría de la Relatividad (1916) revolucionó a la Astronomía del siglo XX, al demostrar la equivalencia entre inercia y gravitación, y estableciendo las relaciones entre espacio, tiempo, materia, energía, gravitación e inercia.
Eddington Sir Arturo Stanley: (1882-1944) Astrónomo y matemático francés, determinó la masa, temperatura y constitución de muchas estrellas.
Alexander Fridman: (1888-1925) Matemático y físico ruso nacido en San Petersburgo. Formulo dos suposiciones simples para explicar la naturaleza dinámica del Universo: Que el Universo parece el mismo desde cualquier dirección desde la que se le observe, y que ello también sería cierto si se le observara desde cualquier otro lugar. Friedman aporto un modelo para explicar el el comportamiento del Universo, en el cual se expande lo suficientemente lento para que la atracción gravitatoria entre las diferentes galaxias sea capaz de frenar y finalmente detener la expansión.
Georges Henry Lemaitre: (1894-1966) Astrofísico y matemático belga. Investigó las teorías de la Relatividad General y sobre su aplicación a la expansión del Universo. Introduce el concepto de Big Bang.
Edwin Hubble: (1889-1953) Astrónomo norteamericano. Descubrió que el Universo esta organizado en galaxias de muchas formas y tamaños, y que se están separando entre sí, sentando las bases para el estudio de la edad del Universo. Enunció la Ley de Hubble, que se refiere a la relación entre distancias y velocidad de retirada de las galaxias, pudiendo así realizar cálculos del tiempo. Su teoría del Universo en expansión se complementa con la teoría de la relatividad de Einstein y se convirtió en la fuente de la teoría del Big Bang.
Clyde Tombaugh: (1906-1997) Astrónomo norteamericano nacido en Illinois. Descubre al planetoide Plutón el 18 de Febrero de 1930 tras largas noches de trabajo continuo. Descubrió además algunos cúmulos estelares, dos cometas decenas de asteroides y el supercúmulo de galaxias que va desde Andrómeda hasta Perseo. Para la fecha de su retiro ya había confirmado el período de rotación de Mercurio sobre su eje, determinando la naturaleza de vórtice La Gran Mancha Roja de Júpiter.
Alan Guth: Enunció la teoría del Universo Inflacionario. En la que sostiene que el Universo sufrió un crecimiento hiperexplosivo en la primera fracción de segundo, luego, la parte visible, de dimensiones subatómicas, se expandió de un Universo muchísimo más hinchado y finalmente siguió expandiéndose y enfriándose a un ritmo mas moderado.
Stephen Hawking: Nacido el 8 de enero de 1942 en Oxford. Físico teórico británico, es conocido por sus intentos de aunar la Relatividad General con la Teoría Cuántica y por sus aportaciones íntegramente relacionadas con la cosmología. En 1979 ocupa el puesto de Profesor Lucasiano de Matemáticas en la Universidad de Cambridge, puesto que alguna vez ocupo Isaac Newton.
Contrae un virus que le provoca la lenta destrucción de su sistema nervioso central que se traduce en la pérdida de las funciones locomotoras. Sin embargo la enfermedad no afecta el intelecto, el profesor Hawking a publicado libros de divulgación científica como su éxito de ventas Historia del Tiempo, Agujeros Negros Universos bebes y otros ensayos y El Universo en una Cáscara de Nuez.. . .
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Nuestro lugar en el universo es un pequeño planeta que gira alrededor de una estrella mediana, ubicada en el brazo de una enorme galaxia, una más de las incontables que se encuentran dispersas en el universo. Desde nuestro mundo natal (el único lugar donde podemos asegurar que existe vida), miramos el espacio y contemplamos las maravillas del cosmos. Cerca de la Tierra se encuentran los planetas y demás cuerpos del sistema solar, orbitando nuestro fecundo y familiar Sol; mucho más lejos se distinguen las otras estrellas de nuestra galaxia, algunas brillantes y calientes, otras diminutas y pálidas. Podemos observar nubes de gases de donde surgen las estrellas y percibir extraños fenómenos que indican el enigmático vacío que han dejado las estrellas muertas en violentos cataclismos; también vemos lagunas lácteas que señalan la posición de otras galaxias y, forzando hasta sus límites los instrumentos astronómicos, los científicos investigan los misterios fundamentales: cómo pudo haberse iniciado el universo y cuál podría ser su fin.
Tiene una edad aproximada de 4500 millones de años, esto es sólo, un tercio de la edad del Universo, y la presencia de elementos muy pesados, tanto en la corteza terrestre como en la fotosfera del Sol, se debe a residuos de supernovas que han explotado en tiempos anteriores. El Sistema Solar es un conjunto de astros, minúsculo en el marco del Universo, pero de grandes dimensiones para nuestras proporciones humanas, compuesto por nueve planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón (Nota: Plutón dejó de ser considerado planeta en Agosto del 2006 tras un acuerdo de la comunidad astronómica internacional) y se mantienen unidos por la atracción del Sol, que se sitúa aproximadamente en el centro. También integran el sistema satélites de los planetas, unos 50 mil asteroides, millones de meteoritos y unos 100 mil millones de cometas y, por supuesto, el medio interplanetario. A continuación un cuadro con la composición porcentualmente del Sistema Solar:
Sol 99,85% Planetas 0,135% Cometas 0,01% Satélites 0,00005% Asteroides 0,0000002% Meteoros 0,0000001% Medio Interplanetario 0,0000001% El Sol tiene luz propia, los planetas y satélites brillan sólo porque reflejan esa luz. Cada planeta, satélite, asteroide, etc tiene 2 movimientos principales: Movimiento de rotación.- Es el giro alrededor de su propio eje, el eje es una linea imaginaria que pasa por el centro del astro. Movimiento de traslación.- es el giro alrededor del Sol, a través de un largo camino, en forma elíptica, que se llama órbita. Aparte de estos movimientos, todo el Sistema Solar, viaja alrededor del centro de la galaxia a una velocidad de 280 Km por segundo y tarda 225 millones de años en dar una vuelta completa. Los planetas orbitan al Sol en o cerca del mismo plano que se conoce como eclíptica, todos giran alrededor del Sol en dirección contraria a las manecillas del reloj.
