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INTRODUCCIÓN
En este trabajo se exponen las características del sistema planetario en el que se encuentra nuestra tierra: el
sistema solar.
Se encuentran las características de cada uno de los planetas que hasta ahora el hombre conoce, comenzando
por los interiores y concluyendo con el lejano plutón. Todo ello para conocer más a fondo nuestro lugar en el
universo y la importante relación entre todos los que conformamos el sistema solar.
También nos concentramos en las proyecciones que representan la superficie de nuestro planeta, mostrando
las más importantes y significativas. Además de destacar su importancia para el hombre.
Índice
EL SISTEMA SOLAR
Sol......................................................................................................................................................1
MERCURIO.....................................................................................................................................2
VENUS...............................................................................................................................................3
TIERRA.............................................................................................................................................4
MARTE..............................................................................................................................................7
JÚPITER...........................................................................................................................................8
SATURNO.......................................................................................................................................9
URANO..........................................................................................................................................10
NEPTUNO.....................................................................................................................................10
PLUTÓN.........................................................................................................................................11
TIPOS DE PROYECCIONES
CILÍNDRICA.................................................................................................................................12
CÒNICA..........................................................................................................................................12
POLAR.............................................................................................................................................13
ECUATORIAL..............................................................................................................................13
CONCLUSIÓN............................................................................................................................14
EL SISTEMA SOLAR
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EL SOL
El astro llamado sol el la estrella de nuestro sistema. Está situada a unos 150 millones de kilómetros de la
tierra.
El sol es un astro muy complejo. En apariencia puede verse como una esfera opaca, llamada fotosfera, que
durante los eclipses totales aparece rodeada de una corona, de forma y dimensiones variables. Sin embargo, si
los ojos humanos fuesen sensibles a las ondas de radio, el sol aparecería de mayores dimensiones que en
versión aparente, y no de forma circular, sino elíptica.
El sol es en realidad una estrella normal. Tanto por sus características puramente físicas (masa, temperatura y
composición química) como por su estructura galáctica (velocidad espacial y posciòn en la galaxia), no difiere
de los millones de estrellas que componen la vía Láctea.
La masa del sol es unas 333 000 veces la tierra su densidad media es 1,41 veces la del agua. En el núcleo, la
densidad solar es casi 80 veces la del agua. El diámetro es de 1 392 000 Km. El sol gira sobre sí mismo, con
una vuelta completa por término medio cada 25,4 días. El periodo de rotación varía con la latitud, y es de casi
25 días en el ecuador solar y de 34 días en la proximidad de los polos. Esta rotación diferencial provoca la
mezcla de las capas más superficiales del astro.
Respecto a su composición química, se ha detectado en el sol más de 60 elementos, que a causa de altas
temperaturas se hallan en forma de átomos individuales, frecuentemente ionizados. El hidrógeno es el
elemento más abundante, seguido del helio. Ambos predominan también en el interior del astro.
El sol realiza un movimiento de traslación alrededor del centro de la galaxia y describe una órbita circular, de
radio igual a unos 30 000 años luz, que recorre en un periodo de 237 millones de años. Su velocidad orbitales
de unos 240 Km/s.
La luz solar proviene esencialmente de la fotosfera, cuya estructura, observada con instrumentos censillos,
aparece formada de gránulos brillantes, distribuidos por zonas oscuras. El espesor de la fotosfera es de 400
Km. Sobre la fotosfera se halla la atmósfera solar. Su masa total se aproxima a las 1017t, que es la
veintemilmillonèsima parte de la masa total del sol. Se divide en cromosfera y corona.
La cromosfera, tiene un espesor de 10 000 Km. y está compuesta de lenguas de gas, llamadas espìculas. En
ella se dan fenómenos importantes como son las protuberancias.
La corona solar es la zona que envuelve la cromosfera y que se presenta como una aureola plateada alrededor
del disco solar, con llamaradas que se extienden a modo de rayos solares. Está compuesta por polvo,
electrones y iones. Su temperatura es de 200 millones de gradoscentìgrados,por lo que sus átomos se hallan en
un estado muy ionizado, es decir, carecen de algunos electrones.
LOS PLANETAS
Los planetas del sistema solar son tan distintos entre sí que suelen dividirse en tres familias: planetas
pequeños o terrestres (mercurio, venus, tierra, Marte y plutón); planetas gigantes parecidos al sol, por lo
menos por su baja densidad media y su composición (Júpiter, saturno, Urano y neptuno), y planetoides o
asteroides, muy pequeños y numerosos. Los planetas se pueden dividir a su vez en inferiores o
internos(mercurio y venus) y superiores o externos (de Marte a plutón), según sean de movimiento interior o
exterior de la órbita de nuestro planeta tierra.
