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Nuestro planeta está formado por cuatro unidades: la atmósfera, la hidrosfera, la litosfera y la biosfera. La atmósfera es la capa gaseosa que rodea el planeta. La hidrosfera está constituida por los océanos, los ríos, los lagos y las aguas subterráneas. La litosfera es la unidad externa que comprende tanto los continentes como los fondos de mares y océanos. La biosfera, por último, es aquella que alberga a todos los seres vivos. El aspecto físico de la Tierra no ha sido siempre el mismo. Y es que los continentes, las montañas y los océanos no son estáticos, sino que sufren cambios. Estos cambios se deben a la existencia de unas corrientes de flujo internas que mueven las llamadas placas tectónicas.

La hidrosfera
La hidrosfera es la parte de la Tierra que contiene el agua en estado líquido y sólido de la corteza terrestre. Cuando el planeta se formó hace unos 4.600 millones de años, las altas temperaturas mantenían el agua en forma de vapor. Al enfriarse el planeta, enormes precipitaciones formaron los océanos.

El ciclo del agua


El agua es el compuesto más abundante en nuestro planeta (1.400 millones de km3), aunque menos del 1% está disponible en forma de agua dulce. Casi la totalidad del agua se encuentra en los mares y océanos en forma de agua salada (97%). Y aunque el resto (3%) es agua dulce, la mayor parte (2%) permanece en estado sólido en forma de hielo.

El agua puede encontrarse en los tres estados posibles de la materia: sólido, líquido y gaseoso. Los cambios que se suceden en nuestro planeta constituyen el denominado ciclo del agua.

La litosfera
La litosfera es la parte sólida externa del planeta. Tiene poco espesor relativo, unos 100 kilómetros, y está formada por la corteza y la parte más externa del manto.

A su vez, la litosfera tiene distinto espesor y composición en las zonas oceánicas y en las continentales. En las zonas oceánicas la corteza es más delgada, con un espesor medio de 7 kilómetros. Está formada fundamentalmente por rocas de tipo basáltico, con abundancia de cuarzo y feldespatos.

La corteza continental, sin embargo, es más gruesa, pudiendo abarcar hasta 40 ó 50 kilómetros de espesor. Está compuesta por rocas cristalinas, similares al granito, menos densas que las que forman la corteza oceánica.

La litosfera se encuentra fragmentada en grandes placas, las placas litosféricas, que se desplazan como consecuencia de la energía interior de la Tierra, lo que genera muchos fenómenos geológicos. Las tierras emergidas son las que se hallan situadas sobre el nivel del mar, y tan sólo ocupan el 29% de la superficie del planeta.

La atmósfera y la biosfera
La atmósfera es la capa gaseosa que envuelve a la Tierra. En las primeras fases de su formación tenía carácter reductor debido a gases como el vapor de agua, el dióxido de carbono y el nitrógeno que se desprendieron al enfriarse y solidificarse los materiales superficiales del planeta.

Como la atmósfera carecía de oxígeno, las primeras células serían anaerobias. Posteriormente fueron apareciendo microorganismos cuyo funcionamiento desprendía oxígeno y la atmósfera cambió de forma gradual de reductora a oxidante. Se formó la capa de ozono, que protege de las radiaciones ultravioleta de la luz solar, propiciando la aparición de organismos celulares más complejos que, posteriormente, originarían los primitivos organismos pluricelulares.

La biosfera es la capa que engloba todo el conjunto de seres vivos que habitan nuestro planeta, es decir, donde se desarrolla la vida. Su interacción con la atmósfera es constante y también tiene repercusiones importantes sobre la litosfera y la hidrosfera, especialmente debido a la acción humana.

El interior de la Tierra
El interior de la Tierra está dividido en tres capas según los materiales que la componen:

El núcleo: es la parte más interna de la Tierra. El núcleo interior es sólido, probablemente debido a las grandes presiones internas de la Tierra. El núcleo exterior es líquido y está compuesto sobre todo por hierro y níquel.
El manto: es la capa intermedia de la Tierra. El manto es de naturaleza semilíquida y en él predominan el olivino y el piroxeno (silicatos de hierro y magnesio). Esta capa se ha podido estudiar con más profundidad porque de ella procede el magma que aflora cuando un volcán entra en erupción.
La corteza: es la capa más externa de la Tierra. Es sólida y está formada por silicatos ricos en aluminio.



Si tomamos como referencia el radio de la Tierra, las dos partes del núcleo irían desde los 2.900 km de profundidad hasta el punto central de nuestro planeta (6.370 km). El manto se extendería desde una profundidad que oscila entre los 10 y los 50 km, (según el tipo de corteza bajo la que midiéramos), hasta los 2.900 kilómetros.

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La erosión es un proceso natural por el cual las corrientes de agua o el viento arrastran parte del suelo de unos puntos a otros. Es un proceso muy útil porque permite se desplacen materiales de unos suelos a otros que recuperan fertilidad con estos aportes. La erosión es un problema cuando se acelera, con lo cual los materiales perdidos no se recuperan en las zonas erosionadas y en las zonas que reciben los aportes no son aprovechados o se pierden, o cuando por causas ajenas al propio medio aparece en puntos que no deberían de erosionarse.

La erosión es uno de los problemas ambientales que más preocupa a los científicos, gobernantes y ciudadanos. Sus consecuencias son catastróficas y buena prueba de ello es el crecimiento de los desiertos. La erosión una vez ha alcanzado el punto culminante de su evolución es prácticamente irreversible a escala humana, conseguir que un desierto vuelva a ser suelo fértil es una tarea de siglos o milenios. En cambio conseguir que los suelos fértiles se vuelvan eriales cuesta muy poco, basta una lluvia no excesivamente fuerte sobre una ladera desprovista de vegetación para que el proceso de la erosión se inicie.

La erosión es especialmente preocupante por que afecta a uno de los elementos básicos para la vida, la fertilidad de los suelos. El suelo es el lugar sobre el que se desarrollan la mayor parte de las actividades humanas y es el lugar sobre el que se asientan las plantas que son la base de nuestra alimentación. Los daños que la erosión produce en el suelo son también peligrosos porque disminuyen su capacidad para retener agua y recargar los acuíferos de los que nos abastecemos. Además, la presencia de suelos erosionados aumenta el riesgo de las riadas e inundaciones que tantos daños causan en nuestra región.


CAUSAS DE LA EROSIÓN
La erosión puede tener varios orígenes y normalmente cuando nos encontramos frente a un proceso erosivo es por la combinación de varias de estas causas no por una sola de ellas. Aunque estos procesos pueden ser naturales, casi siempre encontramos la mano del hombre en su desencadenamiento. Nunca ha sido tan verdad como hoy en día la frase de que “Los bosques precedieron a la civilización, los desiertos la siguieron”


-La deforestación: Un suelo desprovisto de vegetación no está cohesionado. Las raíces de las plantas sujetan el suelo que se encuentra a su alrededor. Cuando un suelo pierde la mayor parte de sus plantas por un incendio, por una tala abusiva, por el sobrepastoreo, por una obra pública poco cuidadosa etc…, corre el riesgo de que las tasas de erosión aumenten.


-Los malos usos agrarios: Unas prácticas agrarias incorrectas pueden causar que la erosión se acelere y sea un problema grave. En el punto anterior ya hemos comentado que el sobrepastoreo de una zona puede ser peligroso, pero hay otras prácticas que también pueden serlo como el arar siguiendo las pendientes de las montañas con lo cual además de dejar el suelo suelto lo dejamos en el sentido que es más fácil que el agua lo arrastre.

-Las sequías: El descenso de las precipitaciones provoca que los suelos se queden sueltos por la muerte de parte de las plantas que los sustentan y la disminución de la humedad. Muchas de nuestras sequías son más el resultado de una sobre explotación de nuestros recursos hídricos que el resultado de falta de precipitaciones. Por lo tanto el derroche de agua es una causa directa del aumento de la erosión.

-Otras Actividades humanas: En algunos de los apartados anteriores ya hemos comentado algunas de estas actividades como las obras públicas poco respetuosas con el medio, pero otras acciones como las actividades mineras poco cuidadosas o las modificaciones en los cauces de los ríos (deforestación, desvíos, cortes de meandros, ocupación de parte del lecho por edificios, etc…) o en su caudal (presas, vertidos, etc…) pueden causar que la erosión aumente al quedar los suelos de los cauces fluviales y sus cercanías desprovistos de parte de la vegetación y humedad que los cohesionan.

-El cambio climático y la erosión: El posible aumento de las temperaturas que estamos padeciendo y el posible cambio climático aumentarían las tasas de erosión, por un lado parece ser que nos encontraremos con un clima con periodos de sequía más largos, pero por otro las precipitaciones parece ser que no tienden a disminuir sino a concentrarse en periodos cada vez más cortos de tiempo. Si esta tendencia sigue la erosión puede aumentar por las lluvias torrenciales sobre suelos sueltos a causa de las sequías..


