EL UNIVERSO Y LAS CARACTERIZACIONES DE SU SISTEMA SOLAR

4. BIG BANG
 En cosmología física,
la teoría del Big Bang
o teoría de la gran
explosión es un
modelo científico que
trata de explicar el
origen del Universo y
su desarrollo posterior
a partir de una
singularidad
espaciotemporal.

5. ORIGEN Y DESARROLLO DEL BIG
BANG
 Para llegar al modelo del Big Bang,
muchos científicos, con diversos estudios,
han ido construyendo el camino que lleva
a la génesis de esta explicación. Los
trabajos de Alexander Friedman, del año
1922, y de Georges Lemaître, de 1927,
utilizaron la teoría de la relatividad para
demostrar que el universo estaba en
movimiento constante. Poco después, en
1929, el astrónomo estadounidense Edwin
Hubble (1889-1953) descubrió galaxias
más allá de la Vía Láctea que se alejaban
de nosotros, como si el Universo se
expandiera constantemente. En 1948, el
físico ucraniano nacionalizado
estadounidense, George Gamow (1904-
1968), planteó que el universo se creó a
partir de una gran explosión (Big Bang).
Recientemente, ingenios espaciales
puestos en órbita (COBE) han conseguido
"oír" los vestigios de esta gigantesca
explosión primigenia.

6. DESCRIPCION DEL BIG BANG
 Michio Kaku ha señalado
cierta paradoja en la
denominación Big Bang (gran
explosión): en cierto modo no
puede haber sido grande ya
que se produjo exactamente
antes del surgimiento del
espacio-tiempo, habría sido el
mismo Big Bang lo que habría
generado las dimensiones
desde una singularidad;
tampoco es exactamente una
explosión en el sentido propio
del término ya que no se
propagó fuera de sí mismo.

7. BASE TEORICA
 En su forma actual, la teoría del Big Bang
depende de tres suposiciones:
 La universalidad de las leyes de la física, en
particular de la teoría de la relatividad
general
 El principio cosmológico
 El principio de Copérnico

8.  Inicialmente, estas tres ideas fueron tomadas como
postulados, pero actualmente se intenta verificar
cada una de ellas. La universalidad de las leyes de
la física ha sido verificada al nivel de las más
grandes constantes físicas, llevando su margen de
error hasta el orden de 10-5. La isotropía del
universo que define el principio cosmológico ha
sido verificada hasta un orden de 10-5. Actualmente
se intenta verificar el principio de Copérnico
observando la interacción entre grupos de galaxias
y el CMB por medio del efecto Sunyaev-Zeldovich
con un nivel de exactitud del 1 por ciento.

9. RELATIVIDAD EN GENERAL
 La teoría general de la relatividad o
relatividad general es una teoría del
campo gravitatorio y de los
sistemas de referencia generales,
publicada por Albert Einstein en
1915 y 1916.
 El nombre de la teoría se debe a
que generaliza la llamada teoría
especial de la relatividad. Los
principios fundamentales
introducidos en esta generalización
son el Principio de equivalencia,
que describe la aceleración y la
gravedad como aspectos distintos
de la misma realidad, la noción de
la curvatura del espacio-tiempo y el
principio de covariancia
generalizado.

10. PRINCIPIO COSMOLOGICO
 El principio cosmológico
es una hipótesis principal
de la cosmología moderna,
basada en un número
creciente de evidencias
observacionales. Afirma
que, en escalas espaciales
suficientemente grandes, el
Universo es isótropo y
homogéneo. En este
contexto la expresión
«suficientemente grandes»
se refiere a escalas del
orden de cientos de mega
pársecs.

11. TEORIA HELIOCENTRICA
 La teoría heliocéntrica sostiene
que la Tierra y los demás planetas
giran alrededor del Sol (Estrella
del Sistema Solar). El
heliocentrismo, fue propuesto en
la antigüedad por el griego
Aristarco de Samos, quien se basó
en medidas sencillas de la
distancia entre la Tierra y el Sol,
determinando un tamaño mucho
mayor para el Sol que para la
Tierra. Por esta razón, Aristarco
propuso que era la tierra la que
giraba alrededor del Sol y no a la
inversa, como sostenía la teoría
geocéntrica de Ptolomeo e
Hiparco, comúnmente aceptada en
esa época y en los siglos
siguientes, acorde con la visión
antropocéntrica imperante.

12. EVIDENCIAS
 En general, se consideran tres las evidencias
empíricas que apoyan la teoría cosmológica del
Big Bang. Éstas son: la expansión del universo
que se expresa en la Ley de Hubble y que se puede
apreciar en el corrimiento hacia el rojo de las
galaxias, las medidas detalladas del fondo
cósmico de microondas, y la abundancia de
elementos ligeros. Además, la función de
correlación de la estructura a gran escala del
Universo encaja con la teoría del Big Bang.

13. EVOLUCION Y DISTRIBUCION
GALACTICA
 Las observaciones detalladas de la morfología y
estructura de las galaxias y cuásares proporcionan
una fuerte evidencia del Big Bang. La combinación
de las observaciones con la teoría sugiere que los
primeros cuásares y galaxias se formaron hace
alrededor de mil millones de años después del Big
Bang, y desde ese momento se han estado
formando estructuras más grandes, como los
cúmulos de galaxias y los supercúmulos.

