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Tema 1. Nuestro lugar en el Universo Origen del Universo y del Sistema Solar ¿De qué está hecho el Universo? Hoy en día, la mayor parte de las personas saben que el planeta Tierra no es plano y que no es el centro de todo lo que existe (modelo geocéntrico) Sin embargo, durante mucho tiempo es lo que se pensó al resultar más intuitivo Ptolomeo (100-170) llegó a desarrollar todo un sistema matemático para predecir los movimientos de los planetas y del Sol Hubo que esperar hasta el s. XV para que Copérnico (1473-1543) desarrollara el modelo heliocéntrico y negara la aparente evidencia de que el Sol sale por el E y se pone por el O Otros defensores del heliocentrismo fueron Kepler y Galileo, y por ello fueron perseguidos por la Inquisición ¿De qué está hecho el Universo? El planeta Tierra no es más que el tercero de un sistema de planetas que giran alrededor del Sol (Sistema Solar) El Sol no es más que una estrella corriente entre los miles de millones que forman nuestra galaxia (Vía Láctea) El Sistema Solar ocupa una posición alejada del centro de la Vía Láctea, en uno de sus brazos espirales La Vía Láctea no es más que una entre las cientos de miles de millones de galaxias existentes Todo esto, en realidad, solo es una pequeña parte de lo que existe ¿De qué está hecho el Universo? Todo lo que vemos (galaxias, estrellas, planetas, etc.) solo es un pequeño porcentaje del Universo En realidad, la materia normal, de la que está constituida el Universo observable sólo supone un 4% del total de la masa del Universo ¿El 96% restante qué es? ¿De qué está hecho el Universo? Modelo estándar Fuerzas fundamentales La materia que conocemos está constituida por átomos Las partículas subatómicas se mantienen unidas por fuerzas La composición química del Universo observable es: • 75% hidrógeno • 20% Helio • 5% resto de elementos ¿De qué está hecho el Universo? Gracias a los datos aportados por el sonda WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) se ha llegado a la conclusión de que hay un 22% de materia de composición y propiedades desconocidas que no emite radiación. Es la materia oscura Su presencia se adivina porque la luz es desviada por el campo gravitatorio que ejerce Pero, incluso sumando toda la materia ordinaria (4%) y toda la materia oscura (22%) aún queda un 74% ¿de qué? No se sabe. Sólo se supone que sería una misteriosa forma de energía bautizada como energía oscura La expansión del Universo En 1929, Edwin Hubble midió las distancias a la Tierra de varias galaxias y comprobó que se alejan unas de otras La ley de Hubble establece que la velocidad de alejamiento de una galaxia es directamente proporcional a su distancia V = H0 D • V es la velocidad de alejamiento (km/s) • D es la distancia a la Tierra (Megaparsec: Mpc; 1 pc = 3,26 años-luz) • H0 es la constante de Hubble La expansión del Universo ¿Cómo midió Hubble las distancias y la velocidad de las galaxias? La luz que llega a la Tierra desde las estrellas de las galaxias es una mezcla de radiaciones de distintas longitudes de onda (l) Esta mezcla puede separarse mediante un espectroscopio y obtener un espectro El espectro contiene los colores del arcoiris La expansión del Universo Sobre los colores del espectro aparecen unas bandas oscuras que se deben a la absorción de diferentes elementos químicos Cada elemento químico tiene su propio espectro de absorción (es como su código de barras) La expansión del Universo Si analizamos mediante un espectroscopio la luz que nos llega del Sol observamos en el espectro bandas de absorción La luz del sol ha atravesado gases que han absorbido ciertas longitudes de onda Algunos de estos elementos sabemos que no pueden existir en la atmósfera de nuestro planeta, por lo que hemos de concluir que se encuentran en el Sol Así se llega a la conclusión de que el Sol está formado principalmente por hidrógeno y helio La expansión del Universo Hubble midió la posición de las bandas de absorción de determinados elementos químicos presentes en varias galaxias y la comparó con la posición que tienen esas bandas en los espectros obtenidos en el laboratorio Descubrió que las bandas de absorción estaban desplazadas hacia longitudes de onda mayores (rojo) Además ese desplazamiento era más acusado en las galaxias más alejadas Este fenómeno se conoce como desplazamiento hacia el rojo y se debe al efecto Doppler La expansión del Universo El efecto Doppler