Tema 1 La Tierra en El Universo. Geología de Los Planetas. Origen de La Tierra y Del Sistema Solar

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TEMAS DE BIOLOGA Y GEOLOGA(Oposiciones de Enseanza Secundaria)

TEMA 1

LA TIERRA EN EL UNIVERSO. GEOLOGA DE LOS PLANETAS. ORIGEN DELA TIERRA Y DEL SISTEMA SOLAR.

1. Introduccin.2. Mtodos de estudio del Universo.

2.1. Visuales.2.1.1. Telescopios.2.1.2. Radiotelescopios.2.1.3. Espectrografa.

2.2. Analticos.2.2.1. Medidas del calor.2.2.2. Medidas de la cantidad de luz.2.2.3. Tamao.2.2.4. Aporte de la fsica.

3. Estructura general del Universo.4. Componentes del Universo.

4.1. Estrellas4.1.1. Estructuras de las estrellas.4.1.2. Evolucin de las estrellas.

4.2. Galaxias.4.2.1. Tipos: Hubble las clasifica.4.2.2. Movimiento.4.2.3. Agrupaciones.4.2.4. Formacin y evolucin de las galaxias.

4.3. Quasares.4.4. Nebulosas.4.5. Radiacin remanente.

5. Teoras cosmognicas.5.1. Explosivas.5.2. Estacionarias.

6. El Sistema Solar.6.1. Componentes.

6.1.1. El Sol.6.1.2. Los planetas.6.1.3. Geologa de los planetas.

6.1.3.1. Mercurio.6.1.3.2. Venus.6.1.3.3. Tierra.6.1.3.4. Marte.6.1.3.5. Jpiter.6.1.3.6. Saturno.


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6.1.3.7. Urano.6.1.3.8. Neptuno.6.1.3.9. Plutn.

7. Origen de la Tierra y del Sistema Solar.7.1. Catastrofistas.7.2. Nebulares.7.3. Cronologa.


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TEMA 1

LA TIERRA EN EL UNIVERSO. GEOLOGA DE LOS PLANETAS. ORIGEN DELA TIERRA Y DEL SISTEMA SOLAR.

1. INTRODUCCIN.

Los procesos geolgicos terrestres del pasado plantean numerosos interrogantes que nopueden ser contestados con las investigaciones que se puedan hacer en nuestro planeta, si nopor las que podamos deducir del estudio del origen, constitucin y evolucin del sistema Solarque, a su vez, no es ms que una pequea parte del Universo. Por ello, en este tema, nosocuparemos de conocer los principales mtodos de estudio del Universo, su estructura generaly las teoras sobre su origen; y haremos un estudio ms detallado de nuestro Sistema Solar, enel que describiremos sus planetas y las teoras sobre su origen.

2. MTODOS DE ESTUDIO DEL UNIVERSO.

Distinguiremos mtodos visuales y mtodos analticos.

2.1. Visuales.

2.1.1. Telescopios.

Recogen la luz visible proveniente de los cuerpos celestes, la concentran y laaumentan.

Pueden ser de Refraccin (utiliza una lente biconvexa para concentrar la luz en elfoco problema de bordes borrosos al refractarse los haces monocromticos con ngulosdistintos -el violeta mayor que el rojo-. Se soluciona con lentes acromticas) o de Reflexin(utiliza un espejo cncavo para concentrar la luz en el foco imagen ms ntida, ms campovisual y detecta astros de luminosidad muy baja. El mayor del mundo es el Hale de montePalomar-EEUU).

Actualmente, y en el futuro telescopios en bases espaciales, Luna... evitando lainterferencia de la atmsfera terrestre.

2.1.2. Radiotelescopios.

Enormes antenas parablicas (la mayor en Puerto Rico) que recogen seales dbiles deradio sobre todo del espacio distante. Los emisores principales de nuestro sistema son el Sol yJpiter.

2.1.3. Espectrografa.

De la luz recibida. El espectro puede ser continuo (tpico de masas materiales densas yextendidas), de emisin (tpico de gases calientes y de poca extensin) , de absorcin (debidoa que todo gas es opaco a las mismas radiaciones que es capaz de emitir). Adems, cada


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elemento qumico tiene un espectro caracterstico. Tambin permite calcular velocidades porla aplicacin del efecto Doppler (si una fuente radiante se aleja del observador la longitud deonda aparente aumenta).

Es decir, la espectrografa da informacin sobre: la composicin qumica, laTEMPERATURA del emisor, y su movimiento relativo respecto a la Tierra.

2.2. Analticos.

2.2.1. Medidas del calor.

Puede realizarse basndose en la disminucin de corriente que experimenta una lminaal calentarse (bolmetro), o por la corriente generada por una soldadura de 2 metales distintos(par termoelctrico).

2.2.2. Medidas de la cantidad de Luz.

Por fotmetros. Se denomina magnitud a la luminosidad aparente de un astro medidaen escala logartmica (Luminosidad = energa emitida por unidad de tiempo).

2.2.3. Tamao.

Los radios de los cuerpos celestes se calculan en funcin de la TEMPERATURA y dela luminosidad. La masa se calcula a partir del radio y de la aceleracin de la gravedad de susuperficie o directamente de la luminosidad (a partir de la ecuacin de Einstein: E = m v2).

2.2.4. Aporte de la Fsica.

La fsica y dinmica atmica, as como la mecnica cuntica, han aportado muchosconocimientos sobre el universo: composicin de las estrellas, origen de la radiacin, etc.

3. ESTRUCTURA GENERAL DEL UNIVERSO.

Como hemos visto, la espectroscopa permite calcular la velocidad con la que una galaxiase aleja de la Tierra. Cuando una galaxia est a 1010 aos luz (Distancia que la luz recorre en 1ao = 1016 m.) de la Tierra, su velocidad sera la velocidad de la luz. Entonces la energa quede ella nos llegara sera cero. Marcamos as un lmite natural al Universo observable: Es unaesfera de un radio de 1010 aos luz. En ella la materia total es de 1052 Kg. que equivale a l011

galaxias, cada una con 1011 estrellas.

Segn el Principio cosmolgico, el Universo es Istropo y Uniforme (igual en todas lasdirecciones) ampliado en el P. Cosmolgico Perfecto como istropo y uniforme tambin en eltiempo. Estos principios tienen su base en el Principio de Simplicidad de la Teora de laRelatividad, que supone una estructura del Universo lo ms sencilla y uniforme posible.

Segn Olbers, el Universo es infinito y en l, el nmero de estrellas es tambin infinito,estn uniformemente distribuidas y la luminosidad media es tambin uniforme. Esto pareceimplicar que la cantidad de luz que llegara a la Tierra es infinita (por tanto el cielo brillara


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intensamente, lo cual niega la observacin ms inmediata) [En efecto, consideremos a laTierra en el centro y 2 capas concntricas, la A y la B, estando la B tres veces ms alejada quela A, por lo que su volumen ser (v = 4r2dr) 9 veces ms estrellas. Por otro lado, como laluminosidad disminuye con el cuadrado de la distancia, la luminosidad de cada estrella de B

ser 1/9 con respecto a una de A. As, la luminosidad total de B ser 91

9 de la de A, es decir,

la misma. Como el nmero de capas sera infinita, la luminosidad de todas las capas juntassera infinita].