MERCURIO
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De los planetas inferiores o internos Mercurio es el más cercano al sol y también el menor: 4 878 Km de
diámetro, con una masa 0,056 veces la de la tierra. Su orbita está más inclinada sobre el plano de la eclíptica
(7o0´11) y es muy elíptica; la distancia al sol varía desde 46 millones de kilómetros en el perihelio hasta casi
70 millones en el afelio, con un valor medio de unos 58 millones de kilómetros equivalentes a poco más de un
tercio de la distancia de la tierra al sol.
Dado que es un planeta interior, Mercurio presenta varias fases: llena, durante la conjunción superior; cuartas,
durante la máxima elongación este y oeste, y nueva, en la conjunción inferior. Cuando todo el disco aparece
iluminado, es cuando se halla en el punto más alejado de la tierra y más próximo angularmente del sol.
El periodo de rotación de Mercurio es de 58 días y 15 hors y que la dirección de la rotación es igual que la de
la tierra. Por consiguiente, todo el planeta recibe luz solar y no existe un lado siempre en sombra. Sin embargo
debido a que la dirección de rotación es igual que la de traslación, el periodo de rotación respecto al sol es de
unos 176 días. Esto significa que el sol brilla sobre un punto de la superficie de Mercurio durante un tiempo
equivalente a unos 88 días terrestres.
Temperatura.
Alcanza un valor máximo de 450oC. Respecto de la zona obscura, existen divergencias de opinión: mientras
que algunos especialistas afirman que debe ser casi tan alta como la del sector iluminado, los astrónomos del
radio observatorio de Parkes (Australia) creen que puede ser de 0oC.
Lo dicho sugiere la posible existencia de una atmósfera tenue, confirmada por los espectros del planeta
obtenidos por el soviético N.A.Kozyrev. la atmósfera caliente de la zona opuesta producirían una circulación
atmosférica intensa, que equilibraría la temperatura en torno a los valores medios. Respectos al suelo, éste
debe parecerse al de la luna, con montañas llanuras y cráteres.
VENUS
Si Mercurio se parece a la Luna, Venus es similar a la Tierra, sobre todo por sus dimensiones. Su diámetro es
de 12 100 Km., frente a los 12 756 Km. de la Tierra, y su masa es 0,815 veces la de ésta.
Completamente envuelto por una densa capa de nubes, Venus es el planeta más próximo a la tierra. En la
época de la conjunción superior, la distancia entre Venus y la Tierra alcanza 258 millones de kilómetros,
mientras que cuando ambos planetas se encuentran en el mismo punto respecto al sol, la distancia desciende a
41 millones de kilómetros, lo que supone unos 15 millones menos de la distancia mínima entre la Tierra y
Marte, el más próximo de los planetas externos.
Visto desde la Tierra, Venus, al igual que Mercurio, parece oscilar de una parte a otra del sol. A veces
precediéndola en su salida, otras siguiéndole en la puesta. Sin embargo, se aleja de él mucho más que
mercurio, dado que en el momento de las elongaciones la distancia angular alcanza hasta 48o. En tales
períodos, venus puede preceder al sol en algo más de tres horas. El periodo de oscilación es de 548 días.
Venus presenta fases que históricamente han tenido importancia y que pueden observarse con instrumentos de
poco alcance.
Venus es el planeta cuya orbita, que recorre en 224 días y 17 horas, se asemeja más a un círculo. Su distancia
al Sol es de entre 107 y 109 millones de kilómetros, que recorre en 255 días. Un gran problema es el de
rotación, pues su aplastamiento casi nulo favorecería una rotación lenta, aunque existen muchas dudas sobre
su valor exacto y un desacuerdo entre las observaciones determinadas òpticamente y las obtenidas mediante el
radar. El período establecido por el radar es de 243 días y 9 horas, pero en sentido opuesto al de traslación.
Sin embargo, respecto al sol, Venus tardaría en girar unos 122 días, y el sol brillaría sobre un punto de la
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superficie venusiana durante 61 días. ¿cómo explicar esta rotación retrograda que, en cuanto a los planetas, es
completamente excepcional? Es una incógnita. Cabe notar también que las observaciones ópticas, si bien
determinan una rotación rápida de solo cuatro días frente a los 243 días y 3 horas determinados por el radar,
confirman el sentido retrógrado.