establece que cuando una onda es emitida por un objeto en movimiento, la l percibida por un observador es diferente a la emitida por el objeto. • La l es mayor si el objeto se aleja del observador • La l es menor si el objeto se acerca al observador Este efecto se produce con las ondas sonoras • Si un objeto percibe más • Si un objeto percibe más que emite un sonido se acerca a nosotros el sonido se agudo (l menor) que emite un sonido se aleja de nosotros el sonido se grave (l mayor) Este efecto también se produce con las ondas luminosas • Si un objeto que emite luz se acerca a nosotros su luz presentará una l más corta (violeta) • Si un objeto que emite luz se aleja de nosotros su luz presentará una l mayor (rojo) • Este efecto no lo captamos directamente con la vista pero si con el espectroscopio y las bandas de absorción Big Bang El fenómeno del desplazamiento hacia el rojo de la luz procedente de casi todas las galaxias implica que todas se están separando unas de otras a gran velocidad El Universo se expande Cada minuto que pasa se hace más grande Hace una hora el Universo era más pequeño y hace un mes era mucho más pequeño Si llevamos el razonamiento al límite, extrapolando hacia atrás, hace miles de millones de años debió existir un momento en que todo el Universo estaba contenido en un único punto Ese sería el origen del Universo El modelo del Big Bang induce que según el actual ritmo de expansión el t = 0 tuvo que ser hace 13700 millones de años Big Bang En el instante t = 0 toda la materia del Universo, todas las fuerzas que actúan sobre ella, la energía, el espacio y el tiempo se encontraban bajo la forma de una singularidad Una singularidad es un punto infinitamente denso y caliente, de radio nulo que se encuentra en unas condiciones que la física actual no puede describir Esta singularidad es tan inestable que produjo una gran explosión a partir de la cual surgió el espacio y el tiempo Así el Universo empezó a expandirse empujado por la energía oscura y enfriándose cada vez más Durante el primer segundo de existencia del Universo sucedieron tantas cosas que los físicos han tenido que dividirlo en eras Big Bang Durante el primer segundo • • • • • • Era Era Era Era Era Era de Planck de la gran unificación de la inflación de los quarks hadrónica leptónica Entre 1 segundo y 300000 años • Era de la nucleosíntesis Entre 300000 años y 1 millón de años • Era de los átomos y de la radiación Entre 1 millón de años y el presente • Era de las galaxias Big Bang Era de Planck • La temperatura y la densidad eran tan altas que las 4 fuerzas que rigen el comportamiento de la materia estaban unidas en una única superfuerza • Toda la materia se encontraba en forma de energía Era de la gran unificación • Se separó la fuerza de la gravedad de las otras 3 restantes que permanecieron unidas bajo la forma de la gran fuerza unificada Era de la inflación • La temperatura sería de 1012 ºC, pero lo suficientemente baja como para que se separara la fuerza nuclear fuerte de las otras 2 (fuerza nuclear débil y electromagnética) • Esta separación desprendió una gran cantidad de energía que provocó un brusco aumento de tamaño del Universo Big Bang Según la teoría de la inflación el crecimiento desmesurado e instantáneo del Universo fue la causa de que algunas regiones crecieran más rápidamente que otras Se produjeron así irregularidades debidas a diferencias de temperatura y densidad entre unas zonas y otras Estas irregularidades se llaman anisotropías y pudieron ser el germen de las galaxias Estas anisotropías fueron detectadas por la sonda WMAP Big Bang Era de los quarks • Se produjo la separación de la fuerza nuclear débil y la electromagnética • Esta separación liberó grandes cantidades de energía en forma de radiación fotónica • Ahora bien, según la ecuación de Einstein E = mc2 E: energía M: masa C: velocidad de la luz • … la materia y la energía son intercambiables • Así, a partir de los fotones se producía la materialización de pares de partículas quark-antiquark • El choque de los quarks y los antiquarks volvía a producir fotones (energía) Big Bang • Existe una asimetría en las leyes físicas que es importante para explicar por qué en el Universo actual abunda mucho más la materia ordinaria que la antimateria • Por cada mil millones de antiquarks que surjan aparecerán mil millones de quarks más uno • Los quarks y antiquarks se iban aniquilando pero siempre sobraban quarks • Esto se ha comprobado en