Esta paradoja (paradoja de Olbers) se evita admitiendo un Universo en expansin, ya que,segn el efecto Doppler, al alejarse una estrella, la luz recibida ser de mayor longitud deonda y por tanto menos energa (corrimiento hacia el rojo). Esto explica por qu de noche elcielo es oscuro.

El principio cosmolgico impone lmites a las posibles formas geomtricas del Universo:plana, esfrica y pseudoesfrica. De las 3 slo la esfrica es finita. El universo plano es elEucldeo, el pseudoesfrico el de Lobachevski, y el esfrico el de Riemann. En general eluniverso se aparta poco de la geometra eucldea, y slo para rayos de luz muy largos senotara esta diferencia (al igual que en la Tierra la superficie puede considerarse plana, salvopara distancias muy grandes).

Einstein (1915) en su teora de la relatividad supuso, a priori, un universo riemenniano.Sus conclusiones han ido comprobndose:

La luz pierde energa al desplazarse contra la fuerza de un campo gravitatorio(comprobado en la estrella Sirio B).

Los rayos luminosos se curvan al pasar junto a un objeto masivo (comprobado enel eclipse de 1919).

Etc.

Por lo tanto se admite un universo con comportamiento riemenniano, pero en continuaexpansin. Es decir, que un rayo de luz se curvara pero no para formar un crculo sino unaespiral en continua expansin.

Esta expansin plantea otra paradoja: los objetos materiales se alejan (no por elmovimiento de ellos, sino por la expansin del espacio que existe entre ellos) a velocidadesdirectamente proporcionales a la distancia (Ley de Hubble). Sin embargo es observable queesto no ocurre entre los componentes del Sistema Solar. Esto se explica por la accin atractivadel campo gravitatorio. Por extensin podemos decir que los elementos separables por laexpansin del universo son grupos de galaxias suficientemente separadas para que la accingravitatoria sea lo suficientemente dbil.


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4. COMPONENTES DEL UNIVERSO.

4.1. Estrellas.

Son enormes concentraciones de materia condensada, brillantes y calientes. Se

caracterizan por el brillo

= 2distancia

luminosdadbrillo y por la temperatura superficial (de la cual

depende el color).

As se distinguen: Estrellas O y B, azules, con TEMPERATURA superior a 15.000C;estrellas A, blancas, con TEMPERATURA entre 8.000-15.000C; estrellas E, G y K, amarilla(TEMPERATURA = 8.000C) o anaranjadas (4.000C); estrellas M y C, rojas, conTEMPERATURA inferior a 4.000C.

Estos tipos se subdividen en 5 clases: Supergigantes. Gigantes brillantes. Gigantes Subgigantes De "secuencia principal".

El tamao de una estrella va desde unos pocos Km. de dimetro (agujeros negros) porejemplo estrellas moribundas; hasta 2.000 veces el del Sol, estrellas rojas generalmente.

Otras estrellas aumentan y disminuyen peridicamente su brillo. Estas estrellas llamadasvariables se dividen:

PULSANTES: Cambio de brillo debido a cambios en las condiciones fsicas de laestrella: TEMPERATURA, densidad, ionizacin. RR Lyrae: Periodo de pulsacin desde horas hasta 1 da. Son de tipo gigante,

rojas, de mayor temperatura y viejas. Cefeidas: Periodo 1-50 das. Supergigantes poco calientes y jvenes. Irregulares: Perodos > 50 das. Jvenes y fras.

EXPLOSIVAS: Cambios de brillo debido a ganancia de material combustible(H2). Es el caso de las novas: Invisibles a simple vista que de repente aumentanmucho su brillo, se cree que por recibir material desde una gigante roja con la queforma un sistema doble.

Otras estrellas emiten radiaciones anmalas como ondas de radio (plsares: el plsar de laNebulosa del Cangrejo es un residuo de la supernova observada en el 1.054), o rayos X (estaestrella sera tambin una estrella de neutrones o bien un agujero negro de un sistema doblecon una gigante roja).

4.1.1. Estructura de las estrellas.

Vara mucho a lo largo de su vida. Tomemos como modelo una estrella de masa media yen la etapa ms larga de su evolucin (es decir, del tipo de nuestro Sol). Distinguiremos:


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1) Atmsfera Estelar: Es la parte visible desde la que nos llegan las radiaciones. Podemosdividirla en cuatro partes:

Fotoesfera: Es la ms interior, de aspecto granulado y de unos 400 Km. de espesor.En ella se observan Manchas que son depresiones de la fotoesfera debidas aremolinos gaseosos originados por corrientes convectivas bajo la fotoesfera y portormentas magnticas.

Cromosfera: Rodea a la anterior. Tiene un espesor de miles de Km. y de estructuraespicular. En ella la TEMPERATURA aumenta hacia el exterior. Son tpicas deesta capa las protuberancias y las fulguraciones, relacionadas con las manchas.Las primeras son surtidores o chorros de gas caliente (H2) que describiendo unarco vuelven a caer. Las 2as son chorros de gas ionizado o plasma estelar (por ej. elque llega a la Tierra es responsable de las tempestades magnticas y de las auroraspolares).

Corona: Es la ms externa y muy tenue, visible slo durante los eclipses. Viento estelar: Son corrientes gaseosas que fluyen a cientos de Km./seg.

2) INTERIOR ESTELAR: Dividido en 2 partes: una interna o Ncleo donde sedesarrollan reacciones termonucleares y la Envoltura que mantiene una composicinconstante.

4.1.2. Evolucin de las estrellas.

1) Nacimiento. Suele explicarse del siguiente modo: En una nube gaseosa suficientementeaislada, tenue y fra, que gire con lentitud, la fuerza dominante es la atraccin entre laspartculas constituyentes, es decir, tendencia a contraerse mayor que a disgregarse por laagitacin trmica de dichas partculas y por la fuerza centrfuga debida a la rotacin. Estoconstituye el Colapso Gravitatorio que divide la nube en un conjunto de estrellas o, si espequea, en una estrella y varios planetas.

La contraccin enfra la nube pues las radiaciones internas escapan, pero slo hasta que ladensidad material es tal que se vuelve opaca a la radiacin propia, entonces calienta la nube.Esta contraccin contina hasta que la presin interior iguala a la fuerza gravitacionalsurgiendo entonces un ncleo denso o Protoestrella. Si sta rota rpidamente puede dividirseformando un Sistema De Estrellas, siendo el ms comn el Binario o Doble, con una estrellagrande o Primaria y otra menor o Secundaria que giran en torno aun centro de gravedadcomn.

En otras ocasiones, la fuerza centrfuga disgrega la nube en un ncleo central(protoestrella) y en un disco aplanado no homogneo que producir condensaciones diversas(planetas) que girarn en torno al ncleo.

2) EVOLUCIN: Las etapas por las que pasan las estrellas podemos estudiarlasutilizando un diagrama H-R (Hertzsprung-Rusell) como el de la figura. La evolucin sera lasiguiente:

a) Etapa de contraccin gravitatoria.b) Estado estacionario en la secuencia principal.c) Expansin hacia las gigantes y supergigantes.