EFECTOS INDESEABLES DE LA EROSIÓN
-La pérdida de fertilidad de los suelos: En las capas superficiales de los suelos se concentran gran parte de los nutrientes y humedad que las plantas necesitan para subsistir. La pérdida de estas capas por la erosión puede causar que un suelo se vuelva estéril.



-La pérdida de recursos hídricos: La presencia de las plantas y las primeras capas del suelo son imprescindibles para que el agua de las precipitaciones se infiltre y recargue los acuíferos. Por tanto, un aumento de la erosión significa siempre una disminución en la recarga de los acuíferos y un riesgo para todos aquellos que se abastezcan de dichos acuíferos. Por otro lado la modificación que esto supone para los ciclos hidrológico y climático puede suponer graves alteraciones de estos en el futuro.

-El aumento del riesgo de inundaciones catastróficas: Como ya hemos comentado en el apartado anterior la erosión disminuye la capacidad de un suelo para retener agua. La erosión propicia que durante las lluvias torrenciales que son tan comunes en nuestro territorio sea mayor la escorrentía superficial y que las avenidas de agua sean mayores. El resultado es que las inundaciones son cada vez más catastróficas.



-La Colmatación: La erosión provoca que aumente la carga sólida que arrastran los ríos, es decir los limos, arenas, piedras. Esto provoca una serie de graves problemas. El primero de ellos es la colmatación de los lagos y lagunas. Es decir los materiales arrastrados por las corrientes de agua se depositan en estos humedales que acaban convertidos en barrizales inútiles para el consumo humano o animal y que alteran los ecosistemas de dichas áreas, porque reciben más aportes de los que pueden soportar manteniendo su equilibrio natural. Muchas veces esta carga sólida se acumula en las presas de los pantanos que pueden quedar inútiles en pocos años. Otro problema añadido del aumento de la carga sólida de los ríos, es que se enturbien las aguas costeras de las zonas donde desembocan. Estas aguas dejan de ser útiles para la pesca de bajura, ya que los peces huyen al cambiar las condiciones de su ecosistema y también pierden el atractivo turístico que puedan tener. La distribución de estos sedimentos por las corrientes litorales causa que algunos puertos sufran problemas de colmatación similares a los de los pantanos.





-Daños en infraestructuras y actividades económicas: El aumento de la carga sólida de las corrientes de agua aumenta el desgaste que ejercen sobre las construcciones humanas a las que afectan. El pilar de un puente se ve más dañado si el agua que le desgasta arrastra limos, piedras y arenas. También las cosechas se ven dañadas por el aumento de esta carga. Durante una inundación las tierras de cultivo o de vegetación natural pueden llegar a verse completamente cubiertas de sedimento lo cual daña a las plantas, transformando lo que podía ser un aporte natural de nutrientes en una capa de lodo y piedras que asfixia a la vegetación.



La colmatación

¿QUE PODEMOS HACER PARA EVITAR LOS RIESGOS DE LA EROSIÓN?
EVITAR LA DEFORESTACIÓN: Especialmente en las cuencas de los ríos. Para evitar la deforestación debemos de luchar contra los incendios, el sobrepastoreo, las talas abusivas y la destrucción de vegetación (especialmente cuando implique la destrucción de las raíces y tocones de las plantas). Unas áreas especialmente importantes son las de vegetación de ribera, ya que la mayor parte del material erosionado proviene de los márgenes de los cursos de agua.

EVITAR LA SOBREEXPLOTACIÓN DE LOS ACUÍFEROS: Un consumo razonable y ecológico del agua ayuda a que el suelo pueda conservar gran parte de su humedad natural y aumente su cohesión.

INTRODUCIR PRÁCTICAS RESPETUOSAS: Arar siguiendo las curvas de nivel, permitir la presencia de cubiertas vegetales en las parcelas para que disminuyan el impacto de las gotas de lluvia, no abandonar los campos dejándolos desnudos, conservar las paredes de los bancales y reforzar los ribazos en peligro con muros o vegetación, planificar las obras públicas sin que supongan grandes trastornos para la vegetación y suelos, no alterar los cursos y caudales de los ríos ya que siguen una evolución propia y natural. Reducir los vertidos que puedan dañar a la vegetación de las riberas.


Hay que evitar la deforestación...

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TeCtOnIOcA GlObAl

La tectónica global

El desarrollo de la Teoría de la Tectónica Global ha sido uno de los acontecimientos fundamentales, y el más trascendente en este siglo, en la historia de la Geología. Constituye el marco de referencia en el que adquieren sentido y se explican diferentes procesos y fenómenos geológicos. La teoría permitió comprender la estructura interna de nuestro planeta, las características y evolución de su capa externa.


Cuáles son las placas

Configuración del mosaico de placas

El análisis de la información geofísica ha permitido acumular evidencias de que la parte externa de la Tierra, la litosfera, está fragmentada en numerosas placas de formas y dimensiones muy variables. Importantes procesos geológicos, terremotos, procesos volcánicos, etc., se producen en los márgenes de contacto entre las placas.

La estructura de la litosfera

La parte exterior de la Tierra recibió en principio el nombre de corteza, identificándose en ella la corteza continental y la corteza oceánica. Se suponía que la corteza continental "flotaba" sobre la corteza oceánica debido a que la primera es menos densa que la segunda. Los estudios sísmicos iniciales mostraban, además, que una capa de características similares a la corteza oceánica se extendía también por debajo de los continentes. No se creía que los continentes pudieran desplazarse lateralmente.

Hoy se sabe que la estructura es más compleja, y que además los continentes se desplazan lateralmente.

Las estructuras que conforman la parte exterior de la Tierra contienen a los fragmentos de corteza continental y oceánica, aunque no están compuestas exclusivamente por ellas.

Es la capa más externa, llamada litosfera, la que se encuentra fragmentada en las llamadas placas litosféricas. En ella pueden reconocerse: corteza continental, corteza oceánica y manto litosférico.

Por debajo de la litosfera se extiende la astenosfera. Una pequeña fracción de los minerales que la componen está fundida y ello le proporciona propiedades físicas particulares. En términos de tiempos geológicos, la astenosfera puede deformarse con mucha facilidad. La astenosfera actúa como capa límite entre la litosfera (caracterizada por movimientos horizontales) y las capas más internas del manto terrestre, en las que tienen lugar movimientos convectivos.

Corteza: Ocupa la parte más externa de las placas litosféricas. Algunas placas están formadas sólo por corteza continental, otras sólo por corteza oceánica, y otras, la mayoría, por porciones de ambas.

Corteza continental: de espesor variable, pero que puede superar ocasionalmente los 50 km, está caracterizada por una menor densidad, una alta participación en su composición de rocas ígneas de tipo granítico, rocas metamórficas de tipo gneisses y rocas sedimentarias de diverso tipo. La capa más profunda de la corteza continental es más rica en rocas de composición básica.

Corteza oceánica: con un espesor cercano a los 5 km, está mayoritariamente compuesta por basaltos y gabros cubiertos por depósitos sedimentarios de composición arcillosa.

Manto litosférico: Por debajo de la corteza se extiende un espesor variable de material mantélico (olivinas, pyroxenos y feldespatos cálcicos). Su espesor alcanza unos 100 km bajo las áreas continentales y unos 60 km bajo las áreas oceánicas más antiguas, desapareciendo casi bajo las dorsales centrooceánicas.

Astenosfera: Constituye la capa de comportamiento plástico sobre la que se desplazan las placas litosféricas. Su composición es similar a la del resto del manto, pero presenta la particularidad de que una pequeña fracción de los minerales constituyentes se encuentra fundida. Esta pequeña proporción de material fundido le da a la astenosfera la posibilidad de deformarse con mayor facilidad que el material situado por encima y por debajo. Conforma una zona de transición, de algunas decenas de kilómetros de espesor, entre la litosfera (en la que los desplazamientos de las placas son horizontales) y las capas más profundas del manto (en las que el movimiento tiene lugar en células convectivas).

Qué mueve las placas

Uno de los problemas más graves que tuvo que enfrentar la Teoría de la Deriva Continental fue encontrar respuesta a la pregunta acerca de cuáles eran las fuerzas que movían las placas.

En un principio se atribuyó su origen al "arrastre" por las corrientes de convección que se desarrollan en el manto.

Estas corrientes de convección son similares, aunque no exactamente iguales, a las que se producen cuando se calienta un recipiente con agua en el fuego de una hornalla. La porción inferior del líquido se calienta más rápidamente que la superior y tiende a ascender. La capa superior, más fría, tiende a hundirse y ambas se ponen en movimiento. Cuando este movimiento se establece en un ciclo continuo, toma la forma de "celdas de convección". La estructura de estas celdas se pierde si el líquido entra en ebullición.

Las corrientes de convección en el manto no afectan a los materiales líquidos sino a sólidos y la fluencia en la célula convectiva tiene lugar en términos de decenas de millones de años.

Los materiales sólidos pueden cambiar de forma y desplazarse sin fundirse en términos de tiempos geológicos aunque no puedan hacerlo en tiempos observables a escala humana. Un modelo que se puede utilizar para comprender la fluencia del manto terrestre sólido es el del hielo de los glaciares.