los aceleradores de partículas Big Bang Era hadrónica • En esta era la temperatura del Universo ha descendido lo suficiente como para que la fuerza nuclear fuerte actuara sobre los quarks • La unión de 3 quarks producía protones y neutrones (llamados en general hadrones) Era leptónica • Ahora la temperatura es tan “baja” que la radiación fotónica no puede materializarse en pares quarkantiquark pero si pueden aparecer otras partículas de menor masa: leptones-antileptones; estos son los electrones entre otras. • Sin embargo, la temperatura siguió descendiendo y llegó un momento en que los fotones ya no podían convertirse en materia • De aquí que sobrara una importante cantidad de energía fotónica sin convertir Big Bang Era de la nucleosíntesis • Cuando el Universo tenía 1 segundo de edad, la temperatura alcanzó un valor suficientemente bajo como para permitir la unión entre protones y neutrones • Se fueron formado así núcleos de hidrógeno (H), helio (He) y algo de litio (Li) Era de los átomos y la radiación • Entre 1 segundo y 300000 años toda la materia del Universo se encontraba en forma de plasma • El plasma es un estado físico en el que encontramos núcleos de átomos separados de los electrones y rodeado todo de fotones • Después de los 300000 años la temperatura llegó a 2700º C de forma que la fuerza electromagnética pudo actuar uniendo los electrones a los núcleos formándose los primeros átomos Big Bang • Cuando los electrones del plasma se combinaron con los núcleos para formar átomos el Universo se aclaró, se volvió transparente y entonces los fotones pudieron escapar produciendo una radiación cósmica de fondo • Desde entonces estos fotones se han ido enfriando, disminuyendo la energía de su radiación y aumentando su longitud de onda hasta las frecuencias de microondas. • Aún hoy podemos observar la radiación cósmica de fondo si ponemos un canal de televisión analógica que no corresponda con ninguna emisora; la “nieve” que se ve son ondas captadas por la antena de los que una parte se corresponde con dicha radiación Big Bang Era de las galaxias • Comenzó cuando el Universo tenía 1 millón de años y se extiende hasta ahora • Los átomos de H, He y Li formaron una inmensa nebulosa primordial • La fuerza de la gravedad actuaría sobre las anisotropías de densidad y temperatura producidas durante la era de la inflación de forma que la nebulosa primordial se desgajó en filamentos y grumos • Sobre estos últimos se formaron las galaxias, organizadas en cúmulos, supercúmuos y filamentos. Big Bang El futuro del Universo Tres son los posibles escenarios del futuro del Universo: • Big Chill (el gran enfriamiento) • Big Crunch (la gran contracción) • Big Rip (el gran desgarramiento) Big Chill Si la materia-energía del Universo es insuficiente no se alcanzará una densidad crítica para que la fuerza de la gravedad frene la expansión El Universo se expandiría eternamente, enfriándose cada vez más hasta que todo su contenido se apagara Big Crunch Si la materia-energía del Universo es suficiente para superar una densidad crítica, la fuerza de la gravedad frenaría la expansión El Universo se expandiría hasta un punto en el que se produciría el proceso inverso, una gran contracción. La gran contracción recorrería el camino inverso, la materia se iría juntando de nuevo y se llegaría de nuevo a concentrar en un único punto. Aquí una posibilidad sería un Universo pulsante sometido a infinitos ciclos de expansióncontracción. Big Rip Es la situación de un Universo próximo a la densidad crítica pero en el que la energía oscura superara con creces a la fuerza de la gravedad Esto provocaría una expansión muy acelerada que en un instante determinado provocaría una voladura en pedazos (desgarramiento) El futuro del Universo A. Big Crunch (Gran contracción) B. Big Chill (Gran enfriamiento) C. Big Rip (Gran desgarramiento) La estructura del Universo El Universo tiene aspecto esponjoso constituido por una serie de filamentos de materia oscura. Sobre estos filamentos aparecen las galaxias pero no distribuidas de manera uniforme. Las galaxias aparecen en grupos denominados cúmulos de galaxias. Los cúmulos de galaxias se agrupan a su vez en supercúmulos. La galaxia en la que nos encontramos forma un grupo junto con otras: Andrómeda, Nube de Magallanes Grande, Nube de Magallanes Pequeña, Dragón, el Sistema de la Osa Menor y otras más. Este cúmulo se llama el Grupo Local. La estructura del Universo La estructura del