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d) Fases finales: novas, supernovas, enanas blancas.

Etapa de contraccin gravitatoria: Durante esta etapa la energa gravitatoria es la nicaque produce calor y luminosidad, la concentracin de materia va produciendo un aumento detemperatura. Esta contraccin, muy rpida al principio, se ve dificultada despus por lapresin interna. La temperatura va aumentando hasta los 10 millones de grados Kelvin a lacual comienza la combustin del H y se estabiliza la secuencia principal. La duracin de estaetapa depende de la masa de las estrellas as como el lugar en que aparece en la secuenciaprincipal.

Secuencia principal: Durante esta etapa la estrella no sufre cambios importantes devolumen ni luminosidad. Las reacciones nucleares transforman el H el He y la energaproducida en estas reacciones impide la contraccin. Su duracin supone e190% de la vida dela estrella y depende de su masa (a mayor masa menor duracin).

Cuando el 10% del H total de la estrella se ha convertido en He comienza la siguienteetapa: su conversin en Gigante o Supergigante roja.

Evolucin hacia las "Gigantes rojas": La combustin tpica de esta fase es la del Heobtenindose como resultado Be, C, Ne, etc. La temperatura necesaria para estas reacciones esla de 200 millones de K y se alcanza al producirse la contraccin gravitatoria del ncleo,debido al agotamiento de la combustin del H. Por combustin del He, se obtienen ncleoscuya masa aumenta de 4 en 4, por la captura de partculas a. La presin que originan estasnuevas reacciones, es tan grande que las capas exteriores se expanden, enfrindose la estrellaen superficie y convirtindose en un Gigante roja y Supergigante si la masa es mayor.

Etapa final: Novas o explosivas, supernovas, enanas blancas: Cuando el He se agota sevuelve a producir otra contraccin, la estrella evoluciona hasta otros estadios. Se pueden dartres posibilidades:

Para estrellas con poca masa (hasta 4 veces el Sol), la contraccin gravitatoriaaumenta con la temperatura. Llega un momento en el que la presin interna superaa la externa y la capa exterior de la estrella es lanzada fuera (etapa de nova). Laestrella se va apagando y las reacciones nucleares se irn acabando. Se ha agotadoel H y el He, y la contraccin gravitatoria es la causante de la luminosidad de estafase "enana blanca"; la densidad de la estrella ha alcanzado su mximo.

Para estrellas de masa entre 4 y 8 veces la del Sol, la contraccin gravitatoria essuficiente para que aumente la temperatura y a los 2.000 millones de K se inicia laformacin de ncleos del grupo del Fe, a partir del Si, mientras se agotan lasltimas fases de las gigantes rojas. Con el ncleo estelar formado por elementosfrricos, se acaba la formacin de nuevos ncleos atmicos. La estrella aumenta sudensidad y colapsa liberando su energa gravitatoria, el ncleo superdenso atrae alas capas cercanas y las exteriores son expulsadas hacia el espacio, convirtindoseen una "supernova". El ncleo quedar convertido en una "estrella de neutrones".

En el caso de que la masa inicial fuera 8 veces la masa solar, el colapsogravitatorio a partir de la supergigante roja, puede continuar hasta convertirse enun "Agujero Negro".


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4.2. Galaxias.

Sandage las define como "los mximos conglomerados individuales de estrellas, queconstituyen las unidades de materia que definen la estructura granular del Universo".

El n de estrellas oscila desde mil millones hasta cientos de miles de millones. Estasestrellas se agrupan en concentraciones llamadas Cmulos Estelares ( Los cmulos estelaresson conjuntos de estrellas originadas en una misma poca y en una misma regin). Adems deestrellas hay nubes gaseosas (de las que van surgiendo nuevas estrellas) y Polvo interestelar.

4.2.1. Tipos: Hubble las clasifica.

a) Elpticas: Que van desde casi esfricas (E0) hasta el mayor aplastamiento (E7). Nopresentan zonas oscuras porque todo el polvo y gas interestelar se ha consumido enformar estrellas (galaxias viejas). Son poco brillantes predominando en ellas lasestrellas rojas.

b) Espirales normales: Presentan un ncleo muy brillante y dos brazos brillantes que lorodean en espiral ms o menos abiertos (tipos Sa, Sb y Sc). Las estrellas ms brillantesson azules (galaxias jvenes).

c) Espirales barradas: Su ncleo es ms pequeo y de l parte una barra luminosa decuyos extremos nacen los brazos espirales ms o menos abiertos (tipos SBa, SBb ySBc).

d) Galaxias S0: Achatadas y con un ncleo central ms brillante. Son un estadointermedio entre las elpticas y las espirales.

e) Irregulares: Contienen estrellas y material interestelar de forma desordenada. Seconsideran galaxias en formacin.

4.2.2. Movimiento.

Giran en torno a un eje de rotacin pero no como un slido rgido, sino de formadiferencial (las partes ms centrales rotan ms rpidamente) al igual que ocurre en lasestrellas.

4.2.3. Agrupaciones.

Como hemos dicho las estrellas forman agrupaciones llamadas cmulos estelares(cerrados o abiertos, segn sean viejas o jvenes). De la misma forma las galaxias formancmulos que a su vez se agrupan en supercmulos distribuidos uniformemente en el espacio.

Vemos, as, una jerarquizacin: estrellas cmulos estelares cmulos de cmulosestelares o galaxias cmulos de galaxias supercmulos de galaxias.

4.2.4. Formacin y evolucin de las galaxias.

La teora ms aceptada admite una nube de H2 en rotacin que se contraegravitacionalmente. Esta contraccin es mayor en la direccin del eje de rotacin que en laperpendicular a ste ya que se ve contrarrestada en sta por la fuerza centrfuga. Obtiene unaforma de disco con mucha materia interestelar (galaxias irregulares). La rotacin diferencial


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produce un mayor achatamiento y aparecen brazos espirales (galaxias espirales), al principioalejados del ncleo central (tipos Sc SBc) para ir cerrndose sobre ste (Sb SBb) hastalograr aumentar el tamao del ncleo (Sa SBa).Cuando la materia interestelar ha sidoconsumida, los brazos enrollados sobre el ncleo (galaxias S0) hasta desaparecer (galaxiasE7).

Otras teoras suponen un choque entre galaxias espirales para dar las SO y/o elpticas.

4.3. Quasares.

Son objetos luminosos situados en los confines del Universo observable, cuya radiacinest muy desplazada hacia el rojo. Se admite que son ncleos galcticos hiperactivos de unagran densidad de estrellas que chocaran entre s en una reaccin en cadena hasta hacerexplotar el ncleo. Esta explosin cegara el resto de la galaxia. Es decir, son como galaxiassupernovas.

Su importancia reside en que dada su lejana, se ven tal como eran hace miles de millonesde aos; es decir, nos permiten estudiar el Universo en sus comienzos.

4.4. Nebulosas.

Antiguamente era sinnimo de galaxia. Hoy definen nubes csmicas de gases y polvo apartir de las cuales se han formado las galaxias y las estrellas.

