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GUÍA ASTRONÓMICA: 6. SOL, LUNAS Y PLANETAS

Por Juan Carlos Vallejo Velásquez Dirección: Prof. Gonzalo Duque-Escobar

Trabajo de la Maestría en la Enseñanza de las Ciencias Exactas y Naturales

Manizales, Enero de 2014

UNIVERSIDAD NACIONAL DE COLOMBIA SEDE MANIZALES

Las hipótesis del origen del Sistema Solar y La Tierra, se pueden clasificar en dos grupos: Catastróficas o de Fragmentación y Nebulares o evolutivas. Las teorías catastróficas tienen como punto de partida el paso de una estrella cerca del Sol; la atracción gravitatoria que se produjo causó la formación de protuberancias gaseosas, las cuales se enfriaron y formaron planetesimales, que al unirse formarían los planetas. Las teorías nebulares parten de una nube de gas y polvo, que en su movimiento rotatorio ocasiona la condensación de los elementos que formarán los cuerpos del sistema solar.

TEORÍAS SOBRE LA FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR

GUÍA ASTRONÓMICA: 6. SOL, LUNAS Y PLANETAS

Teoría Infinitesimal (Evolutiva) Immanuel

Kant, 1755. Supone la existencia de polvo

describiendo órbitas. Posteriormente esta

nube de materia en suspensión se

compacta formando los miembros del

sistema solar, tras una acreción

gravitacional, es decir, un colapso de esa

nube debido a que su densidad ha superado un cierto valor crítico.

SOL, LUNAS Y PLANETAS


Teoría de la Nebulosa (Evolutiva) Simón

Laplace, 1796. Supone una bola de gas

caliente en rotación la cual, al enfriarse la

masa, sufre achatamiento y de éste modo

el desprendimiento gradual de anillos del

sistema. Por cada anillo ecuatorial

separado de la nebulosa se forma un

planeta del sistema solar a partir de núcleos de acreción.

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Teoría Planetesimal (Catastrófica). Chamberlain-Moulton, 1905.

Supone una estrella que se aproxima al Sol

para arrancarle hinchazones ígneas; estas

explosiones levantan materia pero los

brazos que caen chocan con brazos en

ascenso, resultando de las colisiones

pequeñas esferas de tamaños variables y

órbitas diferentes llamadas planetesimales:

del choque entre ellas se formarán los planetas.



Teoría de la Gota (Catastrófica) Jeans-

Jeffreys, 1919. Recoge las dos teorías

anteriores. La estrella invasora al

aproximarse al Sol, le arranca una inmensa

gota de gas en estado caliente que al

enfriarse se fragmentará produciendo

esferas de tamaño ordenadamente variable (planetas).

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Teoría Magneto hidrodinámica (Evolutiva) En

1899 el noruego Kristian Birkeland formularía la

teoría de que las fuerzas electromagnéticas del

Sol provocarían las condensaciones necesarias

para que alrededor de ellas se formasen, por

gravedad, los planetas. Esta teoría sería

completada por Fred Hoyle y Hannes Olof Gösta

Alfvén. En su hipótesis afirman que la nebulosa

primitiva era muy grande (de varios años luz). Al

contraerse la materia lo harían también las líneas

de fuerza del campo magnético y giraría cada vez

más rápido. De esta manera se separan los anillos

de materia que formarán los planetas. Pero las

líneas de fuerza magnéticas se comportarían

como cuerdas elásticas. Al deformarse por la

formación de los planetas frenarían al Sol y

acelerarían a los planetas. Esta teoría exige que la

temperatura inicial no sea demasiado elevada.



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http://es.wikipedia.org/wiki/Teor%C3%ADa_nebular

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ESTRUCTURA INTERNA DE LOS PLANETAS

Guía Astronómica Gonzalo Duque

http://solarsystem.dlr.de/TP/aufbau_de.shtml



ESTRUCTURA ATMOSFÉRICA DE LOS PLANETAS

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ESTRUCTURA INTERNA DE LAS LUNAS DEL SISTEMA SOLAR



Las lunas del sistema solar, también llamados satélites, tienen muchas formas, tamaños y tipos. Por lo general, son cuerpos sólidos, y pocas de ellas tienen atmósferas. La mayoría de las lunas de los diferentes planetas, probablemente se formaron a partir de los discos de gas y polvo que circulan alrededor de los planetas del sistema solar temprano.



