Sistema solar (1a parte)

Estándar

Cuando hablamos del sistema solar necesariamente nuestra vista se torna al cielo a todo ese conjunto de planetas (ocho en total) y que giran alrededor de nuestra única estrella el sol. Durante miles y miles de años, los planetas no fueron más que cinco puntos de luz –fácilmente observables a simple vista–, lucecitas que, noche a noche, vagaban lentamente entre las estrellas. Y por eso se llaman así: “planeta” viene del griego y significa “vagabundo” o “errante”. Con la llegada de los telescopios, hace apenas cuatro siglos, esos puntos comenzaron a revelarse como verdaderos mundos. E incluso, aparecieron otros. Todos orbitando fielmente al Sol. Además de los planetas el sistema solar está constituido por una enorme cantidad de cuerpos que tienen diferentes composiciones y tamaños que van desde los helados cometas, los asteroides, los planetas enanos (dentro del cual quedó incluido Plutón) y otros cuerpos que los modernos telescopios tratan de indagar en los dos cinturones que hacen parte del sistema solar: el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter y el otro externo más allá de Neptuno u “Objetos del Cinturón de Kuiper” (KBOs)  al cual parece que pertenece Plutón.

A su vez el sistema solar se encuentra haciendo parte de la vía láctea, en uno de sus brazos llamado cinturón de Orión, encontrándose aproximadamente a unos 33 millones de años luz del centro de la galaxia Y es aquí en todo este conglomerado rodeado de gigantescos cuerpos de enorme complejidad que apenas estamos comprendiendo  está nuestra casa: la tierra, por eso iniciamos un pequeño estudio sobre el sistema solar.

Animaciones del sistema solar

http://www.elpais.com/fotogalerias/popup_animacion.html?xref=20060824elpepusoc_1

http://www.gunn.co.nz/astrotour/?data=tours/retrograde.xml

Una comparación muy interesante sobre el tamaño del sistema solar

http://kokogiak.com/solarsystembodieslargerthan200miles.html

Teorías sobre el origen (1)

A pesar de sus diferencias, los miembros del sistema solar forman probablemente una familia común; parece ser que se originaron al mismo tiempo.Entre los primeros intentos de explicar el origen de este sistema está la hipótesis nebular del filósofo alemán Immanuel Kant y del astrónomo y matemático francés Pierre Simón de Laplace. De acuerdo con dicha teoría una nube de gas se fragmentó en anillos que se condensaron formando los planetas. Las dudas sobre la estabilidad de dichos anillos han llevado a algunos científicos a considerar algunas hipótesis de catástrofes como la de un encuentro violento entre el Sol y otra estrella. Estos encuentros son muy raros, y los gases calientes, desorganizados por las mareas se dispersarían en lugar de condensarse para formar los planetas.Las teorías actuales conectan la formación del sistema solar con la formación del Sol, ocurrida hace 4.700 millones de años. La fragmentación y el colapso gravitacional de una nube interestelar de gas y polvo, provocada quizá por las explosiones de una supernova cercana, puede haber conducido a la formación de una nebulosa solar primordial. El Sol se habría formado entonces en la región central, más densa. La temperatura es tan alta cerca del Sol que incluso los silicatos, relativamente densos, tienen dificultad para formarse allí. Este fenómeno puede explicar la presencia cercana al Sol de un planeta como Mercurio, que tiene una envoltura de silicatos pequeña y un núcleo de hierro denso mayor de lo usual. (Es más fácil para el polvo y vapor de hierro aglutinarse cerca de la región central de una nebulosa solar que para los silicatos más ligeros.) A grandes distancias del centro de la nebulosa solar, los gases se condensan en sólidos como los que se encuentran hoy en la parte externa de Júpiter. La evidencia de una posible explosión de supernova de formación previa aparece en forma de trazas de isótopos anómalos en las pequeñas inclusiones de algunos meteoritos. Esta asociación de la formación de planetas con la formación de estrellas sugiere que miles de millones de otras estrellas de nuestra galaxia también pueden tener planetas. La abundancia de estrellas múltiples y binarias, así como de grandes sistemas de satélites alrededor de Júpiter y Saturno, atestiguan la tendencia de la nubes de gas a desintegrarse fragmentándose en sistemas de cuerpos múltiples.