Tienen forma bandeada con numerosos filamentos orientados segn las lneas de fuerzamagntica de la galaxia. Tambin parecen existir en el espacio intergalctico.

4.5. Radiacin remanente.

Puede proceder de explosiones de supernovas (rayos csmicos) o de una etapa inicial delUniverso, cuando la materia estaba muy comprimida y caliente (radiacin de fondo).

5. TEORAS COSMOGNICAS.

Tratan de explicar el origen del Universo. Hay 2 tipos de teoras: las explosivas y lasestacionarias.

5.1. Explosivas.

La expansin del universo vista al revs nos llevara al tiempo cero en el cual toda lamateria y la energa estara muy comprimida.

a) Teora del Big Bang:

De Lemaitre y Gamov. Hace 20.000 millones de aos toda la masa y energa estabacomprimida en un supertomo primigenio formado por neutrones y era muy radiactivo por loque estall. Los neutrones se desintegraron en electrones y protones que combinndose


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formaron todos los elementos qumicos. La enorme energa emitida es la que hoy registramoscomo radiacin de fondo.

La materia se condensara despus en nebulosas y luego en galaxias.

b) Modificacin de la teora del Big Bang.

Considera que tras la explosin slo se form H2. Los dems elementos se formarannuclearmente en el interior de las estrellas.

En cualquier caso la expansin sera una consecuencia de la explosin inicial. Pero,Seguir expandindose indefinidamente?. Se admite un valor de la densidad de materia en elUniverso crtico.

(a) Si la densidad real es mayor que dicho valor crtico, las fuerzas atractivasgravitacionales llegarn a frenar la expansin en primer lugar, y luego a volver aconcentrarla en un supertomo para repetir el ciclo. Este Universo sera cerrado yoscilante del tipo de Riemann.

(b) Si la densidad real es menor que dicho valor crtico, las fuerzas gravitacionales nopodrn frenar la expansin. Habr un Universo en expansin perpetua del tipo deLobachevsky.

El valor de la densidad real est prximo al valor crtico pero no se sabe si por encima opor debajo.

5.2. Estacionarias.

De Bondi, Gold y Hoyle. Se basan en el Principio Cosmolgico Perfecto: La uniformidaden el tiempo exige que el universo sea siempre igual; para ello el espacio producido alsepararse las galaxias ser ocupado por la creacin en l de otra nueva. Esta creacin continuade materia sera del valor de un tomo de H2/ao en un volumen de 5 Km3; esto esindetectable.

Esta teora est en descrdito actualmente.

6. EL SISTEMA SOLAR.

Es un conjunto de astros situados excntricamente en uno de los brazos de la Va Lctea.La Va Lctea es una galaxia espiral del tipo Sb y tamao medio-grande, con unos 100.000millones de estrellas; situada en el cmulo llamado Grupo Local (17 galaxias: Andrmeda,Gran Nube de Magallanes, Pequea Nube de Magallanes, Elptica del Escultor, Elptica delHorno, Espiral M31...). El 99'86% de la masa de este sistema est concentrada en su estrella,el Sol. Forman parte de l 9 planetas (aunque se apunta un dcimo: el Riga), 32 satlites, msde 30.000 asteroides, unos 100.000 millones de cometas, innumerables meteoritos, gas ypolvo.


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6.1. Componentes.

6.1.1. El Sol.

Es una estrella del tipo G clase V, con un dimetro de 1.400.106 km. y unaTEMPERATURA superficial de unos 6.000 K, situada a unos 150 millones de km. de laTierra. Est formado por un 70% de H2, 27% He y 3% de otros compuestos y elementos.

Gira sobre si mismo, variando su velocidad segn la situacin del observador (25 das enel ecuador, 30 das en los polos). Se mueve, en relacin a la galaxia, a unos 20 km./seg. haciala constelacin de Hrcules, cerca de la estrella Vega.

En la base de la fotoesfera la TEMPERATURA es 6.000K bajando en su parte externa aunos 4.500 K, volviendo a aumentar a travs de la cromosfera y la corona hasta alcanzar los2 millones de K. Tambin aumenta hacia el interior hasta alcanzar los 10-20 millones K.Por lo tanto la fotoesfera es la capa ms "fra" del Sol.

La fuente de energa son las reacciones termonucleares de fusin del H2 para dar He, queocurren en el ncleo del Sol. La energa escapa por radiacin, para hacerlo, en las capas msexternas, por conveccin.

Las manchas solares (de dimetro entre 1.000 y 100.000 km.) siguen un ciclo de periodomedio de unos 11 aos y producen campos magnticos intensos que producen fulguraciones(40 por mancha) que producen emisin de partculas que al alcanzar la Tierra son atrapadaspor su campo magntico perturbndolo. Producen tormentas magnticas que interfieren en laradiocomunicacin.

6.1.2. Los Planetas.

Son cuerpos slidos que no alcanzan la masa suficiente para tener una TEMPERATURAadecuada para emitir luz, y que giran en torno al Sol. Este movimiento sigue las leyesdinmicas de Newton basadas en las tres leyes de Kepler:

1.- La rbita es una elipse en uno de cuyos focos se encuentra el Sol. Se llama Afelio yPerihelio a los puntos de mxima y mnima distancia al Sol, respectivamente.

2.- El radio vector que une el Sol a un planeta barre reas iguales en tiempos iguales. Porlo tanto, el planeta va ms despacio en el afelio que en el perihelio.

3.- El cuadrado del periodo de revolucin de un planeta es proporcional al cubo delsemieje mayor de su rbita.

Todas las rbitas son elipses casi circulares salvo la de Mercurio y Plutn y sus planosforman pequeos ngulos con el plano ecuatorial del Sol, salvo Mercurio y Plutn. Todosgiran en sentido contrario a las agujas del reloj (vistos desde el polo Norte de la Tierra)alrededor del Sol; y todos, menos Venus y Urano tienen movimientos de rotacin en el mismosentido que el de traslacin.


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Generalmente se agrupan en: planetas interiores y exteriores separados por un cinturn deasteroides.

a) Planetas internos o terrestres.

Son Mercurio, Venus, La Tierra y Marte. Son los ms interesantes geolgicamente porparecerse a la Tierra en cuanto a la masa, densidad y composicin general. Se consideranplanetas "rocosos" por estar formados mayoritariamente por silicatos rodeando un ncleo dehierro. La densidad oscila alrededor de 5 g./cm3. Sus atmsferas son poco extensas y pocodensas ya que su poca gravedad permiti el escape al espacio de los gases ligeros (H2 y He).Poseen pocos o ningn satlite y movimientos de rotacin lentos.

b) Planetas exteriores o gigantes.

Sus dimetros oscilan entre 4 (Neptuno) y 11 veces (Jpiter) el de la Tierra y la masava desde 15 veces (Neptuno) a 300 veces (Jpiter) la de la Tierra. En cambio la densidad esmucho menor (de 0'7-1 '7 g./cm3) as como la TEMPERATURA superficial que alcanza lascentenas de grados por debajo de 0C. Las atmsferas son muy extensas y densas; con H2, He,NH3, CH4 y H2O, en estado slido, constituyendo la mayor parte de la masa de cada planeta.Se incluyen en este grupo Jpiter, Saturno, Urano y Neptuno, quedando Plutn en unaposicin no clara, pues en parte coincide con los exteriores (posicin, atmsfera..) y en partecon los interiores (tamao, masa, etc.).

c) Los asteroides.

