TEMA 5 EL SISTEMA SOLAR. SOLAR. TEORÍAS HISTÓRICAS HISTÓRICAS SOBRE EL SISTEMA SOLAR Y LA UBICACIÓN DE LA TIERRA EN EL UNIVERSO. GEOLOGÍA PLANETARIA. ORIGEN DEL SISTEMA SOLAR. ORIGEN DE LA TIERRA Y SU INFLUENCIA EN LA ESTRUCTURA Y DISTRIBUCIÓN DE LOS MATERIALES. FORMACIÓN DE LA ATMÓSFERA Y LA L A HIDROSFERA PRIMITIVA PR IMITIVAS. S. ÍNDICE 0.- Introducción. 1.- El Sis!"# S$l#%. T!$%&#s T!$%&#s 'is(%i)#s s$*%! !l Sis!"# S$l#% + l# ,*i)#)i( ! l# Ti!%%# ! !l Ui/!%s$. 1.1.- El sistema geocéntrico. 1..- El sistema heliocéntrico. 1..- El Sistema Solar. .- G!$l$2&# 3l#!#%i#. .1.- El Sol. ..- Los cuerpos planetarios. ..1.- Planetas principales. ...- Planetas enanos. ...- Satélites. ..4.- Asteroides y cometas. ..- El espacio interplanetario. .- O%i2! !l Sis!"# S$l#%. 4.- O%i2! ! l# Ti!%%# + s, il,!)i# ! l# !s%,),%# + is%i*,)i( #),#l ! l$s "#!%i#l!s. 5.- F$%"#)i( ! l# #"(s!%# ! 'i%$s!%# 3%i"ii/#s. 6.- Conclusión. 7.- Relación del tema con el currículo. 8.- i!liogra"ía y p#ginas $e! de interés.
0.- INTRODUCCIÓN. INTRODUCCIÓN. A lo largo de la historia del pensamiento pensamiento han dominado las ideas ideas %ue sit&an al hom!re como el centro del 'ni(erso) esto es conocido como 3!%s3!)i/# #%$3$)9%i)#. Superar esto ha resultado y resulta) a&n en nuestros días) un proceso lento y costoso) donde los cientí"icos luchan contra pre*uicios) mitos y creencias. Para los antiguos egipcios) !a!ilonios o chinos) la +ierra era plana) se encontra!a inmó(il y esta!a situada en el centro del 'ni(erso ,hay %ue tener en cuenta %ue hasta principios del siglo no se distinguía entre Sistema Solar y 'ni(erso) y en torno a ella gira!an el Sol) la Luna y las estrellas. Esta concepción del mundo es la T!$%&# G!$)9%i)#. Sin em!argo) a partir del siglo III a. C. el astrónomo griego Aristarco de Samos enunció la T!$%&# H!li$)9%i)#. /edu*o) mediante c#lculos matem#ticos y o!ser(aciones astronómicas) astronómicas) %ue el Sol era mucho mayor %ue la +ierra y esta!a situado m#s le*os %ue la Luna. +am!ién +am!ién di*o %ue el Sol era el centro del 'ni(erso y
cc1
%ue los planetas) incluida la +ierra) gira!an a su alrededor. A%uí ya empie0a el hom!re a perder su protagonismo. Posteriormente) el a1o 234 d. C.) Ptolomeo recuperó la teoría geocéntrica %ue permaneció (igente hasta el siglo 5I. En el siglo 5I) Copérnico propuso de nue(o un "$!l$ '!li$)9%i)$ !l Sis!"# S$l#% . /ecía %ue los planetas gira!an en círculos concéntricos alrededor del Sol y adem#s %ue la +ierra gira!a so!re sí misma) lo %ue producía el día y la noche. 6alileo apoyó el modelo heliocéntrico propuesto por Copérnico. Esta teoría tardó en ser admitida de!ido a la oposición de la iglesia) pero cuando se admitió supuso un cam!io en la (isión del mundo. La estructura del 'ni(erso) a o*os (ista) ha resultado ser mucho m#s comple*a %ue la pre(ista por Copérnico o por 6alileo) y sus dimensiones son incompara!lemente mayores. 7o solo la +ierra) el Sol tampoco ocupa el centro del 'ni(erso) trat#ndose de una estrella m#s entre los miles de millones %ue e8isten. Por lo %ue se llega a la siguiente conclusión9 nuestro planeta es uno m#s entre tantos) %ue pertenece a un sistema planetario como otros) %ue se encuentra dentro de una gala8ia de tama1o mediano) incluida) *unto a otras) en un c&mulo gal#ctico) y este) a su (e0 en un superc&mulo): Por tanto) el hom!re y) con él) la +ierra) ha pasado de considerarse el centro del 'ni(erso a ponerse en su lugar) una especie m#s %ue ha!ita un min&sculo planeta ante la inmensidad del 'ni(erso. Eso sí) una especie singular capa0 de re"le8ionar acerca de la estructura del 'ni(erso y del lugar %ue ocupamos en él.