14. EL FUTURO DE ACUERDO CON LA
TEORIA DEL BIG BANG
 Antes de las observaciones de la energía oscura, los
cosmólogos consideraron dos posibles escenarios para el
futuro del universo. Si la densidad de masa del Universo
se encuentra sobre la densidad crítica, entonces el
Universo alcanzaría un tamaño máximo y luego
comenzaría a colapsarse. Éste se haría más denso y más
caliente nuevamente, terminando en un estado similar al
estado en el cual empezó en un proceso llamado Big
Crunch. Por otro lado, si la densidad en el Universo es
igual o menor a la densidad crítica, la expansión
disminuiría su velocidad, pero nunca se detendría. La
formación de estrellas cesaría mientras el Universo en
crecimiento se haría menos denso cada vez.

15. La expansión
del universo

17.  El descubrimiento de la expansión del Universo empieza en 1912, con los
trabajos del astrónomo norteamericano Vesto M. Slipher. Mientras
estudiaba los espectros de las galaxias observó que, excepto en las más
próximas, las líneas del espectro se desplazan hacia el rojo.
Esto significa que la mayoría de las galaxias se alejan de la Vía Láctea
ya que, corrigiendo este efecto en los espectros de las galaxias, se
demuestra que las estrellas que las integran están compuestas de
elementos químicos conocidos. Este desplazamiento al rojo se debe al
efecto Doppler.
Si medimos el corrimiento del espectro de una estrella, podemos saber si
se acerca o se aleja de nosotros. En la mayoría este desplazamiento es
hacia el rojo, lo que indica que el foco de la radiación se aleja. Esto es
interpretado como una confirmación de la expansión del Universo.
En principio parece que las galaxias se alejan de la Vía Láctea en todas
direcciones, dando la sensación de que nuestra galaxia es el centro del
Universo. Este efecto es consecuencia de la forma en que se expande el
Universo. Es como si la Vía Láctea y el resto de galaxias fuesen punto
situados sobre la superficie de un globo. Al inflar el globo todos los
puntos se alejan de nosotros. Si cambiásemos nuestra posición a
cualquiera de los otros puntos y realizásemos la misma operación,
observaríamos exactamente lo mismo.

19. ACELERACION DE LA EXPANSION
DEL UNIVERSO Y UNIVERSO EN
EXPANSION
 Son términos con los que se designa el hecho de que el
Universo se expande a una velocidad cada vez mayor. A
fines de los años 1990, unas observaciones de
supernovas tipo A arrojaron el resultado inesperado de que
la expansión del Universo parece ir acelerándose. Estas
observaciones parecen más firmes a la luz de nuevos datos.
 De ser correcta esta teoría, el resultado último de esta
tendencia sería la imposibilidad de seguir viendo cualquier
otra galaxia. Esta nueva teoría del fin del Universo ha
recibido el nombre de Gran Desgarramiento o,
en inglés, Big Rip.

21. MERCURIO

22. CARACTERISTICAS
 Es el planeta más cercano al Sol y el segundo más pequeño
del Sistema Solar. Mercurio es menor que la Tierra, pero más
grande que la Luna.
Si nos situásemos sobre Mercurio, el Sol nos parecería dos
veces y media más grande. El cielo, sin embargo, lo veríamos
siempre negro, porque no tiene atmósfera que pueda
dispersar la luz.
Los romanos le pusieron el nombre del mensajero de los
dioses porque se movía más rápido que los demás planetas.
Da la vuelta al Sol en menos de tres meses. En cambio,
Mercurio gira lentamente sobre su eje, una vez cada 58 días y
medio. Antes lo hacía más rápido, pero la influencia del Sol le
ha ido frenando.

23.  Cuando un lado de Mercurio está de
cara al Sol, llega a temperaturas
superiores a los 425 ºC. Las zonas en
sombra bajan hasta los 170 bajo
cero. Los polos se mantienen siempre Datos básicos Mercurio La Tierra
muy fríos. Esto lleva a pensar que Tamaño: radio
ecuatorial
2.440 km. 6.378 km.
puede haber agua (congelada,claro). Distancia media 149.600.000
57.910.000 km.
al Sol km.
La superficie de Mercurio es Dia: periodo de
semejante a la de la Luna. El paisaje rotación sobre el
eje
1.404 horas 23,93 horas
está lleno de cráteres y grietas, en Año: órbita
medio de marcas ocasionadas por los alrededor del 87,97 dias 365,256 dias
Sol
impactos de los meteoritos.
Temperatura
media 179 º C 15 º C
La presencia de campo magnético superficial
indica que Mercurio tiene un núcleo Gravedad
superficial en el 2,78 m/s2 9,78 m/s2
metálico, parcialmente líquido. Su ecuador
alta densidad, la misma que la de la
Tierra, indica que este núcleo ocupa
casi la mitad del volumen del
planeta.

24. VENUS

25. CARACTERISTICAS
 Es el segundo planeta del Sistema Solar y el más semejante a La Tierra
por su tamaño, masa, densidad y volumen. Los dos se formaron en la
misma época, a partir de la misma nebulosa.
Sin embargo, es diferente de la Tierra. No tiene océanos y su densa
atmósfera provoca un efecto invernadero que eleva la temperatura hasta
los 480 ºC. Es abrasador.
Los primeros astrónomos pensaban que Venus eran dos cuerpos
diferentes porque, unas veces se ve un poco antes de salir el Sol y, otras,
justo. después de la puesta.
Venus gira sobre su eje muy lentamente y en sentido contrario al de los
otros planetas. El Sol sale por el oeste y se pone por el este, al revés de lo
que ocurre en La Tierra. Además, el día en Venus dura más que el año.