El hielo se desplaza, tuerce su camino y cambia de forma a medida que el glaciar desciende valle abajo. Sin embargo este proceso tiene lugar sin que el glaciar se funda completamente en ningún momento.

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☼tEôRiA D£ La dErIvA cOnTiNeNtAl☼

TEORÍA DE LA DERIVA CONTINENTAL
Teoría de la deriva continental es el movimiento de las placas tectónicas


La deriva continental: Desde la prehistoria, la búsqueda de minerales metálicos proporcionó a los mineros un amplio conocimiento empírico de la estructura de la corteza terrestre: la forma en que diferentes rocas se disponen en estratos una encima de otra, la posibilidad de que las vetas minerales se abran paso a través de los estratos, y así sucesivamente.

Pero el fundador de la geología como ciencia fue James Hutton, (imagen) que trabajó en Escocia durante la segunda mitad del siglo XVIII. Sus ideas fueron desarrolladas en el siglo XIX por otros precursores, como los geólogos británicos Charles Lyell y Archibald Geikie. Sus investigaciones entraron en conflicto con las creencias más establecidas sobre la edad de la Tierra y las fuerzas que la habían modelado. Según la opinión predominante, la historia geológica sólo podía interpretarse como una sucesión de catástrofes, entre ellas, el diluvio universal en tiempos de Noé.

Sin embargo los nuevos geólogos eran partidiarios del «uniformisrmo» que establecía que la historia de la corteza terrestre podía explicarse sencillamente por la acción continua y sumamente prolongada de las fuerzas corrientes de la naturaleza.

Aunque sólo fuera por las dificultades que planteaban los viajes, los primeros geólogos solían restringir sus estudios a las pequeñas zonas que tenían a su alcance, pero algunos estaban dispuestos a pensar a escala planetaria.

A partir de 1600, cuando los mapas del mundo comenzaron a ser más exactos, los geógrafos advirtieron que la costa occidental de África podía encajar con la costa oriental de América como dos piezas de un gigantesco rompecabezas. Este hecho sugería, de manera muy general, que en una época muy remota los dos continentes atlánticos habían estado unidos y que desde entonces se habían ido separando. Esta hipótesis fue formulada de forma más concreta por el científico francés A. Snider-Pellegrini en 1858; medio siglo más tarde, H.B. Baker presentó su teoría según la cual hace 200 millones de años todos los continentes habían ocupado el sitio de la Antártida y desde entonces se habían separado. F.B. Taylor, un geólogo norteamericano especialmente interesado en la región de los Grandes Lagos, formuló independientemente una teoría similar en 1910.

Así pues, en la primera década de este siglo, la idea de que incluso los continentes, lejos de permanecer fijos e inmóviles, podían moverse en el curso de vastos períodos de tiempo no era completamente nueva. La persona más estrechamente vinculada a la teoría de la deriva continental (o del desplazamiento continental, como la denominó al principio) fue el meteorólogo alemán Alfred Wegener. (imagen)

Al considerar la teoría por primera vez, se sintió inclinado a descartarla; pero reavivaron su interés las pruebas paleontológicas de que en un pasado remoto debió existir algún puente terrestre que uniera Africa con Brasil, del mismo modo que Gran Bretaña estaba unida al continente hace 20.000 años, a través del canal de la Mancha, y Asia con América del Norte, a través del estrecho de Bering. Pero éstos eran ejemplos de puentes relativamente cortos. En cambio, el caso del vasto océano Atlántico hizo que Wegener considerara más seriamente la teoría de la deriva continental y, a partir de 1912, se dedicó a desarrollarla.

Postuló entonces la existencia original de un supercontinente, Pangea, que comenzó a separarse durante la era pérmica, hace más de 200 millones de años. América se desplazó hacia el oeste, alejándose de la masa continental eurasiática, y entre los dos continentes se formó el Atlántico. Australia se desplazó hacia el norte y la India se alejó de Africa. Más adelante, durante el cuaternario (hace 2 millones de años), Groenlandia se separó de Noruega. Algunos archipiélagos importantes, como los de Japón y las Filipinas, se identificaron como fragmentos dejados atrás por estas colosales separaciones.

El conjunto de la teoría proporcionaba una explicación satisfactoria de la distribución actual de las masas de tierra firme o continentales, pero era preciso encontrar el mecanismo que provocaba estos desplazamientos. A este respecto, Wegener supuso que las masas continentales flotaban sobre algún tipo de magma plástico, como el que mana de las grandes profundidades durante las erupciones volcánicas, y señaló que la constante rotación de la Tierra determinaría una deriva hacia el oeste.



Wegener se adentró además por otras dos líneas de estudio: Como meteorólogo, estaba interesado en la historia del clima, y pudo comprobar que los cambios climáticos confirmaban sus ideas. La segunda línea resultó menos satisfactoria. Una vez aceptada la idea de que la deriva continental se había producido, no había razones plausibles para suponer que fuera a detenerse. En consecuencia, trató de demostrarla mediante la determinación exacta, a largos intervalos, de las distancias entre los puntos de diferentes continentes, utilizando métodos astronómicos muy precisos y calculando la duración de las transmisiones por radio. Sus resultados fueron negativos, pero le fue posible argumentar que el ritmo de la deriva era demasiado lento para ser detectado con los métodos relativamente bastos disponibles en la época.

Pero no es sorprendente que no obtuviera los resultados deseados si es cierto que la separación entre Africa y América ha progresado regularmente desde la era pérmica. te ser así, la velocidad media no sería superior a 1 metro en 30 años. Sin embargo, a fines del siglo XX, el uso del rayo láser y de los satélites artificiales ha permitido medir con notable precisión el ritmo de la deriva continental, confirmando así la teoría de Wegener.

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♂El rElIeVe sUbMaRiNo♀

Las formas submarinas se han clasificado de la siguiente manera:

Plataformas continentales: constituyen amplias mesetas submarinas situadas al borde de los continentes hasta una profundidad de 200 metros. Se extienden desde unos 70 a 1.200 kilómetros de la costa, hasta el punto donde descienden bruscamente.

Esta zona recibe la luz del Sol y es donde se realiza la mayor parte parte de la pesca. Su fondo está cubierto por los sedimentos depositados por los ríos. Las plataformas más importantes son la del noroeste de Europa, que se extiende hasta más allá de las Islas Británicas, y la del sudeste de Asia, que va desde Corea a Java, en Indonesia.

Zócalo o talud continental: es el desnivel profundo que se produce entre la plataforma continental y las profundidades marinas. Los sedimentos de los ríos y de la plataforma continental se precipitan por estas inmensas gargantas.

Hoyas submarinas: son inmensas depresiones, con una profundidad que va desde los 2.000 a los 4.000 metros, ubicadas en la mayor parte de los océanos. Su fondo es muy accidentado.

Llanura abisal: se encuentran entre los 4.000 y los 6.000 metros de profundidad y abarcan la zona más grande del fondo oceánico. En esta planicie existen empinadas cordilleras que a menudo alcanzan la superficie para formar islas en medio del océano.

Dorsales: cadenas de montañas sumergidas que forman islas. Por ejemplo, las islas de Hawaii o la Isla de Pascua.

Fosas abisales: son las zonas más profundas de la corteza terrestre que se forman entre dos placas oceánicas, o entre una placa oceánica y una continental, que al colisionar producen el hundimiento o subducción de una de ellas bajo la otra. Son valles largos y estrechos con forma de V, que pueden superar los 8.000 metros de profundidad. En ellas, los movimientos de la corteza provocan frecuentes maremotos (terremotos submarinos) y erupciones volcánicas.

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×3rAs gEoLoGiCaS×

Las eras se dividen en periodos.Periodos de tiempo limitados por acontecimientos importantes.
Tiempo geológico: tiempo transcurrido desde que se formo la tierra y lo estudia la Geología.
Relativo: cuando hace referencia a otro acontecimiento.

Tiempo Geológico
Absoluto: no hay referencia se calcula con respecto a la desintegración de sustancias radiactivas.
Geología: es la cienciaque se encarga del estudio de los seres vivos de épocas pasadas mediante fósiles.
Fosilización: conjunto de procesos que actúan sobre los seres vivos para conservarlos.
Existen varios procesos de fosilización: procesos físicos, químicos, biológicos y geológicos.

Un proceso físico es la compresión en este proceso los organismos quedan atrapados o enterrados en el sedimento.

ERA AZOICA.