1.- EL SISTEMA SOLAR. TEORÍAS HISTÓRICAS SOBRE EL SISTEMA SOLAR Y LA UBICACIÓN DE LA TIERRA EN EL UNIVERSO. 1.1.- EL SISTEMA GEOC:NTRICO. El mo(imiento de los cuerpos celestes) y muy especialmente el mo(imiento planetario) ha despertado el interés del hom!re desde los m#s remotos tiempos. Los griegos ,;44 a. C. conci!ieron los mo(imientos de los cuerpos celestes en términos de un modelo geométrico. Supusieron %ue la Luna y los planetas se mo(ían a lo largo de la trayectoria %ue se calcula!a y después se compro!a!a mediante la o!ser(ación. Adem#s considera!an %ue estos cuerpos no continua!an sus mo(imientos circulares cuando se ponían por el oeste. Por entonces) se considera!a %ue las leyes %ue go!iernan el mo(imiento de los cuerpos so!re la +ierra eran totalmente di"erentes a las %ue go!iernan el mo(imientote los astros. La tendencia de los cuerpos a caer hacia la +ierra se considera!a como una propiedad inherente de todos los cuerpos %ue se encuentran en el ? es"eras concéntricas %ue gira!an en torno a la +ierra. La es"era m#s e8terior correspondía a la
cc2
completa al a1o) pero por estar apoyado en la !ó(eda celeste sería arrastrado por su mo(imiento. Cada planeta estaría "i*o so!re una es"era %ue gira!a en torno a un e*e y tam!ién era arrastrada por la es"era e8terior so!re la %ue se apoya!a. @iparco de Samos o!ser(ó el mo(imiento del Sol descu!riendo %ue no siempre tiene la misma (elocidad) por lo %ue) para mantener el principio platónicoaristotélico de %ue el mo(imiento per"ecto tiene %ue ser el circular uni"orme) y %ue los astros giran alrededor de la +ierra) propuso un modelo por el %ue el Sol se mue(e siguiendo un círculo) el !3i)i)l$) de "orma %e su centro se mue(a en torno a la +ierra descri!iendo otro círculo) el !!%!!. Este modelo tam!ién lo aplicó a la Luna. +odo este con*unto de o!ser(aciones astronómicas unido a la acumuladas desde los siglos 5I a. C. a I d. C.) condu*eron a la síntesis %e lle(ó a ca!o P$l$"!$ en su o!ra < Al"#2!s$=) en el %ue esta!leció su sis!"# 3l#!#%i$ 2!$)9%i)$.
1..- EL SISTEMA HELIOC:NTRICO. Aristarco de Samos) en el siglo III a. C.) calculó las distancias de la +ierra a la Luna y al Sol) y teniendo en cuenta su tama1o e8puso %ue no era ra0ona!le pensar %ue el sol girara alrededor de un planeta mucho m#s pe%ue1o) sino %ue de!ería ser al re(és) por lo %ue propuso un modelo heliocéntrico del Sistema Solar. En su modelo el Sol ocupa el centro del 'ni(erso y todos los planetas giran entorno a él) e8cepto la Luna) %ue gira alrededor de la +ierra) pero esto "ue recha0ado. @u!o %ue esperar hasta el siglo 5I para %ue C$39%i)$ e8pusiera un sistema heliocéntrico circular en su o!ra < D! %!/$l,i$i*,s O%*i," C$!l!si,"=) a%uí se presenta!a un nue(o orden del 'ni(erso9 el centro del sistema es el centro del 'ni(erso %ue est# ocupado por el Sol "i*o) a su alrededor en or!itas circulares se mue(en los planetas. La +ierra gira so!re si misma cada >; h. y da una (uelta completa alrededor del Sol cada B3 días. ientras %ue la es"era de las estrellas "i*as situadas en el "ondo limita el 'ni(erso. La teoría de Copérnico no se hi0o p&!lica hasta unos días después de su muerte y aun%ue las críticas "ueron muy (iolentas) se di"undió r#pidamente y originó una (erdadera re(olución en las generaciones siguientes. Sus partidarios y detractores %uedaron en"rentados llegando a inter(enir la In%uisición9 Lutero acusó a copérnico de loco y here*e. 6iordano runo murió en la hoguera por de"ender la teoría heliocéntrica y 6alileo "ue condenado de por (ida a prisión. 7o o!stante las ideas de Copérnico ha!rían de imponerse con el paso del tiempo) las contri!uciones de 6alileo) con sus o!ser(aciones astronómicas y los tra!a*os de +ycho rahe y Depler) este <imo consiguió modi"icar adecuadamente el modelo copernicano y permitir de"initi(amente la aceptación de un modelo heliocéntrico para el Sistema Solar. Esta!leció una serie de leyes %ue lle(an su nom!re9 1; L!+ !
T > ? @ cc3
+9 Periodo de re(olución F9 cte d9 semie*e mayor de la ór!ita Con los siglos se "ueron conociendo otros aspectos de la din#mica planetaria9 # +odas las ór!itas son elipses casi circulares ,menos ercurio. Los planos de estas ór!itas "orman #ngulos muy pe%ue1os con el plano ecuatorial del Sol. * +odos los planetas giran alrededor del Sol en sentido contrario a las agu*as del relo*. ) +odos los planetas giran so!re sí mismos en el mismo sentido %ue el mo(imiento de traslación ,rotación directa e8cepto 5enus y 'rano %ue tiene rotación retrógrada o in(ersa. +odos tienen el e*e de rotación inclinado) respecto de la perpendicular so!re el plano de la eclíptica. Para %ue una ór!ita sea esta!le la (elocidad or!ital tiene %ue (aria con la distancia al Sol. Cuanto m#s cerca m#s deprisa.