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Es el factor y fuente de energía del Sistema Solar. Es nuestra estrella más cercana, está a una distancia media de la Tierra de 150 millones de kilómetros (está medida constituye la “unidad astronómica” U.A.), con mínima (perihelio) y máxima (afelio) distancias de 147.097.800 Km y 152.098.200 Km, respectivamente.
Es el cuerpo más grande del Sistema Solar, se necesitarían 109 tierras para completar el disco solar; y para colmar su inmenso volumen entrarían más de 1,3 millones de planetas Tierra, sin embargo, el Sol, esta clasificado como una estrella enana amarilla, del tipo espectral G2. Su composición general es: un 90% de hidrógeno, 8% de helio y un 2% de otros elementos como oxígeno, carbono, nitrógeno, neón, hierro, etc.
La capa exterior visible del Sol se llama “fotosfera”, donde alcanza una temperatura de 6000°C; es aquí donde aparecen las llamadas “manchas solares”, cuyo diámetro oscila entre 1500 y 150000 Km, producto de las turbulentas erupciones de energía. La estructura interna consiste en un núcleo rico en helio con una temperatura en el centro de 15000000°C y la presión es de 340 billones de veces la presión de la atmósfera en la Tierra al nivel del mar. Tales presiones son las que producen las reacciones nucleares que originan la fusión del hidrógeno para formar helio, al mismo tiempo se genera la energia, que es liberada en forma de violentos rayos gamma a la superficie del Sol, que se halla a unos 480 000 Km arriba, en un proceso conocido como convección, en el que se liberan luz y calor.
Sobre la fotosfera se encuentra la cromosfera, que tiene una profundidad de 6500 Km en la densa atmósfera del Sol, que casi es hidrógeno puro. Las fáculas y destellos se levantan a la cromosfera. Las fáculas son nubes de hidrógeno brillantes y luminosas que se forman sobre las zonas donde aparecen las manchas solares. Los destellos son filamentos brillantes de gas caliente y aparecen de las regiones de manchas solares, que son depresiones oscuras con una temperatura de 4 000°C, tienen un periodo de duración desde horas hasta de unos meses. El ciclo solar es de 11 años, que es cuando aparecen el mayor número de manchas solares.
La corona es la parte exterior de la atmósfera del Sol, es poco brillante y visible cuando se producen eclipses totales de Sol. Es en la corona donde aparecen las prominencias, que son inmensas nubes de gas resplandeciente que erupcionan desde la parte superior de la cromósfera.
Las altísimas temperaturas de la corona origina una dilución de la atmósfera exterior en el espacio, que se denomina “viento solar”, este se filtra a través de todo el Sistema Solar.
Estadística del Sol
Masa(Kg) 1,9889*1030 Radio ecuatorial(Km) 696 070 Densidad(g/cm3) 1,408 Periodo rotacional ecuatorial(días) 25,38 Periodo rotacional en los polos(días) 36,55 Velocidad de escape(Km/s) 618,02 Luminosidad(ergios/s) 3,827*1033 Magnitud(Vo) -26,8
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Introducción: Mercurio recibió este nombre de los romanos por el mensajero de pies alados de los dioses ya que parecía moverse más rápido que ningún otro planeta. Es el planeta más cercano al Sol, y el segundo más pequeño del Sistema Solar. Su diámetro es un 40% más pequeño que la Tierra y un 40% más grande que la Luna. Es incluso más pequeño que la luna de Júpiter, Ganimedes o la luna de Saturno, Titán.
Se encuentra a una distancia aproximada del Sol de 58 millones de km, tiene un diámetro de 4.875 km, su volumen y su masa son semejantes a los de la Tierra y su densidad media es aproximadamente igual a la de la Tierra. Mercurio orbita alrededor del Sol cada 88 días (año del planeta). Los estudios de radar del planeta muestran que gira sobre su eje una vez cada 58,7 días o cada dos terceras partes de su periodo orbital; por tanto, gira una vez y media sobre su eje durante cada periodo orbital. Dado que su superficie es abrupta, porosa y de roca oscura.
Si un explorador pudiese poner sus pies en la superficie de Mercurio, descubriría un terreno muy parecido a la superficie lunar. Las colinas redondeadas y cubiertas de polvo de Mercurio han sido erosionadas por el constante bombardeo de meteoritos. Las fallas se levantan varios kilómetros en altura y se prologan cientos de kilómetros. Los cráteres recubren la superficie. El explorador notaría que el Sol parece dos veces y media más grande que en la Tierra; sin embargo, el cielo estás siempre negro debido a la falta de una atmósfera suficiente para provocar la dispersión de la luz. A medida que el explorador recorra el espacio con su vista, podría ver dos brillantes estrellas. Una con aspecto cremoso, Venus y la otra de color azul, la Tierra.
