FIA 0111 PLANETAS. Sistema Solar, Formación, Planetas, Satélites y Cuerpos menores

Transcripción

1 FIA 0111 PLANETAS Sistema Solar, Formación, Planetas, Satélites y Cuerpos menores FIA Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)

2 Tierra Estructura interna Campo magnético Planeta geológicamente activo Superficie: océanos y continentes Atmósfera Efecto invernadero Vida

3 Luna

4 La masa de la Luna es tan pequeña que carece de atmósfera. Tampoco tiene un campo magnético como la Tierra. Es un planeta geológicamente muerto, no hay vulcanismo. Está cubierta de cráteres de impacto, y de mares (regiones mas oscuras debidas a erupciones de lava antiguas). Luna

5 Formación de Cráteres Proceso de formación de cráteres. Las morfologías de los cráteres dependen de: 1. Masa del meteoro 2. Velocidad del meteoro 3. Ángulo de impacto 4. Características del terreno Se puede conocer la historia de craterización contando la distribución y tamaños de los cráteres.

6 Historia de Cráteres a) Período de craterización intensa b) Período de vulcanismo intenso c) Enfriamiento y formación de más cráteres

7 Luna Efectos de la Luna sobre la Tierra: Eclipses Mareas

8 Formación de la Luna Formación de la Luna debida a la colisión con un objeto del tamaño del planeta Marte. Debido a su formación, la Luna no posee un núcleo grande de materiales pesados fundidos (Fe, Ni) como la Tierra y Mercurio.

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10 Luna Antes de aterrizar por primera vez, muchas naves fotografiaron la Luna en detalle.

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12 Luna Debido a su proximidad, la Luna es el cuerpo más estudiado por los humanos. Distintas naves han explorado el planeta. Sin embargo, es bastante poco interesante en términos de albergar vida o de explotación minera.

13 Astronauts Astronautas on en the la Luna Moon No hay atmósfera, el cielo es negro. La fuerza de gravedad es muy baja, equivalente a 1/6 la de la Tierra.

14 Cara Visible de la Luna

15 Como el período de rotación de la Luna es igual a su período de traslación alrededor de la Tierra, siempre nos da la misma cara. Sin embargo, la cara oscura de la Luna es morfológicamente similar a la cara visible. Cara Oscura de la Luna

16 Ahora tenemos imágenes de toda la Luna

17 Polo Norte de la Luna Aunque sería muy útil para el desarrollo espacial y la exploración de todo el sistema solar debido a su baja gravedad, la principal dificultad de tener una base en la Luna es la falta de agua. Varia naves encontraron evidencia de hielo de agua en cráteres en los polos de la Luna. Esa evidencia (indirecta) no se ha confirmado. Pero es importante para establecer bases lunares permanentes como requieren algunos de los planes futuros de colonización del Sistema Solar.

18 MARTE LA PRÓXIMA FRONTERA

19 FIA Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)

20 Tierra y Marte T = 60 C T = 20 C FIA Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)

21 phoenix.lpl.arizona.edu/ www FIA Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)

22 Marte El nuevo mapa topográfico global de Marte muestra que el hemisferio N es 5 km más profundo que el S. La nave Surveyor encontró todo tipo de evidencias de la existencia de un océano de agua en el H-N en el pasado (mas de un millón de años atrás). Tal océano habría sido solo de unos 100m de profundidad si estaba acotado por líneas de costa que los científicos ven en los mapas. Todavía es un misterio donde se fue el agua contenida en ese océano, aunque es posible que este presente bajo la superficie (en forma líquida o como hielo).

23 Mapa topográfico de Marte MGS Lowlands Highlands

24 Marte No encontramos vulcanismo activo en Marte. Aunque este planeta es más evolucionado geológicamente que la Tierra (se enfrió), resultados recientes de la nave Odisea indican que tiene un núcleo ígneo, como el resto de los planetas terrestres.

25 Marte Monte Olimpo y detalle de su crater tomado por Surveyor

26 Marte Millones de años atras Marte podría haber tenido un océano cubriendo casi todo el hemisferio norte, donde estan las regiones mas bajas. El agua en la superficie de Marte se encuentra congelada en las regiones polares de Marte. El resto del agua podria estar subterranea. El casquete polar norte marciano tiene unos 1200km, conteniendo una capa de hielo de 3km de espesor. La cantidad total de hielo ahí es 30 veces mas pequeña que todo el hielo de la Antártida. El casquete sur marciano es mas pequeño, de solo unos 420 km. Los polos tienen variaciones estacionales, que pueden ser monitoreadas desde la Tierra. Por ejemplo se ve una foto del telescopio espacial Hubble.

27 Foto de Sep 2001 mostrando la primavera en el casquete polar sur marciano. La primavera comenzó el 17 Jun 2001, y el verano comenzó 6 meses después, a mediados de Nov Niebla y nubes de cristales de hielo rodean el casquete polar, que tiene un diámetro de 420 km. Foto del casquete polar sur terrestre, que tiene un diámetro 10 veces mas grande. Marte NASA-G NASA-MGS

28 Elipticidad de órbita de Marte es mayor que la de la Tierra (que sólo produce diferencias del 7% en flujo de energía solar). Marte sufre variaciones del 40%, y esto es lo que domina en producir variaciones estacionales. Falta de inercia de temperatura, hace que haya diferencias de ~100K en la temperatura durante el dia (llegando por encima de temperatura de sublimación). Mars Latitude Mars Day Tsurf ~ -90 to 27C down to -143C NASA-G Marte NASA-MGS

29 Marte

30 Marte Evidencia de cauces secos en las paredes de un pequeño cráter de 7 km de diámetro dentro del gran cráter Newton (de 387 km). Los depósitos del líquido se encuentran en el fondo del cráter ahora secos. Se calcula que unos 2.5 millones de litros de agua produjeron estos canales y depósitos. FIA Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)

31 Marte Evidencia de un cauce seco de lo que habría sido un río de agua, aunque hay otra teoría que dice que los cauces pueden ser debidos a inundaciones de CO2. Cambios estacionales en la superficie de la Tierra: Rio Nilo Blanco y Azul en Kartoum, Sudan antes y después de las lluvias.