26.  La superficie de Venus es relativamente joven,
entre 300 y 500 millones de años. Tiene
amplísimas llanuras, atravesadas por enormes
ríos de lava, y algunas montañas.
Datos básicos Venus La Tierra
Venus tiene muchos volcanes. El 85% del Tamaño: radio
6.052 km. 6.378 km.
planeta está cubierto por roca volcánica. La ecuatorial
lava ha creado surcos, algunos muy largos. Distancia media 108.200.000 149.600.000
Hay uno de 7.000 km. al Sol km. km.
En Venus también hay cráteres de los Dia: periodo de
rotación sobre el -243 días 23,93 horas
impactos de los meteoritos. Sólo de los eje
grandes, porque los pequeños se deshacen en
la espesa atmósfera. Año: órbita
alrededor del 224,7 días 365,256 días
Sol
Las fotos muestran el terreno brillante, como Temperatura
si estuviera mojado. Pero Venus no puede media 482 º C 15 º C
tener agua líquida, a causa de la elevada superficial
temperatura. El brillo lo provocan compuestos Gravedad
metálicos. superficial en el 8,87 m/s2 9,78 m/s2
ecuador
En marzo de 1982, la nave rusa Venera 13
resistió durante dos horas, enviando imágenes
como ésta. En la parte inferior derecha se ve
un trozo de la nave sobre el planeta Venus.

27. TIERRA

29. CARACTERISTICAS
 Es nuestro planeta y el único habitado. Está en la ecosfera, un espacio que
rodea al Sol y que tiene las condiciones necesarias para que exista vida.
La Tierra es el mayor de los planetas rocosos. Eso hace que pueda retener
una capa de gases, la atmósfera, que dispersa la luz y absorbe calor. De
día evita que la Tierra se caliente demasiado y, de noche, que se enfríe.
Siete de cada diez partes de la superficie terrestre están cubiertas de agua.
Los mares y océanos también ayudan a regular la temperatura. El agua
que se evapora forma nubes y cae en forma de lluvia o nieve, formando
ríos y lagos. En los polos, que reciben poca energía solar, el agua se hiela
y forma los casquetes polares. El del sur es más grande y concentra la
mayor reserva de agua dulce.
La Tierra no es una esfera perfecta, sino que tiene forma de pera. Cálculos
basados en las perturbaciones de las órbitas de los satélites artificiales
revelan que el ecuador se engrosa 21 km; el polo norte está dilatado 10 m
y el polo sur está hundido unos 31 metros.

30. MAGNETISMO DE LA TIERRA
 El magnetismo terrestre significa que la Tierra se comporta como un enorme
imán. El físico inglés William Gilbert fue el primero que lo señaló, en 1600,
aunque los efectos del magnetismo terrestre se habían utilizado mucho antes en
las brújulas primitivas.
La Tierra está rodeada por un potente campo magnético, como si el planeta
tuviera un enorme imán en su interior cuyo polo sur estuviera cerca del polo
norte geográfico y viceversa. Por paralelismo con los polos geográficos, los
polos magnéticos terrestres reciben el nombre de polo norte magnético y polo sur
magnético, aunque su magnetismo real sea opuesto al que indican sus nombres.
El polo norte magnético se sitúa hoy cerca de la costa oeste de la isla Bathurst en
los Territorios del Noroeste en Canadá. El polo sur magnético está en el extremo
del continente antártico en Tierra Adelia.
Las posiciones de los polos magnéticos no son constantes y muestran notables
cambios de año en año. Las variaciones en el campo magnético de la Tierra
incluyen el cambio en la dirección del campo provocado por el desplazamiento de
los polos. Esta es una variación periódica que se repite cada 960 años. También
existe una variación anual más pequeña

32. Estructura de la tierra
 La corteza del planeta Tierra está
formada por placas que flotan sobre el
manto, una capa de materiales
calientes y pastosos que, a veces, salen
por una grieta formando volcanes.
La densidad y la presión aumentan
hacia el centro de la Tierra. En el
núcleo están los materiales más
pesados, los metales. El calor los
mantiene en estado líquido, con fuertes
movimientos. El núcleo interno es
sólido.
Las fuerzas internas de la Tierra se
notan en el exterior. Los movimientos
rápidos originan terremotos. Los lentos
forman plegamientos, como los que
crearon las montañas.

33. MOVIMIENTO DE LA TIERRA
 La órbita de la Tierra es elíptica: hay momentos en que se
encuentra más cerca del Sol y otros en que está más lejos. Además,
el eje de rotación del planeta está un poco inclinado respecto al
plano de la órbita. Al cabo del año parece que el Sol sube y baja.
El camino aparente del Sol se llama eclíptica, y pasa sobre el
ecuador de la Tierra a principios de la primavera y del otoño.
Estos puntos son los equinoccios. En ellos el día y la noche duran
igual. Los puntos de la eclíptica más alejados del ecuador se
llaman solsticios, y señalan el principio del invierno y del verano.
Cerca de los solsticios, los rayos solares caen más verticales sobre
uno de los dos hemisferios y lo calientan más. Es el verano.
Mientras, el otro hemisferio de la Tierra recibe los rayos más
inclinados, han de atravesar más trozo de atmosfera y se enfrían
antes de llegar a tierra. Es el invierno.

