jueves, 29 de marzo de 2012

EL SISTEMA SOLAR

El Sistema Solar es un sistema planetario de la Vía Láctea que se encuentra en uno de los brazos de esta, conocido como el Brazo de Orión. Según las últimas estimaciones, el Sistema se encuentra a unos 28 000 años luz del centro de la Vía Láctea.
Está formado por una única estrella, el Sol, que le da nombre; ochoplanetas que orbitan alrededor de él: Mercurio, Venus, Tierra, Marte,Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno; y otros cuerpos menores: planetas enanos (Plutón, Eris, Makemake, Haumea y Ceres), asteroides,satélites naturales, cometas, así como el espacio interplanetario comprendido entre ellos, en el que hay viento solar, campo magnético interplanetario, rayos cósmicos y polvo.

Características generales

El Sol.
Planetas del Sistema Solar (tamaño a escala).
Los planetas y los asteroides orbitan alrededor del Sol, aproximadamente en un mismo plano y siguiendo órbitas elípticas en sentido antihorario si se observasen desde el Polo Norte del Sol; aunque hay excepciones como el cometa Halley que gira en sentido horario.3 El plano en el que gira la Tierra alrededor del Sol se denomina plano de la eclíptica, y los planetas orbitan aproximadamente en el mismo plano. Aunque algunos objetos orbitan con un acusado grado de inclinación respecto de éste, como Plutón, que posee una inclinación con respecto al eje de la eclíptica de 17º, así como una parte importante de los objetos del cinturón de Kuiper.4 5
Según sus características, los cuerpos que forman parte del Sistema Solar se clasifican en:
  • Sol. Una estrella de tipo espectral G2 que contiene más del 99,98% de la masa del sistema. Con un diámetro de 1.400.000 km, se compone, de un 75% de hidrógeno, un 20% de helio y el 5% de oxígeno, carbono, hierro y otros elementos.6
  • Planetas. Divididos en planetas interiores (también llamados terrestres o telúricos) y planetas exteriores o gigantes. Entre estos últimos Júpiter y Saturno se denominan gigantes gaseosos mientras que Urano y Neptuno suelen nombrarse como gigantes helados. Todos los planetas gigantes tienen a su alrededor anillos.
  • Planetas enanos. Se trata de cuerpos cuya masa les permite tener forma esférica, pero no es la suficiente para haber atraído o expulsado a todos los cuerpos a su alrededor. Son: Plutón (hasta2006 era considerado el noveno planeta del Sistema Solar7 ), Ceres, Makemake, Eris y Haumea.
  • Satélites. Cuerpos mayores orbitando los planetas, algunos de gran tamaño, como la Luna, en laTierra, Ganímedes, en Júpiter o Titán, en Saturno.
  • Asteroides. Cuerpos menores concentrados mayoritariamente en el cinturón de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter, y otra más allá de Neptuno. Su escasa masa no les permite tener forma regular.
  • Objetos del cinturón de Kuiper. Objetos helados exteriores en órbitas estables, los mayores de los cuales serían Sedna y Quaoar.
  • Cometas. Objetos helados pequeños provenientes de la Nube de Oort.
El espacio interplanetario en torno al Sol contiene material disperso procedente de la evaporación de cometas y del escape de material proveniente de los diferentes cuerpos masivos. El polvo interplanetario (especie de polvo interestelar) está compuesto de partículas microscópicas sólidas. El gas interplanetario es un tenue flujo de gas y partículas cargadas formando un plasma que es expulsado por el Sol en el viento solar. El límite exterior del Sistema Solar se define a través de la región de interacción entre el viento solar y el medio interestelar originado de la interacción con otras estrellas. La región de interacción entre ambos vientos se denomina heliopausa y determina los límites de influencia del Sol. La heliopausa puede encontrarse a unas 100 UA (15.000 millones de kilómetros del Sol).
Los sistemas planetarios detectados alrededor de otras estrellas parecen muy diferentes del Sistema Solar, si bien, con los medios disponibles, sólo es posible detectar algunos planetas de gran masa entorno a otras estrellas. Por tanto, no parece posible determinar hasta qué punto el Sistema Solar es característico o atípico entre los sistemas planetarios del Universo.