sistemasolar2

Composición del sistema solar 2

Nuestro Sistema está compuesto por una gran estrella la cual le proporciona el calor necesario para la existencia de vida a nuestro planeta, dicha estrella es El Sol (por ello el nombre de Sistema Solar), asimismo existen ocho planetas (08), y tres planetas enanos (03) algunos con sus respectivos satélites que en total suman más de 60; así como un cinturón de asteroides ubicado entre Marte y Júpiter. En el borde del Sistema Solar podemos encontrar el cinturón de Kruiper el cual está formado por cuerpos de no más de 1,000 kilómetros de diámetro mayormente compuestos de hielo.
En orden de proximidad al Sol, los cuatro primeros planetas (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) son denominados los planetas interiores debido a que están ubicados entre el Sol y el cinturón de asteroides, dicho cinturón de asteroides está conformado por cuerpos de entre 1,5 a 950 kilómetros de diámetro. Los planetas exteriores son Júpiter Saturno, Urano y Neptuno. Existen también tres planetas enanos; Ceres (que se encuentra entre Marte y Júpiter); Plutón y 2003 UB313 (aún sin nombre oficial). De estos tres planetas enanos Plut+ón es el único que posee satélites. Existe respecto al cinturón de asteroides una teoría que indica que este cinturón se formó al desintegrarse un planeta que hubiera estado entre Marte y Júpiter. Así  entonces tenemos:

1 El Sol, la estrella central,

2. Planetas:
• gaseosos: Jupiter, Saturno, Urano, Neptuno.
• rocosos: Mercurio, Venus, Tierra, Marte.
3. Planetas enanos: Ceres (Pallas, Vesta, Hygeia?), Plut´on, Caronte, Xena (2003 UB313), Sedna, etc.
4. Satélites: Luna, Phobos, Deimos, Io, Europa, Ganimedes, Calixto, Titán, Rea, Miranda,

5. Cuerpos menores del sistema solar: Asteroides, cometas, objetos transneptunianos como el Cinturón de Kuipert y la Nube de Oort. (un enjambre de cometas que envuelve el sistema solar).

(IM) Sistema_solar

Veamos entonces cada uno de ellos
1. El sol

El Sol (3) (del latín sol, solis y ésta a su vez de la voz indoeuropea sauel)[1] es una estrella del tipo espectral G2 que se encuentra en el centro del Sistema Solar, constituyendo la mayor fuente de energía electromagnética de este sistema planetario.[2] La Tierra y otros cuerpos (incluyendo a otros planetas, asteroides, meteoroides, cometas y polvo) orbitan alrededor del Sol.[2] Por sí solo, representa alrededor del 98,6% de la masa del Sistema Solar. La distancia media del Sol a la Tierra es de aproximadamente 149.600.000 de kilómetros, o 92.960.000 millas, y su luz recorre esta distancia en 8 minutos y 19 segundos. La energía del Sol, en forma de luz solar, sustenta a casi todas las formas de vida en la Tierra a través de la fotosíntesis, y determina el clima de la Tierra y la meteorología.
Se requerirían ciento nueve Tierras para completar el disco solar, y su interior podría contener más de 1.3 millones de Tierras. La capa exterior visible del Sol se llama la fotosfera y tiene una temperatura de 6,000°C (11,000°F). Esta capa tiene una apariencia manchada debido a las turbulentas erupciones de energía en la superficie. (4)
La energía solar se crea en el interior del Sol. Es aquí donde la temperatura (15,000,000° C; 27,000,000° F) y la presión (340 millardos de veces la presión del aire en la Tierra al nivel del mar) son tan intensas que se llevan a cabo las reacciones nucleares. Éstas reacciones causan núcleos de cuatro protones ó hidrógeno para fundirse juntos y formar una partícula alfa ó núcleo de helio. La partícula alfa tiene cerca de .7 por ciento menos masa que los cuatro protones. La diferencia en la masa es expulsada como energía y es llevada a la superficie del Sol, a través de un proceso conocido como convección, donde se liberan luz y calor. La energía generada en el centro del Sol tarda un millón de años para alcanzar la superficie solar. Cada segundo se convierten 700 millones de toneladas de hidrógeno en cenizas de helio. En el proceso se liberan 5 millones de toneladas de energía pura; por lo cual, el Sol cada vez se vuelve más ligero.