35.  Traslación: La Tierra y la Luna giran juntas en una órbita
elíptica alrededor del Sol. La excentricidad de la órbita es
pequeña, tanto que la órbita es prácticamente un círculo. La
circunferencia aproximada de la órbita de la Tierra es de
938.900.000 km y nuestro planeta viaja a lo largo de ella a
una velocidad de unos 106.000 km/h.
Rotación: La Tierra gira sobre su eje una vez cada 23 horas,
56 minutos y 4,1 segundos. Por lo tanto, un punto del ecuador
gira a poco más de 1.600 km/h y un punto de la Tierra a 45
de altitud N, gira a unos 1.073 km/h.
Otros movimientos: Además de estos movimientos primarios,
hay otros componentes en el movimiento total de la Tierra
como la precesión de los equinoccios y la nutación, una
variación periódica en la inclinación del eje de la Tierra
provocada por la atracción gravitacional del Sol y de la Luna

36. MARTE

37. CARACTERISTICAS
Es el cuarto planeta del Sistema Solar. Conocido como el planeta
rojo por sus tonos rosados, los romanos lo identificaban con la
sangre y le pusieron el nombre de su dios de la guerra.
El planeta Marte tiene una atmósfera muy fina, formada
principalmente por dióxido de carbono, que se congela
alternativamente en cada uno de los polos. Contiene sólo un
0,03% de agua, mil veces menos que la Tierra.
Los estudios demuestran que Marte tuvo una atmósfera más
compacta, con nubes y precipitaciones que formaban rios.
Sobre la superficie se adivinan surcos, islas y costas. Las
grandes diferencias de temperatura provocan vientos fuertes.
La erosión del suelo ayuda a formar tempestades de polvo y
arena que degradan todavía más la superficie.

38.  Antes de la exploración espacial, se pensaba
que podía haber vida en Marte. Las
observaciones demuestran que no tiene,
aunque podría haberla tenido en el pasado.
En las condiciones actuales, Marte es estéril, Datos básicos Marte La Tierra
no puede tener vida. Su suelo es seco y Tamaño: radio
3.397 km. 6.378 km.
oxidante, y recibe del Sol demasiados rayos ecuatorial
ultravioletas. Distancia media al
227.940.000 km. 149.600.000 km.
Sol
Cuando se halla más cerca de la Tierra, a unos
Dia: periodo de
55 millones de kilómetros, Marte es, después rotación sobre el eje
24,62 horas 23,93 horas
de Venus, el objeto más brillante en el cielo
nocturno. Puede observarse más fácilmente Año: órbita alrededor
686,98 días 365,256 días
cuando se forma la línea Sol-Tierra-Marte del Sol
(cuando está en oposición) y se encuentra Temperatura media
-63 º C 15 º C
cerca de la Tierra, cosa que ocurre cada 15 superficial
años.
Gravedad superficial
3,72 m/s2 9,78 m/s2
en el ecuador
El tono rojizo de su superficie se debe a la
oxidación o corrosión. Las zonas oscuras están
formadas por rocas similares al basalto
terrestre, cuya superficie se ha erosionado y
oxidado. Las regiones más brillantes parecen
estar compuestas por material semejante, pero
contienen partículas más finas, como el polvo.

39. LUNAS DE MARTE
FOBOS DEIMOS

40. CERES

41. CARACTERISTICAS
 Ceres es el más pequeño de los planetas
enanos dentro de nuestro sistema solar,
aunque hasta la reunión de la Unión Astronómica
Internacional el 24 de agosto de 2006, era
considerado el mayor asteroide descubierto por el
hombre. Fue descubierto el 1 de enero de 1801
por Giuseppe Piazzi y recibe su nombre en honor
a la diosa romana Ceres.
 Este planeta enano contiene aproximadamente la
tercera parte de la masa total del cinturón de
asteroides, siendo el más grande de todos los
cuerpos de dicho grupo.

42.  Estructura interna de Ceres.
 Tiene un diámetro de 960 × 932 km y
una superficie de 2.800.000 km²,
encontrándose situado en el cinturón
de asteroides entre Marte y Júpiter.
 Con una masa de 8,7×1020 kg (25%
de la masa del cinturón de asteroides),
Ceres comprende casi un tercio de la
masa total estimada (2,3×1021 kg) de
los asteroides del Sistema Solar. Hay
algunos indicios de que su superficie
es cálida y de que podría tener una
débil atmósfera y escarcha.
 En el pasado, Ceres era considerado
como el mayor de una familia de
asteroides (un grupo de elementos
orbitales similares). Pero estudios
avanzados han mostrado que Ceres
tiene unas propiedades espectrales
diferentes de las de los otros miembros
de la familia, y ahora este grupo es
denominado como familia Gefion,
nombrado con respecto al
asteroide (1272) Gefion, siendo Ceres
un accidental compañero sin un origen
en común.

43. Júpiter

44. CARACTERISTICAS
 Es el planeta más grande del Sistema Solar, tiene más materia que
todos los otros planetas juntos y su volumen es mil veces el de la
Tierra.
Júpiter tiene un tenue sistema de anillos, invisible desde la Tierra.
También tiene 16 satélites. Cuatro de ellos fueron descubiertos
por Galileo en 1610. Era la primera vez que alguien observaba el
cielo con un telescopio.
Júpiter tiene una composición semejante a la del Sol, formada por
hidrógeno, helio y pequeñas cantidades de amoníaco, metano,
vapor de agua y otros compuestos.
La rotación de Júpiter es la más rápida entre todos los planetas y
tiene una atmósfera compleja, con nubes y tempestades. Por ello
muestra franjas de diversos colores y algunas manchas.

