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 Sol Planetas Cuerpos menores Rocky Planets Gaseous Planets Icy Planets Minor Bodies Ceres Belt Asteroid Belt Kuiper Comets Oort Cloud

3 Propiedades de objetos del Sistema Solar. OBJECT ORBIT PERIOD MASS RADIUS MOONS ROTATION AU yrs EARTH EARTH number days Sun ,8 Mercury 0,4 0,24 0,06 0, Venus 0,7 0,62 0,81 0, Earth 1,0 1,0 1,0 1,0 1 1,0 Moon ,01 0, ,3 Mars 1,5 1,9 0,11 0,53 2 1,0 Asteroid Belt 1,8-4,5 3-5 <0,0001 (10 5 ) <0, % ~0,1-1,0 Ceres 2,8 4,7 0,0002 0,07 0 0,38 Jupiter 5,2 11, , ,41 Saturn 9,5 29,5 95 9, ,43 Uranus 19, , ,69 Neptune 30, ,9 8+ 0,72 Kuiper Belt >200 <0,01 (100xAB) <0, Pluto ,0022 0,18 1-6,4 Eris ,0027 0,27 1 1,1 Halley , ,

4 Origen del sistema solar El sol y los planetas gaseosos provienen de una nube primordial de gas, el resto fue atrapado. Todos los elementos del sistema solar vienen de una nube primordial de gas. Los cometas son lo único que no proviene de la nube primordial.

5 Planetas terrestres Tierra, Venus y Marte Luna y Mercurio Atmósferas de planetas terrestres Efecto invernadero NASA

6 Planetas Terrestres Tierra, Venus, Marte, Mercurio y Luna Estructura interna

7 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

8 Cómo medimos la estructura interna de un planeta? A. Con periodo orbital y distancia al sol B. Midiendo la aceleración de un objeto que cae hacia el planeta. C. Por su tamaño D. Por la composición de su superficie E. Con al menos dos de las anteriores. FIA Astronomia Franz Bauer (P. U. Catolica)

9 NASA/Messenger Mercurio

10 Mercurio Mercurio muestra fases como la Luna por ser un planeta interior a la órbita de la Tierra. Su tamaño es de 2500 km de diámetro, algo mayor que la Luna (1700 km), pero mucho mas pequeño que la Tierra (6300 km). No tiene atmósfera la superficie está llena de cráteres de distintos tamaños. Aunque su aspecto superficial es similar al de la Luna, Mercurio es un planeta mucho mas denso, con un núcleo de hierro y metales pesados muy importante. NASA/Messenger

11 Mercurio Imagen del borde del Sol durante tránsitos de Mercurio en 1999 y Como el Sol está tan cerca, sus fuerzas de marea influencian la rotación del planeta, que es de 59d. La traslación (órbita) alrededor del Sol es de 88d, esta en resonancia con la rotación. El día de Mercurio dura unos 2 años. Mercurio es el único planeta terrestre que no posee atmósfera (como la Luna). Debido a esto las temperaturas superficiales son extremas. Por ser el planeta mas cercano al Sol, a solo 0.4 u.a., la superficie que recibe la luz solar tiene una temperatura muy elevada.

12 Mercury Entre 2008 y 2011, la misión Messenger que orbitó Mercurio analizó la superficie (izquierda y centro). Mercurio tiene una razón Al/Si menor y Mg/Si mayor que la Luna y Tierra, indicando una composición inicial diferente al de los otros planetas, con consecuencias para el tipo de volcanismo que ocurrió en Mercurio. Messenger encontró un campo magnético fuerte y una atmósfera débil. No se entiende bien porqué Mercurio, que rota muy despacio, tiene un campo magnético fuerte. NASA/Messenger

13 Venus

14 Venus La atmósfera de Venus es muy densa. Debido a la opaca capa de nubes que cubre el planeta, no se puede ver directamente su superficie, la cual sólo puede ser mapeada por radar. Por eso fue muy difícil determinar la duración de rotación del planeta. La rotación de 249d se midió por radar desde la Tierra. Esta rotación es retrógrada, debido a una colisión cuando el planeta se estaba formando. Las nubes de su atmósfera no son nubes de vapor de agua, sino que de ácido sulfúrico. Debido a la atmósfera, las condiciones en la superficie son muy extremas: la temperatura y la presión son elevadísimas.

15 Venus Venus es el planeta mas cercano a la Tierra, orbitando a unas 0.7 u.a. del Sol. En muchas propiedades es el planeta que mas se asemeja al nuestro. Por ejemplo, su dimensión es muy similar a la de la Tierra, así como su estructura. Sin embargo, hay algunas diferencias importantes: Venus no tiene un campo magnético como la Tierra debido a la rotación tan lenta, y su atmósfera es unas 100 veces mas densa que la nuestra. La alta densidad de la atmósfera hace que Venus tenga un efecto invernadero descontrolado. Todos los gases de invernadero como el CO 2 y el H 2 O terminaron en la atmósfera, causando las condiciones de invernadero extremas.

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

17 Tierra La Tierra tiene seis regiones principales, de adentro hacia afuera: 1. El núcleo 2. El manto 3. La costra 4. La hidrósfera 5. La atmósfera 6. La magnetósfera

18 La Atmósfera 100 km R T =6300 km FIA Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)

19 La Atmósfera La Tierra tiene una atmósfera razonablemente densa. La atmósfera contiene nubes de vapor de agua, y a veces llueve, nieva o hiela. Los vientos son generalmente moderados, aunque tormentas gigantescas se forman en las zonas ecuatoriales marinas con vientos de más de 150km/h.

20 La Atmósfera La atmósfera se divide en capas, con las más densas hacia abajo.

21 Evolución de la atmósfera terrestre La atmósfera original de la Tierra se perdió muy temprano. La atmósfera secundaria actual se debe a vulcanismo y a los cometas. Los océanos tambien J. Kasting 2004

22 Evolución de la atmósfera terrestre Discusión: Seguirá evolucionando la composición química de nuestra atmósfera? Cuál es el impacto real en la atmósfera debido a la actividad humana?

23 La Hidrósfera Mas del 70% de la superficie de la Tierra esta cubierta de agua. La mayor concentración de agua se encuentra en el hemisferio sur.

24 Temperatura superficial

25 Sismos, Volcanes y Placas El interior de la Tierra es ígneo.

26 Escala de Terremotos de Richter MAGNITUD FRECUENCIA EFECTOS 8.0 o mas 7.0 a a a a a 3.9 Menos de por año 18 por año 120 por año 800 por año 17 por día 134 por día 5000 por día Gigante, destrucción total de cercanías Mayor, causa daños graves Fuerte, puede ocasionar daños Moderado, ocurren daños ligeros Suave, causa solo daños menores Menor, no se siente pero se registra Temblor muy menor FIA Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)

27 Magnetósfera La magnetósfera protege a la superficie terrestre de las partículas del viento solar.

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

29 Luna

30 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

31 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.

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

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

34 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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36 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.

37 Cara Visible de la Luna

38 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

39 Ahora tenemos imágenes de toda la Luna

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

41 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).

42 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.

43 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

44 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 Day 90 Mars Latitude Tsurf ~ -90 to 27C down to -143C NASA-G Marte NASA-MGS

45 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)

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

47 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

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

49 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

50 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)

51 Comparación de Rovers

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

53 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)

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

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56 Misión a Marte

57 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

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

59 Misión a Marte Problemas para una misión tripulada a Marte tormentas solares, altos niveles de radiación nociva baja gravedad 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,...)

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)