1..- EL SISTEMA SOLAR. El Sistema Solar es un con*unto "ormado) hasta hoy %ue se cono0ca) por una estrella) el Sol) G planetas principales di(ididos en planetas interiores ,ercurio) 5enus) +ierra y arte y en planetas e8teriores ,H&piter) Saturno) 'rano y 7eptuno 3 planetas enanos ,Plutón) Ceres) Eris) aFemaFe y @aumea 22G satélites de planeta) un cinturón de asteroides entre arte y H&piter multitud de o!*etos transneptunianos ,cinturón de Duiper) nu!e de ort) cometas: de los cuales el Sol contiene m#s del JJK de la masa total. El Sistema Solar se encuentra dentro de una gala8ia lenticular de tama1o mediano ,244.444 a1os-lu0 llamada V&# L)!#. Esta a su (e0) se encuentra en un c&mulo de gala8ias llamado G%,3$ L$)#l) "ormado por una treintena de ellas) y este c&mulo dentro de un superc&mulo llamado S,3!%)",l$ ! Vi%2$. /entro de la 5ía L#ctea) en su región ecuatorial e8isten cuatro !ra0os cur(os) en uno de ellos llamado B%#$ ! O%i() a unos >3.444 a1os-lu0 del centro de la gala8ia se encuentra nuestro Sistema Solar.
.- GEOLOGÍA PLANETARIA. La geología planetaria o e8ogeología) comprende el estudio geológico de los cuerpos planetarios de nuestro Sistema Solar %ue hemos enumerado con anterioridad) %ue de!ido a lo limitado del tiempo descri!iré con !re(edad.
.1.- EL SOL. Es una estrella mediana ,tipo 6) %ue se "ormó hace ;B44 m.a. Se encuentra a 2;J)B millones de Filómetros de la +ierra , 234 millones de Fm M 2 'A unidad astronómica) por lo %ue su lu0 tarda en llegar G minutos. Su masa supone el JG)?K del Sistema Solar. 6ira so!re su e*e) siendo su periodo de rotación di"erenciado) tardando >3 días terrestres en el ecuador y B en los polos. Esto se determina siguiendo la e(olución de las "#)'#s s$l#%!s de color oscuro en comparación con el resto de la super"icie !rillante) estas manchas son "enómenos causados por el campo magnético solar) este tam!ién pro(oca las 3%$,*!%#)i#s s$l#%!s %ue son grandes surtidores de materia de hasta un millón de Fm. Su composición es de ?3K de hidrógeno) >K de helio y el resto de elementos m#s pesados. La "uente de energía solar pro(iene de la trans"ormación de hidrógeno en helio mediante "usión nuclear) cada segundo B44 millones de toneladas de hidrógeno se trans"orman en helio. cc4
En el Sol se distinguen (arias 0onas9 el )l!$ %ue es la región central donde se producen las reacciones de "usión nuclear con temperaturas de unos 23 millones de Del(in la $# %#i#)i/#) capa muy gruesa donde se transmite la energía por radiación) la energía se trans"orma en lu0 (isi!le la $# )$/!)i/# ) es la 0ona de gases m#s "ríos donde la energía es impulsada y el gas origina corrientes tur!ulentas la $$s!%# es una delgada capa de unos 244 Fm de espesor %ue emite la energía %ue llega a los planetas) donde se producen las manchas solares la )%$"$s!%# es el ni(el de la atmós"era solar donde se producen las protu!erancias solares y por <imo) la )$%$# es la capa de mor"ología (aria!le solo (isi!le en los eclipses totales de Sol. /espués de la corona aparece el /i!$ s$l#% %ue es un "lu*o de partículas cargadas.
..- LOS CUERPOS PLANETARIOS. Los cuerpos planetarios podemos clasi"icarlos seg&n su din#mica y composición %uímica mayoritaria) distinguiendo tres grupos i ndependientemente de la clasi"icación posterior %ue haremos de ellos9 G%,3$ A= C,!%3$s 3l#!#%i$s sili)##$s. /e "ormación rocosa con silicatos. Pueden di"erenciarse dos su!grupos) uno con a!undante hierro y densidad superior a 3gNcm como ercurio) 5enus y +ierra y el otro con escase0 de hierro y densidad entre -; gNcm ) a%uí se incluye a arte) Luna) Oo y Europa) tam!ién ca!ría incluir a los meteoritos y a la mayoría de los asteroides. Algunos presentan (ulcanismo y tectónica. G%,3$ B= C,!%3$s 3l#!#%i$s ! sili)#$s + 'i!l$. ormados por rocas silicatadas y hielo de agua y de otros (ol#tiles. Su densidad est#n entre 2)3 y gNcm. Son geológicamente inacti(os. A%uí se encuentran los planetas enanos) la mayoría de los satélites de los planetas e8teriores y algunos asteroides. G%,3$ C= C,!%3$s 3l#!#%i$s ! 'i%(2!$ + /$lil!s '!l#$s. Son cuerpos de gran (olumen y pe%ue1a densidad ,4)?-2)? gNcm . Compuestos mayoritariamente por hidrógeno y (ol#tiles ,C@ ;) 7@ y @e helados. Sin procesos geológicos detecta!les) pero con gran acti(idad meteorológica. Son H&piter) Saturno) 'rano) 7eptuno y los cometas. 'na (e0 esta!lecida una idea pre(ia de la distri!ución de los materiales en el interior de los planetas) se procede a construir modelos matem#ticos de la (ariación de la presión y la temperatura en su interior. En general) podemos decir %ue los cuerpos planetarios grandes son es"éricos por%ue las presiones y temperaturas internas son tan altas %ue los materiales de su interior se comportan como "luidos) y por ello adoptan la "orma de e%uili!rio de un "luido en el (acío) %ue es la es"érica ésta) de"ormada por la "uer0a centrí"uga) se con(ertir# en un elipsoide. Por el contrario) en los cuerpos menores de ;44 Fm de di#metro) el en"riamiento ha sido total y su rigide0 es capa de resistir las presiones sin "luir) de esa "orma se e8plican las "ormas irregulares de muchos asteroides y satélites pe%ue1os. ..1.