LA LUNA

Es el único satélite natural de la Tierra y el único cuerpo del Sistema Solar que podemos ver en detalle a simple vista o con instrumentos sencillos. La Luna refleja la luz solar de manera diferente según donde se encuentre. Gira alrededor de la Tierra y sobre su eje en el mismo tiempo: 27 días, 7 horas y 43 minutos. Esto hace que nos muestre siempre la misma cara. No tiene atmosfera ni agua, por eso su superficie no se deteriora con el tiempo, si no es por el impacto ocasional de algún meteorito. La Luna se considera fosilizada. El 20 de julio de 1969, Neil Armstrong se convirtió en el primer hombre que pisaba la Luna, formando parte de la misión Apollo XI. Los proyectos lunares han recogido cerca de 400 kg. de muestras que los científicos analizan.

http://www.xtec.cat/~rmolins1/solar/es/lluna.htm

ce-se-vede-de-pe-luna-imagini-de-pe-luna-pamantul-si-luna-vazute-din-spatiu

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LA LUNA Y LAS MAREAS

La marea es el cambio periódico del nivel del mar producido, principalmente, por las fuerzas gravitacionales que ejercen la Luna y el Sol sobre la Tierra.

www.reysapo.com.uy



CARTOGRAFIA DE LA LUNA

Selenografía es el estudio de las características de la superficie y física de la luna. La idea de

que la Luna no era perfectamente lisa puede rastrearse ya en aproximadamente 450 AC, cuando

Demócrito creía que había "altas montañas y valles huecos" en la Luna. Sin embargo, no fue

hasta finales del siglo 15, cuando comenzó un estudio serio de selenografía. Alrededor de 1603,

William Gilbert compiló el primer dibujo lunar basado en observaciones a simple vista. Otros

pronto siguieron, y cuando el telescopio hizo su aparición, los dibujos que se iniciaron al principio

no eran muy precisas, pero pronto se hicieron mejores ya la óptica mejorada. A principios del

siglo 18, se midieron las libraciones de la Luna, lo que demuestra que más del 50 por ciento de la

superficie lunar era visible a los observadores. En 1750, Johann Meyer produjo el primer conjunto

fiable de las coordenadas lunares que permitan a los astrónomos localizar funciones en la Luna.

El mapeo sistemático de la Luna comenzó oficialmente en 1779 cuando Johann Schrter comenzó

a hacer observaciones minuciosas y las mediciones de las características lunares. La primera

gran mapa publicado de la Luna, cuatro hojas en tamaño, fue publicado en 1834 por Johann

Heinrich von Mdler, que siguió esto para arriba con la publicación de un libro titulado "El

selenografía Universal. Todas las mediciones se realizaron mediante la observación directa hasta

marzo 1840, cuando JW Draper, usando un reflector de cinco pulgadas, produjo un daguerrotipo

de la Luna, introduciendo así la fotografía al mundo astronómico. Hacia 1890 la fotografía lunar

se había convertido en una rama reconocida de la investigación astronómica.

El siglo 20 trajo más avances para el estudio de la Luna. En 1959, la rusa Luna 3 envió las

primeras fotografías de la cara oculta de la Luna, dando al mundo el primer vistazo de la hasta

entonces lado oculto de nuestro satélite. Estados Unidos lanzó la nave espacial Guardabosques

entre 1961 y 1965 para tomar fotografías hasta el instante en que impactó la superficie, los

orbitadores lunares entre 1966 y 1967 para fotografiar la Luna desde la órbita, y los topógrafos

entre 1966 y 1968 para tomar fotos y suaves la tierra en la superficie lunar. Los rusos Lunokhods

1 y 2 recorrieron casi 50 kilómetros de la superficie lunar, obteniendo imágenes detalladas de la

superficie lunar. La nave espacial Clementine obtuvo el primer mapa global de cerca de la

topografía de la Luna, así como las imágenes multiespectrales. Todas estas misiones devueltos

fotografías que eran cada vez más de una mejor resolución.