45.  La Gran Mancha Roja de Júpiter es
una tormenta mayor que el diámetro de
la Terra. Dura desde hace 300 años y
provoca vientos de 400 Km/h. Datos básicos Júpiter La Tierra
Tamaño: radio
Los anillos de Júpiter son más simples ecuatorial
71.492 km. 6.378 km.
que los de Saturno. Están formados por
Distancia media al
partículas de polvo lanzadas al espacio Sol
778.330.000 km. 149.600.000 km.
cuando los meteoritos chocan con las
lunas interiores de Júpiter. Día: periodo de
rotación sobre el 9,84 horas 23,93 horas
eje
Tanto los anillos como las lunas de
Júpiter se mueven dentro de un enorme Año: órbita
alrededor del Sol
11,86 años 1 año
globo de radiación atrapado en la
magnetosfera, el campo magnético del Temperatura media
superficial
-120 º C 15 º C
planeta.
Gravedad
Este enorme campo magnético, que superficial en el
ecuador
22,88 m/s2 9,78 m/s2
sólo alcanza entre los 3 y 7 millones de
km. en dirección al Sol, se proyecta en
dirección contraria más de 750
millones de km., hasta llegar a la órbita
de Saturno.

46. Satélites de Júpiter Radio (km) Distancia (km)
Metis 20 127,969
Adrastea 12.5x10x7.5 128,971
Amaltea 135x84x75 181,300
Tebe 55x45 221,895
Io 1,815 421,600
Europa 1,569 670,900
Ganimedes 2,631 1,070,000
Calisto 2,400 1,883,000
Leda 8 11,094,000
Himalia 93 11,480,000
Lisitea 18 11,720,000
Elara 38 11,737,000
Ananke 15 21,200,000
Carm 20 22,600,000
Pasifae 25 23,500,000
Sinope 18 23,700,000

47.  GANIMEDES: Es el satélite más grande de Júpiter y también del Sistema Solar,
con 5.262 Km. de diámetro, mayor que Plutón y que Mercurio. Gira a unos
1.070.000 Km. del planeta en poco más de siete días.
Parece que tiene un núcleo rocoso, un manto de agua helada y una corteza de roca
y hielo, con montañas, valles, cráteres y ríos de lava.
CALISTO: Tiene un diámetro de 4.800 km., casi igual que Mercurio, y gira a
1.883.000 Km. de Júpiter, cada 17 días. Es el satélite con más cráteres del Sistema
Solar.
Está formado, a partes iguales, por roca y agua helada. El océano helado disimula
los cráteres. Es el que tiene la densidad más baja de los cuatro satélites de Galileo.
Io: Io tiene 3.630 Km. de diámetro y gira a 421.000 Km. de Júpiter en poco más de
un día y medio. Su órbita se ve afectada por el campo magnético de Júpiter y por
la proximidad de Europa y Ganimedes.
Es rocoso, con mucha actividad volcánica. Su temperatura global es de -143ºC,
pero hay una zona, un lago de lava, con 17ºC.
EUROPA: Tiene 3.138 Km. de diámetro. Su órbita se sitúa entre Io y Ganimedes, a
671.000 Km. de Júpiter. Da una vuelta cada tres días y medio.
El aspecto de Europa es el de una bola helada con líneas marcadas sobre la
superficie del satélite. Probablemente son fracturas de la corteza que se han vuelto
a llenar de agua y se han helado.

48. SATURNO

49. CARACTERISTICAS
 Saturno es el segundo planeta más grande del Sistema Solar y el
único con anillos visibles desde la Tierra. Se ve claramente
achatado por los polos a causa de la rápida rotación.
La atmósfera es de hidrógeno, con un poco de helio y metano. Es
el único planeta que tiene una densidad menor que el agua. Si
encontrásemos un océano suficientemente grande, Saturno
flotaría.
El color amarillento de las nubes tiene bandas de otros colores,
como Júpiter, pero no tan marcadas. Cerca del ecuador de Saturno
el viento sopla a 500 Km/h.
Los anillos le dan un aspecto muy bonito. Tiene dos brillantes, A y
B, y uno más suave, el C. Entre ellos hay aberturas. La mayor es la
División de Cassini.

50.  Cada anillo principal está formado por muchos anillos
estrechos. Su composición es dudosa, pero sabemos
que contienen agua. Podrían ser icebergs o bolas de
nieve, mezcladas con polvo.
 El anillo interior de Saturno, C, está a 1,28 veces el
radio, y el exterior, el A, a 2,27. Los dos están dentro
Datos básicos Saturno La Tierra
del límite de Roche, pero su origen todavía no se ha
Tamaño: radio
determinado. Con la materia que contienen se podría ecuatorial
60.268 km. 6.378 km.
formar una esfera de un tamaño parecido al de la Distancia media 1.429.400.000 149.600.000
Luna. al Sol km. km.
El origen de los anillos de Saturno no se conoce con Día: periodo de
exactitud. Podrían haberse formado a partir de rotación sobre el 10,23 horas 23,93 horas
eje
satélites que sufrieron impactos de cometas y
meteoroides. Cuatrocientos años después de su Año: órbita
descubrimiento, los impresionantes anillos de Saturno alrededor del 29,46 años 1 año
Sol
siguen siendo un misterio.
La elaborada estructura de los anillos se debe a la Temperatura
media -125 º C 15 º C
fuerza de gravedad de los satélites cercanos, en superficial
combinación con la fuerza centrífuga que genera la
Gravedad
propia rotación de Saturno. superficial en el 9,05 m/s2 9,78 m/s2
Las partículas que forman los anillos de Saturno ecuador
tienen tamaños que van desde la medida microscópica
hasta trozos como una casa. Con el tiempo, van
recogiendo restos de cometas y asteroides. Si fuesen
muy viejos, estarían oscuros por la acumulación de
polvo. El hecho que sean brillantes indica que son
jóvenes.