Recién entre 1974 y 1975 (sobrevuelos de la sonda espacial Mariner 10 sobre Mercurio) se pudo conocer más sobre el planeta debido a las dificultades de observación que tienen los telescopios de la Tierra. Las fotografías del planeta lo muestran muy parecido a la Luna, con una superficie llena de cráteres; sus temperaturas podían ser de 430 ºC en el lado iluminado por el Sol y de -180 ° C en el lado oscuro. La Mariner 10 detectó también un campo magnético con una fuerza del 1% del de la Tierra. La superficie de Mercurio, a diferencia de la de la Luna, está atravesada por grandes fracturas quizá procedentes del periodo de contracción que experimentó en sus primeros tiempos, cuando el planeta se enfrió. En su máxima elongación está a solo 28 grados del Sol tal como se puede ver desde la Tierra. Debido a esto, solo puede ser observado durante el ocaso o en horas diurnas, atravesando una masa considerable de la atmósfera terrestre.
En 1991 radiotelescopios terrestres de gran potencia revelaron señales de enormes extensiones de hielo en las regiones polares de Mercurio que la Mariner 10 no había cubierto.
En la década de 1880, Giovanni Schiaparelli realizó un dibujo que recogía algunas características tenues de Mercurio. Determinó que Mercurio debía estar anclado por las mareas al Sol, tal como lo está la Luna a la Tierra. En 1962, los radioatrónomos estudiaron las emisiones de radio procedentes de Mercurio y determinaron que el lado oscuro estaba demasiado caliente para que existiese este anclaje mareal. Debería estar mucho más frío si nunca se enfrentaba a los rayos del Sol. En 1965,Pettengill y Dyce determinaron el período de rotación de Mercurio en 59 +/- 5 días a partir de las observaciones por radar. Más tarde, en 1971, Goldstein refinó el período de rotación hasta los 58,65 +/- 0,25 días utilizando también observaciones por radar. Después de la observación cercana por la nave espacial Mariner 10, el período se estableció en 58,646 +/- 0,005 días.
Aunque Mercurio no está anclado por las mareas al Sol, su período rotacional está relacionado con su período orbital. Mercurio rota sobre si mismo una vez y media en cada órbita. Debido a esta relación 3:2, un día de Mercurio (de un amanecer a otro amanecer) dura 176 días terrestres.
Durante el pasado lejano de Mercurio, su período de rotación podría haber sido más rápido. Los científicos especulan que su rotación podría haberse realizado en tan sólo 8 horas, pero durante millones de años ha disminuidodebido a las mareas solares. Un modelo de este proceso indica que tal desaceleración podría tardar 109 años y aumentaría la temperatura interior del planeta unos 100 grados Kelvin.
La mayor parte de los hallazgos científicos proceden de la nave espacial Mariner 10 que fue lanzada el 3 de Noviembre de 1973. Pasó por las cercanías del planeta el 29 de Marzo de 1974 a una distancia de 705 kilómetros desde la superficie. El 21 de Septiembre de 1974 pasó por segunda vez cerca del planeta y el 16 de Marzo de 1975 lo hizo una tercera vez. Durante estas visitas, se realizaron mas de 2.700 fotografías, que cubren el 45% de la superficie de Mercurio. Hasta esa fecha los científicos no habían llegado a sospechar siquiera que Mercurio posía campo magnético. Pensaban que como era pequeño, su núcleo no se podía haber solidificado hace mucho tiempo. La presencia de un campo magnético indica que el planeta tiene un núcleo de hierro que esta al menos parcialmente fundido. Los campos magnéticos son generados por la rotación de un núcleo fundido conductivo en un proceso que recibe el nombre de efecto dínamo.
La Mariner 10 nos mostró que Mercurio posee un campo magnético que es el 1% del campo magnético terrestre. Este campo magnético está inclinado unos 7 grados respecto al eje de rotación de Mercurio y produce magnetosfera alrededor del planeta. La fuente de este campo magnético es desconocida. Podría deberse a un núcleo de hierro parcialmente fundido situado en el interior del planeta. Otra fuente del campo podría ser la magnetización remanente de las rocas con hierro en su composicóin que fueron magnetizadas por un campo mágnetico más potente durante los años de juventud del planeta. A medida que el planeta se enfrió y solidificó la magnetización remanente se conservó.
Incluso antes de la Mariner 10, ya se sabía que Mercurio tenía una densidad elevada. Su densidad es 5,44 g/cm3 que es comparable a la densidad terrestre de 5,52 g/cm3. En un estado sin compresión, la densidad de Mercurio es de 5,5 g/cm3 mientras que la de la Tierra sólo llega a los 4,0 g/cm3. Esta alta densidad indica que el planeta está compuesto en un 60 a 70 por ciento por metales pesados y un 30% por silicatos pesado. Esto da lugar a un núcleo que ocupa el 75% del radio del planeta y tiene un volumen igual al 42% del volumen total del planeta.
Los estudios espectroscópicos de Mercurio nos muestran una tenue atmósfera que contiene sodio y potasio; en apariencia, sus átomos proceden de la corteza del planeta. Sus colisiones con otros planetas de nueva formación en los orígenes del sistema solar pudieron despojarle de los materiales más ligeros, lo que explica la relativamente alta densidad de Mercurio. La fuerza de gravedad de la superficie del planeta es más o menos una tercera parte de la de la Tierra.