- PLANETAS PRINCIPALES. El >; de agosto de 2JJB la 'nión Astronómica Internacional apro!ó una nue(a de"inición de planeta) es un cuerpo celeste %ue or!ita en torno a una estrella) cuya masa es lo su"icientemente grande como para tener "orma casi es"érica y ha!er despe*ado los alrededores de su ór!ita. Pl#!#s i!%i$%!s $ !%%!s%!s= Incluyen ercurio) 5enus) +ierra y arte. Son los planetas %ue se encuentran m#s cercanos al Sol) tienen un tama1o pe%ue1o) poseen pocos satélites o ninguno) no tienen anillos) su super"icie es
cc5
rocosa y tienen una atmós"era poco e8tensa o ine8istente. +odos ellos nacieron en estado lí%uido de!ido al calor de las colisiones %ue los "ormaron. ientras esta!an en estado lí%uido) los materiales se separaron en un n&cleo met#lico y en un manto y una corte0a rocosos. A lo largo de su historia) todos ellos su"rieron intensos !om!ardeos de meteoritos %ue de*aron cr#teres en sus super"icies. En la +ierra) la mayoría de estos cr#teres se han ido cu!riendo como consecuencia de (arios procesos geológicos. En otros aspectos los planetas rocosos di"ieren !astante) por e*emplo) 5enus tiene una atmós"era muy densa compuesta so!re todo por C >) mientras %ue arte tiene una atmós"era tenue compuesta por el mismo gas. En cam!io ercurio casi no tiene atmós"era) y la de la +ierra es rica en 7 > y >. CARACTERÍSTICAS DE LOS PLANETAS INTERIORES M!%),%i$ V!,s Ti!%%# Dis#)i# "!i# #l S$l 3?)J 24G)> 2;J)B 106<" P!%i$$ ! %#sl#)i( GG d >>;)?d B3)>Bd &#s > #$s># P!%i$$ ! %$#)i( '$%#s>' &#s > 3J d >; d >)Jh #$s># Di"!%$ !),#$%i#l ;.G?3 2>.24; 2>.?3B <" M#s# Ti!%%#>1 4)433 4)G> 2 D!si# 2)" 3); 3)> 3)3 A"(s!%# +emporal 7a) C> con nu!es de P%i)i3#l!s >) 7> @e) > @>S; )$"3$!!s T; s,3!%i)i#l "!i# ;4 día ;B; 23 C -2G4 noche
M#%! >>?)J BG?d >;)Bh B.?G4 4)22 )J +enue C> -B
S#9li!s
4
4
2
> o!os y
C#"3$ "#29i)$ V$l,"! Ti!%%#>1
/ipolar dé!il 4Q43B
7o 4)GB
Si 2
7o 4Q23
Es%,),%#
I)li#)i( $%*i#l s$*%! l# !)l&3i)# R$#)i(
N)l!$ sólido de e M#$ rocoso de silicatos C$%!# de silicatos
N)l!$ i!%i$% sólido e y 7i N)l!$ i!%i$% N)l!$ !J!%i$% sólido de e y 7i "undido de e y N)l!$ !J!%i$% 7i "undido e y 7i M#$ sólido de M#$ rocoso silicatos C$%!# de silicatos C$%!# rocoso sólida
/eimos
N)l!$ de e sólido M#$ de silicatos C$%!# rocosa
?
>;Q
4
232Q
/irecta
Retrógrada
/irecta
/irecta
+a!la I9 Características m#s importantes de los planetas interiores.
..1.1.- PLANETAS EKTERIORES O OVIANOS. Pl#!#s !J!%i$%!s $ $/i#$s= Son H&piter) Saturno) 'rano y 7eptuno. Son los planetas %ue se encuentran m#s ale*ados del Sol) m#s all# del cinturón de asteroides. +odos ellos comparten numerosas propiedades9 tienen un n&cleo compuesto por roca y hielo) rodeado de un manto lí%uido o semisólido %ue contiene hidrógeno y helio o) en el caso de 'rano y 7eptuno) una me0cla de metano) amoniaco y agua helados. Poseen una atmós"era pro"unda) a menudo tormentosa) compuesta so!re todo de hidrógeno y helio) y un campo magnético signi"icati(o) cc6
pero el de H&piter es el m#s e8cepcional) ya %ue es >4.444 (eces m#s "uerte %ue el de la +ierra. En torno a estos gigantes gaseosos or!itan numerosos satélites) (arias docenas en el caso de H&piter. +odos ellos tienen un sistema de anillos de granos de roca y hielo. Puede %ue estos anillos estu(ieran presentes desde %ue "ormaron los planetas o %ue sean restos "ragmentados de satélites destruidos por sus poderosos campos gra(itatorios. CARACTERÍSTICAS DE LOS PLANETAS EKTERIORES 3i!% S#,%$ U%#$ N!3,$ Dis#)i# "!i# ??G) 2.;4 >.G?4 ;.344 #l S$l 106<" P!%i$$ ! 22)GB a1os >J);B a1os G; a1os 2B;)G a1os %#sl#)i( P!%i$$ ! J)J horas 24)BB horas 2?)>; horas 2B)22 horas %$#)i( Di"!%$ 2;>.JG; 2>4.3B 32.22G ;J.3> !),#$%i#l <" M#s# Ti!%%#>1 2G J3 2;)3 2?)2 D!si# 2)" 2) 4)? 2)>B )J @ ,JB)K) @ ,?JK) @e A"(s!%# @ ,G>)3K) @e @ ,J4K) resto @e resto @e y ,2GK) resto P%i)i3#l!s ,23)>K y con algo de 7@ tra0as otros metano y tra0as )$"3$!!s metano ,>)K gases gases T; s,3!%i)i#l -224 -2;4 ->2; ->44 "!i# C B ; S#9li!s >? >2 +ritón Oo) Europa) +it#n 6anímedes) Cali8to Aill$s C#"3$ "#29i)$ V$l,"! Ti!%%#>1
Es%,),%#
I)li#)i( $%*i#l s$*%! l# !)l&3i)# R$#)i(
ino
uy grandes de hielo y roca
22 muy "inos
3 dispersos
uerte
uerte
Si
Si
2.>2
?B)3J
B)2
3?)?;
N)l!$ de roca) metal y compuestos de @ )#3# i!%# de @ met#lico C#3# !J!%# de @ y @e lí%uidos C#3# s,3!%i)i#l de @ y @e gaseosos
N)l!$ de roca y hielo C#3# i!%# N)l!$ de roca y %ui0#s hielo de @ met#lico y C#3# de agua) metano y amoniaco @e lí%uidos helados. C#3# !J!%# de @ y @e lí%uidos
22GQ
>>BQ
4;BQ
2;BQ
/irecta
/irecta
Retrógrada
/irecta
+a!la II9 Características m#s importantes de los planetas e8teriores.