Llamados tambin planetas menores o Planetoides, son cuerpos rocosos de pequeotamao (de 1000 a menos 1 km. de dimetro). Su n es superior a 40.000. Suelen tener formasirregulares, salvo los dos mayores (Ceres 1.000 Km., Pailas 500 Km.).

Algunos tienen rbitas muy excntricas acercndose, a veces, a la Tierra (Eros en1975, Icaro en 1968, etc.).

Por su composicin se clasifican en: Sideritos (de NiFe, su densidad es de 7'5);Siderolitos (NiFe + Silicatos, densidad aproximada de 5) y Aerolitos (Silicatos -olivino ypiroxenos- cuya densidad es 3'5). Una teora antigua los considera restos de un gran planetaque existi entre Marte y Jpiter. Hoy se cre que la influencia perturbadora de estos dosplanetas impidi que la materia entre ellos situada se condensara en un slo cuerpo. Adems,los choques entre ellos los van deshaciendo en fragmentos ms pequeos.

En ocasiones, algunos asteroides entran en la rbita terrestre pudiendo desintegrarse alchocar con la atmsfera (estrellas fugaces) o no. Estos ltimos son los Meteoritos cuyotamao oscila entre unos pocos cm. hasta los 100 m. de dimetro. Sus impactos sobre nuestracorteza producen crteres (o astroblemas). El mejor conocido es el Barringer (o CrterMeteor) de Arizona (cuyo dimetro es de 1.200 m. Y su profundidad de 180 m.) sobre unaplanicie de estratos casi horizontales de caliza y arenisca. Sin embargo los gelogos noadmiten uniformemente que estos crteres se deban todos al impacto de meteoritos, existiendoteoras sobre origen volcnico {estructuras criptovolcnicas). En todo caso, los impactos sonpoco frecuentes en los ltimos 100 millones de aos, pero se admite que al comienzo del


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Precmbrico fuesen importantes; algunos autores sealan que estos impactos fragmentaron lalitosfera en formacin dando origen al movimiento de las placas.

d) Los cometas.

Son cuerpos que describen rbitas muy excntricas, elpticas, hiperblicas oparablicas. Estos 2 ltimos posiblemente originados de los primeros por influencia de lasrbitas planetarias, acaban siendo expulsados del Sistema Solar. Constan de un ncleo rocosoque al acercarse al Sol forma una Cabeza o Cabellera luminosa de la que nace una COLA queapunta constantemente en direccin opuesta al Sol por la presin de la radiacin solar. Elorigen de los cometas es incierto. Woerkon-Oort lo sita en una nube de ncleos a mitad decamino entre el Sol y la estrella ms prxima. Por perturbaciones estelares uno de cada100.000 abandonara la rbita normal circular para acercarse al Sol. A cada paso por elperihelio agotara parte de su material hasta descomponerse en infinidad de partculas ("lluviade estrellas").

El cometa ms conocido es el Halley que vimos en 1986 y volver dentro de 76 aos(a contar desde 1986).

6.1.3. Geologa De Los Planetas.

6.1.3.1. MERCURIO.

Ms pequeo que la Tierra (su radio es de 2.500 km., la masa un 6% de la de la Tierra)pero de densidad media similar (5'4 g./cm3). Carece de atmsfera, aunque se ha detectadotrazas de CO2 y gases pesados. El Mariner 10 pas cerca de este planeta en 1974 revelandouna superficie similar a la Luna (regolita de menor densidad, crteres de distintas edades,llanuras oscuras, escarpes largos y rectos y prominencias estrechas que inducen a pensar encompresin cortical, no se observaron arroyos sinuosos). Aunque se admite un ncleo deNiFe, la lentitud de la rotacin impide que se produzca un efecto de dnamo tal que genere unpotente campo magntico. la extremada delgadez de la atmsfera indica que no hay accinerosiva de fluidos.

6.1.3.2. VENUS.

Su tamao, densidad y masa (radio = 6.100 km., densidad = 5'2 g./cm3, masa = 80%de la terrestre) lo hacen muy parecido a la Tierra, pero su densa atmsfera (97% CO2, 2% COy 1% H2O) crea un fuerte efecto invernadero (la Temperatura es superior a los 400C). Losdatos que se tienen proceden de las naves soviticas Veneras (8, 9 y 10, de 1975), de laestadounidensse Pioner y de imgenes de radar: revelan riqueza en uranio, torio y potasiosemejante a nuestros basaltos y rocas intermedias (entre basaltos y granitos). Se observaformaciones elevadas (5-6 km.) muy extensas del tipo de mesetas (como la de Maxwell),volcanes de escudo, crteres, cauces anchos y secos, prominencias curvas paralelas, etc.Parecen indicar que est o ha estado tectnicamente activo. Tambin se observan superficiesde bloques angulosos y acumulaciones de polvo que podran indicar accin elica.


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6.1.3.3. TIERRA.

Es el ms complejo desde el punto de vista fsico y biolgico. Tiene forma de geoide,elipsoide de revolucin achatado (el radio ecuatorial es de 6.378 km. Y el radio polar es 21km. menor, su masa es 6.1027 g., y su densidad es 5'52 g./cm3). La superficie (510 millonesde Km2) se reparte en 149 millones a los continentes y 361 a los ocanos. Presenta una alturamxima de 8.882 m. (Everest) y una mnima de -392 m (Mar Muerto), siendo la media 825 msobre el nivel del mar.

La composicin media es Fe (35%), O (28%), Mg (17%), Si (13%), Ni (2'7%) y concantidades inferiores al 1 % de S, Al, Co, Na, Mn, K, Ti, P, Cr.

Se distinguen en ella un Ncleo de NiFe, manto de peridotitas, una corteza de silicatosde Al y Mg y una atmsfera de O2 y N2 en estado gaseoso.

Los movimientos principales de la Tierra son:

a) Traslacin:

rbita elptica (eclptica) con la que el ecuador forma un ngulo de 23 27'.Velocidad media de traslacin = 29'6 km./seg.Duracin de 1 vuelta = 365'25 das.

b) Rotacin:

Directa (de oeste a este), en 23 h 56'. Velocidad ecuatorial = 1.675 km/h.

c) Precesin:

Cono descrito por el eje de rotacin con vrtice en el centro del planeta, comoconsecuencia de la atraccin del Sol y la luna.

d) Nutacin:

"Cabeceo" en forma de elipse de los polos alrededor de su posicin media (perodode 18'6 aos), circulo polar de precesin ondulado. Es debido a las variaciones delplano de la rbita lunar en torno a la Tierra.

El satlite de la Tierra es la luna, de radio de unos 1.700 km. y masa 1/81 de laterrestre. Este tamao relativamente grande hace considerar al par Luna-Tierra como unplaneta doble.

La rbita lunar es una elipse excntrica (apogeo cuando est ms alejada, y perigeocuando est ms prxima).

Su revolucin es de 27'32 das (llamado mes sidreo) con relacin a las estrellas fijas,y de 29'5 das (mes sindico) con relacin al Sol (rige las mareas).