Las investigaciones respecto a la atmósfera, la temperatura y el suelo de Venus se basan en los datos
suministrados por las sondas soviéticas y americanas. La sonda soviética Venera 4, durante su descenso y
aterrizaje sobre el suelo estéril del planeta, registró un aumento de la temperatura de entre 40 y 280oC, en una
atmósfera compuesta por un 90 o 95% de dióxido de carbono, aproximadamente un 7 5 de nitrógeno y hasta el
1,5 de oxigeno y vapor de agua.
TIERRA
Sabemos que la Tierra es redonda o casi redonda. La Tierra no es una esfera perfecta. Técnicamente hablando,
es un esferoide aplanado. Esta forma es causada probablemente por la fuerza de rotación de nuestro planeta, la
cual deforma de una forma un tanto plástica a la tierra, dándole una conformación que está en equilibrio con la
fuerza de rotación y de gravedad.
El diámetro de la tierra es de 12.700 kilómetros de polo a polo y 12.750 a lo largo del ecuador.
Masa y densidad de la Tierra.
Para determinar la masa de la Tierra, en los tiempos modernos se utiliza generalmente un sensible instrumento
llamado balanza de torsión. La atracción ejercida por una bola grande, de masa conocida, sobre una bola
pequeña se compara con la atracción de la tierra sobre la bola pequeña. De acuerdo con un cálculo reciente, la
masa de la tierra es de 5.980.000.000.000.000.000.000 toneladas métricas.
Para encontrar la densidad de la tierra dividimos la masa en gramos por volumen en centímetros cúbicos. El
volumen de la tierra es 1,083 (1027) centímetros cúbicos. Si mezcláramos el aire, le agua y la roca de nuestro
planeta, la mezcla pesaría alrededor de cinco veces y media más que la misma cantidad de agua.
Gravedad y magnetismo en la Tierra.
La gravedad es la fuerza que atrae a todos los materiales hacia el centro de la tierra. Esta fuerza disminuye a
medida que nos apartamos del centro. En 1600, sir William Gilbert, un físico ingles, anticipó que la tierra
actúa como un enorme imán con polos norte y sur. Esta idea está universalmente aceptada.
Las tres partes de la Tierra.
La tierra está formada de tres partes: el aire, el agua y la parte sólida o, como diría un científico, la atmósfera,
la hidrosfera y la litosfera.
La atmósfera. El aire que rodea a la tierra está compuesto aproximadamente de un 78% de nitrógeno, 21% de
oxigeno y 1% de otros gases.
La capa inferior de la envoltura de aire es la troposfera. La troposfera es la región donde se producen grandes
cambios en la temperatura, la presión y el contenido de vapor de agua del aire. Es la parte atmosférica donde
tiene lugar lo relativo al tiempo.
La siguiente capa atmosférica, que se extiende desde 11 hasta unos 47 kilómetros sobre la superficie de la
tierra es la estratosfera. Es la zona donde extraños vientos conocidos como corrientes de chorro. La
temperatura en la estratosfera se eleva de una baja de −60oC a una altitud de 11 kilómetros, a una alta de 0oC
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alrededor de 47 kilómetros.
En este punto la estratosfera da paso a la mesosfera, que alcanza de 47 alrededor de 77 kilómetros sobre la
superficie de nuestro planeta. El aire de la mesosfera es mucho más tenue que el de la estratosfera. La región
de la atmósfera que se extiende desde 77 a 400 kilómetros sobre la tierra es la termosfera, donde el aire es
sumamente tenue.
Desde 400 kilómetros y más de altitud está la exosfera, considerada como el borde más extremo de la
atmósfera. Allí el gas es extremadamente tenue consiste principalmente de hidrógeno, la exosfera continúa
indefinidamente en el espacio.
La hidrosfera. La tierra aparenta ser el único planeta que contiene grandes cantidades de agua liquida.
Alrededor de tres cuartas partes de su superficie se hallan cubiertas por océanos. Estas masas de agua, junto
con extensos lagos interiores, proporcionan grandes cantidades de vapor de agua al aire.
Casi un 96% por peso de las aguas de la tierra está compuesto por hidrógeno y oxigeno.
La litosfera. La parte sólida de la tierra está compuesta de tres tipos de rocas−ígnea, sedimentaria y
metamórfica− y de tierra vegetal. La tierra vegetal consiste en residuos rocosos combinados con materiales
orgánicos. La roca ígnea se deriva de materia fundida, productora de roca, llamada magma. La sedimentaria
consiste principalmente en fragmentos de rocas acumulado . cuando una roca ìnea o sedimentaria se han
alterado por medio de cambios de temperatura y presión y otras fuerzas terrestres, se produce la roca
metamórfica.