...- PLANETAS ENANOS. Este término "ue creado el >; de agosto de 2JJB por la 'nión Astronómica Internacional para identi"icar a a%uellos cuerpos celestes %ue or!itan en torno a una estrella) cuya masa es lo su"icientemente grande como para tener "orma casi es"érica) pero $ '# !s3!#$ los alrededores de su ór!ita. En este momento se
cc7
incluyen 3 cuerpos9 Plutón) Ceres) Eris) aFemaFe y @aumea. A "inales de >422 se est# considerando (ol(er a incluir a Plutón entre los planetas principales. Pl,(= es de menor tama1o %ue la Luna. Posee un gran satélite llamado Caronte y > m#s pe%ue1os descu!iertos en >443) @idra y 7i8. Su traslación dura >;G)B a1os terrestres. C!%!s= +iene "orma casi es"érica con numerosos cr#teres de impacto en su super"icie. Se encuentra en el cinturón de asteroides entre arte y H&piter. Su traslación dura ;)B a1os terrestres. E%is= antes llamado Sedna. ue considerado alg&n tiempo como el décimo planeta del Sistema Solar. Es de mayor tama1o %ue Plutón y se encuentra or!itando en el cinturón de Duiper. Presenta un satélite. M#?!"#?!= ue descu!ierto en >443 y est# situado como Eris en el cinturón de Duiper. H#,"!#= o!*eto transneptuniano con > satélites) descu!ierto en >443 desde el o!ser(atorio del Instituto de Astro"ísica de Sierra 7e(ada en 6ranada) pero un e%uipo de estadounidenses les %uitaron este mérito. En *unio de >44G) se creó el término 3l#!$i! para identi"icar a los planetas enanos %ue son transneptunianos) por lo %ue pertenecerían a esta categoría Plutón) Eris) aFemaFe y @aumea.
...- SAT:LITES. Los satélites son cuerpos celestes %ue giran en tono a los planetas. E8ceptuando ercurio y 5enus) todos los planetas tienen satélites. La mayoría tienen "orma es"érica como nuestra Luna) aun%ue tam!ién los hay irregulares como los satélites de arte) o!os y /eimos. ..4.- ASTEROIDES Y COMETAS. Los #s!%$i!s son cuerpos rocosos menores) generalmente con "orma irregular y de pe%ue1o tama1o. Se encuentran distri!uidos en lugares (ariados del Sistema Solar. Los asteroides "orman anillos o cinturones con sus ór!itas alrededor del Sol) concentr#ndose en su 0ona media. En la misma ór!ita de H&piter se encuentran los As!%$i!s T%$+#$s ) el grupo de As!%$i!s A"$% %ue se cru0an con la ór!ita de arte y con la or!ita de la +ierra se cru0an el grupo de As!%$i!s A3$l$) pero los m#s interesantes son los situados entre arte y H&piter "ormando el Ci,%( ! As!%$i!s. 'nos de los m#s grandes es 5esta y Pallas. Algunos tienen "ormas casi es"éricas mientras %ue otros tiene "ormas irregulares) (ariando su tama1o de unos 344 Fm de di#metro los m#s grandes a pocos centímetros los m#s pe%ue1os. El origen de los asteroides se desconoce) aun%ue los %ue pertenecen al Cinturón de Asteroides se cree %ue proceden de la "ragmentación de un planeta %ue e8istiría en esa 0ona pero parece m#s pro!a!le %ue sean consecuencia de procesos de agregación y colisión %ue ha!rían llegado a "ormar cuerpos m#s o menos grandes y di"erenciados pero %ue se destruirían por impactos entre ellos. Los )$"!#s son pe%ue1os cuerpos transneptunianos %ue or!itan alrededor del Sol en ór!itas elípticas) para!ólicas o hiper!ólicas. En 2JB) $hipple propuso %ue los cometas eran me0cla de partículas sólidas re"ractarias ,pol(o con otras (ol#tiles heladas) lo %ue se llamó la 'i3(!sis ! l# *$l# ! i!/! s,)i#. Al acercarse al Sol los (ol#tiles se su!limarían dispers#ndose y arrastrando las partículas de pol(o) cre#ndose así alrededor del cometa original ,n&cleo un '#l$ o )$"# y unas )$l#s.