La superficie de Mercurio : Las imágenes enviadas a la Tierra por la nave espacial Mariner 10 muestran un mundo que recuerda a la Luna. Está recubierto por cráteres, contiene grandes cuencas de anillos múltiples, y muchos ríos de lava. Los cráteres van desde los 100 metros (tamaño más pequeño que se puede diferenciar en las imágenes de la Mariner 10) hasta los 1.300 kilómetros. Aparecen en varios estados de preservación. Algunos son jóvenes con bordes abruptos y brillantes rayos que se alejan de ellos. Otros están muy degradados, con bordes que han sido suavizados por el bombardeo de meteoritos. El cráter más grande de Mercurio es la Cuenca Caloris. Una cuenca segun Hartmann y Kuiper (1962) esta definida como una "gran depresión circular con diferentes anillos concéntricos y alineaciones radiales". Otros consideran que cualquier cráter superior a los 200 kilómetros es una cuenta. La Cuenca Caloris tiene 1.300 kilómetros de diámetro, y fue causada probablemente por proyectiles que superaban los 100 kilómetros de sección. El impacto dio lugar a anillos montañosos concéntricos con alturas de tres kilómetros y enviaron su eyecciones hasta los 600 u 800 kilómetros sobre la superficie del planeta. (Otro buen ejemplo de cuenca con anillos concéntricos es la Región Valhalla en la luna de Júpiter, Calisto) Las ondas sísmicas producidas por el impacto en Caloris se enfocaron en el otro lado del planeta, dando lugar a una región de terreno caótico. Después del impacto el cráter se llenó parcialmente por ríos de lava.
Mercurio está marcado por grandes acantilados curvos o escarpaduras lobulares que fueron aparentemente formados a medida que Mercurio se enfriaba y se encogía en tamaño varios kilómetros. Esta reducción de tamaño produjo una corteza arrugada con farallones de varios kilómetros de altura y cientos de kilómetros de longitud. La mayor parte de la superficie de Mercurio está cubierta por llanuras. Muchas de ellas son viejas y están llenas de cráteres, pero algunas más jóvenes tienen menos cráteres. Los científicos han clasificado estas llanuras como llanuras intercráter y llanuras suaves. Las primeras están menos saturadas de cráteres y estos tienen diámetros inferiores a los 15 kilómetros. Estas llanuras fueron formadas probablemente cuando los ríos de lava sepultaron el terreno antiguo. Las llanuras suaves son más jóvenes todavía con menos cráteres. Estas últimas se pueden encontrar alrededor de la cuenca Caloris En algunas zonas se pueden ver parches de lava lisa que recubren los cráteres. La historia de la formación de Mercurio es similar a la de la Tierra. Hace unos 4.500 millones de años se formó el planeta. Esta fue una época de intenso bombardeo de los planetas a medida que recolectaban el material y los restos de la nebulosa de la que se formaron. En una etapa temprana de esta formación, Mercurio probablemente se diferenció en un denso núcleo metálico y una corteza de silicatos. Despues de un período de intenso bombardeo, la lava corrío por la superficie del planeta y recubrió la antigua corteza. Alcanzado este punto, la mayor parte de los residuos de la nebulosa original habían sido barridos ya y Mercurio entró en un período de bombardeo más ligero. Durante este período se formaron las llanuras intercráteres. Luego Mercurio se enfrió. Su núcleo se contrajo dando lugar a su vez a la rotura de la corteza y originando la aparición de prominentes escarpes lobulares. Durante la tercera etapa, la lava anegó las tierras bajas y produjo las llanuras suaves. Durante la cuarta etapa el bombardeo de micrometeoritos produjo una superficie pulverulenta también conocida como regolito. Unos pocos meteoritos de mayor tamaño chocaron contra la superficie produciendo brillantes cráteres con radios. Salvo por las ocasionales colisiones de algún meteorito, la superficie de Mercurio ya no está activa y permanece como estaba hace millones de años.
¿Puede existir agua en Mercurio?: Podría parecer que Mercurio no puede poseer agua bajo ninguna forma. Tiene una atmósfera muy tenue y está muy caliente durante el día, pero en 1991 científicos del Caltech lanzaron ondas de radio sobre Mercurio y detectaron un retorno brillante muy poco usual sobre el polo norte del planeta. El aparente brillo del polo norte podría ser explicado por la presencia de hielo sobre o justo debajo de la superfice. Pero, ¿es posible que Mecurio tenga hielo? Debido a que la rotación de Mercurio es casi perpendicular a su plano orbital, el polo norte siempre ve el sol por debajo del horizonte y los científicos sospechan que podría estas a temperatura inferiores a los -161° C. Estas gélidas temperaturas podrían atrapar el agua que surge del planeta en forma de gas, o los hielos llevados hasta allí por los impactos cometarios. Estos depósitos de hielo podrían estar cubiertos por una capa de polvo y, a pesar de ello, dar un retorno brillante en el radar.
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Introducción: Venus, que recibe el nombre de la diosa romana del amor y la belleza, es el segundo planeta desde el Sol. Es el objeto más brillante del cielo, después del Sol y la Luna. A este planeta se le llama el lucero del alba cuando aparece por el Este al amanecer y el lucero de la tarde cuando está situado al Oeste al atardecer. En la antigüedad, al lucero de la tarde se le llamaba Hesperus y al lucero del alba Phosphorus o Lucifer. Debido a las distancias de las órbitas de Venus y la Tierra desde el Sol, Venus no es visible nunca más de tres horas antes del amanecer o tres horas después del ocaso. Los primeros astrónomos pensaron que Venus podría ser en realidad dos cuerpos separados. Observado a través de un telescopio, el planeta muestra fases como la Luna. Cuando Venus presenta su fase completa parece menor porque está en el lado más alejado del Sol desde la Tierra. Su máxima brillantez (una magnitud de -4,4 o 15 veces el brillo de la estrella más brillante) la muestra en su fase creciente. Las fases y las posiciones de Venus en el cielo se repiten en un periodo sinódico de 1,6 años. Los tránsitos a través de la cara del Sol son raros y tienen lugar de dos en dos en intervalos de poco más de un siglo. Los dos próximos serán en el 2004 y el 2012. Los astrónomos se refieren a Venus como el planeta hermano de la Tierra. Ambos tienen similar tamaño, masa, densidad y volumen. Ambos se formaron más o menos al mismo tiempo y se condesaron a partir de la misma nebulosa. Sin embargo, durante los últimos años los investigadores han encontrado que el parecido termina aquí. Venus es muy diferente de la Tierra. No tiene oceános y está rodeado por una pesada atmósfera compuesta principalmente por dióxido de carbono con casi nada de vapor de agua. Sus nubes estan compuestas por gotas de ácido sulfúrico. En la superficie, la presión atmosférica es 92 veces mayor que la presión en la Tierra a nivel del mar. Venus es abrasador con una temperatura en la superficie de unos 482° C. Esta alta temperatura es debida básicamente a un aplastante efecto invernadero causado por la pesada atmósfera y el dióxido de carbono. La luz solar atraviesa la atmósfera para calentar la supercicie del planeta. El calor es radiado de nuevo hacia el exterior pero es atrapado por la densa atmósfera y no puede escapar hacia el espacio. Esto hace que Venus sea más caliente que Mercurio. Un día Venusiamo tiene 243 días terrestres y es más largo que su año de 225 días. De una forma extraña, Venus rota del este hacia el oeste. Para un observador en Venus, el Sol se levantaría por el oeste para ponerse por el este.