Si caváramos muy hondo dentro de la tierra, hasta el centro mismo de muestro planeta, no sabemos
positivamente lo que encontraríamos. Sin embargo, los científicos que estudian la tierra, reuniendo pruebas de
barias fuentes indirectas han obtenido un cuadro más o menos claro de su interior.
La tierra tiene un manto exterior sólido de aproximadamente2.900 kilómetros de espesor. La corteza terrestre
constituye únicamente una pequeña parte de ese manto. Solo se extiende unos 40 kilómetros por debajo de la
superficie. Bajo el manto se halla el núcleo, con un radio aproximadamente 3.500 kilómetros. Se divide en un
núcleo interior sólido y un núcleo exterior fundido.
Movimiento diario de la tierra.
La alteración del día yla noche se debe a la rotación de la tierra alrededor de su eje. Conforme nuestro planeta
gira, un determinado lugar de su superficie estará en la luz o en la oscuridad, según mire hacia el sol o hacia la
parte del cielo que se halla del lado de la tierra opuesta al sol.
La rotación de la tierra hace que las corrientes de aire se curven hacia la derecha en el hemisferio norte y hacia
la izquierda en el sur.
Movimiento anual.
Al mismo tiempo que gira, la tierra da vueltas alredor del sol. Ella completa una revolución alrededor del sol
en 365 días, 6 horas, 9 minutos y 10 segundos, calculados en relación a la posición de las estrellas en el
espacio. A este se le llama un año sidéreo (estelar).
El movimiento de la tierra alrededor del sol y la inclinación de su eje son las principales causas de los cambios
estaciónales.
Movimiento oscilante.
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La tierra también oscila o se mueve en precesión, como diría un astrónomo. La precesión se debe a los efectos
combinados de atracción gravitacional y rotación d la tierra. La luna está constantemente tirando de la tierra,
hace que nuestro planeta oscile alrededor de su centro.
EL SISTEMA TIERRA−LUNA
La tierra como los demás planetas, recorre desde hace millones de años su órbita elrtededor del sol, y lo
seguirá haciendo durante otros miles de millones de años sin cambios notables. Es el sol, con un volumen 1
000 veces mayor que todos los planetas juntos, quien la retiene y regula, además el sistema solar.
La luna está dotada también de un movimiento de rotación y otro de traslación alrededor de la tierra; por
consiguiente, las posiciones relativas de la tierra y la luna respecto al sol varìan periódicamente. Ello explica
que la luna presente a la tierra siempre la misma cara y las fases lunares.
No es del todo exacto afirmar que la luna gira alrededor de la tierra. Ambas giran alrededor del punto de
equilibrio del sistema tierra luna, o sea el centro de gravedad o centro de masa. Y como quiera que la tierra es
81 veces mayor que la luna, este centro está situado a 1 600 Km. Por debajo de la superficie terrestre, del lado
más próximo de la luna. De esto se deduce que no es la tierra la que sigue una verdadera órbita elíptica
alrededor del sol, sino que es el centro de gravedad del sistema el que lo hace, mientras que la tierra oscila
ligeramente de un lado a otro.
Dimensiones.
La distancia media entre la tierra y la luna es de 384 403 Km. Está distancia puede alcanzar 406 697 Km. en el
apogeo, cuando la velocidad orbital de la luna es de 3 474 Km/h, o bien reducirse a 356 410 Km en el perigeo,
cuando la velocidad orbital es de 3 959 Km./h.
Mientras que el planeta tierra tiene como diámetro ecuatorial 12 756 Km y como diámetro polar 12 713 Km,
con un achatamiento polar de 1/298, la luna tiene un diámetro de 3 476 Km y forma casi esférica . la tierra
tiene una masa de 5,977*1021 y una densidad media de 5,52 veces la del agua, frente a 3,36 veces la densidad
de la luna, que posee también una masa mucho más baja: 1/81 de la terrestre.
Superficie de la luna.
La superficie lunar está caracterizada por mares, cráteres y cadenas montañosas . los mares son enormes
depresiones de color obscuro que comprenden el 40% de la superficie visible. La superficie lunar,
particularmente, la mitad del disco, está poblada por cráteres de dimensiones muy diversas: desde los
pequeñotos de 1 cm d diámetro, a los de varios kilómetros de deiametro.