cc8
E8isten cometas de periodo corto ,EncFe) periodo or!ital ) a1os terrestres) intermedio ,@alley) periodo or!ital ?B a1os terrestres y largo ,$est) periodo or!ital 344.444 a1os terrestres. Los cometas de periodo corto son poco acti(os y al pasar (arias (eces cerca del Sol perderían la mayor parte de sus (ol#tiles %ue suelen ser agua ,G4K) C y C >. Los cometas de periodo corto o intermedio pro(ienen del Ci,%( ! <,i3!% y los de periodo largo de la N,*! ! O$%. El Ci,%( ! <,i3!% est# m#s all# de 7eptuno) en el mismo plano or!ital %ue los planetas) con "orma de ros%uilla plana. La N,*! ! O$% se cree %ue en(uel(e al Sistema Solar en todas direcciónes aun%ue a gran distancia) puesto %ue los cometas lo recorren desde cual%uier dirección.
..- EL ESPACIO INTERPLANETARIO. Casi todo el Sistema Solar parece estar (acío) pero en realidad comprende el medio interplanetario. Este incluye (arias "ormas de energía y se compone de 3$l/$ i!%3l#!#%i$ y 2#s i!%3l#!#%i$. El 3$l/$ i!%3l#!#%i$ consiste en partículas microscópicas sólidas. El 2#s i!%3l#!#%i$ es un "lu*o tenue de gas en el %ue se encuentran partículas cargadas) protones y electrones) %ue "luyen desde el Sol constituyendo el /i!$ s$l#% . Su (elocidad es de unos ;44 DmNs y tiene un gran e"ecto so!re las colas de los cometas. La interacción entre el (iento solar y el campo magnético terrestre produce las #,%$%#s *$%!#l!s y 3$l#%!s. La '!li$3#,s# es el !orde de in"luencia del Sol %ue llega hasta unas 24 'A ,unidades astronómicas) tiene "orma circular alargada ,l#grima. El espacio dentro del límite de la heliopausa se denomina '!li$s!%#. /entro del espacio interplanetario tam!ién se incluye el campo magnético solar) %ue es el campo magnético dominante sal(o en la 0ona de in"luencia de los planetas %ue presentan campo magnético.
.- ORIGEN DEL SISTEMA SOLAR. Aun%ue ha ha!ido gran cantidad de hipótesis) la actualmente en (igor es la Hi3(!sis !*,l#% . ue propuesta de "orma independiente por Dant y Laplace) %ue sostenían %ue el Sistema Solar se "ormó por la contracción de una gran ne!ulosa gaseosa. Esta hipótesis ha sido actuali0ada en las <imas décadas con los a(ances ha!idos en astro"ísica y "ísica nuclear) o!teniendo un modelo ne!ular re"inado %ue se ha desarrollado !as#ndose en o!ser(aciones de nuestro propio Sistema Solar. Pero) en la actualidad) al o!ser(ar ne!ulosas estelares y discos protoplanetarios en la 7e!ulosa de rión) el modelo ne!ular ha de*ado de ser coherente con los datos o!tenidos. Por tanto) de!e ser re(isado para tener en cuenta estos sistemas planetarios o un nue(o modelo de!e ser propuesto. 5oy a e8plicar en B etapas el es%uema de la 'i3(!sis !*,l#% ) la teoría m#s ampliamente aceptada acerca de la "ormación del sistema Solar) como ya he comentado) %ue o"rece una e8plicación (erosímil de muchas de las realidades del mismo. Por e*emplo) e8plica por %ue las ór!itas de la mayoría de los planetas se encuentran casi en el mismo plano y por %ué todos los planetas se trasladan en la misma dirección. E#3# 1. S! $%"# l# !*,l$s# s$l#%= 'na nu!e de gas y pol(o interestelar) la !*,l$s# s$l#% ) comen0ó siendo una enorme nu!e de gas y pol(o) muchas (eces m#s grande %ue el actual Sistema Solar. Su temperatura inicial pudo ha!er sido de cc9
>4C !a*o cero. Es pro!a!le %ue al principio girara muy lentamente) después) al contraerse comen0ó a girar m#s r#pido y se aplanó. La nu!e consistía !#sicamente en hidrógeno y helio) *unto con granos de pol(o %ue contenían algunos metales y sustancias como agua) metano y amoniaco. E#3# . F$%"#)i( !l 3%$$s$l= In"luida por la gra(edad) la ne!ulosa se concentró en una región central densa) la presión y temperatura de esta 0ona hi0o %ue se alcan0aran ni(eles su"icientes como para permitir %ue se diesen reacciones termonucleares en su interior lo %ue supuso el nacimiento del 3%$$s$l. El resto de la masa de gas "luye en torno al protosol. Parte de ella se precipita so!re él aumentando su masa y otra parte %ueda or!itando en torno a él) en una región e8terior di"usa) el is)$ 3%$$3l#!#%i$) y "ueron en"ri#ndose gradualmente. E#3# . Aill$s + 3l#!!si"#l!s= el en"riamiento supuso %ue pasaran a "ase sólida) di(ersos metales y minerales) "orm#ndose pe%ue1as partículas de pol(o de metal) roca y hielo. ientras) las inesta!ilidades en el disco giratorio hicieron %ue algunas 0onas se condensaran en anillos sometidos a la gra(edad. En el interior de estos anillos) las pe%ue1as partículas colisionaron y se unieron "orm#ndose los 3l#!!si"#l!s. El crecimiento siguió y siguió) con lo cual la masa "ue aumentando y con ella) la "uer0a gra(itatoria %ue conlle(a!a la atracción de m#s partículas) lo %ue "a(oreció la constitución gradual de cuerpos cada (e0 mayores) los 3%$$3l#!#s. En cada región del disco dominó uno solo de esos protoplanetas. E#3# 4. Pl#!#s %$)$s$s. Cerca del protosol solo pudieron soportar el calor los materiales rocosos y los metales) por eso se componen so!re todo de estos materiales. Se "ormaron en estado lí%uido y posteriormente se solidi"icaron. E#3# 5. Gi2#!s 2#s!$s$s. En la 0ona e8terior del disco) los cuerpos planetesimales compuestos por roca y hielo se hicieron lo !astante grandes para atraer grandes cantidades de gas a su alrededor. Poco después de la "ormación de estos gigantes gaseosos) el protosol se con(irtió en una estrella (erdadera. E#3# 6. D!%i$s s$*%#!s. La radiación del Sol hi0o desaparecer la mayor parte del gas remanente y otros materiales %ue no se acrecionaron. Algunos de los materiales so!rantes en la parte e8terior del disco "ormaron la inmensa nu!e de ort. El anillo de planetesimales entre arte y H&piter no llegó a con(ertirse en un planeta) posi!lemente de!ido a la in"luencia de la gra(edad de H&piter. 7o o!stante) "ormaron el cinturón de asteroides.