Universo Las galaxias son enormes acumulaciones de polvo cósmico, nebulosas y cientos de miles de millones de estrellas. En las galaxias, el espacio entre las estrellas no está vacío ya que contiene el medio interestelar. Este medio interestelar está formado por una mezcla de gases (H y He) y polvo cósmico que contiene sustancias orgánicas sintetizadas por determinadas reacciones. La galaxia a la que pertenecemos se llama Vía Láctea. La estructura del Universo La Vía Láctea es una galaxia espiral en la que se distinguen las siguientes partes: • Bulbo o núcleo: formado por un agujero negro y varios millones de viejas estrellas • Disco: formado por polvo cósmico, nebulosas y estrellas jóvenes distribuidas en 5 brazos. • Halo: formado por viejas estrellas agrupadas en cúmulos y estrellas aisladas La estructura del Universo En el brazo de Orión de la Vía Láctea se encuentra el Sol junto con un sistema de planetas que giran a su alrededor. Estos constituyen el Sistema Solar. El tercer planeta del Sistema Solar es la Tierra. En la Tierra, gracias a un proceso evolutivo aparecimos nosotros con la conciencia suficiente como para plantearnos preguntas acerca de nuestra existencia. La estructura del Universo Las estrellas Las estrellas son enormes esferas de gases H y He, que se mantienen unidos por acción de la gravedad. Estos elementos proceden de la era de la nucleosíntesis y de los átomos. Estos gases están tan calientes que en el núcleo de la estrella se produce un tipo de reacción llamado reacción de fusión termonuclear. Los núcleos de los átomos de H colisionan con tanta violencia que se produce su acercamiento a unas distancias tan pequeñas que actúan las fuerzas nucleares. De este modo se produce la fusión o unión de dos núcleos de H para formar uno de He. Al mismo tiempo se produce la liberación de una gran cantidad de energía radiante (fotones). Nacimiento, evolución y muerte de las estrellas Las estrellas nacen en el seno de las nebulosas. Las nebulosas no son más que nubes de H, He y, en algunos casos, elementos químicos más pesados en forma de polvo. También puede haber sustancias orgánicas. Por acción de su propia gravedad el H comienza a acumularse formándose nebulosas cada vez más densas. A medida que esa masa crece la fuerza gravitatoria y la temperatura aumentan más y más. Se formará así una protoestrella. Esta protoestrella gira alrededor de su propio eje. Nacimiento, evolución y muerte de las estrellas A lo largo de millones de años la protoestrella se va haciendo más compacta y densa, lo que favorece las colisiones entre los átomos de H. El aumento de la frecuencia de las colisiones aumenta la temperatura hasta un valor crítico de 10 x 106 ºC. En este momento comienzan las reacciones de fusión para formar He, que se va acumulando en el núcleo de la estrella. Tiene lugar, también, la emisión de gran cantidad de energía fotónica. En este momento se produce el encendido de la estrella. Nacimiento, evolución y muerte de las estrellas La enorme energía liberada tras el encendido haría explotar la estrella. Sin embargo, esto no se produce porque a la fuerza expansiva se le opone la fuerza de la gravedad. Ambas fuerzas se equilibran, estableciéndose un perímetro, y la estrella permanece estable hasta que se consuma todo el H. A partir de ese momento la estrella pasa por diferentes etapas según sea su masa. Nacimiento, evolución y muerte de las estrellas Si la estrella es pequeña (como el Sol) Con el tiempo todo el H se convierte en He, que se queda acumulado en el núcleo de la estrella. Este núcleo se compacta por acción de la gravedad y su temperatura irá aumentando hasta un valor crítico. Este valor es la temperatura de fusión del He. La fusión del He produce mucha más energía que la del H, de forma que la fuerza expansiva gana a la gravedad haciendo que la superficie de la estrella crezca hasta convertirse en una gigante roja. La fusión del He rinde carbono (C) Nacimiento, evolución y muerte de las estrellas A continuación, la estrella empezará de nuevo a contraerse ya que la gravedad irá ganando lentamente terreno, a medida que se vaya consumiendo el He. A veces, la contracción es brusca y entonces las capas externas de la estrella se separan formando a su alrededor un anillo (nebulosa planetaria) El núcleo de la estrella queda ahora desnudo y constituye lo que se llama una enana blanca. Nacimiento, evolución y muerte de las estrellas La enana blanca obtiene su energía de la