Sin vida se estaban formando los continentes:

-Areaico

-Precámbrico

-Proterozaico


Características:


·Se solidifica la corteza terrestre
·Se forman los océanos
·Probablemente surgen bacterias capaces de realizar la fotosíntesis
·Surgen organismos autotrofos como cianobacterias
·Evolucionan organismos gerobios, hubo una gran glaciación
·Desplazamiento de los continentes y formación de mares.
·Pangea
·Cambrico: Vida exclusivamente marina predominan los trilobites, celenterados y briozarios.
·Ordovicico: Primeros vertebrados à peces agnatos
·Situricos: Evolución y diversificación de los peces
·Devónico: Los peces evolucionan a anfibios
·Carbonifero: Evolucionan los gimnospermas y los réptiles
·Permico: cambios climáticos algunos mares desaparecen y emergen tierras desaparecen los trilobites.
·La ERA PALEOZOICA se conoce como era de los trilobites.



ERA CENOZOICA.

La era terciaria o Cenozoica (vida moderna) con duración de 71 millones de años comprendió 2 periodos: el Paleogeno y el Neógeno y correspondía a la edad de los mamíferos y de las aves. Durante esta era ocurrieron: el desarrollo de los tipos superiores de invertebrados y de los vegetales, el desarrollo y evolución de los mamíferosplacentados hacia los tiempos modernos.
El Cenozoico se divide en tres El Cenozoico se divide en tres períodos, Paleógeno, Neógeno y Cuaternario, que a su vez se dividen en épocas. El Paleógeno comprende las épocas Paleoceno, Eoceno y Oligoceno, el Neógeno comprende Mioceno, Plioceno, mientras que el Cuaternario comprende las épocas Pleistoceno y Holoceno, la última de las cuales está actualmente en curso.l antiguo Período Terciario comprendía Paleógeno y Neógeno.

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☼ Pro0YeCcIoNeS CaRToGrAfIcAs☼

Proyecciones Cartograficas.

La representación de la superficie terrestre sobre una superficie plana, sin que haya deformaciones, es imposible. En cartografía, este problema se resuelve mediante las proyecciones. Así, una proyección cartográfica es una correspondencia biunívoca entre los puntos de la superficie terrestre y sus transformados en el plano llamado plano de proyección.
Este método consiste en establecer una radiación de semirrectas a través de un punto, llamado vértice de proyección; se consigue así una correspondencia entre cada punto interceptado en la esfera y su homólogo en el plano cortado por la misma semirrecta.
Las proyecciones tampoco evitan ciertas distorsiones que, según como se proyecten, pueden afectar a la forma, al área, a las distancias o a los ángulos de los elementos representados, y aquí surge otro aspecto importante de la cartografía: decidir qué proyección se va a utilizar para minimizar esas distorsiones.

PROCEDIMIENTO:


Proyectar mapas consiste en transformar información geográfica con coordenadas definidas en términos de latitud y longitud en la superficie curva de la tierra, en información geográfica con coordenadas definidas en términos del Este y el Norte o (x,y) en la superficie plana de un mapa.



Proyección Cilindrica Equidistante

Esta proyección cilindrica es realmente un escalado linear de longitudes y latitudes, Es también conocida como la Proyección de Plate Carée. Es característico observar que todas las líneas de los meridianos y paralelos son líneas rectas, y que todos las áreas representadas corresponden a perfectos cuadrados. Fijaros que las áreas en la proyección Mercator cerca de los polos son más grandes.




Proyección Mercator


Esta proyección es probablemente la más famosa de todas la proyecciones, y toma el nombre de su creador, que lo creó en 1569. Es una proyección cilindrica que carece de distorsiones en la zona del Ecuador. Una de las características de esta proyección es que la representación de una línea con un azimut (dirección) constante se dibuja completamente recta. Esta línea se llama línea de rumbo o loxódromo. De esta forma, para navegar de un sitio a otro, sólo hay que conectar los puntos de salida y destino con una línea recta, lo que permite mantener el curso constante durante todo el viaje. Esta Proyección se usa extensivamente para representar los mapas mundiales, pero las distorsiones que crea en las regiones polares son bastantes grandes, dando la falsa impresión de que Groenlandia y la antigua Unión Soviética son más grandes que África y Sudamérica.



Proyección Polar Estereográfica
Este tipo de proyección se basa en las proyecciones que realizaban los griegos. Su uso principal es representar las regiones polares. Es característico ver que todos los meridianos son líneas rectas, con un azimut constante, mientras que los paralelos constituyen los arcos de un círculo.



Proyección Lambert de Azimut y área constante
Esta proyección fue creada por Lambert en 1772, y se usa típicamente para representar grandes regiones del tamaño de continentes y hemisferios. Carece de perspectiva. Las áreas representadas coinciden con las reales. La distorsión es cero en el centro de la proyección para cada plano que se represente, pero esta distorsión aumenta redialmente conforme se aleja del centro.


Proyección de Azimut Equidistante



Lo más notorio de esta proyección es las distancias medidas desde el centro del mapa son todas verdaderas. Por tanto, un círculo que dibuje representa el conjunto de puntos que están equidistantes del origen de dicho círculo. Además, las direcciones señaladas desde el centro son también todas verdaderas. Este tipo de representación ha sido creada desde hace varios siglos. Es útil para hacerse una idea global de todas las localizaciones que están equidistantes de un punto determinado.




Proyección Ortográfica
Esta proyección presenta una perspectiva tomada desde una distancia infinita. Se usa principalmente para presentar la apariencia que el globo terráqueo tiene desde el espacio. Como la proyección de Lambert's y la estereográfica, sólo un hemisferio se puede ver a un tiempo determinado. Esta proyección no es ni conformal ni posee áreas reales, e introduce muchísima distorsión cerca de los bordes del hemisferio. Las direcciones desde el centro de la proyección son, sin embargo, verdaderas. Esta proyección fue usada por los egipcios y los griegos hace más de 2000 años.

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mOvImIeNtOo

Movimientos de la TierraLa Tierra está en contínuo movimiento. Se desplaza, con el resto de planetas y cuerpos del Sistema Solar, girando alrededor del centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Sin embargo, este movimiento afecta poco nuestra vida cotidiana.Más importante, para nosotros, es el movimiento que efectua describiendo su órbita alrededor del Sol, ya que determina el año y el cambio de estaciones.

Y, aún más, la rotación de la Tierra alrededor de su propio eje, que provoca el día y la noche, que determina nuestros horarios y biorritmos y que, en definitiva, forma parte inexcusable de nuestras vidas.
El movimiento de traslación: el año Por el movimiento de traslación la Tierra se mueve alrededor del Sol, impulsada por la gravitación, en 365 días, 5 horas y 57 minutos, equivalente a 365,2422 días, que es la duración del año. Nuestro planeta describe una trayectoria elíptica de 930 millones de kilómetros, a una distancia media del Sol de 150 millones de kilómetros. El Sol se encuentra en uno de los focos de la elipse.

La distancia media Sol-Tierra es 1 U.A. (Unidad Astronómica), que equivale a 149.675.000 km.Como resultado de ese larguísimo camino, la Tierra viaja a una velocidad de 29,5 kilómetros por segundo, recorriendo en una hora 106.000 kilómetros, o 2.544.000 kilómetros al día.La excentricidad de la órbita terrestre hace variar la distancia entre la Tierra y el Sol en el transcurso de un año. A primeros de enero la Tierra alcanza su máxima proximidad al Sol y se dice que pasa por el perihelio. A principios de julio llega a su máxima lejanía y está en afelio. La distancia Tierra-Sol en el perihelio es de 142.700.000 kilómetros y la distancia Tierra-Sol en el afelio es de 151.800.000 kilómetros.

El movimiento de rotación: el día Cada 24 horas (cada 23 h 56 minutos), la Tierra da una vuelta completa alrededor de un eje ideal que pasa por los polos. Gira en dirección Oeste-Este, en sentido directo (contrario al de las agujas del reloj), produciendo la impresión de que es el cielo el que gira alrededor de nuestro planeta.A este movimiento, denominado rotación, se debe la sucesión de días y noches, siendo de día el tiempo en que nuestro horizonte aparece iluminado por el Sol, y de noche cuando el horizonte permanece oculto a los rayos solares. La mitad del globo terrestre quedará iluminada, en dicha mitad es de día mientras que en el lado oscuro es de noche. En su movimiento de rotación, los distintos continentes pasan del día a la noche y de la noche al día.

CerEs

Fue descubierto el 1 de enero de 1801 por Giuseppe Piazzi y recibe su nombre en honor a la diosa romana Ceres. Este planeta enano contiene aproximadamente la tercera parte de la masa ...

Ceres (astronomía), planeta enano del Sistema Solar que gira en torno al Sol entre las órbitas de Marte y Júpiter, a una distancia media de 415 millones de kilómetros. Con un diámetro de unos 950 kilómetros, es el cuerpo celeste más grande y con más masa del cinturón de asteroides. Gira sobre su eje una vez cada 9 horas y completa una vuelta alrededor del Sol cada 4,6 años.

El astrónomo italiano Giuseppe Piazzi lo descubrió en 1801 mientras realizaba un catálogo de estrellas. Estudió una misma área del cielo en noches consecutivas y observó que una de las estrellas parecía estar en movimiento; a este nuevo objeto celeste lo llamó Ceres, en honor a la diosa romana de la agricultura.