sol sol03

La cromosfera está sobre la fotosfera. La energía solar pasa a través de ésta región en su trayectoria de salida del Sol. Las Fáculas y destellos se levantan a la cromosfera. Las Fáculas son nubes de hidrógeno brillantes y luminosas las cuales se forman sobre las regiones donde se forman las manchas solares. Los destellos son filamentos brillantes de gas caliente y emergen de las regiones de manchas solares. Las manchas solares son depresiones obscuras en la fotosfera con una temperatura promedio de 4,000°C (7,000°F).

La corona es la parte exterior de la atmósfera del Sol. Es en ésta región donde aparecen las erupciones solares. Las erupciones solares son inmensas nubes de gas resplandeciente que se forman en la parte superior de la cromosfera. Las regiones externas de la corona se estiran hacia el espacio y consisten en partículas que viajan lentamente alejándose del Sol. La corona se puede ver sólo durante los eclipses totales de Sol

El sol aparentemente ha estado activo por 4,600 millones de años y tiene suficiente combustible para permanecer activo por otros cinco mil millones de años más. Al fin de su vida, el Sol comenzará a fundir helio con sus elementos más pesados y comenzará a hincharse, por último será tan grande que absorberá a la Tierra. Después de mil millones de años como gigante rojo, de pronto se colapsará en una enana blanca — será el final de una estrella como la conocemos. Puede tomarle un trillón de años para enfriarse completamente.

tormenta-solar-02-1040lg150610

Su interior (5)
Nadie ha visto nunca el interior del Sol. Para hacer nuestro retrato necesitamos recurrir a modelos matemáticos, basados en cálculos que dependen de nuestros conocimientos de las características de la superficie observable del astro y de las leyes físicas que gobiernan el interior de las estrellas. En esta forma se ha estimado que la temperatura central es cercana a 15 millones de grados absolutos y que la densidad central es una 160 veces la densidad del agua, o unas diez veces la densidad de los metales comunes. Esta densidad decrece hacia afuera: a una distancia de la superficie igual a la mitad del radio, se hace comparable a la densidad del agua; y necesitamos avanzar nueve décimos del radio, desde el centro hacia afuera, para llegar a una densidad similar a la del aire que respiramos en la Tierra.
Es en la parte más central de este interior, en el núcleo, donde se produce todo el color y la energía que llegan a la Tierra y a los demás planetas en cantidades increíbles: por ejemplo, cada metro cuadrado de la superficie terrestre recibe alrededor de 1.5 kilovatios de energía solar, cantidad que, aprovechada en forma eficiente, podría calentar e iluminar una pieza pequeña.