4.- ORIGEN DE LA TIERRA Y SU INFLUENCIA EN LA ESTRUCTURA Y DISTRIBUCIÓN ACTUAL DE LOS MATERIALES. La "ormación de los planetas interiores) rocosos o terr estres %ue son pe%ue1os y densos se cree %ue ocurrió de acuerdo con la !$%&# ! l$s 3l#!!si"#l!s) propuesta de "orma independiente por Carl (on $ei0sFer y Duipper en 2J;;) %ue completa a la !$%&# !*,l#%. @a reci!ido el apoyo de di"erentes aportaciones posteriores y %ue complementa a la hipótesis ne!ular. Seg&n esta teoría se ha!rían ido "ormando granos y !lo%ues llamados 3l#!!si"#l!s ,etapa del apartado anterior) %ue se "ueron uniendo por cho%ues de !a*a energía) mediante #)%!)i( )$lisi$#l) "ue "ormando cuerpos planetarios cada (e0 m#s grandes) %ue por sucesi(os cho%ues a escasa (elocidad "ueron originando 3%$$3l#!#s de decenas o centenas de Filómetros de di#metro y por <imo) 3l#!#s ,etapa ; del apartado anterior . +odo este proceso duró unos >44 m.a. /urante el proceso de acreción tu(o %ue producirse otro acontecimiento primordial) la i!%!)i#)i( ! )#3#s. En la +ierra) como en el resto de los cc10
planetas interiores) el hierro y los silicatos de!erían condensarse originando masas) por acreción homogénea) por%ue tienen temperaturas de condensación muy parecidas , 2G4 D. Por ello) parte del hierro y de los silicatos tu(ieron %ue "undirse y el hierro y otros elementos asociados hundirse hacia el centro y "ormar el )l!$ como consecuencia de su mayor densidad) esto es lo %ue se ha llamado la )#s%$! !l 'i!%%$ G%# A)$!)i"i!$ T9%"i)$ o) tam!ién) la i!%!)i#)i( !l )l!$. La energía térmica para la "usión pudo pro(enir de9 - El i"3#)$ de los planetesimales durante la acreción. - El )#l$% producido por la !si!2%#)i( ! is($3$s %#i#)i/$s de (ida media larga ,;4D) >3') >G') >>+h. - El /i!$ s$l#% intenso en la "ase inicial) %ue hi0o %ue el campo magnético del Sol alcan0ase los planetas e indu*era corrientes eléctricas %ue calentaron los materiales planetarios. Al "undir y hundirse el hierro) los silicatos se (ieron despla0ados a un ni(el superior) el "#$) donde permanecieron los silicatos m#s pesados) los m#s ligeros "lotarían hacia capas m#s e8ternas) la )$%!#. Estos silicatos ligeros acompa1ados de algunos elementos radiacti(os) cuyo tama1o y a"inidades %uímicas les impedían permanecer en pro"undidad de!ido a las altas presiones) se "ueron acumulando en la super"icie como una escoria "lotante.
5.- FORMACIÓN DE LA ATMÓSFERA E HIDROSFERA PRIMITIVAS. La atmós"era primiti(a o protoatmós"era se "ormó por desgasi"icación del manto "acilitada por la energía li!erada en el 6ran Acontecimiento +érmico y por el comien0o de la acti(ad (olc#nica. Esto ocurrió en 2 m.a. Esta protoatmós"era tenía car#cter reductor y era rica en nitrógeno) C >) (apor de agua) C@ ; y 7@ y no tenía o8ígeno. Estos gases %uedaron atrapados en la super"icie por la gra(edad) %ue ya era lo su"icientemente "uerte como para impedir %ue escaparan al espacio. El descenso de la temperatura en la super"icie terrestre por de!a*o de los 44C hi0o %ue la gran cantidad de (apor de agua produ*era nu!es %ue se distri!uyeron en la 0ona m#s e8terna y) %ue posteriormente) condesara y precipitara en "orma de llu(ia. El agua se precipita!a so!re una corte0a muy caliente y se (ol(ía a e(aporar) con lo cual el ritmo de en"riamiento se aceleró) hasta %ue pudo permanecer lí%uida so!re la super"icie) "orm#ndose la 'i%$s!%# 3%i"ii/#. Esta agua era tam!ién de car#cter reductor como la atmós"era) por lo %ue sus compuestos reaccionaron con la corte0a primiti(a produciéndose la li!eración de cationes y aniones %ue %uedaron disueltos en agua aumentando su salinidad.