http://centrodeartigos.com/articulos-educativos/article_13765.html

Es.wikipedia.org





MARES LUNARES

Los mares lunares, denominados también mare (del latín, plural maría) son planicies extensas, oscuras y basálticas de la superficie lunar, conformadas por afloramientos basálticos en erupciones provocadas por impactos de meteoritos. También son definidas como cuencas bajas de contornos cuasi circulares rellenadas de lava. Los primeros astrónomos los denominaron así al confundirlos visualmente con auténticos mares. Son fácilmente distinguibles en la superficie de la Luna debido a su color oscuro, ya que reflejan menos la luz del Sol que las zonas lunares altas. Su suelo se creó a lo largo de miles de años por el impacto de meteoritos en la superficie que perforaron la corteza del satélite, produciendo enormes cuencas de impacto, las cuales fueron luego rellenadas por magma procedente del manto lunar. Al conjunto de mares lunares se le denomina maría.

http://es.wikipedia.org/wiki/Mar_lunar

www.astrofacil.com

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MARES DE LA LUNA

http://es.wikipedia.org/wiki/Anexo:Mares_lunares

Mar del frío.

http://es.wikipedia.org/wiki/Mare_Frigoris

Océano de las tormentas

lunarnetworks.blogspot.com

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TIERRAS ALTAS DE LA LUNA

El aspecto más distintivo de la Luna son sus contrastes entre las zonas más brillantes y más oscuras. Las zonas más brillantes y claras son las tierras altas que se llaman “terrae” y reciben el nombre de terrae (del latín tierra. Forma singular: terra). Las tierras altas presentan la mayor cantidad de cráteres de impacto desde un diámetro de cerca de un metro hasta 1000 kilómetros. el impacto que formó la gran cuenca de Imbrium del Mare Imbrium (Mar de las Lluvias) arrojó material hacia fuera de la cuenca formando las montañas que rodean a la cuenca Serenitatis, es decir, del Mare Serenitatis (Mar de la Serenidad). Por eso el Mar de la Serenidad es más antiguo.

http://es.wikipedia.org/wiki/Geolog%C3%ADa_de_la_Luna

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ESTRUCTURAS MENORES DE LA LUNA

Son los cráteres, montañas anulares y planicies amuralladas que presenta La Luna, como características de detalle a partir de las numerosas formas montañosas. Formaciones circulares: son pequeñas y de diámetro inferior a 1 km. Son pequeños cráteres sin pico central. Cráteres: El diámetro oscila entre 1 y 20 km, algunos poseen picos centrales; pueden ser de impacto o volcánicos.

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CRÁTERES RADIALES: La Luna está llena de algunos cráteres de los cuales parecen brotar sistemas de brillantes líneas radiales o rayos. Este detalle de la luna llena muestra dos destacados cráteres radiales, Copérnico (izquierda arriba) y Tycho (derecha abajo), cada uno con grandes sistemas de residuos de color claro esparcidos por los impactos formadores de cráteres. En general, los cráteres radiales son relativamente jóvenes ya que sus rayos cubren el terreno lunar. De hecho, con 85 kilómetros de diámetro y unos rayos que abarcan tanto, Tycho es el gran cráter más joven del lado visible. El cráter Copérnico, rodeado de un mar oscuro de bonito contraste con sus brillantes rayos, tiene 93 kilómetros de diámetro.

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LLANURAS AMURALLADAS: Son extensas zonas llanas o planas de forma anular y de suelo oscuro como los mares. En algunos de ellos y observados a grandes aumentos, se puede apreciar algunas grietas o arrugas. Su diámetro oscila entre los 70 y los 250 km. Podríamos hablar de mares en miniatura y siempre mucho mayores que los cráteres, son pues los objetos más amplios del tipo de los cráteres o dicho con más propiedad; de los mayores circos. Están rodeadas estas llanuras por paredes considerablemente altas, como las de Archimedes en el Mare Imbrium, con 2.300 m de altitud, o Plato, algo más al norte con la misma altura. Algunas llanuras amuralladas se acercan a los 5.000 m, tomando como referencia el fondo de la misma que suele estar más profundo que las zonas circundantes, pero no mucho más pues serían entonces llanuras anulares.

Llanura amurallara Schikard.