51. Satélites de Saturno Radio (km) Distancia (km)
Pan 9.655 133,583
Atlas 20x15 137,640
Prometeo 72.5x42.5x32.5 139,350
Pandora 57x42x31 141,700
Epimeteo 72x54x49 151,422
Jano 98x96x75 151,472
Mimas 196 185,520
Encélado 250 238,020
Tetis 530 294,660
Telesto 17x14x13 294,660
Calipso 17x11x11 294,660
Dione 560 377,400
Helena 18x16x15 377,400
Rea 765 527,040
Titán 2,575 1,221,850
Hiperión 205x130x110 1,481,000
Japeto 730 3,561,300
Febe 110 12,952,000

52.  TITAN: Es el mayor de los satélites de Saturno y el segundo del Sistema Solar,
con un diámetro de 5.150 Km.
Tiene una atmósfera más densa que la de La Tierra, formada por nitrógeno e
hidrocarburos que le dan un color naranja. Gira alrededor de Saturno a
1.222.000 Km., en poco menos de 16 días.
REA: Tiene 1.530 Km. de diámetro y gira a 527.000 Km. de Saturno cada cuatro
días y medio. Tiene un pequeño núcleo rocoso. El resto es un océano de agua
helada, con temperaturas que van de los 174 a los 220 ºC bajo cero.
Los cráteres provocados por los meteoritos duran poco, porque el agua se vuelve
a helar y los borra.
JAPETO: Es uno de los satélites más extraños. Tiene una densidad semejante a
la de Rea, pero su aspecto es muy diferente, porque tiene una cara oscura y otra
clara.
La cara oscura es, probablemente, material de un antiguo meteorito. Su
diámetro es de 1.435 Km. y gira muy lejos, a 3.561.000 Km. de Saturno en 79
días y un tercio.
DIONE Y TETIS: son otros dos grandes satélites de Saturno que tienen órbitas
cercanas y tamaños similares. Dione, a la izquierda, tiene 1.120 Km. de
diámetro, mientras que Tetis a la derecha, tiene 1.048. La primera gira a
377.000 Km. y la segunda a 295.000.

53. URANO

54. CARACTERISTICAS
 Es el séptimo planeta desde el Sol y el tercero más grande del
Sistema Solar. Urano es también el primero que se descubrió
gracias al telescopio.
La atmósfera de Urano está formada por hidrógeno, metano
y otros hidrocarburos. El metano absorbe la luz roja, por eso
refleja los tonos azules y verdes.
Urano está inclinado de manera que el ecuador hace casi
ángulo recto, 98 º, con la trayectoria de la órbita. Esto hace
que en algunos momentos la parte más caliente, encarada al
Sol, sea uno de los polos.
Su distancia al Sol es el doble que la de Saturno. Está tan
lejos que, desde Urano, el Sol parece una estrella más.
Aunque, mucho más brillante que las otras.

55.  Urano, descubierto por William Herschel
en 1781, es visible sin telescopio. Seguro
que alguien lo había visto antes, pero la Datos básicos Urano La Tierra
enorme distancia hace que brille poco y
se mueva lentamente. Además, hay más Tamaño: radio
ecuatorial
25.559 km. 6.378 km.
de 5.000 estrellas más brillantes que él.
Distancia media al
2.870.990.000 km. 149.600.000 km.
La inclinación sorprendente de Urano Sol
provoca un efecto curioso: su campo
magnético se inclina 60 º en relación al Dia: periodo de
eje y la cola tiene forma de tirabuzón, a rotación sobre el eje
17,9 horas 23,93 horas
causa de la rotación del planeta.
Año: órbita
En 1977 se descubrieron los 9 primeros alrededor del Sol
84,01 años 1 año
anillos de Urano. En 1986, la visita de la
nave Voyager permitió medir y Temperatura media
-210 º C 15 º C
superficial
fotografiar los anillos, y descubrir dos
nuevos.
Gravedad superficial
7,77 m/s2 9,78 m/s2
Los anillos de Urano son distintos de los en el ecuador
de Júpiter y Saturno. El exterior, Épsilon
está formado por grandes rocas de hielo
y tiene color gris. Parece que hay otros
anillos, o fragmentos, no muy amplios, de
unos 50 metros.