fusión del He, que conduce a la producción de C que se va acumulando. Cuando la enana blanca termine por agotar el He se irá enfriando lentamente pasando por los estadios de enana amarilla, marrón y, finalmente, negra (totalmente oscura y fría). Nacimiento, evolución y muerte de las estrellas Si la estrella es grande (10 veces el Sol) Si la masa de la protoestrella es muy grande su evolución dará lugar a una estrella gigante del mismo modo que en el caso anterior por compactación gravitatoria. Las estrellas gigantes consumen más H y, por tanto, liberan una mayor cantidad de energía y emiten una intensa luz azulada (forman lo que se llama una estrella azul). Cuando se consume todo el H el núcleo se compacta por acción de la gravedad y su temperatura irá aumentando hasta la temperatura de fusión del He. Nacimiento, evolución y muerte de las estrellas La fusión del He produce mucha más energía que la del H, de forma que la fuerza expansiva gana a la gravedad haciendo que la superficie de la estrella crezca hasta convertirse, esta vez, en una supergigante roja. La fusión del He rinde C que se irá acumulando en el núcleo y, de nuevo, cuando se consume todo el He, el núcleo se compacta hasta que se alcanza la temperatura de fusión del C. Nacimiento, evolución y muerte de las estrellas La fusión del C rinde oxígeno (O) que, de nuevo, se va acumulando en el núcleo repitiéndose los sucesos. Así, en una cadena de “apagados y encendidos” sucesivos y cada vez más rápidos la estrella va generando en su núcleo elementos cada vez más pesados y difíciles de quemar, siguiendo este orden: HHeCONeMgSiFe La supergigante roja estará formada por capas concéntricas en las que tiene lugar una reacción de fusión distinta según se ha ido produciendo la sucesión de las mismas. Nacimiento, evolución y muerte de las estrellas Todas las reacciones de fusión van produciendo energía pero la última de ellas que da lugar a la síntesis de Fe, no libera energía sino que la consume. A la fase del Fe sólo llegan las estrellas con una masa muy grande. Los astros más pequeños sencillamente no disponen de suficiente energía para llegar a este punto. La energía que se ha ido produciendo en las distintas fusiones ha mantenido a raya a la gravedad. Pero, en la fase del Fe no se produce energía radiante que se oponga. Nada puede detener a la gravedad de forma que la supergigante roja se colapsa. Nacimiento, evolución y muerte de las estrellas Ahora lo que sucede tiene lugar en unos pocos minutos. El colapso o implosión de la estrella produce unas ondas de choque que rebotan primero en el núcleo extremadamente denso de Fe y se propagan después a gran velocidad hacia fuera produciéndose una tremenda explosión. Todas las capas externas de la estrella son expulsadas con una gran violencia y forman una brillante nebulosa de gas ardiente y cuya luz es tan brillante que podría ser detectada desde otras galaxias. Se ha producido una supernova. Nacimiento, evolución y muerte de las estrellas La explosión de la supernova es tan violenta que pueden llegar a sintetizarse elementos más pesados que el Fe. En la explosión también se forman sustancias orgánicas. Estos elementos se dispersarían por el espacio junto con los elementos producidos por fusión y terminan constituyendo el polvo cósmico La dispersión de estos elementos puede contaminar nebulosas cercanas y la onda expansiva generada por la explosión puede desencadenar el colapso gravitatorio en estas nebulosas, formándose nuevas protoestrellas. Nacimiento, evolución y muerte de las estrellas Alguna de las protoestrellas pueden desarrollar sistemas planetarios a su alrededor que se formaría con estos elementos y sustancias. Somos polvo de estrellas Nacimiento, evolución y muerte de las estrellas ¿Qué pasa con el antiguo núcleo de Fe de la supergigante roja? La compactación gravitatoria del núcleo es tan extraordinaria que se convierte en una estrella de neutrones que gira rápidamente (púlsares). Estas estrellas tienen apenas unos pocos kilómetros de diámetro pero con una masa equivalente a la del Sol. Nacimiento, evolución y muerte de las estrellas Ahora bien, si la estrella fuera muy másica el resultado de la compactación del núcleo de Fe sería un agujero negro. Un agujero negro tiene tal densidad que la gravedad que genera atrapa incluso a los rayos de luz. Formación del Sistema Solar El modelo teórico que explica la formación del Sistema Solar es el de la teoría de la acreción. Acreción