32 Fotos de alta resolución y telemetría laser de la nave Global Surveyor revelaron distintas evidencias en favor de agua líquida en el pasado. Por ejemplo, una de esas evidencias de agua en la región polar de Marte son fotos de lo que parece la costa de un lago u océano que ahora se ha secado. Marte FIA Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)

33 Marte Región entre Arabia Terra y las mesetas del norte. Fotos misteriosas en Marte tomadas por Viking no son tan misteriosas.

34 Marte Imagen de la cara de Sidonia tomada con mucho mas detalle por la Mars Global Surveyor muestra que no es una cara. Foto de la Ciudad Inca

35 Marte Remolino de polvo marciano, fotografiado en la planicie Amazónica en Abr La sombra tiene unos 1500 m, indicando que la altura del remolino es de 1 km. En el 2008 la nave Phoenix lander midió vientos entre 25 y 40 km/ h.

36 Marte Remolinos de polvo en Marte, fotografiados por el Spirit en el FIA Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)

37 Tormenta global de polvo en Marte Fotos del telescopio espacial mostrando una tormenta planetaria.

38 Aunque siempre hay tormentas en Marte, durante la primavera y verano del sur esas tormentas pueden rodear todo el globo. Una de esas tormentas globales comenzó como una tormenta pequeña en el polo sur en el 21 Jun Esta creció y cruzó el ecuador 5 días mas tarde. Otras tormentas pequeñas crecieron hasta formar una tormenta global que cubrió el planeta en unas pocas semanas. Tormentas de polvo en Marte

39 La Atmósfera Marciana Comparación de las atmósferas de Venus, Tierra, Marte. El efecto invernadero es prácticamente inexistente en Marte, es moderado en la Tierra, y está descontrolado en Venus. FIA Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)

40 Marte La nave Phoenix Lander fotografió lo que parece una nevada en el FIA Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)

41 La Superficie Marciana -63c El suelo de Marte es rojo, debido a óxido de hierro. Buena parte del oxígeno esta atrapado en el suelo. Foto de la Viking de los 80s.

42 La Superficie Marciana Viking tomó muestras del suelo marciano y las analizó buscando evidencia de vida. No se encontró nada en ese lugar.

43 La Superficie Marciana Pathfinder Pathfinder duró solo una semana en 1997, pero fué muy exitosa (y barata). Probo tecnología nueva: aterrizó usando bolsas de aire en el lecho de un cauce seco, y se abrió como una flor liberando un pequeño robot que exploró el terreno. Tomó muchas fotos de la superficie marciana.

44 Marte T=-63c Spirit La superficie parece un desierto rojo NASA Spirit

45 Superficie de Marte

46 Jun 2008 Mars Phoenix Lander Hielo debajo de la superficie en Marte

47 Curiosity Rover Lanzamiento: 26 de Noviembre, 2011 Amartizaje: 6 de Agosto, 2012 Clima y geología Marciana

48 Curiosity Rover Instrumentos más avanzados que Rovers anteriores Espectrómetro rayos X Removedor de polvo

49 Comparación de Rovers

50 Lunas de Marte NASA-MGS Fobos y Deimos, las dos pequeñas lunas de Marte, son asteroides capturados, como lo demuestran sus formas irregulares. Las paredes del crater Stickney de 10km de diámetro, casi la mitad del tamaño de Fobos. Las rocas mas grandes tienen unos 50m de tamaño. Estas lunitas son potencialmente importantes para colonizar el planeta. FIA Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)

51 Phobos FIA Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)

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54 Eclipses de Deimos y Phobos

55 Misión a Marte

56 Misión a Marte La misión dura 972 días, con 455 días en Marte. Se puede hacer cada 26 meses. Día 1 Día 714 T M Día 259 Día 972

57 Misión a Marte Ventajas de astronautas vs misión robótica decisiones in situ exploración análisis del suelo excavaciones profundas instrumental más versátil

58 Misión a Marte Problemas para una misión tripulada a Marte tormentas solares, altos niveles de radiación nociva baja bravedad por largo tiempo durante el viaje alta gravedad para el descenso y ascenso demora de hasta 45 minutos en comunicaciones sin posibilidades de abortar la misión y retornar decidir la tripulación adecuada (pilotos, ingenieros, médicos, geólogos, biólogos,...)

59 MARTE: el futuro...

60 Aglomeramiento, calentamiento, diferenciación Planetas Terrestres Evolución geológica Costra sólida, bombardeo intenso Vulcanismo global Vulcanismo reducido, tectónica de placas Solidificación del manto sin tectónica Interior frío, no hay actividad Evolución atmosférica

61 Planetas Terrestres Tienen superficie sólida (rocosa). Es posible habitarlos, aunque fragilmente. Tienen gravedad baja, atmósferas delgadas, y perdieron los elementos livianos (H y He). Tienen actividad volcánica y sísmica, tectónica de placas. Poseen densidades medias altas, con núcleos ígneos de metales pesados (Fe, Ni). Se formaron por la condensación de los elementos pesados en la nebulosa interior. Sufrieron gran bombardeo cuando se formó el Sistema Solar, y tambien durante algunos episodios mas tardíos. Pueden tener campos magnéticos. FIA Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)