Download planetas - Astro UC

FIA 0111
PLANETAS
Sistema Solar, Formación, Planetas,
Satélites y Cuerpos menores
FIA 0111- Astronomia
Nelson Padilla (P. U. Catolica)
• Sol
• Planetas • Cuerpos menores
Oo
Clo r t
ud
ts
me
Co
Ku
Be iper
lt
As
Be tero
id
lt
Minor
Bodies
Ce
re
s
Rocky Planets Gaseous Planets Icy Planets
Propiedades de objetos del Sistema Solar.
OBJECT
ORBIT
PERIOD
MASS
RADIUS
MOONS ROTATION
AU
yrs
EARTH
EARTH
number
days
Sun
---
---
332000
109
---
25,8
Mercury
0,4
0,24
0,06
0,38
0
59
Venus
0,7
0,62
0,81
0,95
0
-243
Earth
1,0
1,0
1,0
1,0
1
1,0
---
0,01
0,27
---
27,3
1,9
0,11
0,53
2
1,0
3-5
<0,0001 (105)
<0,01
10-30%
~0,1-1,0
4,7
0,0002
0,07
0
0,38
Moon 1.0
Mars
1,5
Asteroid Belt 1,8-4,5
Ceres 2,8
Jupiter
5,2
11,9
318
11,2
64+
0,41
Saturn
9,5
29,5
95
9,5
62+
0,43
Uranus
19,2
84
15
4,0
15+
-0,69
Neptune
30,1
165
17
3,9
8+
0,72
Kuiper Belt
30-50
>200
<0,01 (100xAB)
<0,5
---
---
249
0,0022
0,18
1
-6,4
557
0,0027
0,27
1
1,1
76
0,00001
0,001
0
---
Pluto 30-49
Eris 38-100
Halley 0.6-35
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.
Planetas terrestres
• Tierra, Venus y Marte
• Luna y Mercurio
• Atmósferas de planetas terrestres
NASA
– Efecto invernadero
Planetas Terrestres
Tierra, Venus, Marte, Mercurio y Luna
Estructura interna
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
Cómo medimos la estructura interna de un planeta?
A.
B.
C.
D.
E.
Con periodo orbital y distancia al sol
Midiendo la aceleración de un objeto que cae hacia el planeta.
Por su tamaño
Por la composición de su superficie
Con al menos dos de las anteriores.
FIA 0111- Astronomia
Franz Bauer (P. U. Catolica)
Mercurio
NASA/Messenger
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
Mercurio
Imagen del borde del Sol durante tránsitos de Mercurio en 1999 y 2003.
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.
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
Venus
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.
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 CO2 y
el H2O terminaron en la atmósfera, causando las condiciones de
invernadero extremas.
Tierra
Estructura interna
Campo magnético
Planeta geológicamente activo
Superficie:
océanos y
continentes
Atmósfera
Efecto
invernadero
Vida
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
La Atmósfera
100 km
RT=6300 km
FIA 0111- Astronomia
Nelson Padilla(P. U. Catolica)
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.
La Atmósfera
La atmósfera se divide en
capas, con las más
densas hacia abajo.
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
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?
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.
Temperatura superficial
Sismos, Volcanes y Placas
El interior de la Tierra es ígneo.
Escala de Terremotos de Richter
MAGNITUD
FRECUENCIA
EFECTOS
8.0 o mas
1 por año
Gigante, destrucción total de cercanías
7.0 a 7.9
18 por año
Mayor, causa daños graves
6.0 a 6.9
120 por año
Fuerte, puede ocasionar daños
5.0 a 5.9
800 por año
Moderado, ocurren daños ligeros
4.0 a 4.9
17 por día
Suave, causa solo daños menores
3.0 a 3.9
134 por día
Menor, no se siente pero se registra
Menos de 3.0
5000 por día
Temblor muy menor
FIA 0111- Astronomia
Nelson Padilla(P. U. Catolica)
Magnetósfera
La magnetósfera protege a la superficie terrestre de las
partículas del viento solar.
Tierra
Estructura interna
Campo magnético
Planeta geológicamente activo
Superficie:
océanos y
continentes
Atmósfera
Efecto
invernadero
Vida
Luna
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
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.
Historia de Cráteres
a) Período de craterización intensa
b) Período de vulcanismo intenso
c) Enfriamiento y formación de más cráteres
Luna
Efectos de la Luna sobre la Tierra:
– Eclipses
– Mareas
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.
Astronauts on
Astronautas
enthe
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.
Cara Visible de la Luna
Cara Oscura de la Luna
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.
Ahora tenemos imágenes de toda la Luna
Tierra
y
Marte
T = –60°C
T = 20°C
FIA 0111- Astronomia
Nelson Padilla (P. U. Catolica)
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).
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.
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 2001. Niebla
y nubes de cristales de hielo rodean el casquete
polar, que tiene un diámetro de 420 km.
Marte
Foto del casquete polar sur terrestre, que tiene un
diámetro 10 veces mas grande.
NASA-G
NASA-MGS
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
0
Tsurf ~ -90 to 27C
-90
down to -143C
0
NASA-G
90
Marte
343
687
NASA-MGS
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 0111- Astronomia
Nelson Padilla (P. U. Catolica)
Marte
Región entre Arabia
Terra y las
mesetas del norte.
Fotos misteriosas en
Marte tomadas por
Viking no son tan
misteriosas.
Marte
Foto de la “Ciudad Inca”
Imagen de la “cara” de Sidonia tomada con
mucho mas detalle por la Mars Global Surveyor
muestra que no es una cara.
Marte
Remolinos de polvo en Marte, fotografiados por el Spirit en el 2008.
FIA 0111- Astronomia
Nelson Padilla (P. U. Catolica)
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 2001. 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
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 0111- Astronomia
Nelson Padilla (P. U. Catolica)
Comparación de Rovers
Curiosity Rover
Instrumentos más avanzados que
Rovers anteriores
Espectrómetro
rayos X
Removedor
de polvo
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 0111- Astronomia
Nelson Padilla (P. U. Catolica)
Phobos
FIA 0111- Astronomia
Nelson Padilla (P. U. Catolica)
55
Misión a Marte
Misión a Marte
Día 1
La misión dura 972 días, con 455
días en Marte.
Se puede hacer cada 26 meses.
Día 714
T
M
Día 259
Día 972
Misión a Marte
●
●
❧ Ventajas de
astronautas vs
misión robótica
●
●
●
decisiones in situ
exploración
análisis del suelo
excavaciones profundas
instrumental más versátil
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,...)
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
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 0111- Astronomia
Nelson Padilla (P. U. Catolica)