6.- CONCLUSIÓN. @a llo(ido mucho desde %ue se reali0aron los primeros registros astronómicos de los %ue se tiene noticia) remont#ndonos al a1o 2B44 a. C.) proceden de a!ilonia y son las llamadas #*lill#s ! V!,s ! A""is#,#. Pro!a!lemente si algunos de sus autores pudieran (ia*ar en una m#%uina del tiempo y llegar a la actualidad se sorprendería de los conocimientos actuales so!re el 'ni(erso pero no tienen %ue (ia*ar desde tan le*os en el tiempo para ello) +olomeo) rahe o Depler tam!ién se sorprenderían) y supongo %ue 6alileo diría
Pro!a!lemente este siglo I sea muy "ructí"ero) tanto a ni(el cientí"ico como a ni(el tecnológico ,lo uno apoyado en lo otro. A lo largo de él nos ha!remos en"rentado) como diría Duhn) a una re(olución cientí"ica ,como mínimo y a un cam!io de paradigma) pro!a!lemente de!ido a los descu!rimientos de los e8oplanetas y sus características.
7.- RELACIÓN DEL TEMA CON EL CURRICULO. /urante este curso >422N>42>) la legislación aplica!le est# recogida para la ES en el Real /ecreto 2B2N>44B por el %ue se esta!lecen las ense1an0as mínimas) el /ecreto >2N>44? de currículo) la rden de 24NGN>44? %ue desarrolla el currículo y para achillerato) en el Real /ecreto 2;B?N>44? de estructura y ense1an0as mínimas) en el /ecreto ;2BN>44G de currículo y la rden de 3NGN>44G %ue desarrolla el currículo. /e acuerdo con esta legislación e8puesta) este tema se relaciona con los siguientes !lo%ues de contenidos9 - Para 2 ES) en el lo%ue >) La +ierra en el 'ni(erso. - Para ; ES) en el lo%ue >) La +ierra) un planeta en continuo cam!io cuando tratamos !l $%i2! ! l# Ti!%%#. - Para 2 de achillerato) en la materia ) 7uestro lugar en el 'ni(erso cuando tratamos9 - EJ3l$%#)i( !l Sis!"# S$l#% . - L# $%"#)i( ! l# Ti!%%# + l# i!%!)i#)i( ! )#3#s . - Para 2 de achillerato) en la materia <iología y 6eología= en el lo%ue 2) rigen y estructura de la +ierra y en el lo%ue >) <6eodin#mica interna. La tectónica de placas=) cuando trata del $%i2! + l# !/$l,)i( ! l$s $)9#$s + )$i!!s .
8.- BIBLIOGRAFÍA Y PGINAS EB DE INTER:S.
BIBLIOGRAFÍA 55. AA. <6eología= > achillerato. Ed. Edite8. ,>44 55. AA. 44? L. Carrillo y L. 6arcía-Amorena. <6eología=. Ed. Ecir. ,>44> 55. AA. <'ni(erso. La guía (isual de"initi(a=. Ed. Pearson ,>44B 55. AA. ,/irigida por Allan R. 6lan(ille 44G 55. AA. ,/irigida por Eduardo Punset = Ed. Planeta ,>422 PGINAS EBS - TTT.astromia.com - TTT.astrored.netNnue(eplanetasNappendicesNorigin.html - TTT.espaciopro"ndo.com.arN(erarticloNLaUEnergiaUscura.html - TTT.in"oastro.com - TTT.*untadeandalucia.esNa(erroesNrecursosUin"ormaticosNandared42NsistemaUsol -
ar.html TTT.noticiasdelcosmos.comN>44GN4Nel-uni(erso-es-asi.html TTT.solar(ieTs.comNspamNhomepage.htm TTT.ugr.esNVagcscoNtierraNgeologiaNcontenidosUcursosN6eoPlanetaria.htm
COMENTARIOS cc12
Es# *i! !s%,),%#$ + !s #)il ! l!!%. S! 3,!! "!$%#% ! l$ si2,i!!=
A)$%#% l#s #l,si$!s #l ),%%i),l$ s$l$ $"*%#% l!+!s + RD + ),%s$s *l$,!s )$ l$s ,! s! %!l#)i$# EJ3li)#% #l2$ s$*%! !l !s#%%$ll$ ! l#s !$%i#s "#s i"3$%#!s l#3l#)i## 3%$$3l#!#s #)%!)i$ )#3,%# !*,l$s# P%$*l!"#s # l$s ,! s! !%!# ),#l,i!% !$%i# s$*%! !l $%i2! !l ,i/!%s$ "$"!$ #2,l#% !l s$l l!+ ! B$! $%"#)i$ ! s#!li!s !)
- Yo opino que la relación al currículo está bien porque el tema se e en to!os esos nieles" #especto al conteni!o$ las teorías se mencionan % e&plican breemente en el punto 4 % en cuanto a los problemas a los que se en'rentan las teorías$ se po!ría a(a!ir en la conclusión" )unque a mí personalmente$ me *usta muc+o el tema tal % como está" ,alu!os" aqui )rana"
cc13