Ceres, junto con Plutón y Eris (que gira en torno al Sol más allá de la órbita de Neptuno), son los tres únicos cuerpos del Sistema Solar que, hasta el momento, se ajustan a la definición de “planeta enano” dada por la Unión Astronómica Internacional en agosto de 2006: cuerpo celeste que orbita alrededor del Sol, que tiene suficiente masa para que su propia gravedad supere las fuerzas de cuerpo rígido y alcance una forma de equilibrio hidrostático (casi redonda), y que no ha eliminado otros cuerpos existentes en las inmediaciones de su órbita.

En 2001 el telescopio espacial Hubble obtuvo imágenes en el rango del ultravioleta de la superficie de Ceres en las que se distinguía una mancha oscura de unos 250 km de ancho de naturaleza desconocida. Observaciones posteriores realizadas con el mismo telescopio mostraron a Ceres como un cuerpo casi esférico, de mayor diámetro en el ecuador que en los polos, lo que podría indicar una estructura con un interior diferenciado, más denso que la capa exterior. Además, los científicos creen que existen grandes cantidades de hielo de agua bajo su superficie ya que su densidad es menor que la de la corteza terrestre y existen indicios de la presencia de minerales hidratados en su superficie.

En septiembre de 2007 la NASA lanzó una misión con destino al asteroide Vesta y a Ceres. Se trata de una sonda (bautizada Dawn) propulsada por motores iónicos, que está previsto que entre en órbita de Vesta en 2011 y que llegue a Ceres en 2015.

nuBe dE oOrT

La nube de Oort
La nube de Oort es un hipotético conjunto de pequeños cuerpos astronómicos, sobre todo asteroides y cometas, situados más allá de Plutón en el extremo del sistema Solar.

En 1950 el astrónomo holandés Jan Oort, basado en cuidadosos estudios orbitales y análisis estadísticos de las trayectorias de los cometas, formuló una hipótesis, hoy comúnmente aceptada, según la cual, los núcleos de los cometas de largo periodo proceden de una nube esférica que rodea el Sistema solar mas allá de la órbita de Plutón, desde unas 30.000 Unidades astronómicas has unos 3 años luz.

Estos objetos se habrían formado en las primeras fases de acrección del Sistema Solar en las proximidades del Sol, pero habrían sido expelidos hacia sus confines por el efecto de las fuerzas de la gravedad. Los que no escaparon totalmente a éstas habrían formado la nube de Oort.


Algunos de los objetos de esta nube, a causa de la iteración con alguna estrella próxima, serían impulsados de cuando en cuando en dirección al Sol, hacia el cual se desplazarían en un viaje de cientos de miles de años hasta que se comenzase a alterar su órbita por el efecto de la gravedad de los grandes planetas Júpiter y Saturno, de manera que algunos se transforman en cometas de largo periodo, aunque otros después de su paso por el Sistema Solar cercano pueden perderse para siempre en el espacio exterior.

Se estima, sin que se tengan datos que corroboren estas hipótesis, que existen en la nube de Oort más de un billón de objetos de diámetro pequeño, cuya masa total puede ser equivalente a la del planeta Júpiter.

♪UrAnO♫

Urano
Es el septimo planeta desde el Sol y el tercero más grande del Sistema Solar. Urano es también el primero que se descubrió grcias al telescopio.

La atmósfera de Urano está formada por hidrógeno, metano y otros hidrocarburos. El metano absorbe la luz roja, por eso refleja los tonos azules y verdes.

Urano está inclinado de manera que el ecuador hace casi ángulo recto, 98 º, con la trayectoria de la órbita. Esto hace que en algunos momentos la parte más caliente, encarada al Sol, sea uno de los polos.

Su distancia al Sol es el doble que la de Saturno. Está tan lejos que, desde Urano, el Sol parece una estrella más. Aunque, mucho más brillante que las otras.


Datos básicos Urano La Tierra
Tamaño: radio ecuatorial 25.559 km. 6.378 km.
Distancia media al Sol 2.870.990.000 km. 149.600.000 km.
Dia: periodo de rotación sobre el eje 17,9 horas 23,93 horas
Año: órbita alrededor del Sol 84,01 años 1 año
Temperatura media superficial -210 º C 15 º C
Gravedad superficial en el ecuador 7,77 m/s2 9,78 m/s2


Urano, descubierto por William Herschel en 1781, es visible sin telescopio. Seguro que alguien lo había visto antes, pero la enorme distancia hace que brille poco y se mueva lentamente. Además, hay más de 5.000 estrellas más brillantes que él.

La inclinación sorprendente de Urano provoca un efecto curioso: su campo magnético se inclina 60 º en relación al eje y la cola tiene forma de tirabuzón, a causa de la rotación del planeta.

En 1977 se descubrieron los 9 primeros anillos de Urano. En 1986, la visita de la nave Voyager permitió medir y fotografiar los anillos, y descubrir dos nuevos.

Los anillos de Urano son distintos de los de Júpiter y Saturno. El exterior, Epsilon está formado por grandes rocas de hielo y tiene color gris. Parece que hay otros anillos, o fragmentos, no muy amplios, de unos 50 metros.

CiNtUrÓN De kUiPeR

El cinturón de Kuiper
En 1951 el astrónomo Gerard Kuiper postuló que debía existir una especie de disco de proto-cometas en el plano del sistema solar, pasada la órbita de Neptuno, aproximadamente entre las 30 y 100 unidades astronómicas. De este cinturón provendrían los cometas de corto período.

A partir de 1992, con el descubrimiento de 1992 QB1 y los otros muchos que le han seguido, se tuvo constancia real de la existencia de una enorme población de pequeños cuerpos helados que orbitán más allá de la órbita de Neptuno.

Aunque los valores de las estimaciones son bastante variables, se calcula que existen al menos 70.000 "transneptunianos" entre las 30 y 50 unidades astronómicas, con diámetros superiores a los 100 km.

Más allá de las 50 UA es posible que existan más cuerpos de este tipo, pero en todo caso están fuera del alcance de las actuales técnicas de detección. Las observaciones muestran también que se hallan confinados dentro de unos pocos grados por encima o por debajo del plano de la eclíptica. Estos objetos se les conoce como KBOs (Kuiper Belt Objects).

El estudio del cinturón de Kuiper es muy interesante porque contiene objetos muy primitivos, de las primeras fases de acreción del sistema solar, y porque parece ser la fuente de los cometas de corto período, del mismo modo que la nube de Oort lo es para los de largo período.

El cinturón de Kuiper dejó de ser una simple hipótesis cuando a fines de agosto de 1992, con el telescopio de 2,2 metros de la Universidad de Hawaii, David Jewitt y Jane Luu descubrían un lejano objeto de unos 280 km de diámetro denominado 1992 QB1. A este, siguió toda una serie de descubrimientos similares.

Tras el descubrimiento de 1992 QB1, el estudio de los objetos transneptunianos se ha convertido en un campo de la astronomía de muy rápida evolución, con grandes avances en el campo teórico en los últimos años. El número de objetos descubiertos cada vez es mayor y poco a poco se van obteniendo nuevos conocimientos sobre su significado y características físicas.

~NePtUnO}

Neptuno
Es el planeta más exterior de los gigantes gaseosos y el primero que fue descubierto gracias a predicciones matemáticas.

El interior de Neptuno es roca fundida con agua, metano y amoníaco líquidos. El exterior es hidrógeno, helio, vapor de agua y metano, que le da el color azul.

Neptuno es un planeta dinámico, con manchas que recuerdan las tempestades de Júpiter. La más grande, la Gran Mancha Oscura, tenía un tamaño similar al de la Tierra, pero en 1994 desapareció y se ha formado otra.

Los vientos más fuertes de cualquier planeta del Sistema Solar son los de Neptuno. Muchos de ellos soplan en sentido contrario al de rotación. Cerca de la Gran Mancha Oscura se han medido vientos de 2.000 Km/h.


Datos básicos Neptuno La Tierra
Tamaño: radio ecuatorial 24.746 km. 6.378 km.
Distancia media al Sol 4.504.300.000 km. 149.600.000 km.
Día: periodo de rotación sobre el eje 16,11 horas 23,93 horas
Año: órbita alrededor del Sol 164,8 años 1 año
Temperatura media superficial -200 º C 15 º C
Gravedad superficial en el ecuador 11 m/s2 9,78 m/s2


La nave Voyager II se acercó a Neptuno el año 1989 y lo fotografió. Descubrió seis de las ocho lunas que tiene y confirmó la existencia de anillos.

Neptuno tiene un sistema de cuatro anillos estrechos, delgados y muy tenues, difíciles de distingir con los telescopios terrestres. Se han formado a partir de partículas de polvo, arrancadas de las lunas interiores por los impactos de meteoritos pequeños.

En la atmósfera de Neptuno se llega a temperaturas cercanas a los 260 ºC bajo cero. Las nubes, de metano congelado, cambian con rapidez. La foto de la derecha muestra los cambios que detectó el Voyager II en un periodo de sólo 18 horas.