Exploración: Todo Venus está cubierto de nubes y tiene una atmósfera densa, lo que dificulta su estudio desde la Tierra; la mayor parte de los conocimientos que se tienen del planeta se han obtenido mediante la utilización de vehículos espaciales, en concreto aquéllos que han descendido a través de la atmósfera portando sondas. El primer vuelo que se acercó a su superficie fue el Mariner 2, lanzado por Estados Unidos en 1962, seguido por el Mariner 5 en 1967 y el Mariner 10 en 1974. La antigua Unión Soviética desarrolló varias sondas de entrada, combinadas con aparatos de vuelo de paso u orbitadores: Venera 4 y 5 (1967), 6 (1969), 7 (1970), 8 (1972), 9 y 10 (1975), 11 y 12 (1978), 13 y 14 (1981), y 15 y 16 (1983); Vega 1 y 2, enviadas hacia el cometa Halley en 1984, también volaron hacia Venus y enviaron cápsulas de descenso. Varias de estas sondas llegaron con éxito a la superficie del planeta. Estados Unidos envió dos misiones Pioneer Venus en 1978. Pioneer Venus 2 envió cuatro sondas a la superficie, al tiempo que la nave exploraba la atmósfera superior. Pioneer Venus 1, un orbitador, continúa midiendo la atmósfera superior. La sonda Magallanes, lanzada hacia Venus en 1989, comenzó a transmitir imágenes de radar del planeta en 1990. Han sido procesadas por ordenador o computadora hasta formar espectaculares figuras tridimensionales del terreno.
Atmósfera: La temperatura de la superficie de Venus es muy uniforme y alcanza unos 462 ° C; la presión de la superficie es 96 veces la de la Tierra. La atmósfera está compuesta casi en su totalidad por dióxido de carbono (CO2). La base de las nubes está a 50 km de la superficie y las partículas de estas nubes son sobre todo ácido sulfúrico concentrado. El planeta no tiene campo magnético perceptible. Que el 97% de la atmósfera de Venus sea CO2 no es tan extraño como pudiera parecer; de hecho, la corteza terrestre contiene casi la misma cantidad en forma de tierra caliza. Cerca del 3% de la atmósfera venusiana es nitrógeno (N2). Por contraste, el 78% de la atmósfera terrestre es nitrógeno. El agua y el vapor de agua son muy raros en Venus. Muchos científicos argumentan que Venus, al estar más cerca del Sol, está sujeto a un llamado efecto invernadero desbocado que provocó que se evaporaran algunos océanos en la atmósfera. Los átomos de hidrógeno de las moléculas de agua podían haberse perdido en el espacio y los átomos de oxígeno en la corteza. Otra posibilidad es que Venus tuviera en principio muy poca agua. El ácido sulfúrico de las nubes también tiene su correspondencia en la Tierra; forma nieblas muy finas en la estratosfera. Este ácido cae con la lluvia y reacciona con los materiales de la superficie; la denominada lluvia ácida daña determinadas partes del medio ambiente. En Venus, el ácido se evapora en la base de las nubes y sólo puede permanecer en la atmósfera. La parte superior de las nubes, visible desde la Tierra y desde el Pioneer Venus 1, se extiende como neblina 70 u 80 km por encima de la superficie del planeta. Las nubes contienen una impureza de color amarillo pálido que se detecta mejor con longitudes de onda cercanas al ultravioleta. Las variaciones en el contenido de dióxido de azufre de la atmósfera podrían indicar vulcanismo activo en el planeta. En la cima de las nubes es posible distinguir ciertos modelos de nube y rasgos climáticos que proporcionan información sobre el movimiento del viento en la atmósfera. Los vientos del nivel superior rodean al planeta a una velocidad de 360 km/h. Estos vientos recorren el planeta, soplando en casi todas las latitudes, desde el ecuador a los polos. El seguimiento del movimiento de las sondas descendentes ha mostrado que, a pesar de la existencia de estos vientos de nivel superior de alta velocidad, mucho más de la mitad de la densísima atmósfera de Venus, próxima a la superficie del planeta, está estancada. Desde la superficie hasta los 10 km de altura, las velocidades del viento sólo son de 3 a 18 kilómetros por hora. La atmósfera superior y la ionosfera han sido estudiadas con gran detalle por el Pioneer Venus 1 mientras las atravesaba una vez al día. En la Tierra, esta región es muy cálida; en Venus no, a pesar de estar más cerca del Sol. Resulta sorprendente que el lado nocturno de Venus sea muy frío (las temperaturas del lado diurno son de 40 ° C y las del lado nocturno de -170 ° C). Los científicos sospechan que los fuertes vientos soplan desde el lado diurno hacia el vacío casi total provocado por las bajas temperaturas del lado nocturno. Estos vientos arrastrarían gases ligeros, como hidrógeno y helio, que están concentrados en un "engrosamiento" del lado nocturno. En la Tierra, la ionosfera está aislada del viento solar por la magnetosfera. Venus carece de campo magnético propio, pero el viento solar parece generar una magnetosfera inducida.