significa crecimiento por adición. Se basa en la condensación de la materia y la fuerza de la gravedad. Según la teoría, hace unos 5000 millones de años se produjo la explosión de una supernova en el extremo de uno de los brazos de la Vía Láctea. La onda expansiva de la supernova pudo provocar el colapso y condensación de una nebulosa que, además, fue contaminada con el polvo cósmico de la supernova. Formación del Sistema Solar Esta nebulosa comenzó a girar convirtiéndose en un inmenso disco. El centro del disco se contrajo y comenzó a condensarse H y He hasta formarse una protoestrella. Cuando en la protoestrella se alcanzó la temperatura adecuada empezaron a tener lugar las reacciones de fusión del H y, en este instante, el Sol se encendió. El Sol comenzó a emitir una gran cantidad de energía radiante que expulsó a los elementos más ligeros (H, He, y, en menor medida, C y O) hacia el exterior del disco. En la parte más cercana al Sol se concentraron elementos más pesados (C, O, Ne, Mg, Si, Fe) Formación del Sistema Solar El sistema solar se formó a partir de una nebulosa por condensación gravitatoria. Protosol Disco Formación del Sistema Solar Los vientos solares (energía radiante) empujan a los elementos más ligeros Formación del Sistema Solar Se forma un anillo de H, He, H2O Los elementos pesados permanecen en el interior (C, O, Ne, Mg, Si, Fe) Formación del Sistema Solar En la parte del disco más cercana al Sol se formaron remolinos que irían atrapando al polvo cósmico desarrollándose 2 tipos de procesos: • Coagulación: las partículas de polvo se fueron pegando unas a otras hasta formar partículas mayores llamadas planetesimales. • Acreción: La fuerza de la gravedad actuó sobre los planetesimales y provocó el impacto de unos contra otros. Estos choques irían uniendo estos planetesimales formando estructuras cada vez mayores que irían ejerciendo mayor gravedad. Fueron apareciendo protoplanetas que irían barriendo los fragmentos más pequeños que encontraban en su órbita (meteoritos). Los protoplanetas irían creciendo y terminarían por dominar en su órbita constituyendo los planetas. Formación del Sistema Solar Se forman planetesimales por coagulación Formación del Sistema Solar Las colisiones de los planetesimales determinan la formación de los protoplanetas (acreción) Formación del Sistema Solar En la parte más externa del disco se produciría la condensación del H y He expulsados por la radiación del Sol. Esta condensación daría lugar a la formación de los planetas gaseosos externos del Sistema Solar. A su alrededor se formarían sistemas de satélites con los elementos más pesados. El Sistema Solar El Sistema Solar está constituido por: • Una estrella (el Sol) • Ocho planetas (con sus satélites) • Planetas enanos • Cuerpos pequeños (asteroides y cometas) Todos giran a su alrededor atraídos por su potente fuerza de la gravedad El Sistema Solar (planetas) Los planetas son: • Astros que orbitan alrededor del Sol • Son los únicos cuerpos en sus órbitas porque han barrido sus alrededores • Tienen la suficiente masa para que su propia fuerza de la gravedad les confiera forma esférica • Muchos de ellos tienen satélites o lunas Se pueden dividir en dos grupos: • Planetas interiores o rocosos • Planetas exteriores o gaseosos El Sistema Solar (planetas) Planetas interiores o rocosos • Están cerca del Sol • Son rocosos y densos (formados por elementos pesados (Fe, Si, Mg, O,…) • Durante millones de años, los numerosos impactos contra asteroides produjeron tanto calor que los planetas permanecieron fundidos (en estado líquido) • En este estado se produjo una diferenciación geológica en distintas capas (atmósfera, corteza, manto y núcleo) Son Mercurio, Venus, Tierra y Marte El Sistema Solar (planetas) Planetas exteriores o gaseosos • Están más lejos del Sol • Son gaseosos y gigantes • Realmente son grandes esferas de gases (H y He) con núcleos de H líquido y rocas Son Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno El Sistema Solar (planetas enanos) Los planetas enanos son: • Astros que orbitan alrededor del Sol • No son los únicos cuerpos en sus órbitas porque no han barrido totalmente sus alrededores • Tienen una masa suficiente para que su propia fuerza de la gravedad les confiera forma casi esférica • Pueden tener satélites o lunas Son Plutón (que tiene un satélite llamado Caronte), Eris (más allá de la órbita de Plutón) y Ceres (localizado en el cinturón de asteroides) El Sistema