56. Satélites de Urano Radio (km) Distancia (km)
Cordelia 13 49,750
Ofelia 16 53,760
Bianca 22 59,160
Crésida 33 61,770
Desdémona 29 62,660
Julieta 42 64,360V
Porcia 55 66,100
Rosalinda 27 69,930
Belinda 34 75,260
Puck 77 86,010
Miranda 235.8 129,780
Ariel 578.9 191,240
Umbriel 584.7 265,970
Titania 788.9 435,840
Oberón 761.4 582,600

57. LUNAS DE URANO
TITANIA OBERON

58. Neptuno

59. CARACTERISTICAS
 Es el planeta más exterior de los gigantes gaseosos y el primero
que fue descubierto gracias a predicciones matemáticas.
El interior de Neptuno es roca fundida con agua, metano y
amoníaco líquidos. El exterior es hidrógeno, helio, vapor de agua
y metano, que le da el color azul.
Neptuno es un planeta dinámico, con manchas que recuerdan las
tempestades de Júpiter. La más grande, la Gran Mancha Oscura,
tenía un tamaño similar al de la Tierra, pero en 1994 desapareció
y se ha formado otra.
Los vientos más fuertes de cualquier planeta del Sistema Solar
son los de Neptuno. Muchos de ellos soplan en sentido contrario
al de rotación. Cerca de la Gran Mancha Oscura se han medido
vientos de 2.000 Km/h.

60.  La nave Voyager II se acercó a Neptuno el
año 1989 y lo fotografió. Descubrió seis
de las ocho lunas que tiene y confirmó la
existencia de anillos.
Datos básicos Neptuno La Tierra
Neptuno tiene un sistema de cuatro anillos Tamaño: radio
estrechos, delgados y muy tenues, difíciles ecuatorial
24.746 km. 6.378 km.
de distinguir con los telescopios terrestres.
Se han formado a partir de partículas de Distancia media al
4.504.300.000 km. 149.600.000 km.
Sol
polvo, arrancadas de las lunas interiores
por los impactos de meteoritos pequeños.
Día: periodo de
16,11 horas 23,93 horas
rotación sobre el eje
En la atmósfera de Neptuno se llega a
temperaturas cercanas a los 260 ºC bajo
cero. Las nubes, de metano congelado, Año: órbita alrededor
164,8 años 1 año
del Sol
cambian con rapidez. La foto de la
derecha muestra los cambios que detectó Temperatura media
el Voyager II en un periodo de sólo 18 superficial
-200 º C 15 º C
horas.
Gravedad superficial
La distancia que nos separa de Neptuno se en el ecuador
11 m/s2 9,78 m/s2
puede entender mejor con dos datos: una
nave ha de hacer un viaje de doce años
para llegar y, desde allí, sus mensajes
tardan más de cuatro horas para volver a
la Tierra.

61. LUNAS DE NEPTUNO
Satélites de
Neptuno Radio (km) Distancia (km)
 TRITON: Tiene un diámetro de
Náyade 29 48,000
2.700 Km. y gira a 355.000 Km. de
Thalassa 40 50,000 Neptuno en poco menos de 6 días.
Despina 74 52,500
Galatea 79 62,000 Dos características lo hacen especial:
Larisa 104x89 73,600
es el único satélite grande que gira
en dirección contraria a la rotación
Proteo 200 117,600
de su planeta y es el objeto del
Tritón 1,350 354,800
Sistema Solar donde se ha medido la
Nereida 170 5,513,400 temperatura media más fría, 235 ºC
bajo cero.
Su órbita está inclinada unos 30º con
respecto al plano de la órbita de
Neptuno alrededor del Sol. Se cree
que se compone aproximadamente
en una cuarta parte por hielo y en
tres cuartas partes por roca.

62. PLUTON

63. CARACTERISTICAS
 Es el planeta más pequeño (ahora, ex-planeta) y el que se aleja
más del Sol. Se descubrió en 1930, pero está tan lejos que, de
momento, tenemos poca información. Es el único que todavía no
ha sido visitado por una nave terrestre.
Generalmente, Plutón es el planeta más lejano. Pero su órbita es
muy excéntrica y, durante 20 de los 249 años que tarda en hacerla,
está más cerca del Sol que Neptuno.
La órbita de Plutón también es la más inclinada, 17º. Por eso no
hay peligro de que se encuentre con Neptuno. Cuando las órbitas
se cruzan lo hacen cerca de los extremos. En vertical, les separa
una distancia enorme.
Hizo la máxima aproximación en septiembre de 1989 y siguió en la
órbita de Neptuno hasta marzo de 1999. Ahora se aleja y no
volverá a cruzar esta órbita hasta septiembre del 2226.

64.  Por su densidad, Plutón parece hecho
de rocas y hielo. En cambio, su
satélite es mucho más ligero. Esta
diferencia hace pensar que se
formaron separadamente y, después, Datos básicos Plutón La Tierra
se juntaron. Tamaño: radio
1.160 km. 6.378 km.
ecuatorial
Plutón tiene una fina atmósfera, Distancia media al
formada por nitrógeno, metano y Sol
5.913.520.000 km. 149.600.000 km.
monóxido de carbono, que se congela
y cae sobre la superficie a medida que Día: periodo de
se aleja del Sol. La NASA prepara la rotación sobre el
eje
153 horas 23,93 horas
misión Plutón Express para que llegue
a Plutón en el 2008, antes que la Año: órbita
248,54 años 1 año
atmósfera se congele. Serán un par de alrededor del Sol
naves pequeñas y rápidas que pasarán
Temperatura media
a menos de 15.000 Km. del planeta. superficial
-230 º C * 15 º C
La temperatura de Plutón puede Gravedad
variar mucho entre el punto de la superficial en el
ecuador
0,4 m/s2 9,78 m/s2
órbita más cercano al Sol y el más
lejano. La diferencia es de más de
2.500 millones de Km.