MARTE
El planeta Marte es en la actualidad uno de los más interesantes objetos de investigación de las sondas
Interplanetarias, en particular de las relacionadas con problemas biológicos. Casi todos los astrónomos da
hace un siglo se inclinaban por creer en la presencia de seres inteligentes en Marte. Con los datos que hoy
poseen no es posible avalar tal afirmación y se mantiene una actitud escéptica sobre la posibilidad de que
Marte pueda hospedar cualquier forma de vida elemental. El planeta tiene un diámetro de 6 796 Km en el
ecuador y 6 710 en los polos, y su masa es solo 1/10 la de la tierra. Su orbita, que es exterior a la terrestre, es
bastante excéntrica. Su distancia al sol, en el perihelio, es de 207 millones de kilómetros, y de 249 millones de
kilómetros en el afelio.
La distancia mínima de Marte a la tierra es de 56 millones de kilómetros, y coincide cuando Marte está en la
oposición y al mismo tiempo próximo al perihelio, es decir cada 15 o 17 años terrestres. El periodo sideral de
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traslación alrededor del sol es exactamente de 687 días terrestres. Un día marciano dura 24 horas, 37 minutos
y 23 segundos. El eje del planeta tiene una inclinación casi igual a la del terrestre respecto al plano de la
órbita. Por tanto, la alternancia del día y la noche y la sucesión de las estaciones en el curso del año se realizan
a modo parecido a la tierra.
Marte presenta fases llenas en la oposición y conjunción y fases curvas en las cuadraturas; de ahí que la mayor
parte del círculo es siempre visible. La superficie de Marte muestra gran numero de formaciones permanentes,
de las cuales ya hay mapas elaborados.
En la atmósfera, que es muy poco densa y retiene con menor facilidad que la tierra las nubes de polvo
levantadas por los vientos, existe halos azulados y formaciones nebulosas, amarillas y blancas.
La densidad de la atmósfera es muy baja y tan tenue como la atmosfera de la tierra a unos 30 Km de altura.
Además, se diferencia del aire terrestre por estar formada sobre todo por dióxido de carbono con trazas de
agua, tan escasas que si el vapor se condensara, cubriría a Marte con una película de 1 mm de espesor.
Marte gira acompañado por dos pequeños satélites descubiertos en 1877, los cuales pueden ser observados por
un buen telescopio sólo cuando el planeta está próximo a la oposición terrestre. Fobos, el satélite interior,
tiene un diámetro de unos 23 Km y se encuentra a 9 400 Km del centro de Marte, tardando en girar a su
alrededor 7 horas y 39 minutos. Dado que el período de rotación de Marte es de 24 horas y 36 minutos, fobos
realiza poco más de tres giros alrededor del planeta, mientras este completa una rotación; por tanto, se trata
del unico satelite cuyo periodo de traslación sea menor que el periodo de rotación de su propio planeta.
Deimos se halla a 23 900 Km del centro de Marte y tiene un periodo de 30 horas y 21 minutos. Deimos pasa
sobre cada lugar mostrando todas sus fases dos veces. Su diámetro es tan solo de 13 kilómetros.
JÚPITER
La tierra comparada con Júpiter y los astros gigantes que orbitan más allá de la zona de los asteroides, es muy
pequeña. Si Júpiter fuera un globo vacío, harían falta 1 300 tierras para llenarlo. La distancia media de Júpiter
al sol es de 778 millones de kilómetros. Por la excentricidad de su órbita, este planeta se puede aproximar a la
tierra hasta 60 millones de kilómetros en la conjunción. Su período sideral es de 11,86 años y el sinódico de
399 días. La rotación es mucho más rápida: tiene un perìodo de 9 horas 55 minutos en el ecuador y 9 horas 56
minutos cerca de los polos. El efecto de tan rápida rotación es un gran aplastamiento. La masa de Júpiter,
determinada por medio de sondas, es de 318 veces la de la tierra.
Visto con el telescopio, el planeta está surcado de bandas paralelas ecuatoriales de color obscuro sobre todo
amarillento. Nubes irregulares y manchas claras y obscuras alternan interrumpen la continuidad de las bandas;
algunas, muy variables, sugieren una enorme agitación atmosférica en los niveles más bajos, otras parecen
mucho más persistentes. La mayor y permanente es la denominada Gran Mancha Roja, observada por primera
vez en 1665. tiene forma elíptica, y sus dimensiones medias son de unos 48 000 Km de longitud. La
coloración roja fue muy intensa entre 1879 y 1882; después se volvió más pálida y difícil de observar. Al
parecer cambia de lugar como si flotase en un océano.
Estructura interna.
Por el grado de su achatamiento podría deducirse que Júpiter es mucho más concentrado en el núcleo que la
tierra. De otro modo, la deformación sería mayor. Se cree por ello que está formado por un núcleo interno
relativamente pequeño, de elementos pesados como el hierro, y rodeado por una espesa capa de materiales
más ligeros, como agua comprimiday hielo. Por su parte algunos especialistas opinan que la masa de Júpiter
está constituida por hidrógeno en un 76%.