Características de la superficie: La superficie de Venus es relativamente joven, geológicamente hablando. Parece haber sido reconstruida completamente hace unos 300-500 millones de años. Los investigadores debaten ahora cómo y por qué ocurrió esto. La topografía Venusiana está compuesta por vastas llanuras cubiertas por ríos de lava y montañas o mesetas deformadas por la actividad geológica. El Monte Maxwell en la Tierra de Ishtar es el punto más alto de Venus. Las mesetas de la Tierra de Afrodita se extienden a lo largo de casi la mitad del ecuador. Las imágenes de la sonda Magallanes de las mesetas tomadas desde una altura de 2.5 kilómetros son inusualmente brillantes, lo que es propio de suelos húmedos. Sin embargo, el agua líquida no existe en la superficie y por lo tanto no puede ser la causa del brillo de las mesetas. Una teoría sugiere que este material brillante podría estar constituido por compuestos metálicos. Diversos estudios muestran que el material podría ser pirita de hierro (también conocida por el nombre de "oro de los tontos"). Es inestable en las tierras bajas pero sería estable en las mesetas. El material podría ser también algún tipo de material exótico que produciría los mismos resultados pero en concentraciones menores. Venus está surcado por numerosos cráteres de impacto distribuidos aleatoriamente sobre su superficie. Los cráteres con menos de 2 kilómetros no existen apenas, debido a la pesada atmósfera de Venus. La excepción se produce cuando los meteoritos grandes se fracturan justo antes del impacto, dando lugar a las agrupaciones de cráteres. Los volcanes y los fenómenos volcánicos son tdavía más numerosos. Al menos el 85% de la superficie de Venus esta cubierta por roca volcánica. Grandes ríos de lava, que se prolongan durante cientos de kilómetros, han cubierto las tierras bajas creando vastas llanuras. Más de 100.000 pequeños escudos volcánicos puntean la superficie junto con cientos de grandes volcanes. Los ríos procedentes de los volcanes han producido largos canales sinuosos que se prolongan por cientos de kilómetros, destacando uno con casi 7.000 kilómetros de longitud. Sobre Venus pueden encontrarse gigantescas calderas con más de 100 kilómetros de diámetro. Las calderas terrestres suelen tener normalmente sólo unos pocos kilómetros de diámetro. Algunos fenómenos únicos en Venus incluyen las coronas y los aracnoides. Las coronas son grandes fenómenos circulares u ovales, rodeados por acantilados y con cientos de kilómetros de envergadura. Se piensa que son el reflejo en superficie de los afloramientos del manto. Los aracnoides son fenómenos alargados similares a las coronas. Podrían haber sido causados por la roca fundida que se filtra a través de las fracturas y da lugar a sistemas radiales de fracturas y diques. Venus gira muy lentamente sobre su eje y la dirección es retrógrada (contraria a la de la Tierra). Curiosamente, cuando los dos planetas están más cerca, siempre mira hacia la Tierra la misma cara de Venus. En estas ocasiones, se puede observar esta cara y se pueden trazar mapas mediante radiotelescopios con base en la Tierra. En contraste con la enorme antena que necesitó el radar terrestre que traza los mapas de Venus, un modesto instrumento del Pioneer Venus 1 pudo dirigir un reconocimiento casi global. Combinado con los datos de las sondas soviéticas y los del radar, el reconocimiento mostró que la superficie de Venus es, ante todo, una meseta plana interrumpida por dos zonas montañosas del tamaño de un continente conocidas como Ishtar Terra y Aphrodite Terra. Esta última ocupa la parte más lejana de Venus según se ve desde la Tierra cuando ambos planetas están más alejados. El radar más potente a bordo de la sonda espacial Magallanes ha descubierto volcanes muy activos, grandes corrientes de lava solidificada y una amplia serie de cráteres meteóricos. El mayor cráter de impacto que se ha observado mide casi 160 km de diámetro (el más pequeño, unos 5 km). El radar de la sonda podría resolver incluso cráteres más pequeños, si los hubiera. La densa atmósfera de Venus impide que meteoroides más pequeños alcancen la superficie del planeta. El reconocimiento global y otras sondas también han dejado pruebas de que, al menos en el pasado, hubo una gran actividad tectónica en Venus. Estas pruebas incluyen cordilleras, cañones, una depresión que se extiende 1.400 km a lo largo de la superficie y un gigantesco cono volcánico cuya base mide más de 700 km de ancho. Las sondas soviéticas enviaron fotografías de las áreas donde se posaron y también midieron la radiactividad natural de las rocas. La radiactividad recuerda a la del granito y sugiere que el material de Venus se diferencia químicamente por su actividad volcánica. Las rocas angulosas que se pueden ver en las imágenes soviéticas también sugieren la existencia de actividad geológica que contrarrestaría las fuerzas de erosión.