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Su rotacin es de un perodo de 27'32 das y slo vemos una cara de la luna.

La superficie lunar muestra unas formas que son consecuencia de:

- Baja gravedad ( = 1/6 de la terrestre).

- Ausencia de atmsfera: posiblemente es una consecuencia de la baja gravedad.Implica absorcin de la radiacin solar durante el da (de unas 2 semanas) entoncesaumenta la TEMPERATURA (sobre los 100C al medioda) y prdida rpida porla noche (-200C).

- Ausencia de agua.

Los accidentes ms destacables son:

- Mares: Son las reas oscuras que se observan. Son llanuras que Galileo interpretcon verdaderos mares (mare plurar: maria). Constituyen el 40% de la caravisible, son 10 grandes reas y una todava mayor (Oceanus Procellarum). Puedenser de contornos circulares (por choque de asteroides o cometas) o irregulares (porinundacin de zonas bajas por otros materiales).

- Cordilleras: Son zonas abruptas y elevadas, muy abundantes en la cara oculta. Enla visible suponen un 60% de la superficie. Galileo las llam "tierras". En esta caraforman 20 grupos de los cuales el ms destacado son los Apeninos, que bordean elMare Imbrium, con picos de 4-5 km. En el polo Sur est la Sierra leibnitz, conpicos de 11 km. de altura.

- Crteres: Son unos 200.000 en la cara visible (muy abundantes en la otra cara) detamaos que oscilan entre 1 m. y varios Km. de dimetro (el mayor es el Claviusde 235 km.). Suelen ser de bordes abruptos y fondo plano aunque en algunospuede observarse un pico central y de otros parten rayos lunares (ej. delCopernicus). Son debidos a impactos de meteoritos o a procesos volcnicos. Engeneral los recientes tienen tonos claros y paredes abruptas. Los viejos son oscurosy de paredes ms o menos desgastadas por choques de otros meteoritos o lentosprocesos de cada gravitacional.

- Cauces: De aspecto de can, rectos, irregulares o sinuosos. Se interpretan comohundimiento de tneles de lava o fracturas de la corteza lunar.

- Murallas: Son escarpes rectos interpretados como escarpes de falla.

Origen de los crteres y Mares: Segn Urey-Gilbert son debidos a impactos demeteoritos. El pico central de algunos de ellos se puede explicar por uno de estos procesos:

- Rebote elstico del material comprimido por el choque.

- Rebote isostsico al faltar material por el choque.


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- Extrusin gnea del material fundido por el choque.

Las rocas lunares pueden clasificarse en 2 grupos:

- gneas, tanto de grano fino como grueso (basalto y anortosita).

- Brechas de fragmentos gneos (las ms abundantes) formadas probablemente pormetamorfismo de impacto.

- Regolita de grano arenoso o limoso que se compacta por compresin. Estcompuesta por fragmentos minsculos de basalto y anortosita y unas esferas devidrio (esfrulas) producidas por solidificacin rpida tras la fusin por el impactode un meteorito.

La regolita formara una capa pulverulenta superficial. Los mares tendran basalto ylas cordilleras anortosita (ms propiamente gabro anortostico).

El interior probablemente carece de un ncleo de Fe (muy bajo en proporcin de Fe enla composicin lunar) por lo que se cre que bajo la corteza hay un manto de pirosceno yolivino, descentrado, es decir, desplazado hacia la cara que mira a la Tierra. Se especula conuna zona central plstica por fusin parcial (por debajo de los 1.700 km. del manto yTEMPERATURA de unos 1.600C).

6.1.3.4. MARTE.

Ms pequeo que la Tierra (su radio es de 3.500 km., densidad de 4 g./cm3, masa un11% de la terrestre). Tiene una atmsfera rica en CO2 (95%, + 2-3% de Ne, 1-2% Ar y unpoco de O2, de presin 1/100 de la terrestre (lo que implica vientos rpidos y por tanto intensaaccin elica).

Los datos proceden del Mariner 9 (1971-72) y de los Viking (I y II en 1976): Elhemisferio sur presenta una superficie similar a la lunar con crteres de edad similar a loslunares. El hemisferio Norte apenas tiene crteres.

Entre los accidentes importantes sealaremos: volcanes en escudo enormes (MonsOlympus con 500 km. de dimetro en la base) y coladas de lava (indican acumulacioneslocales de calor, posiblemente radiognico), rift enormes como el Valles Marineris (100 km.de anchura, 6 de hondo, 5.000 km. de longitud); no hay, sin embargo, indicios de zonas desubduccin ni de cinturones montaosos de compresin. Enigmticos son los caucesexcavados, posiblemente, por flujo de fluido (en la zona norte del sistema de rift) semejantes alas redes hidrogrficas anastomosadas de las regiones secas terrestres. Una explicacin(Strahler) es la fusin sbita del hielo contenido en el suelo lo que implica grandes avenidas.

Importante es la accin elica (cuando se pos el Mariner 9 gener una tormenta depolvo que oscureci la superficie marciana durante semanas) con depsitos semejantes a loserg terrestres, y rocas con muestras claras de impactos de arenas y limos, y a sotaventopequeos depsitos de material ms fino.


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Los anlisis espectroscpicos de fluorescencia de rayos X realizados por el Viking IIdemostraron que la regolita superficial es de un rojo ladrillo uniforme atribuido a una delgadaptina de limonita o goethita. Los elementos ms abundantes son Fe (15%), Si (15-30%), Ca(5-10%) y Al (2-5%); tambin S, K, CI y Ti. Esto indica una roca rica en olivino y piroxeno,roca extrusiva mfica o ultramfica.

Otro aspecto importante es la presencia de casquetes polares con una delgada capa dehielo de CO2 que experimenta cambios estacionales de tamao (las estaciones tienen dobleduracin que las terrestres por mayor rbita, la existencia de estaciones se debe a lainclinacin del eje de rotacin, igual que las terrestres). En verano queda reducido a uncasquete que se cree de hielo de H2O. Aparece entonces los casquetes como una piladerrumbada de fichas dispuestas en espiral con alternancia de capas de hielo y polvo.

Todos los accidentes y materiales parecen indicar fenmenos volcnicos, tectnicos yerosivos con un grado de actividad intermedio entre la Tierra y la Luna.

Los Viking pasaron cerca de las 2 Lunas de Marte (Fobos y Deimos) de formairregular y superficie sembrada de crteres. Son de tamao pequeo (25 km. de dimetro) loque parece indicar que son asteroides capturados por este planeta.

6.1.3.5. JPITER.

Es el mayor planeta del Sistema Solar (su radio es mayor de 70.000 km., densidadigual a 1'3 g./cm3, su masa es 300 veces la terrestre y la TEMPERATURA superficial es de 138C) cuya masa es 2'5 veces la de los dems planetas juntos lo que le hace desempear unimportante papel en la mecnica del sistema produciendo perturbaciones en las rbitas de losdems planetas.