Solar (cuerpos pequeños) Los cuerpos pequeños son: • Astros que orbitan alrededor del Sol • No son los únicos cuerpos en sus órbitas • Tienen una masa insuficiente para que su propia fuerza de la gravedad les confiera forma esférica; son pues irregulares Los cuerpos pequeños aparecen en tres lugares principales: • Cinturón de asteroides • Cinturón de Kuiper • Nube de Oort El Sistema Solar (cuerpos pequeños) Cinturón de asteroides: • Está situado entre las órbitas de Marte y Júpiter • Los asteroides pueden ser antiguos planetesimales que no pudieron dar lugar a un planeta por acreción por la distorsión gravitatoria ejercida por Júpiter El Sistema Solar (cuerpos pequeños) Cinturón de Kuiper: • Está situado entre las órbitas de Neptuno y Plutón Nube de Oort: • Está situada más allá de Plutón • Está formada por polvo cósmico, fragmentos de roca y hielo y moléculas orgánicas (restos de la nebulosa primigenia) El Sistema Solar (cuerpos pequeños) Los cometas son fragmentos de hielo y rocas (junto con moléculas orgánicas) procedentes de la nube de Oort que se dirigen al interior del Sistema Solar Describen órbitas muy elípticas e inclinadas alrededor del Sol Cuando se acercan al Sol, se calientan y es entonces cuando se distinguen dos elementos: • Núcleo de roca y hielo • Cola de hielo vaporizado y pequeños fragmentos rocosos que refleja la luz del Sol Características de los planetas Mercurio Carece de atmósfera y de agua Es un planeta muy denso con un gran núcleo de Fe Posee su superficie cubierta de cráteres por los impactos de meteoritos (estos cráteres no han podido ser borrados porque no hay procesos erosivos) Sus días son muy calurosos y sus noches extremadamente frías Características de los planetas Venus Presenta una atmósfera densa de CO2 y ácido sulfúrico Es un planeta con corteza, manto y núcleo y ha tenido actividad volcánica reciente La temperatura de su superficie es muy elevada por el intenso efecto invernadero que genera su atmósfera Su rotación es en sentido horario, igual que Urano pero al revés que el resto Características de los planetas Tierra Presenta una atmósfera de N2 y O2 Tiene agua en sus tres estados físicos Es un planeta con corteza, manto y núcleo y tiene actividad volcánica La temperatura de su superficie es moderada gracias al efecto invernadero de su atmósfera y a su posición respecto del Sol La atmósfera filtra la radiación solar nociva (UV) Esta peculiaridades han permitido la aparición de vida Características de los planetas Marte Presenta una atmósfera ligera de CO2 Tiene hielo en los polos Pudo contener agua líquida en el pasado porque se han visto cañones y valles Es un planeta con corteza, manto y núcleo que tuvo actividad volcánica (El monte Olimpo es el volcán más alto del Sistema Solar) La temperatura de su superficie es baja porque el efecto invernadero de su atmósfera no es suficientemente elevado y por su lejanía del Sol Pudo o puede albergar vida (microorganismos) Características de los planetas Júpiter Es el más grande del Sistema Solar Es una gran esfera de gas (H y He) con un núcleo de H líquido y rocas Por su tamaño estuvo a punto de convertirse en otra estrella pero su masa no fue la suficiente para que se desarrollaran las reacciones de fusión nuclear En su atmósfera se observan bandas de nubes de distinto color donde se generan vientos y ciclones (Gran Mancha Roja) Posee muchos satélites Características de los planetas Saturno Es el segundo planeta más grande del Sistema Solar Es una gran esfera de gas (H y He) con un núcleo de H líquido y rocas Lo más característico es la presencia de miles de anillos que giran a su alrededor constituidos por fragmentos de rocas, polvo y hielo En su atmósfera también se observan bandas de nubes de distinto color donde se generan vientos Posee muchos satélites Características de los planetas Urano Es una esfera de H, He y metano (CH4) con un núcleo interno sólido y frío También posee un sistema de anillos pero muy tenues Rota tumbado tal vez a causa del impacto con un antiguo planeta en su fase de formación Su rotación es en sentido horario, igual que Venus pero al revés que el resto Posee muchos satélites Características de los planetas Neptuno Es una esfera de H, He y metano (CH4) con un núcleo interno sólido y caliente También posee un sistema de anillos pero muy tenues El calor que se desprende del núcleo genera vientos huracanados en su atmósfera y torbellinos como los de Júpiter Posee muchos satélites