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Introducción: Desde la perspectiva que tenemos en la Tierra, nuestro planeta parece ser grande y fuerte con un océano de aire interminable. Desde el espacio, los astronautas frecuentemente tienen la impresión de que la Tierra es pequeña, con una delgada y frágil capa de atmósfera. Para un viajero espacial, las características distintivas de la Tierra son las aguas azules, masas de tierra café y verde y nubes blancas contrastando con un fondo negro. Muchos sueñan con viajar en el espacio y ver las maravillas del universo. En realidad todos nosotros somos viajeros espaciales. Nuestra nave es el planeta Tierra, viajando a una velocidad de 108.000 kilómetros por hora. La Tierra es el tercer planeta más cercano al Sol, a una distancia de alrededor de 150 millones de kilómetros y el quinto en cuanto a tamaño de los nueve planetas principales. Tiene un diámetro de 12.756 kilómetros, solamente unos cuantos kilómetros más grande que el diámetro de Venus. Nuestra atmósfera está compuesta de un 78 por ciento de nitrógeno, 21 por ciento de oxígeno y 1 por ciento de otros constituyentes. Es el único planeta conocido que tiene vida, aunque algunos de los otros planetas tienen atmósferas y contienen agua. La Tierra no es una esfera perfecta, sino que tiene forma de pera. Cálculos basados en las perturbaciones de las órbitas de los satélites artificiales revelan que la Tierra es una esfera imperfecta porque el ecuador se engrosa 21 km; el polo norte está dilatado 10 m y el polo sur está hundido unos 31 metros.
Movimiento: Al igual que todo el sistema solar, la Tierra se mueve por el espacio a razón de unos 20,1 km/s o 72,360 km/h hacia la constelación de Hércules. Sin embargo, la galaxia Vía Láctea como un todo, se mueve hacia la constelación Leo a unos 600 km/s. La Tierra y su satélite, la Luna, también giran juntas en una órbita elíptica alrededor del Sol. A la Tierra le toma 365,256 días viajar alrededor del Sol y 23,9345 horas para que una revolución completa. La excentricidad de la órbita es pequeña, tanto que la órbita es prácticamente un círculo. La circunferencia aproximada de la órbita de la Tierra es de 938.900.000 km y nuestro planeta viaja a lo largo de ella a una velocidad de unos 106.000 km/h. La Tierra gira sobre su eje una vez cada 23 horas, 56 minutos y 4,1 segundos. Por lo tanto, un punto del ecuador gira a razón de un poco más de 1.600 km/h y un punto de la Tierra a 45° de altitud N, gira a unos 1.073 km/h.
Composición: Se puede considerar que la Tierra se divide en cinco partes: la primera, la atmósfera, es gaseosa; la segunda, la hidrosfera, es líquida; la tercera, cuarta y quinta, la litosfera, el manto y el núcleo son sólidas. La atmósfera es la cubierta gaseosa que rodea el cuerpo sólido del planeta. Aunque tiene un grosor de más de 1.100 km, aproximadamente la mitad de su masa se concentra en los 5,6 km más bajos. La litosfera, compuesta sobre todo por la fría, rígida y rocosa corteza terrestre, se extiende a profundidades de 100 km. La hidrosfera es la capa de agua que, en forma de océanos, cubre el 70,8% de la superficie de la Tierra. El manto y el núcleo son el pesado interior de la Tierra y constituyen la mayor parte de su masa. La hidrosfera se compone principalmente de océanos, pero en sentido estricto comprende todas las superficies acuáticas del mundo, como mares interiores, lagos, ríos y aguas subterráneas. La profundidad media de los océanos es de 3.794 m, más de cinco veces la altura media de los continentes. La masa de los océanos es de 1.350.000.000.000.000.000 toneladas, o el 1/4.400 de la masa total de la Tierra. Las rocas de la litosfera tienen una densidad media de 2,7 veces la del agua y se componen casi por completo de 11 elementos, que juntos forman el 99,5% de su masa. El más abundante es el oxígeno (46,60% del total), seguido por el silicio (27,72%), aluminio (8,13%), hierro (5,0%), calcio (3,63%), sodio (2,83%), potasio (2,59%), magnesio (2,09%) y titanio, hidrógeno y fósforo (totalizando menos del 1%). Además, aparecen otros 11 elementos en cantidades del 0,1 al 0,02%. Estos elementos, por orden de abundancia, son: carbón, manganeso, azufre, bario, cloro, cromo, flúor, circonio, níquel, estroncio y vanadio. Los elementos están presentes en la litosfera casi por completo en forma de compuestos más que en su estado libre. La litosfera comprende dos capas (la corteza y el manto superior) que se dividen en unas doce placas tectónicas rígidas. La corteza misma se divide en dos partes. La corteza siálica o superior, de la que forman parte los continentes, está constituida por rocas cuya composición química media es similar a la del granito y cuya densidad relativa es de 2,7. La corteza simática o inferior, que forma la base de las cuencas oceánicas, está compuesta por rocas ígneas más oscuras y más pesadas como el gabro y el basalto, con una densidad relativa media aproximada de 3. La litosfera también incluye el manto superior. Las rocas a estas profundidades tienen una densidad de 3,3. El manto superior está separado de la corteza por una discontinuidad sísmica, la discontinuidad de Mohorovicic, y del manto inferior por una zona débil conocida como astenosfera. Las rocas plásticas y parcialmente fundidas de la astenosfera, de 100 km de grosor, permiten a los continentes trasladarse por la superficie terrestre y a los océanos abrirse y cerrarse. El denso y pesado interior de la Tierra se divide en una capa gruesa, el manto, que rodea un núcleo esférico más profundo. El manto se extiende desde la base de la corteza hasta una profundidad de unos 2.900 km. Excepto en la zona conocida como astenosfera, es sólido y su densidad, que aumenta con la profundidad, oscila de 3,3 a 6. El manto superior se compone de hierro y silicatos de magnesio como el olivino y la parte inferior de una mezcla de óxidos de magnesio, hierro y silicio. La investigación sismológica ha demostrado que el núcleo tiene una capa exterior de unos 2.225 km de grosor con una densidad relativa media de 10. Esta capa es probablemente rígida y los estudios demuestran que su superficie exterior tiene depresiones y picos, y estos últimos se forman donde surge la materia caliente. Por el contrario, el núcleo interior, cuyo radio es de unos 1.275 km, es sólido. Se cree que ambas capas del núcleo se componen en gran parte de hierro con un pequeño porcentaje de níquel y de otros elementos. Las temperaturas del núcleo interior pueden llegar a los 6.650 ° C y se considera que su densidad media es de 13.