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Atmósfera.
Probablemente está formada sobre todo por hidrógeno y helio, con cantidades menores de metano y
amoniaco. De las coloración de las diversas bandas atmosféricas se deduce también la presencia de sodio,
potasio y yodo. Tanta abundancia de elementos ligeros como el hidrógeno y el helio proviene de la densidad
media del planeta, que solo es 1,354 veces la del agua; Júpiter es un poco menos denso que el sol y casi cuatro
veces menos denso que los planetas terrestres. Asimismo, la temperatura superficial es muy baja: unos
−140oC.
Satélites de Júpiter.
De Júpiter se conocen hasta ahora 16 satélites, de los cuales los cuatro descubiertos por Galileo en 1610 (Ìo,
Europa, Ganimides y Calisto) son los más importantes. Ìo y Europa son tan grandes como la tierra, mientras
que Ganímedes y Calisto son casi como mercurio.
Otros nueve satélites fueron descubiertos màs tarde (entre 1892 y 1974) y son mucho menores. El de mayor
masa es Amaltea, que tiene 240 Km de diámetro.
Finalmente, tres de ellos fueron descubiertos en 1979 por las sondas Voyager. Se trata de Metis, Andrasteay
Tebe, muy cercanos a Júpiter y con diámetros respectivamente, 20,40 y 90 kilómetros.
SATURNO
Con una masa 95,1 veces la de la tierra y un volumen 769 veces mayor, saturno está casi dos veces más
distante de ella que Júpiter, y gira alrededor del sol en un periodo de 29 años y 167 días. Presenta un diámetro
ecuatorial de 167 días. Presenta un diámetro ecuatorial de 120 600 Km, por 107 200Km de diámetro polar,
por lo que su achatamiento es aùn màs grande que el de Júpiter. Su perìodo de rotación es de 10 horas 39
minutos y 24 segundos en el ecuador, y 10 horas 40 minutos en la latitud de 60o. Es notable la baja densidad,
0, 68, inferior a los demàs planetas y a la del agua.
El globo de saturno no es muy diferente del de Júpiter. Esta surcado tambièn de franjas oscuras paralelas al
ecuador, siempre malñ definidas; a veces parecen variar lentamente.
En cuanto a la estructura interna, debe sewr parecida a la de Júpiter: un núcleo central constituido de
elementos pesados y unas 10 veces mas macizo que el núcleo terrestre, rodeado de una gran masa de
hidrógeno sòlido.
Los anillos.
La característica principal de saturno son los anillos que le rodean. Los anillos de saturno son un ejemple de lo
que queda de la nebulosa primitiva que dio origen al sistema solar.
El borde externo del anillo de saturno presenta un radio igual 2,3 veces el del planeta. Bajo el efecto de las
fuerzas mareales, un satélite de densidad menor a 1,15, situado a esa distancia, serìa destruido devido a la
acciòn recìproca de atracción.
Satélites de saurno.
Como Júpiter, tambien saturno està acompañado por numerosos satélites (hasta ahora se conocen 23), los
últimos de los cuales fueron descubiertos en 1980. los nombres de los satélites de saturno son: Atlas,
Prometeo, Pandora, Jano, Epimeteo, Mimas, Encelado, Tetis, Telesto, Calipso, Dione, Helena, Rea, Titán,
Hiperiòn, Japeto y Febe. Con un instrumento normal se suele observar cinco o seis. Titán se ve tambièn
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fácilmente con un pequeño telescopio.
Cuando el cuadro del ecuador de saturno pasa a través de la tierra, no solo se nota la desaparición de los
snillos, si no que algunos satélites dan lugar a los mismos fenómenos señalados para los satélites de Júpiter, es
decir: eclipses, transitos y ocultaciones.
URANO Y NEPTUNO
Urano fue descubierto por Wiliam Herschel en 1781 y la prescencia de neptuno fue predicha por el
matemático francès U.J Leverrier en 1845 y confirmada astronómicamente poco después. Se trata de dos
pequeños gigantes casi gemelos. Urano dista del sol 2 870 millones de kilómetros y recorre su òrbita en 84
años, 7 dìas y 9 horas; tiene unos 51 200 Km de diámetro, tarda en girar completamente sobre sì mismo 17
horas 14 minutos y tiene una masa 14,58 veces mayor que el de la tierra, con una densidad media 1,21 veces
la del agua.