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ANILLOS MONTAÑOSOS: De similares características a los anteriores, pero de menor diámetro; entre 20 y 100 km y de paredes más bajas que por lo general no llegan al kilómetro de altura. Suelo liso. Quizás el más enorme ejemplo lo contemplemos con la visión de un anillo montañoso de 100 km de diámetro en el Oceanus Procellarum, en el que se inscribe un cráter de 15 km llamado Flansteed. Las montañas son tan bajas que el anillo se ve desbordado por todas partes, dando lugar a la inundación total de su superficie. La mayoría de estas formaciones podrán pasar por cráteres fantasmas, aunque tendremos que darnos cuenta por sus dimensiones mucho más amplias. Al norte y noroeste de este anillo montañoso, encontramos varios más, es zona pródiga y ejemplar en objetos de este tipo.

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LLANURAS ANULARES: Las llanuras anulares tienen una extensión entre 15 y 100 km de diámetro, pero de paredes más altas, algunas con más de 4.000 m de altura, tienen el fondo más sumergido con respecto a la llanura exterior circundante. En el caso de los anillos montañosos, el fondo de estos es igual que el de la llanura exterior, en el centro del circo suele haber un pitón o montaña central que no sobrepasa en altura a las paredes. Las paredes exteriores tienen una pendiente suave, hasta llegar a la llanura de fuera; mientras la pared interior es escalonada o de terraza. Llanura anular Eratosthenes.





VALLES LUNARES: Los valles al igual que en la Tierra, son llanuras entre montañas o cuencas de ríos, pero con la diferencia de que en la Luna no se han producido por el fluir de las aguas, sino de la lava volcánica. Las formaciones en valle, no son frecuentes en la Luna, aunque algunas de ellas son visibles y claras por sus dimensiones desmesuradas. Existen valles cuyo origen es dudoso por su estructura y situación; tal es el caso del valle Rheita, cerca del limbo SSE. Parece como si un meteoro en vuelo rasante, hubiera arañado en profundidad la superficie lunar de sur a norte, destruyendo a su paso varios cráteres. Es espectacular y grandiosa la visión que nos ofrece; el más notable como valle.

Valle Alpìno.





GRIETAS O HENDIDURAS LUNARES (RIMAE): Las hendiduras o grietas son más frecuentes que los valles. Suelen ser menos ancha, pero en muchos casos más largas. Se han producido por el impacto de un cuerpo exterior al satélite, bien por el hundimiento de la superficie por fallas o por el fluir de la lava volcánica bajo el suelo, dando lugar posteriormente a túneles que llegarían a hundirse. En ocasiones las grietas o hendiduras se entrelazan, formando una complicada red de cavidades complejas y serpenteantes. Es usual localizarlas cerca de los mayores cráteres de impacto donde el suelo ha cedido por los movimientos ondulatorios de la onda de choque. Al contrario que los valles, las hendiduras en su mayor proporción se sitúan en los mares.


Rimae en el cráter Gassendi.




FALLAS LUNARES : Las fallas no son estructuras muy notables como pudieran ser las cordilleras montañosas, los cráteres o los valles. El motivo estriba en que el desnivel de la fractura del suelo es suave y no suele profundizar más allá de los 100 ó 200 metros del nivel de la llanura o terreno circundante. El ejemplo más grandioso es la llamada Rupes Recta, situada en el interior del Mare Nubium y próxima a su orilla SW.

Falla Rupes Recta.





MONTES Y CORDILLERAS LUNARES : Algunas cordilleras son sumamente extensas y de alturas considerables. También encontraremos picos aislados, todos o casi todos llevan nombres de los que ya existen en nuestro planeta. Lo que mayoritariamente nos puede atraer, es la cordillera o montes Apenninus (Apeninos), en la mitad norte. Esta zona es pródiga en cordilleras. El Mare Imbrium y Serenitatis dibujan sus perfiles gracias a las configuraciones montañosas. Por ejemplo el Mare Imbrium se ve parcialmente rodeado por los Apenninus al sur y este, por los montes Caucasus (Cáucaso) al este, al norte por los montes Alps (Alpes), al norte por los montes Teneriffe (Tenerife) y Recti (Recto), al NW por los montes Jura () , al W por los Harbinger y al sur por los montes Carpatus (Cárpatos).


Montes Alpes.

Montes Caucasus.