Su atmsfera es muy densa (80% H2, 20% He y otros componentes: CH4, NH3, etc.) ypresenta rotacin diferencial. Se distinguen bandas claras y oscuras alternas, paralelas alecuador (entonces nubes altas las claras y bajas las oscuras, con un salto de unos 20 km.).Enlas bandas se observan manchas cambiantes lo que implica turbulencias atmosfricas.

Las medidas en infrarrojo han demostrado que Jpiter irradia 2'5 veces ms energaque la que recibe del Sol, lo cual lleva a la conclusin de que la dinmica atmosfrica estgobernada por la irradiacin del propio planeta (bandas claras ascendentes y calientes, oscurasdescendentes fras). Hay tambin movimiento horizontal E-O en sentido contrario en cadahemisferio, por tanto hay vientos (600 km./h) y torbellinos, por ejemplo: Gran Mancha Roja(hemisferio Sur) que es un huracn gigante que emerge unos 8 km. por encima de las nubescircundantes.

El interior del planeta sera rocoso con una masa de 10-20 veces la de la Tierra. Porencima encontraramos H2 metlico y ms superficialmente He lquido para pasar a gaseosoen la atmsfera. El He por su mayor densidad tiende a emigrar hacia las capas internas, lo queproduce una fuente de calor (por contraccin gravitacional) que explica la irradiacin delplaneta. Esto es semejante a lo que sucede en el origen de una estrella. sto y su composicinparecida a la del Sol parece indicar que es una estrella fallida por no tener suficiente masapara que la TEMPERATURA se elevara hasta permitir las reacciones termonucleares.


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La sonda Voyager puso en evidencia la existencia de un fino anillo material alrededordel planeta (con una anchura de 6.500 km. y un espesor de 1 km.) posiblemente de hielo ypolvo.

Debido a su gran masa, Jpiter presenta unos 16 satlites, de los cuales 4 (lo, Europa,Ganmedes y Calixto) son los ms importantes por sus dimensiones planetarias. Se lesdenomina galileanos porque fueron descubiertos por Galileo en 1610. Constituyen una rplicaen miniatura del Sistema Solar. Los dems son pequeos y se interpretan como asteroidescapturados.

Las 4 grandes Lunas son poco densas por lo que se supone que carecen de ncleosmetlicos. La roca silictica es el componente fundamental junto con una capa superficial dehielo. Calixto es el que presenta mayor densidad de crteres, mientras que lo presentavolcanes sulfurosos y un anillo de azufre ionizado. Ganmedes y Europa presentan accidentessuperficiales lineales interpretados como fallas mltiples o fracturas de extensin de la cortezade hielo.

6.1.3.6. SATURNO.

Segundo planeta por su masa del Sistema Solar. Los datos proceden principalmente delas sondas Voyager de 1980 y 1981 (su radio es de 60.000 Km., densidad de 0'7, masa de 100veces la terrestre).

Atmsfera similar a la de Jpiter pero de menor contenido de He y mucho mayor deCH4 y NH3, componentes fundamentales de sus nubes. Tambin aparece el bandeado peromenos intenso, las turbulencias y las cls convectivas (menor nmero), las corrientes E-O ylos fuertes vientos que en este planeta se concentran en la zona ecuatorial (1.800 km./h.)desapareciendo a partir de los 40 de latitud. La dinmica atmosfrica tambin est reguladapor la irradiacin (contraccin gravitacional) del propio planeta (3 veces la que recibe delSol).

La estructura interna tambin es similar pero la mayor proporcin de H2 lo que implicamenor densidad del Ncleo, unas 25 veces la Tierra, compuesto por un centro rocoso y unacapa lquida (agua, metano y amoniaco).

Lo ms caracterstico es su sistema de anillos (aunque ya hemos visto que Jpitertambin los posee, y tambin Neptuno) cuya naturaleza fue ya interpretada por Huygens(1655). A finales de los 70 haba 6 anillos. En 1980/81 el Voyager comprob que cada anilloera un conjunto de anillos concntricos, por tanto el nmero total de anillos era de miles. Sonbloques de hielo mezclado con polvo y fragmentos minerales. Las bandas oscurascorresponden a zonas con menor densidad de material. El tamao de los fragmentos oscilaentre el grano de arena y varios m3. Su estabilidad es el resultado de la atraccin del planeta yde sus satlites. En cuanto a su origen, no hay acuerdo: unos autores consideran quecorresponderan a 1 ms satlites que no llegaron a formarse; otros, que son fragmentos desatlites que orbitaban demasiado cerca del planeta (inferior al lmite de Roche), otros que sonmateriales procedentes del mismo planeta, y, en fin, otros que consideran todos estos procesosy no uno slo.


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Adems de los anillos, posee 17 satlites de los cuales 9 eran conocidos antes de lasmisiones espaciales (Mimas, Encebado, Tetis, Dione, Rea, Titn, Hiperin, Japeto y Febe); en1966 de descubre Jano, ms prximo a Saturno, en 1979 a Epimeteo, prcticamente en lamisma rbita que Jano. Cuando se alcanzan, el satlite ms interno pasa a una rbita superiory el externo a una inferior, intercambiando, pues, sus posiciones relativas (por variacin delmomento angular por accin de la gravedad: el interno aumenta su momento, y el externodisminuye su momento). Esto ocurre cada 4 aos terrestres. Otros satlites recientementedescubiertos son Calipto, Telesto, Atlas... y pequeos satlites en los bordes de algunosanillos.

6.1.3.7. URANO.

Desconocido por los antiguos, fue descubierto en 1781 por William Herschel. Es muyparecido a Neptuno pero algo mayor (radio de 25.000 km., densidad de 1'6 y masa igual a 15veces la terrestre).

Los datos disponibles hacen pensar que consta de un ncleo "rocoso" slido o lquidode silicatos e hierro; un manto de agua, CH4 y NH3 y por ltimo una atmsfera gaseosa de H2y He. En 1977 se descubrieron sus anillos, nueve, ocho de ellos de menos de 10 km. de ancho,siendo el ms externo el ms ancho (20-100 km.). Tres son circulares y los seis restanteselpticos. En 1986 la nave Voyager 2 descubri un nuevo anillo de 100 bandas casitransparentes y varios anillos incompletos. Estos anillos son ms oscuros que los de Saturnopor no tener las partculas recubiertas de hielo.

Cuenta con quince satlites (Miranda, Ariel, Umbriel, Titania y Obern, y otros diezdescubiertos por la Voyager, cuyas rbitas se sitan entre los anillos. Son de forma irregular ypequeos (radio de 20-40 km.) siendo el ms externo el ms grande (r = 80 km.).

Gira en sentido retrgrado (igual que Venus) sobre un eje muy inclinado(prcticamente situado en el plano de su rbita) por lo que un da polar dura 42 aos, mientrasque en el otro polo es de noche (otros 42 aos).

6.1.3.8. NEPTUNO.

Descubierto en 1846 por Galle, aunque haba sido predicho por Verrier por su efectosobre las rbitas de Urano.

Es muy similar al anterior y tambin presenta anillos aunque ms tenues. Posee 2satlites (Tritn y Nereida).

6.1.3.9. PLUTN.

Identificado en 1930 por Tombaugh y anteriormente predicho (1915) por Lowell yPickering por las perturbaciones en el movimiento de Urano y Neptuno.