Neptuno, octavo planeta del sistema solar, se encuentra a casi 5 000 millones de kilómetros; mientras que
urano es visible a simple vista, este planeta sòlo puede ser observado con el telescopio. Tarda 164 años y 280
dìas en dar una vuelta completa alrededor del sol, y la rotación alrededor de su eje, que tiene una inclinación
de unos 29o sobre el plano de la òrbita, es de unas 16 horas y 3 minutos. Su diámetro es de 49 500 Km, con
una masa 17,26 veces la de la tierra y una densidad de 1,5. urano està muy aplastado; Neptuno, mucho menos.
Sin embargo la característica principal de urano, ùnica en todo el sistema solar, es que su eje de rotación tiene
una inclinación de solo 8o sobre el plano de su òrbita y que el planeta gira en sentido retrògrado. A
consecuencia de ello el sol recorre el cielo de urano con una trayectoria que pasa casi por los polos del
planeta. Su año equivale a 84 años de la tierra. Sus estaciones son, por lo tanto, completamente distintas de las
de otros planetas. Cada hemisderio quede sin sol durante casi la mitad del año uraniano.
La temperatura de urano es de unos −170oC; la de neptuno se calcula en −200oC.
Ambos planetas poseen una atmosfera de metano, pero sobre todo, hidrógeno molecular y helio, con poco
amoniaco, que como en consecuencia de las bajas temperaturas deberían estar completamente condensados.
Los satélites.
De urano se conocen quince satélites. Miranda, Ariel, Umbriel, Titania y Oberòn, giran en sentido retrògrado
en el plano ecuatorial delplaneta y, por tanto, son casi perpendiculares al plano orbital. Los diez restantes
fueron descubiertos entre 1985 y 1986, gracias a las sondas Voyaguer.
De neptuno se conocen sòlo ocho satélites. Tritòn y Nereida, quizà solo poseen atmosfera. Tritòn gira
alrededor de neptuno en sentido contrario al de la rotación del planeta; Nereida tiene una òrbita
axapcionalmente alargada, màs que cualquier otro satélite.
PLUTÓN
Plutón fue descubierto fotográficamente por C.W. Tombaugh en 1930. Lowell habìa predicho la existencia de
ese planeta, el màs lejano del sol, basándose en pequeñas desviaciones del movimiento de urano. Plutón
aparecía tan pequeño que surgieron de repente muchas dudas aùn no resueltas. Tarda 147 años, 249 dìas y 6
horas en girar alrededor del sol.
Su distancia respecto de èste es muy variable. A veces se sitúa màs próximo al astro solar que neptuno; en
ocasiones es el planeta màs alejado del sistema . ello se debe a la gran excentricidad de su òrbita.
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En efecto, la distancia de plutón al sol disminuye de tal modo que de 1979 a 1990 neptuno fue el planeta màs
distante conocido. Sin embargo, las dos òrbitas no se cruzan garcias a la diferncia de inclinación sobre la
elíptica y ambos planetas no pueden aproximarse entre si màs de 385 millones de kilómetros. El periodo de
rotación de plutón es de unos 6,4 dìas.
Los datos màs dudosos se refieren a la masa y al diámetro. Al rpincipio se creia que plutón era muy pequeño,
luego se le considero igual a la tierra.
En 1918, al analizar las perturbaciones del movimiento de neptuno entre 1849 y 1968, se calculò que su masa
es 1/18 de la de la tierra, y que su densidad media es superior 1,4 veces a la terrestre. En conclusión plutón
tiene un diámetro de 2 000 Km. Tiene un ùnico satélite, Caronte, con unas características muy especiales.
Plutón, aunque se encuentra en el sector de los planetas gigantes, se parece màs a los planetas terrestres, tanto
por sus dimnsiones como por su masa. Este hecho junto con la insòlita òrbita e inclinación relativa del plano
de la òrbita respecto al plano de la eclíptica, ha hecho pensar a algunos especialistas que quizà la causa de tan
exepcionales características es que plutón no es un planeta,sino un satelite expulsado.
En efecto, algunos astrónomos consideran que originariamente plutón orvita alrededor de neptuno, del cual se
habrìa alejado por las interferencias con Tritòn. Tambièn pudiera ser que plutón fuera el resultado de una
pèrdida normal de materia protoplaneta que dio origen a neptuno.
TIPOS DE PROYECCIONES
PROYECCIÓN CILÍNDRICA.
La proyección cilíndrica fue ideada en 1569 por el cartógrafo Gerardo Mercator. Sus características màs
notables son:
• Representa a la superficie terrestre en su totalidad, proyectada en un plano. De allì proviene la
denominación planisferio (esfera proyectada en un plano ) dada a los mapas elaborados con base en
ella.