La distancia que nos separa de Neptuno se puede entender mejor con dos datos: una nave ha de hacer un viaje de doce años para llegar y, desde allí, sus mensajes tardan más de cuatro horas para volver a la Tierra.

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TiTaN!!

Titán es la luna más grande de Saturno y la segunda más grande del sistema solar, solo comparable a Ganimedes, la luna de Júpiter. Antes de los vuelos de las naves Voyager, los astrónomos sospechaban que Titán pudiera tener una atmósfera. Los científicos tambien creían que se podría encontrar mares líquidos o lagunas de metano o etano; el agua estaría congelada a la fría temperatura de la superficie de Titán. Con la esperanza de encontrar un mundo poco habitual, el Voyager 1 fue programado para tomar numerosas vistas cercanas de Titán durante su aproximación en Noviembre de 1980. Desafortunadamente, todo lo que se encontró fue una atmósfera impenetrable cubierta por una densa capa de nubes. Sólo se observaron pequeñas variaciones de color y brillo.

Aunque Titán está clasificado como una luna, es mayor que los planetas Plutón y Mercurio. Tiene una atmósfera planetaria que es más densa que las de Mercurio, Tierra, Marte y Plutón. La presión atmosférica es de unos 1.6 bares, un 60% mayor que la de la Tierra. El aire de Titán está compuesto principalmente por nitrógeno con otros hidrocarbonos que dan a Titán su característico tono naranja. Estos hidrocarbonos son los bloques que constituyen los aminoácidos necesarios para la formación de la vida. Los científicos creen que el medio ambiente de Titán es similar al que la Tierra presentaba antes de que la vida empezase a poner oxígeno en la atmósfera.

La temperatura de la superficie de Titán parece ser de unos -178°C (-289°F). El metano parece estar por debajo de su presión de saturación cerca de la superficie de Titán; no existen probablemente ríos ni lagos de metano, a pesar de la llamativa analogía con el agua de la Tierra. Por otro lado, los científicos creen que existen lagos de etano que contienen metano disuelto. El metano de Titán, debido a procesos fotoquímicos continuos, se convierte en etano, acetileno, etileno y (cuando se combina con nitrógeno) en cianuro de hidrógeno. Este último es compuesto importe ya que es uno de los bloques constructivos de los aminoácidos.

Las naves Voyager no fueron capaces de penetrar las gruesas capas de nubes pero revelaron que Titán es uno de los lugares más interesantes del sistema solar. ¿Qué paisaje se oculta debajo de las nubes? ¿Qué misterios se esconden detras de estas cortinas naranjas? Estas preguntas deben esperar hasta que se lanzen en el futuro nuevas naves que visiten esta luna tan poco habitual. El 15 de Octubre de 1997 se lanzó al espacio la nave Cassini para encontrarse con Saturno en Junio de 2004. Posteriormente ese año, lanzará la sonda europea Huygens para atravesar la atmósfera de Titán. La nave Cassini realizará más de 30 encuentros con Titán, construyendo un mapa de la superficie de esta luna con un radar de apertura sintético similar al que la nave Magallanes empleó para construir el mapa de Venus.

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RinGs

El sistema de anillos de Saturno hace de él uno de los objetos más bonitos del sistema solar. Los anillos visibles se extienden hasta una distancia de 136.200 kilómetros del centro de Saturno, pero en muchas regiones pueden tener sólo 5 metros de grosor. Un instrumento a bordo del Voyager 2 registró más de 100.000 anillos pequeños.

El sistema de anillos tiene varias aberturas. La principal de estas aberturas es la División Cassini.Giovanni Cassini descubrió esta división en 1675. La División Encke, que separa al anillo A, recibe su nombre de Johann Encke, quien la descubrió en 1837.La interacción gravitacional entre anillos y satélites, que produce estas ondas de densidad, sigue sin comprenderse del todo.



Se cree que estas trazas están compuestas por finas partículas del tamaño del polvo. Se observó como los rayos se formaban y desaparecían entre las diferentes tomas realizadas por las naves. Aunque la carga electrostática podría crear rayos mediante la levitación de partículas de polvo por encima del anillo, la causa exacta de la formación de estos rayos no se conoce muy bien. Las sondas espaciales han demostrado que los anillos principales están realmente constituidos por un gran número de anillos más estrechos. El origen de los anillos es dudoso. Se cree que los anillos podrían haberse formado a partir de las grandes lunas que sufrieron fuertes impactos de cometas y meteoroides.

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◄saturn0oz►

Saturno es el sexto planeta desde el Sol y el segundo más grande del sistema solar con un diámetro ecuatorial de 119.300 kilómetros.

Está achatado en los polos, como resultado de la rápida rotación del planeta alrededor de su eje. Su día dura 10 horas, 39 minutos y tarda 29,5 años terrestres en completar su órbita alrededor del Sol.

La peculiaridad más conocida de Saturno es la de estar rodeado de un sistema de anillos, descubierto en 1610 por Galileo utilizando uno de los primeros telescopios.El viento sopla a grandes velocidades en Saturno. Cerca del ecuador, alcanza velocidades de 500 metros por segundo. El viento sopla principalmente hacia el este. Los vientos más fuertes se encuentran cerca del ecuador y su velocidad disminuye uniformemente a medida que nos alejamos de él. A latitudes por encima de los 35 grados, los vientos alternan su dirección de este a oeste según aumenta la latitud.
El color amarillo del nuboso Saturno está marcado por anchas bandas atmosféricas similares, pero más tenues, que las encontradas en Júpiter. Desde la Tierra, se puede apreciar su color, debido a que es uno de los más brillantes en el cielo nocturno.

Saturno es el único planeta cuya densidad es inferior a la del agua (aproximadamente un 30% menos). Si fuese posible encontrar un océano lo suficentemente grande, Saturno flotaría en él. Además, su densidad media es una octava parte de la de la Tierra, debido a que el planeta está compuesto fundamentalmente de hidrógeno. El enorme peso de la atmósfera de Saturno hace que la presión atmosférica aumente con rapidez hacia el interior, donde el hidrógeno se hace líquido. Hacia el centro del planeta el hidrógeno líquido se condensa en hidrógeno metálico, que es un conductor eléctrico. Las corrientes eléctricas presentes en este hidrógeno metálico son las responsables del campo magnético del planeta. En el centro de Saturno se han consolidado, probablemente, elementos pesados formando un pequeño núcleo rocoso a una temperatura cercana a los 15.000 ° C. Tanto Júpiter como Saturno siguen asentándose por la gravitación, siguiendo su original acreción de la nebulosa de gas y polvo de la que se formó el sistema solar hace más de 4.000 millones de años. Esta contracción genera calor, haciendo que Saturno lo irradie en el espacio en una proporción tres veces mayor que la que recibe del Sol.



La atmósfera está básicamente compuesta por hidrógeno (88% en masa) y el helio (11%); el resto comprende trazas de metano, amoníaco, cristales de amoníaco y otros gases, como etano, acetileno y fosfina. Las imágenes del Voyager mostraron remolinos y corrientes turbulentas de nubes que tenían lugar a gran profundidad en una niebla mucho más densa que la de Júpiter debido a la menor temperatura de Saturno. Las temperaturas de la parte superior de la nube de Saturno están cercanas a -176 ° C, unos 27 ° C más bajas que las de Júpiter en los mismos puntos.

En 1988, a partir del estudio de las fotografías del Voyager, los científicos determinaron un elemento atmosférico extraño alrededor del polo norte de Saturno. Lo que podría ser una configuración de onda estacionaria, reproducida seis veces alrededor del planeta, hace que parezca que las bandas de nubes, a cierta distancia del polo, forman un hexágono enorme y permanente.

Características orbitales

Distancia media del Sol: 9,53707032

Radio medio : 1,4267254·1012 m
Excentricidad: 0,05415060
Período orbital (sideral): 29a 167d 6,7h (~9,3·108 s)
Período orbital (sinódico): 378,1 días (~3,27·107 s)
Velocidad orbital media: 9672,4 m/s
Inclinación: 2,48446°
Número de satélites: 60

Características físicas
Diámetro ecuatorial: 1,20536·108 m
Área superficial : 4,38·1016 m²
Volumen: 8,27·1023 m³
Masa: 5,688·1026 kg
Densidad media : 690 kg/m³
Gravedad superficial: 9,05 m/s²
Período de rotaciónecuatorial: 10h 13m 59s
Período de rotacióninterno: 10h 39m 25s
Inclinación axial: 26,73°
Albedo :0,47
Velocidad de escape: 35490 m/s
Temp media (en nubes):93 K
Temperatura superficial:
Mínima: 82 K Media: 143 K

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♀Io & europa♀

Io es el quinto de los satélites conocidos de Júpiter y el tercero más grande; es la más interna de las lunas Galileanas. Io es ligeramente mayor que la Luna de la Tierra.
órbita: 422,000 km desde Jupiter
diámetro: 3630 km
masa: 8.93e22 kg



En contraste con la mayoría de las lunas del sistema solar exterior, Io y Europa resultan bastante similares en composición a los planetas terrestres, compuestos principalmente de silicatos fundidos. Datos recientes de la misión Galileo indican que Io tiene un núcleo de Hierro (quizás mezclado con sulfuro de hierro) con un radio de, al menos, 900 km.