[editar]Estructura del Sistema Solar

Arriba a la izquierda: 1) Sistema Solar interior: desde elSol hasta el Cinturón de asteroides. 2) A la derecha: Sistema Solar exterior: desde Júpiter hasta el Cinturón de Kuiper. 3) Abajo a la derecha: la órbita del planeta menor Sedna en comparación con la imagen de la izquierda, la Nube de Oort, límite exterior del Sistema Solar.
Las órbitas de los planetas mayores se encuentran ordenadas a distancias del Sol crecientes de modo que la distancia de cada planeta es aproximadamente el doble que la del planeta inmediatamente anterior. Esta relación se expresa matemáticamente mediante la ley de Titius-Bode, una fórmula aproximada que indica la distancia de un planeta al Sol, en Unidades Astronómicas. En su forma más simple se escribe:
a= 0,4 + 0,3\times k\,\!    
donde k  = 0, 1, 2, 4, 8, 16, 32, 64, 128.
En esta formulación, la órbita elíptica de Mercurio se corresponde con (k=0) y semieje mayor 0,4 UA, y la órbita de Marte (k=4) se encuentra en 1,6 UA. En realidad las órbitas se encuentran en 0,38 y 1,52 UA. Ceres, el mayor asteroide, se encuentra en la posición k=8. Esta ley no se ajusta a todos los planetas (Neptuno está mucho más cerca de lo que se predice por esta ley). No hay ninguna explicación de la ley de Titius-Bode y muchos científicos consideran que se trata tan sólo de una coincidencia.8

[editar]La dimensión astronómica de las distancias en el espacio

Para tener una noción de la dimensión astronómica de las distancias en el espacio, es interesante hacer un modelo a escala que permita tener una percepción más clara del mismo. Imagínese un modelo reducido en el que el Sol esté representado por una pelota de fútbol (de 220 mm de diámetro). A esa escala, la Tierra estaría a 23,6 m de distancia y sería una esfera con apenas 2 mm de diámetro (la Lunaestaría a unos 5 cm de la tierra y tendría un diámetro de unos 0,5 mm). Júpiter ySaturno serían bolitas con cerca de 2 cm de diámetro, a 123 y a 226 m del Solrespectivamente. Plutón estaría a 931 m del Sol, con cerca de 0,3 mm de diámetro. En cuanto la estrella más próxima (Próxima Centauri) estaría a 6 332 km del Sol, y la estrella Sirio a 13 150 km.
Si se tardase 1 h y cuarto en ir de la Tierra a la Luna (a unos 257.000 km/h), se tardaría unas tres semanas (terrestres) en ir de la Tierra alSol, unos 3 meses en ir a Júpiter, 7 meses a Saturno y unos dos años y medio en llegar a Plutón y dejar nuestro Sistema Solar. A partir de ahí, a esa velocidad, tendríamos que esperar unos 17.600 años hasta llegar a la estrella más próxima, y 35.000 años hasta llegar a Sirio.
Una escala comparativa más exacta puede ser si comparamos el Sol con un disco compacto de 12 cm de diámetro. A esta escala, la Tierratendría poco más de medio milímetro de diámetro (0,55 mm). El Sol estaría a 6,44 metros. El diámetro de la estrella más grande del Universo conocido, VY Canis Majoris, sería de 264 metros (imaginemos esa enorme estrella de casi tres manzanas de casas de tamaño comparado con nuestra estrella de 12 cm). La órbita externa de Eris se alejaría a 625,48 metros del sol. Allí nos espera un gran vacío hasta la estrella más cercana, Proxima Centauri, a 1645,6 km de distancia. A partir de allí las distancias galácticas exceden el tamaño de la Tierra (aún hablando en la misma escala). Con nuestro Sol del tamaño de un disco compacto, el centro de la galaxia estaría a casi 11 millones de kilómetros y el diámetro de la Vía Láctea sería de casi 39 millones de kilómetros. Un enorme vacío nos espera porque la galaxia Andrómedaestaría a 1028 millones de kilómetros, casi la distancia real entre el Sol y Saturno.