Es pequeo (radio de 1.700 km., densidad igual a 1 y masa 0'15 veces la terrestre), ysu densidad y masa no explican las citadas perturbaciones por lo que se especula con undcimo planeta.


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Parece estar cubierto por CH4 helado bajo el que habra hielo recubriendo un ncleorocoso de 600 km. de radio.

Su rbita es muy excntrica penetrando peridicamente en la de Neptuno (as sucededesde 1979 y durar hasta 1999).

Algunos autores lo consideran como un antiguo satlite de Neptuno.

En 1978 se le descubri un satlite (Carn) de dimensiones semejantes a Plutn, por loque se les considera como un planeta doble.

7. ORIGEN DE LA TIERRA y DEL SISTEMA SOLAR.

Existen muchas teoras que podemos agrupar en dos categoras: Catastrofistas yNebulares.

7.1. Catastrofistas.

Consideran que el Sol se form con anterioridad a los planetas, los cuales proceden de lamateria desprendida del Sol por la atraccin de una estrella que pas cerca de l. Esta materiagaseosa comenz a girar en rbita excntrica en torno al Sol y en ella, por enfriamientocomenz la condensacin por atraccin gravitacional entre las partculas, formndoseplanetesimales. Estos chocaran entre s produciendo estallido por fusin. Los planetesimalesms grandes pudieron recoger estos fragmentos e incluso planetesimales ms pequeos sinestallar aumentaron de tamao hasta llegar a las dimensiones de los planetas actuales.

Una variante considera que la materia arrancada al Sol se dispuso en forma de huso y porenfriamiento se desgaj en varias regiones, cada una de las cuales form un planeta. Estoexplicara que Saturno y Jpiter, planetas centrales, sean los ms grandes.

El inconveniente es que la estrella tuvo que pasar a un radio Solar de distancia del Sol porlo que el Sistema Solar debera ser de menores dimensiones a las reales.

7.2. Nebulares.

Tienen su origen en la Teora de Kant-Laplace de 1796: Una nebulosa interestelar de gasanimada de una rotacin lenta fue contrayndose por la fuerza gravitatoria lo que aumento suvelocidad de rotacin, lo que supuso una contraccin mayor en la direccin del eje de giro queen la perpendicular, apareciendo la forma de disco. Como la fuerza gravitatoria es mayor enel centro, all se forma un ncleo denso. Este ncleo es el Protosol cuya velocidad de rotacindesprendi al anillo gaseoso. Al aumentar la contraccin del protosol fueron desprendindoselos diferentes anillos, hasta que el ncleo se estabiliz al ser igualada la fuerza gravitatoria porla presin gaseosa hacia afuera. Al condensarse cada anillo se formaron los planetas.

El problema de esta teora est en que, para haberse podido formar los anillos el momentoangular del Sol debi ser 200 veces el actual.


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a) Modelo TERHAAR

Supone, al igual que la catastrofista, una existencia previa del Sol, en torno al cual seacumul una nube interestelar que comenz a girar hasta constituir un disco plano cuyaspartculas giraban tanto ms deprisa, cuanto ms prximas estaban del Sol, creando capas develocidad de giro: los materiales pesados se situaron cerca del Sol, los ligeros lejos, dandolugar a los 2 grupos de planetas: internos y externos. Como el material ligero es mucho msabundante, los planetas externos sern mayores.

La formacin de planetas se debera al efecto de captura de material por los remolinosdirectos formados entre los remolinos materiales retrgrados de cada capa. Esta primeracondensacin ira acompaada de un proceso de acrecin semejante al descrito para losplanetesimales.

b) Modelo de HAY ASHI

La nebulosa original evolucionara segn lo descrito por Laplace pero no considera unaumento constante de su velocidad de giro ya que esto supondra un aumento de la fuerzacentrfuga y por ello no se condensara el protosol. Supone que los campos magnticosproducidos transfieren la rotacin desde el ncleo central a los discos perifricos permitiendoas la condensacin del PROTOSOL y la distribucin actual del momento angular (2% en elSol y 98% en los planetas).

c) Modelo de HOYLE-ALFVEN

Supone que el material de la nebulosa estaba ionizado y en rotacin, por lo que laslneas de fuerza del campo magntico de la nebulosa interaccionan con las partculascargadas. As, al producirse la emisin de un disco material, por la fuerza centrfuga, laslneas del campo magntico actuaron de conexin entre el ncleo central y el disco emitido;estas lneas magnticas frenaron la rotacin del ncleo y aceleraron el giro del anillo con loque se alejara ms del ncleo.

Este modelo completa al anterior al explicar cmo se produce la transferencia delmomento angular y cmo se pudo llegar a rbitas tan lejanas como las de Neptuno.

d) El caso de Plutn

No puede explicarse por ninguna de estas teoras. Actualmente se le considera comoun antiguo satlite de Neptuno cuya rbita cambi al pasar cerca de la de Tritn (otro satlitede Neptuno) de modo que escap de la influencia gravitatoria del planeta y pas a girar entorno al Sol.

7.3. Cronologa.

La nebulosa solar empez su contraccin hace unos 5.000 millones de aos y la acrecinde los planetas qued completada hace unos 4.500 millones de aos.


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La Tierra, como los otros planetas interiores, posiblemente no estuvo en un estadofundido en ningn momento de la acrecin, salvo en los lugares de choque de grandesfragmentos. En este estado, la Tierra era una mezcla de material diverso que ira segregndosepor el calor producido por radiactividad que fundi el interior profundo del planeta. Estasegregacin dio lugar al ncleo de NiFe y al manto. Las primeras rocas corticales aparecen enla Tierra hace unos 3.800 millones de aos. El agua y los gases primitivos (NH3, CH4) fueron,probablemente, barridos en los primeros momentos de la acrecin por calentamiento y por elviento solar. La atmsfera terrestre se form posteriormente por desgasificacin a partir de losprocesos volcnicos. El H2O(v) de la atmsfera, al enfriarse la Tierra, se condens en H2O(l) yform la Hidrosfera.

En cuanto al origen de la Luna hay tres teoras fundamentales:

(1) Acrecin de Luna y Tierra, como un planeta binario, al mismo tiempo y lugar de lanebulosa. Sin embargo no explica la carencia de Fe de la Luna.

(2) Captura de la Luna ya formada por la atraccin gravitatoria al pasar cerca de laTierra. La Luna se habra formado por acrecin en otro lugar de la nebulosa. Es difcil aceptarla captura de un cuerpo planetario tan grande como la Luna.

(3) Fisin de material procedente de la Tierra (sobre todo del manto). Fue propuesta porel hijo de Darwin: el giro rpido de la Tierra produjo una intumescencia (en la cuenca delocano Pacfico) que se separ y form la Luna. Recientemente se ha resucitado esta hiptesissugiriendo que el material fue arrancado por el choque de un gran asteroide. Sin embargo, laabundancia de elementos menores es muy diferente en la Tierra y en la Luna, lo que haceimprobable esta hiptesis de la fisin.


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FIGURAS DEL TEMA 1


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Tema 1 La Tierra en El Universo. Geología de Los Planetas. Origen de La Tierra y Del Sistema Solar

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