Edad y origen de la Tierra: La datación radiométrica ha permitido a los científicos calcular la edad de la Tierra en 4.650 millones de años. Aunque las piedras más antiguas de la Tierra datadas de esta forma, no tienen más de 4.000 millones de años, los meteoritos, que se corresponden geológicamente con el núcleo de la Tierra, dan fechas de unos 4.500 millones de años, y la cristalización del núcleo y de los cuerpos precursores de los meteoritos, se cree que ha ocurrido al mismo tiempo, unos 150 millones de años después de formarse la Tierra y el sistema solar. Después de condensarse a partir del polvo cósmico y del gas mediante la atracción gravitacional, la Tierra habría sido casi homogénea y relativamente fría. Pero la continuada contracción de estos materiales hizo que se calentara, calentamiento al que contribuyó la radiactividad de algunos de los elementos más pesados. En la etapa siguiente de su formación, cuando la Tierra se hizo más caliente, comenzó a fundirse bajo la influencia de la gravedad. Esto produjo la diferenciación entre la corteza, el manto y el núcleo, con los silicatos más ligeros moviéndose hacia arriba para formar la corteza y el manto y los elementos más pesados, sobre todo el hierro y el níquel, sumergiéndose hacia el centro de la Tierra para formar el núcleo. Al mismo tiempo, la erupción volcánica, provocó la salida de vapores y gases volátiles y ligeros de manto y corteza. Algunos eran atrapados por la gravedad de la Tierra y formaron la atmósfera primitiva, mientras que el vapor de agua condensado formó los primeros océanos del mundo.
Campo Magnético: El rápido movimiento giratorio y el núcleo de hierro y níquel de nuestro planeta generan un campo magnético extenso, que, junto con la atmósfera, nos protege de casi todas las radiaciones nocivas provenientes del Sol y de otras estrellas. La atmósfera de la Tierra nos protege de meteoritos, la mayoría de los cuales se desintegran antes de que puedan llegar a la superficie. De nuestros viajes al espacio, hemos aprendido mucho acerca de nuestro planeta hogar. El primer satélite americano, el Explorer 1, descubrió una zona de intensa radiación, ahora llamada los cinturones de radiación Van Allen. Esta capa está formada por partículas cargadas en rápido movimiento que son atrapadas por el campo magnético de la Tierra en una región con forma de dona rodeando el ecuador. Otros descubrimientos de los satélites muestran que el campo magnético de nuestro planeta está distorsionado en forma de una gota debido al viento solar. También sabemos ahora que nuestra fina atmósfera superior, que antes se creía era calmada y sin incidentes, hierve con actividad creciendo de día y contrayéndose en las noches. Afectada por los cambios en la actividad solar, la atmósfera superior contribuye al tiempo y clima en la Tierra. Además de afectar el clima en la Tierra, la actividad solar genera un fenómeno visual dramático en nuestra atmósfera. Cuando las partículas cargadas del viento solar se quedan atrapadas en el campo magnético de la Tierra, chocan con moléculas de aire sobre los polos magnéticos de nuestro planeta. Estas moléculas de aire entonces empiezan a emitir luz y son conocidas como las auroras o las luces del norte y del sur. El estudio de la intensidad del campo magnético de la Tierra es valioso desde el punto de vista de la ciencia pura y de la ingeniería y también para la prospección geológica de minerales y de fuentes de energía. Las mediciones de intensidad se hacen con instrumentos llamados magnetómetros, que determinan la intensidad total del campo y las intensidades en dirección horizontal y vertical. La intensidad del campo magnético de la Tierra varía en diferentes puntos de su superficie. En las zonas templadas asciende a unos 48 amperios/metro, de los cuales un tercio se da en dirección horizontal. Recientes estudios de magnetismo remanente (residual) en rocas y de las anomalías magnéticas de la cuenca de los océanos han demostrado que el campo magnético de la Tierra ha invertido su polaridad por lo menos 170 veces en los pasados 100 millones de años. El conocimiento de estas modificaciones, datables a partir de los isótopos radiactivos de las rocas, ha tenido gran influencia en las teorías de la deriva continental y la extensión de las cuencas oceánicas. El fenómeno del magnetismo terrestre es el resultado del hecho de que toda la Tierra se comporta como un enorme imán. El físico y filósofo natural inglés William Gilbert fue el primero que señaló esta similitud en 1600, aunque los efectos del magnetismo terrestre se habían utilizado mucho antes en las brújulas primitivas.
Polos magnéticos: Los polos magnéticos de la Tierra no coinciden con los polos geográficos de su eje. El polo norte magnético se sitúa hoy cerca de la costa oeste de la isla Bathurst en los Territorios del Noroeste en Canadá, casi a 1.290 km al noroeste de la bahía de Hudson. El polo sur magnético se sitúa hoy en el extremo del continente antártico en Tierra Adelia, a unos 1.930 km al noreste de Little America (Pequeña América). Las posiciones de los polos magnéticos no son constantes y muestran notables cambios de año en año. Las variaciones en el campo magnético de la Tierra incluyen una variación secular, el cambio en la dirección del campo provocado por el desplazamiento de los polos. Esta es una variación periódica que se repite después de 960 años. También existe una variación anual más pequeña, al igual que se da una variación diurna, o diaria, que sólo es detectable con instrumentos especiales. Inicio Arriba
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