La superficie de Io es distinta a la de cualquier otro cuerpo del sistema solar. Resultó para los científicos de la misión Voyager en su primer encuentro. Esperaban encontrar cráteres de impacto como los que se hayan en otros cuerpos terrestres y poder ver la edad de la superficie de Io por su número por unidad de área. Pero encontraron muy pocos cráteres. Por lo tanto la superficie de Io es muy joven.


Algunos de los puntos calientes de Io alcanzan temperaturas de1500 K aunque la media es mucho menor, alrededor de 130 K.Estos puntos calientes son el principal mecanismo por el que Io se libra de su calor.
Io tiene una ténue atmósfera compuesta por dióxido de azufre y quizás algunos otros gases.
A diferencia de los otros satélites galileanos, Io tiene poca o ninguna agua. Probablemente a causa de que Júpiter estaba en los inicios del sistema solar lo bastante caliente como para arrancar todos los elementos volátiles de las cercanias de Io pero no lo suficiente como para hacerlo más lejos.


Estadísticas de Europa

Descubierto por Simon Marius & Galileo Galilei
Fecha de descubrimiento 1610

Masa (kg) 4.8e+22
Masa (Tierra = 1) 8.0321e-03
Radio ecuatorial (km) 1,569
Radio ecuatorial (Tierra = 1) 2.4600e-01
Densidad media (gm/cm^3) 3.01

Distancia media desde Júpiter (km) 670,900
Período rotacional (días) 3.551181
Período orbital (días) 3.551181
Velocidad orbital media (km/seg) 13.74

Excentricidad orbital 0.009
Inclinación orbital (grados) 0.470

Velocidad de escape (km/seg) 2.02

Albedo geométrico visual 0.64
Magnitud (Vo)

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Yupy!! 0_o

Júpiter


Es el planeta más grande del Sistema Solar, tiene más materia que todos los otros planetas juntos y su volumen es mil veces el de la Tierra.
Júpiter tiene un tenue sistema de anillos, invisible desde la Tierra. También tiene 16 satélites. Cuatro de ellos fueron descubiertos por Galileo en 1610. Era la primera vez que alguien observaba el cielo con un telescopio.

Júpiter tiene una composición semejante a la del Sol, formada por hidrógeno, helio y pequeñas cantidades de amoníaco, metano, vapor de agua y otros compuestos.

La rotación de Jupiter es la más rápida entre todos los planetas y tiene una atmósfera compleja, con nubes y tempestades. Por ello muestra franjas de diversos colores y algunas manchas.



La Gran Mancha Roja de Jupiter es una tormenta mayor que el diámetro de la Terra. Dura desde hace 300 años y provoca vientos de 400 Km/h.
Los anillos de Jupiter son más simples que los de Saturno. Están formados por partículas de polvo lanzadas al espacio cuando los meteoritos chocan con las lunas interiores de Júpiter.

Tanto los anillos como las lunas de Júpiter se mueven dentro de un enorme globo de radiación atrapado en la magnetosfera, el campo magnético del planeta.

Este enorme campo magnético, que sólo alcanza entre los 3 y 7 millones de km. en dirección al Sol, se proyecta en dirección contraria más de 750 millones de km., hasta llegar a la órbita de Saturno.





Datos sobre Júpiter La Tierra
Tamaño radio ecuatorial: 71.492 km. 6.378 km.
Distancia media al Sol: 778.330.000 km. 149.600.000 km.
Día periodo de rotación sobre el eje: 9,84 horas 23,93 horas
Año órbita alrededor del Sol: 11,86 años 1 año
Temperatura media superficial: -120 º C 15 º C
Gravedad superficial en el ecuador :22,88 m/s 2 9,78 m/s2





Características orbitales
Distancia media del Sol: 5,20336301 UA
Radio medio: 778.412.026 km
Excentricidad: 0,04839266
Período orbital (sideral): 11a 315d 1,1h
Período orbital (sinódico): 398,9 días
Velocidad orbital media: 13,0697 km/s
Inclinación: 1,30530°
Número de satélites: 63 conocidos



Características físicas
Diámetro ecuatorial: 142.984 km
Área superficial: 6,41×1010 km2
Masa: 1,899×1027 kg
Densidad media: 1,33 g/cm3
Gravedad superficial: 23,12 m/s2
Período de rotación :9h 55,5m
Inclinación axial :3,12°
Albedo: 0,52
Velocidad de escape :59,54 km/s
Temperatura superficial mín. media máx. :110 K - 163,15 °C 152 K




Características atmosféricas
Presión atmosférica :70 kPa
Hidrógeno :81%
Helio :17%
Metano :0,1%
Vapor de Agua :0,1%
Amoníaco :0,02%
Etano: 0,0002%
Fosfina :0,0001%
Sulfuro de hidrógeno :0,0001%

Cinturon de asteroides

CINTURÓN DE ASTEROIDES

El cinturón de asteroides se extiende entre Marte y Júpiter. Está formado por miles de pequeños cuerpos sólidos, con tamaños que varían de los 1000 Km de diámetro de Ceres a simples granos de polvo.
Durante mucho tiempo se especuló que podría tratarse de los restos de un planeta, destruido por algún tipo de catastrofe en épocas pretéritas (a este planeta se le bautizó como Faetón), aunque en la actualidad se tiende a pensar que lo forman los restos de la nebulosa planetaria que dió origen al Sistema Solar, y que la gravedad de Júpiter impidió que se juntasen para formar un nuevo planeta. Si se dispusiera toda la masa del cinturón en un solo cuerpo, este tendría un diámetro de unos 1300 Km.
De la masa total del cinturón de asteroides, el 80% corresponde a materiales carbonáceos, y el otro 20% a silicatos. Más del 50% de la masa total se concentra en los tres mayores asteroides : Ceres, Palas y Vesta.
La distribución espacial de los asteroides está condicionada por la presencia de Júpiter; la gravedad de este gigante crea zonas resonantes en las que se acumulan los asteroides. Son de destacar los dos grupos de asteroides troyanos o lagrangianos. Estos se situan en la misma órbita de Júpiter, en puntos situados a 60º por delante y por detrás del planeta en su línea de avance, aunque sin orbitar en torno a él.





Clasificación de asteroides por Disposición
Zona Descripción Población Distancia (AU)
AAA Apolo-Amors-Atens 36 1,8
HU Hungarias 30 1,9
FL Floras 421 2,23
MC Orbita 29 2,28
PH Phocaeas 62 2,36
I Cinturón Principal 316 2,39
NY Nysas 44 2,45
PAL Pallas 4 2,75
II Cinturón Principal 763 2,76
KOR Koronis 86 2,87
EOS Eos 144 3,02
III Cinturón Principal 669 3,14
THE Themis 165 3,145
CYB Cybeles 51 3,43
HIL Hildas 34 3,95
T Troyanos 35 5,2




Cinturón secundario de asteroides [editar]En la tabla de Clasificación de asteroides por Disposición, la zona identificada con las siglas AAA (asteroides del tipo Atens-Apollo-Amors), corresponden con los asteroides identificados como NEA (Near-Earth Asteroids; asteroides Cercanos a la Tierra). Los NEA, por lo contraio, se clasifican en:

Asteroides Atón (Atens): asteroides cuyas órbitas se encuentran contenidas por la órbita de la Tierra.
Asteroides Amor (Amors): asteroides cuyas órbitas se encuentran contenidas entre las órbitas de la Tierra y Marte, pero más cercanos a la Tierra.
Asteroides Apolo (Apolos): asteroides que cruzan la órbita de la Tierra, pudiendo llegar hasta zonas exteriores de la órbita de Marte.

MaRs

Marte

Es el cuarto planeta del Sistema Solar. Conocido como el planeta rojo por sus tonos rosados, los romanos lo identificaban con la sangre y le pusieron el nombre de su dios de la guerra.
El planeta Marte tiene una atmósfera muy fina, formada principalmente por dióxido de carbono, que se congela alternativamente en cada uno de los polos. Contiene sólo un 0,03% de agua, mil veces menos que la Tierra.

Los estudios demuestran que Marte tuvo una atmósfera más compacta, con nubes y precipitaciones que formaban rios. Sobre la superficie se adivinan surcos, islas y costas.

Las grandes diferencias de temperatura provocan vientos fuertes. La erosión del suelo ayuda a formar tempestades de polvo y arena que degradan todavía más la superficie.


Antes de la exploración espacial, se pensaba que podía haber vida en Marte. Las observaciones demuestran que no tiene, aunque podría haberla tenido en el pasado.
En las condiciones actuales, Marte es estéril, no puede tener vida. Su suelo es seco y oxidante, y recibe del Sol demasiados rayos ultravioletas.