capas_sol

Atmósfera solar
La atmósfera solar se compone de varias capas que, de adentro hacia afuera, son la fotósfera, la cromósfera y la corona.
Cuando miramos al Sol a simple vista, a través de un vidrio ahumado para que nuestros ojos no sufran, o a través de un anteojo adecuado, provisto de filtros que reduzcan la luz de manera de no dañar nuestra retina, lo que observamos es la fotósfera, o esfera de luz. Se trata de la cara del Sol usualmente conocida  una superficie luminosa de unos 6000º de temperatura, que radia la mayor parte de la luz y el calor del Sol hacia el espacio. Para la mayoría de nosotros, esta fotosfera es el Sol. En realidad es una capa muy delgada, de unos 500 km de espesor, menos del 0.1% del radio solar. Su densidad es tan pequeña que aquí en la Tierra la consideraríamos un vacío prácticamente perfecto.
Al mirar la fotografía de la Fig. 1, inmediatamente se hacen evidentes dos características: la granulación que cubre toda la superficie, y el oscurecimiento del borde o limbo. De las manchas hablaremos posteriormente.

corona solar

Corona solar
Sobre la cromosfera se encuentra el gas rarificado y caliente de la corona solar, totalmente invisible a simple vista, pero que se ve en forma espectacular durante los eclipses; en estos casos, se puede comprobar que llega a extenderse a más de un millón de kilómetros sobre la fotosfera, y que su brillo es comparable a la mitad del brillo de la luna llena (Fig. 5). En condiciones normales no se ve debido a la luz de la fotósfera. También es posible observar la corona solar mediante un tipo especial de telescopio, llamado coronógrafo, que permite obtener una especie de eclipse artificial.
Una de las mayores sorpresas que proporcionó el estudio de la física solar, incluso en sus comienzos, fue la temperatura de las diferentes capas de su atmósfera, En efecto, ya vimos que la fotósfera tiene una temperatura de unos 60000º. El estudio del espectro relámpago demostró que, a medida que aumenta la distancia al borde del Sol, la temperatura disminuye, hasta llegar aproximadamente a 45000º a unos 500 km de altura; pero luego comienza a aumentar, llegando a unos 75000º a 4000 km de altura, para seguir después creciendo en forma, por así decirlo, vertiginosa.
El estudio del espectro de la corona reveló hechos aún más sorprendentes. Esta compuesto sólo de líneas brillantes, o sea, de emisión muy débiles, y cuya posición no coincide con ninguna de las líneas oscuras de la fotósfera o brillantes de la cromosfera. Incluso, no coinciden con ninguna de las líneas que normalmente se pueden obtener en los laboratorios, para elementos químicos existentes en la Tierra. Por este motivo, cuando recién se descubrieron, en 1869, se creyó que pertenecían a un elemento desconocido en nuestro planeta, al que se dio el nombre de coronio. En 1942, B. Edlén pudo demostrar que se trataba de líneas de elementos terrestres, pero con un alto grado de ionización.

 esquemasol

sol04

DATOS GENERALES DEL SOL (6)

Masa del Sol comparada con todos los demás astros del sistema. …………………….. ,,,,99,84% de la masa total

Semidiámetro aparente a la distancia media de la Tierra. ……………… …0º16´01´´Paralaje horizontal, ecuatorial media ……………………………………………………………………….:………………………………………….. 8´´ 794

Radio del Sol en Km …………………………………………………     ………………………………. 695553,46

Radio en radios terrestres ……………………………………………………………………………. 109,053 veces

Superficie (Tierra = 1) ……………………………………………………………………………. ……….11.900 veces la de la Tierra

Volumen (Tierra =1) ………………………………………………………………………..………….1.296918,98 veces el de la Tierra

Masa (Tierra = 1) ………………………………………….          …………….. …  ….332.958 veces la de la Tierra

Densidad media (Tierra = 1) ……………………………………………………………………………………………….………………. 0,256

Densidad media (Agua =1) …………………………………………………………………………..……. 1,42 gr/cm3

Gravedad (Aceleración de la pesantez en la superficie en el ecuador solar; Tierra =1). ………. …………………..27,6 g

Duración de la rotación sideral de las manchas, en el ecuador solar en tiempo medio. ……………………..25,38 días

Duración de la rotación sinódica en el ecuador, en tiempo solar medio. …………………………..……….27,25 días