LA ATMÓSFERA LUNAR

La Luna tiene una atmósfera insignificante debido a su baja gravedad, incapaz de retener moléculas de gas en su superficie, la totalidad de su composición aún se desconoce. El programa Apolo identificó átomos de helio y argón, y más tarde (en 1988), observaciones desde la Tierra añadieron iones de sodio y potasio. La mayor parte de los gases en su superficie provienen de su interior. La prácticamente ausencia de atmósfera en nuestro satélite obliga a los astronautas a disponer de equipos autónomos de suministro de gases, conocidos como P.L.S.S. en sus paseos por la superficie. Asimismo, al no existir un manto protector, las radiaciones ultravioleta y los rayos gamma emitidos por el Sol bombardean la superficie lunar, siendo necesario contar con trajes protectores especiales que eviten sus efectos nocivos.

http://es.wikipedia.org/wiki/Luna

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LA TEMPERATURA LUNAR

La Luna no tiene atmósfera, cualquier atmósfera primitiva que la Luna pudiera haber tenido, ha escapado de la débil atracción gravitacional de la Luna; esta es sólo un sexto de la de la Tierra. Debido a la falta de atmósfera, la temperatura en la superficie de la Luna varía entre +110°C y -180°C. (dependiendo de si la zona se encuentra o no iluminada). La Luna ofrece poca protección contra el viento Solar, rayos cósmicos, o micro meteoritos.

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EL PAISAJE LUNAR

Su origen se debería al impacto de meteoritos, como también podría ser debido a la contracción del núcleo lunar, lo que provoca la perdida de masa en la superficie, asociado a vulcanismo. La Luna se creó seguramente a partir de los restos expulsados cuando un objeto del tamaño de Marte impactó violentamente la Tierra hace unos 4,5 mil millones de años. Después de condensarse gravitatoriamente , la superficie brillante y caliente de la Luna se enfrió y agrietó. Las rocas grandes y pequeñas continuaron impactando la superficie; hace unos 4.300 millones de años, un impacto particularmente grande creó la Cuenca Aitken. Luego siguió un período de intenso bombardeo que duró cientos de millones de años y dio lugar a las grandes cuencas que hay en toda la superficie lunar. Durante los siguientes 1.000 millones de años, la lava fluyó hacia las cuencas de la cara que da a la Tierra , enfriándola y creando los mares oscuros que vemos hoy. Como siempre, los impactos continuaron formando los cráteres , disminuyendo lentamente en los últimos mil millones de años. Actualmente, la Luna enfriada que conocemos es oscura como el carbón (refleja muy poca de la luz que recibe) y muestra siempre la misma cara a la Tierra.

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EXOPLANETAS

Se denomina planeta extrasolar o exoplaneta a un planeta que orbita una estrella diferente a nuestro Sol y que, por tanto, no pertenece al Sistema Solar. Los planetas extrasolares se convirtieron en objeto de investigación científica en el siglo XX. Muchos astrónomos suponían que existían, pero no había forma de saber lo comunes que eran o lo similares que podrían ser a los planetas de nuestro sistema solar. La primera detección confirmada se hizo en 1992, con el descubrimiento de varios planetas de masa terrestre orbitando el púlsar PSR B1257+12. La primera detección confirmada de un planeta extrasolar que orbita alrededor de una estrella con características de la secuencia principal similar a nuestro Sol, se hizo en 1995 por los astrónomos Michel Mayor y Didier Queloz. El planeta descubierto fue 51 Pegasi b. Desde entonces se han sucedido en ritmo creciente los descubrimientos de nuevos planetas. Se han descubierto 770 sistemas planetarios que contienen un total de 1.010 cuerpos planetarios, 169 de estos sistemas son múltiples y 39 de estos planetas están por encima de las 13 MJ (1 MJ es la masa de Júpiter) por lo que muy probablemente sean enanas marrones.

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www.cosmonoticias.org

• BARROS, Patricio. El sistema solar. Biblioteca SALVAT. www.librosmaravillosos.com.

• DUQUE ESCOBAR, GONZALO. Guía Astronómica. Guía 6. Sol, lunas y planetas. Universidad Nacional de Colombia. Manizales, 1992.

• FORTIER, Andrea. Formación de planetas gigantes en el marco del modelo de inestabilidad nucleada. U. Nal. de La Plata. Facultad de Ciencias astronómicas y Geofísicas. Argentina, marzo de 2009.

• ROJAS VILCHES, Octavio. Introducción al estudio de la Tierra. Ciudad universitaria, Concepción – Chile, 2008.

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• http://www.hablandodeciencia.com/articulos/2012/04/27/7066/

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planetario-solar2.shtml#ixzz2nUfac2xi

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BIBLIOGRAFÍA








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