• Se optiene usando una esfera con un foco en el centro y una hoja de papel en forma de cilindro, que
envuelve a la esfera y se apoya en el ecuador.
• Los paralelos y meridianos son líneas rectas que cortan formando ángulos rectos. Los primeros tienen
la misma longitud que el ecuador; los segundos no se juntan en los polos.
• Las àreas ecuatoriales aparacen casi sin deformaciones; en cambio las circumpolares aparecen
notablemente deformadas.
Por tal motivo, la proyección cilíndrica es adecuada para representar àreas situadas en latitudes bajas y, en
menor escala, medias; no sirva, en cambio, para representar àreas ubicadas en latitudes altas. Los planisferios
elaborados de acuerdo con ella son el tipo de mapas màs usados por los marinos, pues son los ùnicos en los
cuales la derrota puede trazarse en línea recta.
PROYECCIÓN CÒNICA
La proyección cònica presenta las siguientes características:
• No representa toda la superficie terrestre; cuando mucho a un hemisferio.
• Al igual que la cilíndrica , se obtiene usando una esfera con un foco en el centro . difiere en que la
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hoja de papel que envuelve a la esfera forma un cono y se apoya sobre un paralelo llamado estándar.
• Los paralelos son arcos de circunferencia situados a igual distancia unos de otros; los meridianos
semejan los rayos de una rueda y convergen en uno de los polos.
• Las àreas situadas en las cercanìas del paralelo estándar aparecen casi sin deformación; las situadas
hacia el ecuador y los polos; notablemente distorsionadas.
Por tal motivo, la proyección cònica es adecuada para representar las àreas extendidas de este a oeste, sobre
todo en latitudes medias, como Estados Unidos Europa, el Mar Mediterráneo y Rusia.
PROYECCIÓN POLAR
La proyección polar se da cuando la hoja de papel toca la esfera en alguno de sus polos. Entre sus
características màs importantes figuran:
• Salvo modificaciones importantes no puede representar a toda la superficie terrestre, solo a un
hemisferio.
• El polo respectivo aparece como centro del hemisferio representado.
• Los paralelos son círculos concéntricos alrededor del polo; los meridianos semejan los rayos de una
rueda y convergen en el polo.
Con el uso cada vez mayor de las regiones circumpolares, la proyección polar ha adquirido una gran
importancia.
PROYECCIÓN ECUATORIAL
Se obtiene usando una esfera y una hoja de papel que se apoya sobre el ecuador. Difiere de la cilíndrica en que
no tiene su punto de mira en el centro de la esfera, si no en la superficie situada al lado opuesto del observador
o en el infinito. Sus características básicas son las siguientes.
• Representa a la superficie terrestre dividida en dos hemisferios, como si la vieramos a gran distancia.
• En ambos hemisferios el ecuador y el meridiano estándar son lineas rectas de la misma longitud, que
se cortan formando angulos rectos. Los meridianos coinciden en los polos,como en la esfera.
• En la proyección estereográfica los paralelos y meridianos sonarcos de circunferencia, los primeros no
guardan paralelismo con el ecuador. En la ortográfica los paralelos son líneas rectas y los meridianos,
arcos de elipse, los primeros sì guardan paralelismo en el ecuador.
• Las areas cercanas al ecuador aparecen con forma y superficie bastante aproximadas a la realidad. Por
lo contrario las situadas lejos del ecuador aparecen deformadas, aunque no tanto como en la
proyección cilíndrica.
La proyección ecuatorial es muy usada para elaborar los mapamundis, que tanto aparecen en los atlas, en los
cuales la superficie terrestre aparece dividida en 2 hemisferios. En particular, la proyección ecuatorial es
considerada como la mejor para representar a un hemisferio.
Conclusión
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En este trabajo se trato de exponer lo màs importante y esencial que debemos conocer acerca de nuestro
sistema solar, pero primordialmente conocer las características del planeta en que habitamos, de esta forma
tener una amplia visión de los principales componentes de nuestra Tierra.
Es por ello que se tratò de poner lo mas significativo del sistema solar y de las principales proyecciones de la
superficie terrestre.
Bibliografía.
ENCICLOPEDIA DE LAS CIENCIAS VOL. 1
EDITORIAL CUMBRE.
ENCICLOPEDIA AUTODIDÁCTICA INTERACTIVA OCÉANO VOL.6
GRUPO EDITORIAL OCÉANO
LIBRO DE GEOGRAFÍA.
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