Duración media de un ciclo de manchas solares. ………………………………………………….. ………….11,1 años

Temperatura de la fotosfera en grados celsius aproximados. …………………………………… …………………..6000º

Constante solar por cm2 y por minuto. ……………………………………………….. ………..1,92 cal (Cm2/grado)

Distancia media a la Tierra en Km …………………………………………………………… ………….149,6 * 106 Km

Oblicuidad de la eclíptica (aproximada). …………………………………………………………. …………….23º 27´

Valor de la precesión general (aproximada). ……………………………………………                 = 0º 00´ 50´´26

Magnitud visual aparente ……………………………………………………………………….………… m = – 26,9

Magnitud absoluta ……………………………………………………………………………………………. M = 4,7

Duración del año sideral ……………………………………………………… ………….365,25636 días solares medios

Duración del año trópico (de las estaciones). …………………………….…………..365,2421956 días solares medios

Duración del año Gregoriano (actual) ……………………………………………………..………………. 365,2475 días

Los Efectos Solares en la Tierra (6)

Algunos de los efectos más importantes de las variaciones solares en la Tierra son las auroras, los eventos de protones y las tormentas geomagnéticas.

Auroras

aurora_02 La aurora es una manifestación dinámica y visualmente delicada de las tormentas geomagnéticas inducidas por el Sol. El viento solar energiza los electrones e iones en la magnetosfera. Estas partículas usualmente entran la alta de la atmósfera terrestre cerca de las regiones polares. Cuando las partículas chocan con las moléculas y átomos de la delgada atmósfera alta, algunos empiezan a brillar en colores diferentes. Las auroras comienzan entre los 60 y 80 grados de latitud. A medida que la tormenta se intensifica, las auroras se extienden hacia el ecuador. En 1909, durante una tormenta inusualmente grande, una aurora fue visible en Singapur, en el ecuador geomagnético. Las auroras proveen un espectáculo maravilloso, pero no son más que señales visibles de cambios atmosféricos que pueden ocasionar grandes estragos en los sistemas tecnológicos.

Eventos de Protones

Los protones energizados pueden alcanzar la Tierra dentro de los 30 minutos posteriores a un destello solar importante. Durante este tipo de evento, la Tierra es bañada por partículas solares energizadas (primordialmente protones) emanadas del lugar del destello. Algunas de estas partículas se mueven en espiral por las líneas del campo magnético de la Tierra, penetrando en las altas capas de la atmósfera donde se produce una ionización adicional y pueden producir un aumento significativo en la cantidad de radiación ambiental.

Tormentas Geomagnéticas

erupciones solares De uno a cuatro días, de la ocurrencia de un destello o de una prominencia eruptiva, una nube más lenta de materia y campo magnético solar llega a la Tierra, golpeando la magnetosfera y resultando en una tormenta geomagnética. Estas tormentas son variaciones extraordinarias del campo magnético en la superficie de la Tierra. Durante una tormenta geomagnética, porciones de la energía del viento solar son transferidas a la magnetosfera, provocando cambios súbitos en dirección e intensidad del campo magnético de la Tierra y energizando lo población de partículas del mismo.

Este tipo de efectos crean una cantidad de problemas sobre todo en la red electrica sobrecargandole, creando apagones masivos, de igual forma los satélites pueden resultar dañados por este tipo de eventos afectando las comunicaciones que hoy usan este tipo de tecnología.

sol05

webgrafia

1 http://www.todoelsistemasolar.com.ar/ssolar.htm
2 http://www.cosmopediaonline.com/sistema_solar.html
3 http://es.wikipedia.org/wiki/Sol
4 http://www.solarviews.com/span/sun.htm
5 http://www.creces.cl/new/index.asp?imat=%20%20%3E%20%209&tc=3&nc=5&art=411
6 http://www.swpc.noaa.gov/primer/primer_in_spanish.html

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