Características principales de los planetas del Sistema Solar

PlanetaDiámetro ecuatorial*Masa*Radio orbital (UA)Periodo orbital (años)Periodo de rotación (días)Satélites naturalesImagen
Mercurio0,38545870,060,380,24158,60Mercury in color - Prockter07 centered.jpg
Venus0,9490,820,720,6152430Venus-real.jpg
Tierra1,001,001,001,001,001Earth Eastern Hemisphere.jpg
Marte0,530,111,521,881,032Mars Valles Marineris.jpeg
Júpiter11,23185,2011,860,41465Jupiter.jpg
Saturno9,41959,5529,460,42662Saturn from Cassini Orbiter (2004-10-06).jpg
Urano3,9814,619,2284,010,71827Uranus.jpg
Neptuno3,8117,230,06164,790,674513Neptune.jpg
* El diámetro y masa se expresan en relación a la Tierra.

Publicado por A las No hay comentarios:

LOS TSUNAMIS

Tsunami1 es una palabra japonesa (tsu (津): ‘puerto’ o ‘bahía’, y nami (波): ‘ola’; literalmente significa ‘ola de puerto’) que se refiere amaremoto2 (del latín mare ‘mar’ y motus ‘movimiento’). El uso de este vocablo en los medios de comunicación se generalizó cuando los corresponsales de habla inglesa emitían sus informes, precisamente acerca del maremoto que se produjo frente a las costas de Asia el 25 de diciembre de 2004 en el océano Índico. La razón es que en inglés no existe una palabra para referirse a este fenómeno, por lo cual los anglohablantes adoptaron tsunami como parte de su lenguaje pero, como se verá en las citas históricas que aparecen más adelante sobre maremotos, la denominación correcta en castellano no es tsunami.
Maremoto es un evento complejo que involucra un grupo de olas de gran energía y de tamaño variable que se producen cuando algún fenómeno extraordinario desplaza verticalmente una gran masa deagua. Este tipo de olas remueven una cantidad de agua muy superior a las olas superficiales producidas por el viento. Se calcula que el 90% de estos fenómenos son provocados por terremotos, en cuyo caso reciben el nombre más correcto y preciso de «maremotos tectónicos».
La energía de un maremoto depende de su altura (amplitud de la onda) y de su velocidad. La energía total descargada sobre una zona costera también dependerá de la cantidad de picos que lleve el tren de ondas (en el maremoto del océano Índico de 2004 hubo 7 picos enormes,gigantes y muy anchos). Es frecuente que un tsunami que viaja grandes distancias, disminuya la altura de sus olas, pero mantenga su velocidad, siendo una masa de agua de poca altura que arrasa con todo a su paso hacia el interior.

Publicado por A las No hay comentarios:

LOS TERREMOTOS

Un terremoto1 , del latín terra, terrae (nominativo y genitivo de singular): ‘tierra, de la tierra’, y motus: ‘movimiento’, también llamado seísmo o sismo (del griego σεισμός: temblor otemblor de tierra2 ) es una sacudida del terreno que ocurre por el choque de placas tectónicas y liberación de energía en el curso de una reorganización brusca de materiales de la corteza terrestre al superar el estado de equilibrio mecánico.
Los importantes y frecuentes se generan cuando se libera energía potencial elástica acumulada por deformación gradual de las rocas contiguas al plano de una falla activa. También pueden ocurrir por otras causas, por ejemplo en torno a procesos volcánicos o por hundimiento de cavidades cársticas.

Origen

El origen de los terremotos se encuentra en la acumulación de energía que se produce cuando, para restablecimiento del equilibrio por desplazamiento de materiales del interior de la Tierra, desde condiciones inestables que son consecuencia de actividades volcánicas y tectónicas, que se originan principalmente en los bordes de la placa.
Aunque las actividades tectónicas y volcánicas son las causas principales por las que se generan los terremotos, muchos factores adversos pueden originarlos:
  • Acumulación de sedimentos, por: desprendimientos de rocas en las laderas de las montañas, hundimiento de cavernas.
  • Modificación del régimen de precipitación pluvial, que altera cuencas y cauces de ríos, así como estuarios.
Estos fenómenos generan eventos de baja magnitud, que generalmente caen en el rango de microsismos: temblores detectables sólo porsismógrafos.

