martes, 21 de octubre de 2008

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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lunes, 20 de octubre de 2008

♀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%

miércoles, 8 de octubre de 2008

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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martes, 7 de octubre de 2008

MeRcUrY!!!


Es el planeta más cercano al Sol y el segundo más pequeño del Sistema Solar. Mercurio es menor que la Tierra, pero más grande que la Luna.
Si nos situásemos sobre Mercurio, el Sol nos parecería dos veces y media más grande. El cielo, sin embargo, lo veríamos siempre negro, porque no tiene atmósfera que pueda dispersar la luz.


Los romanos le pusieron el nombre del mensajero de los dioses porque se movía más rápido que los demás planetas. Da la vuelta al Sol en menos de tres meses.

En cambio, Mercurio gira lentamente sobre su eje, una vez cada 58 días y medio. Antes lo hacía más rápido, pero la influencia del Sol le ha ido frenando.




Cuando un lado de Mercurio está de cara al Sol, llega a temperaturas superiores a los 425 ºC. Las zonas en sombra bajan hasta los 170 bajo cero. Los polos se mantienen siempre muy fríos. Esto lleva a pensar que puede haber agua (congelada, claro).
La superficie de Mercurio es semejante a la de la Luna. El paisaje está lleno de cráteres y grietas, en medio de marcas ocasionadas por los impactos de los meteoritos.

La presencia de campo magnético indica que Mercurio tiene un núcleo metálico, parcialmente líquido. Su alta densidad, la misma que la de la Tierra, indica que este núcleo ocupa casi la mitad del volumen del planeta.


Datos sobre Mercurio La Tierra
Tamaño radio ecuatorial: 2.440 km. 6.378 km.
Distancia media al Sol: 57.910.000 km. 149.600.000 km.
Dia (periodo de rotación sobre el eje): 1.404 horas 23,93 horas
Año (órbita alrededor del Sol): 87,97 dias 365,256 dias
Temperatura media superficial: 179ºC 15ºC
Gravedad superficial en el ecuador: 2,78 m/s2 9,78 m/s2

Caracteristicas Fisicas.

Este planeta es el más pequeño de los cuatro, con un diámetro de 4879 km en el ecuador.
Mercurio está formado aproximadamente por un 70% de elementos metales y un 30% de silicatos. La densidad de este planeta es la segunda más grande de todo el sistema solar, su valor es de 5430 kg/m3, solo un poco más pequeña que la densidad de la Tierra.

Por tanto, para explicar esta alta densidad, el núcleo debe ocupar gran parte del planeta y además ser rico en hierro,[4] material con una alta densidad.[5] Los geólogos estiman que el núcleo de Mercurio ocupa un 42% de su volumen total (el núcleo de la Tierra apenas ocupa un 17%). Este núcleo estaría parcialmente fundido,[6] [7] lo que explicaría el campo magnético del planeta.

Rodeando el núcleo existe un manto de unos 600 km de grosor.
La corteza mercuriana mide en torno a los 100-200 km de espesor. Un hecho distintivo de la corteza de Mercurio son las visibles y numerosas líneas escarpadas o escarpes que se extienden varios miles de kilómetros a lo largo del planeta. Presumiblemente se formaron cuando el núcleo y el manto se enfriaron y contrajeron al tiempo que la corteza se estaba solidificando.[8]


BIBLIOGRAFIA
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SuNnY


El Sol es la estrella del sistema planetario en el que se encuentra la Tierra; por tanto, es la más cercana a la Tierra y el astro con mayor brillo aparente.


Distancia media desde la Tierra ----149.597.871 km (~1,5 × 1011 m)
Brillo visual (V)---------- –26,8m
Magnitud absoluta --------4,8m
Diám. angular en el perihelio---------32' 35,64"
Diám. angular en el afelio ----------31' 31,34"



Características físicas
Diámetro--------1.392.000 km (~1,4 × 109 m)
Diámetro relativo (dS/dT------109
Superficie-----6,09 × 1018 m2
Volumen-----1,41 × 1027 m3
Masa-----1,9891 × 1030 kg
Masa relativa a la de la Tierra-----333400x
Densidad----- 1411 kg/m3
Densidad relativa a la de la Tierra -----0,26x
Densidad relativa al agua -----1,41x
Gravedad en la superficie -----274 m/s2 (27,9 g)
Temperatura de la superficie -----5780 K
Temperatura de la corona -----5 × 106 K
Temperatura del núcleo -----~1,36 × 107 K
Luminosidad (LS) -----3,827 × 1026 W




Características orbitales
Periodo de rotación
En el ecuador:----- 27d 6h 36min
A 30° de latitud: -----28d 4h 48min
A 60° de latitud:----- 30d 19h 12min
A 75° de latitud:----- 31d 19h 12min
Periodo orbital alrededor del centro galáctico -----2,2 × 108 años



Composición de la fotosfera
Hidrógeno -----73,46%
Helio ------24,85%
Oxígeno ------0,77%
Carbono ------0,29%
Hierro ------0,16%
Neón -----0,12%
Nitrógeno -----0,09%
Silicio -----0,07%
Magnesio -----0,05%
Azufre ------0,04%

BIBLIOGRAFIA

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