Marte tiene dos satélites, Fobos y Deimos. Son pequeños y giran rápido cerca del planeta. Esto dificultó su descubrimiento a través del telescopio.

Fobos tiene poco más de 13 Km. por el lado más largo. Gira a 9.380 Km. del centro, es decir, a menos de 6.000 Km. de la superficie de Marte, cada 7 horas y media. Deimos es la mitad de Fobos y gira a 23.460 Km. del centro en poco más de 30 horas.





Datos sobre Marte La Tierra
TamañO radio ecuatorial: 3.397 km. 6.378 km.
Distancia media al Sol: 227.940.000 km. 149.600.000 km.
Dia: periodo de rotación sobre el eje 24,62 horas 23,93 horas
Año órbita alrededor del Sol: 686,98 días 365,256 días
Temperatura media superficial: -63 º C 15 º C
Gravedad superficial en el ecuador: 3,72 m/s2 9,78 m/s2



Características orbitales
Radio medio: 227.936.640 km
Excentricidad: 0,09341233
Período orbital (sideral): 686,98 días
Período orbital (sinódico): 779,95 días
Velocidad orbital media: 24,1309 km/s
Inclinación: 1,85061°
Número de satélites: 2 Fobos y Deimos


Características físicas
Diámetro ecuatorial: 6.794,4 km
Área superficial: 144 millones km²
Masa :6,4191 × 1023 kg
Densidad media :3,94 g/cm³
Gravedad superficial :3,71 m/s²
Período de rotación: 24,6229 horas
Inclinación axial :25,19°
Albedo :0,15
Velocidad de escape: 5,02 km/s
Temperatura superficial mín. media máx: 186 K -87 °C 227 K -46 ºC 268 K -5 °C[1]




Características quimicas
Presión atmosférica: 0,7-0,9 kPa
Dióxido de carbono: 95,32%
Nitrógeno: 2,7%
Argón: 1,6%
Oxígeno: 0,13%
Monóxido de carbono: 0,07%
Vapor de agua :0,03%
Neón
Criptón
Xenón
Ozono Metano
Trazas

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tierra T _ T

La Tierra


Es nuestro planeta y el único habitado. Está en la ecosfera, un espacio que rodea al Sol y que tiene las condiciones necesarias para que exista vida.
La Tierra es el mayor de los planetas rocosos. Eso hace que pueda retener una capa de gases, la atmósfera, que dispersa la luz y absorbe calor. De día evita que la Tierra se caliente demasiado y, de noche, que se enfríe.

Siete de cada diez partes de su superficie están cubiertas de agua. Los mares y océanos también ayudan a regular la temperatura. El agua que se evapora forma nubes y cae en forma de lluvia o nieve, formando rios y lagos.

En los polos, que reciben poca energía solar, el agua se hiela y forma los casquetes polares. El del sur és más grande y concentra la mayor reserva de agua dulce.



La corteza del planeta Tierra está formada por placas que flotan sobre el manto, una capa de materiales calientes y pastosos que, a veces, salen por una grieta formando volcanes.
La densidad y la presión aumentan hacia el centro de la Tierra. En el núcleo están los materiales más pesados, los metales. El calor los mantiene en estado líquido, con fuertes movimientos. El núcleo interno es sólido.

Las fuerzas internas de la Tierra se notan en el exterior. Los movimientos rápidos originan terremotos. Los lentos forman plegamientos, como los que crearon las montañas.

El rápido movimiento rotatorio y el núcleo metálico generan un campo magnético que, junto a la atmosfera, nos protege de las radiaciones nocivas del Sol y de las otras estrellas.




Datos sobre la Tierra Orden
Tamaño radio ecuatorial: 6.378 km. 5º
Distancia media al Sol: 149.600.000 km. 3º.
Dia periodo de rotación sobre el eje: 23,93 horas 5º.
Año órbita alrededor del Sol: 365,256 dias 3º.
Temperatura media superficial: 15 º C 7º.
Gravedad superficial en el ecuador: 9,78 m/s2 5º.



Características orbitales
Semieje mayor (a): 149 597 887,5 km
Semieje menor (b): 149 576 999,826 km
Perihelio: 0,983 UA
Afelio: 1,017 UA
Excentricidad (e): 0,0167
Periodo orbital: 365,2564 días
Máxima velocidad orbital: 30,287 km/s
Velocidad angular de la Tierra: 7,27x10-5 rad/s
Satélites: 1 (Luna)


Características físicas
Diámetro ecuatorial: 12.756,28 km
Diámetro polar: 12.713,50 km
Diámetro medio: 12.742,00 km
Superficie: 510.065.284,702 km2
Volumen: 1,0832073 × 1012 km³
Masa: 5,974 × 1024 kg
Densidad media: 5,515 g/cm3
Gravedad superficial: 9,78 m/s2
Velocidad de escape: 11,186 km/s
Período de rotación: 23,9345 horas
Inclinación axial: 23,45°
Albedo: 31-32%
Temperatura superficial min media max: 182 K 282 K 333 K

Presión atmosférica 101.325 Pa




Composición volumétrica de
la atmósfera terrestre.

Nitrógeno N2: 78,08% v/v
Oxígeno O2: 20,95% v/v
Argón Ar: 0,93% v/v
Dióxido de carbono CO2: 355 ppmv (variable)
Neón Ne: 18,2 ppmv
Helio He: 5,24 ppmv
Metano CH4: 1,72 ppmv
Kriptón Kr :1 ppmv
Hidrógeno H2: 5 ppmv
Óxido nitroso N2O: 0,31 ppmv
Xenón Xe: 0,08 ppmv
Monóxido de carbono CO: 0,05 ppmv
Ozono O3: 0,02 - 0,03 ppmv (variable)
Clorofluorocarburos CFCs: 0,2 - 0,3 ppbv
vapor de agua H2O :<4%>

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V3NuS!!! XD

Venus

Es el segundo planeta del Sistema Solar y el más semejante a La tierra por su tamaño, masa, densidad y volumen. Los dos se formaron en la misma época, a partir de la misma nebulosa.

No tiene océanos y su densa atmósfera provoca un efecto invernadero que eleva la temperatura hasta los 480 ºC. Es abrasador.Los primeros astrónomos pensaban que Venus eran dos cuerpos diferentes porque, unas veces se ve un poco antes de salir el Sol y, otras, justo después de la puesta.

Venus gira sobre su eje muy lentamente y en sentido contrario al de los otros planetas. El Sol sale por el oeste y se pone por el este, al revés de lo que ocurre en La Tierra. Además, el día en Venus dura más que el año.


La superficie de Venus es relativamente joven, entre 300 y 500 millones de años. Tiene amplísimas llanuras, atravesadas por enormes rios de lava, y algunas montañas.
Venus tiene muchos volcanes. El 85% del planeta está cubierto por roca volcánica. La lava ha creado surcos, algunos muy largos. Hay uno de 7.000 km.

En Venus también hay cráteres de los impactos de los meteoritos. Sólo de los grandes, porque los pequeños se deshacen en la espesa atmósfera.

Las fotos muestran el terreno brillante, como si estuviera mojado. Pero Venus no puede tener agua líquida, a causa de la elevada temperatura. El brillo lo provocan compuestos metálicos.




Datos sobre Venus La Tierra
Tamaño radio ecuatorial: 6.052 km. 6.378 km.
Distancia media al Sol: 108.200.000 km. 149.600.000 km.
Dia (periodo de rotación sobre el eje): 243 días 23,93 horas
Año (órbita alrededor del Sol): 224,7 días 365,256 días
Temperatura media superficial: 482 º C 15 º C
Gravedad superficial en el ecuador: 8,87 m/s2 9,78 m/s2

Características orbitales
Dist. media del Sol: 0,72333199 UA
Dist. media del Sol: 108.208.930 km
Excentricidad: 0,00677323
Período orbital (sideral): 224,701 días
Período orbital (sinódico): 583,92 días
Velocidad orbital media: 35,0214 Km/s
Inclinación: 3,39471°
Número de satélites: 0



Características físicas
Diámetro ecuatorial: 12.103,6 km
Área superficial: 4,60 × 108 km²
Masa: 4,869 × 1024 kg
Densidad media: 5,24 g/cm³
Gravedad superficial: 8,87 m/s²
Período de rotación: -243,0187 días.
Inclinación axial: 2,64°
Albedo: 0,65
Velocidad de escape: 10,36 km/s
Temperatura superficial mín.* media máx:228 K -45.15 °C 737 K 463.85 °C 773 K 499.85°C

(*temp. mín. referente a la temperatura sobre nubes)




Características quimicas
Presión atmosférica: 9321,9 KPa
Dióxido de carbono: 96%
Nitrógeno: 3%
Dióxido de azufre: 0,015%
Vapor de Agua: 0,002%
Monóxido de carbono: 0,0017%
Argón: 0,007%
Helio: 0,0012%
Neón: 0,0007%
Sulfuro de carbono: Trazas
Cloruro de hidrógeno: Trazas
Fluoruro de hidrógeno: Trazas




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