Localizaciones

Los terremotos tectónicos suelen ocurrir en zonas donde la concentración de fuerzas generadas por los límites de las placas tectónicas dan lugar a movimientos de reajuste en el interior y en la superficie de la Tierra. Por este motivo los sismos de origen tectónico están íntimamente relacionados con la formación de fallas geológicas. Comúnmente acontecen al final de un ciclo sísmico: período durante el cual se acumula deformación en el interior de la Tierra que más tarde se liberará repentinamente. Dicha liberación se corresponde con el terremoto, tras el cual la deformación comienza a acumularse nuevamente.
El punto interior de la Tierra donde se origina el sismo se denomina foco sísmico o hipocentro. El punto de la superficie que se halla directamente en la vertical del hipocentro —que, por tanto, es el primer afectado por la sacudida— recibe el nombre de epicentro.
En un terremoto se distinguen:
La probabilidad de ocurrencia de terremotos de una magnitud determinada en una región concreta viene dada por una distribución de Poisson. Así la probabilidad de ocurrencia de k terremotos de magnitud M durante un período T en cierta región está dada por:
\mbox{Prob}(k,T,M) = \frac{1}{k!} \left( \frac{T}{T_r(M)} \right)^k e^{-\frac{T}{T_r(M)}}
Donde
T_r(M)\, es el tiempo de retorno de un terremoto de intensidad M, que coincide con el tiempo medio entre dos terremotos de intensidadM.

Propagación

Daños causados por el terremoto del año 1960en Valdivia, Chile. Es el sismo más fuerte registrado en la historia de la humanidad: 9,5 grados en la escala de Richter.
El movimiento sísmico se propaga mediante ondas elásticas (similares a las del sonido) a partir del hipocentro. Las ondas sísmicas son de tres tipos principales:
  • Ondas longitudinales, primarias o P. Ondas de cuerpo que se propagan a velocidades de 8 a 13 km/s en el mismo sentido que la vibración de las partículas. Circulan por el interior de la Tierra, donde atraviesan líquidos y sólidos. Son las primeras que registran los aparatos de medición o sismógrafos. De ahí su nombre «P».[cita requerida].
  • Ondas transversales, secundarias o S. Son ondas de cuerpo más lentas que las anteriores (entre 4 y 8 km/s). Se propagan perpendicularmente en el sentido de vibración de las partículas. Atraviesan únicamente sólidos. En los sismógrafos se registran en segundo lugar.
  • Ondas superficiales. Son las más lentas: 3,5 km/s. Resultan de interacción de las ondas P y S a lo largo de la superficie terrestre. Son las que causan más daños. Se propagan a partir del epicentro. Son similares a las ondas (olas) que se forman sobre la superficie del mar. En los sismógrafos se registran en último lugar.

  • Escalas de magnitudes

    Entre 1963 y 1998 ocurrieron 358 214 terremotos de mayor o menor intensidad.
    • Escala sismológica de Richter, también conocida como escala de magnitud local (ML), es una escala logarítmica arbitraria en la que se asigna un número para cuantificar el efecto de un terremoto.

    Escalas de intensidades

    • Escala Medvedev-Sponheuer-Karnik, también conocida como escala MSK o MSK-64. Es una escala de intensidad macrosísmica usada para evaluar la fuerza de los movimientos de tierra basándose en los efectos destructivos en construcciones humanas y en cambio de aspecto del terreno, así como en el grado de afectación a la población. Consta de doce grados de intensidad. El más bajo es el número uno. Para evitar el uso de decimales se expresa en números romanos.
    • Escala Shindo o escala cerrada de siete, conocida como Escala japonesa. Más que en la intensidad del temblor, se centra en cada zona afectada, en rangos entre 0 y 7
                                                                                                                                                              
Publicado por A las No hay comentarios:
Suscribirse a: Entradas (Atom)