65. PLANETAS ENANOS
 HAUMEA
 MAKEMAKE
 ERIS

66. EL SOL

67. CARACTERISTICAS
 Es la estrella más cercana a la Tierra y el mayor elemento
del Sistema Solar. Las estrellas son los únicos cuerpos del
Universo que emiten luz. El Sol es también nuestra principal
fuente de energía, que se manifestó, sobre todo, en forma de
luz y calor.
El Sol contiene más del 99% de toda la materia del Sistema
Solar. Ejerce una fuerte atracción gravitatoria sobre los
planetas y los hace girar a su alrededor.
El Sol se formó hace 4.650 millones de años y tiene
combustible para 5.000 millones más. Después, comenzará a
hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante
roja. Finalmente, se hundirá por su propio peso y se
convertirá en una enana blanca, que puede tardar un trillón
de años en enfriarse.

68. ESTRUCTURA Y COMPOSICION DEL
SOL
 Desde la Tierra sólo vemos la capa exterior. Se llama
fotosfera y tiene una temperatura de unos 6.000 ºC,
Componentes
con zonas más frías (4.000 ºC) que llamamos químicos Símbolo %
manchas solares. El Sol es una bola que puede Hidrógeno H 92,1
dividirse en capas concéntricas. De dentro a fuera
son: Helio He 7,8
Oxígeno O 0,061
NUCLEO: es la zona del Sol donde se produce la
Carbono C 0,03
fusión nuclear debido a la alta temperatura, es decir,
el generador de la energía del Sol. Nitrógeno N 0,0084
Neón Ne 0,0076
ZONA RADIACTIVA: las partículas que
transportan la energía (fotones) intentan escapar al Hierro Fe 0,0037
exterior en un viaje que puede durar unos 100.000 Silicio Si 0,0031
años debido a que éstos fotones son absorbidos
continuamente y remitidos en otra dirección distinta Magnesio Mg 0,0024
a la que tenían. Azufre S 0,0015
Otros 0,0015
ZONA CONVECTIVA en ésta zona se produce el
fenómeno de la convección, es decir, columnas de
gas caliente ascienden hasta la superficie, se enfrían
y vuelven a descender.

70. INYECCIONES DE
MASA CORONAL

71. LOS AGUJEROS
NEGROS

72. LOS AGUJEROS NEGROS
 Un agujero negro u hoyo negro es una región finita del espacio-
tiempo provocada por una gran concentración de masa en su
interior, con enorme aumento de la densidad, lo que genera un
campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera
los fotones de luz, pueden escapar de dicha región.

73. PROCESO DE FORMACION
 El origen de los agujeros negros es planteado por el astrofísico Stephen Hawking en su libro de
1988 titulado en español Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros donde explica el
proceso que da origen a la formación de los agujeros negros.
 Dicho proceso comienza posteriormente a la muerte de una gigante roja (estrella de gran masa),
llámese muerte a la extinción total de su energía. Tras varios miles de millones de años de vida, la
fuerza gravitatoria de dicha estrella comienza a ejercer fuerza sobre sí misma originando una
masa concentrada en un pequeño volumen, convirtiéndose en una enana blanca. En este punto
dicho proceso puede proseguir hasta el colapso de dicho astro por la auto atracción gravitatoria
que termina por convertir a esta enana blanca en un agujero negro. Este proceso acaba por reunir
una fuerza de atracción tan fuerte que atrapa hasta la luz en éste.

74. CLASIFICACION TEORICA
Según su origen, teóricamente pueden existir al menos tres clases de
agujeros negros:
Según su masa:
 Agujeros negros supermasivos: con masas de varios millones de
masas solares. Se hallarían en el corazón de muchas galaxias. Se
forman en el mismo proceso que da origen a las componentes
esféricas de las galaxias.
 Agujeros negros de masa estelar: Se forman cuando una estrella de
masa 2,5 mayor que la masa del Sol se convierte en supernova e
implosiona. Su núcleo se concentra en un volumen muy pequeño
que cada vez se va reduciendo más.
 Micro agujeros negros: Son objetos hipotéticos, algo más pequeños
que los estelares. Éstos pueden llegar a evaporarse en un período
relativamente corto fácilmente mediante emisión de radiación de
Hawking si son suficientemente pequeños.

75. AGUJERO NEGRO SUPERMASIVO
 Estudios científicos ya avalan que la Vía Láctea tiene un agujero
negro supermasivo en el centro galáctico. Se cree que muchas, si
no todas las galaxias, albergan un agujero negro supermasivo en
su centro. De hecho, una de las teorías más extendidas en los
últimos tiempos es la de suponer que todas las galaxias elípticas y
espirales poseen en su centro un agujero negro supermasivo, el
cual generaría la gravedad suficiente para mantener la unidad.

76. AGUJEROS NEGROS DE
MASA ESTELAR

77. MICROAGUJERO NEGRO

78. SEGÚN SUS PROPIEDADES FISICAS
Para un agujero negro descrito por las ecuaciones de Einstein,
existe un teorema denominado de sin pelos (en inglés No-
hair theorem), que afirma que cualquier objeto que sufra un
colapso gravitatorio alcanza un estado estacionario como
agujero negro descrito sólo por 3 parámetros: su masa M, su
carga Q y su momento angular J. Así tenemos la siguiente
clasificación para el estado final de un agujero negro:
 El agujero negro más sencillo posible es el agujero negro de
Schwarzschild, que no rota ni tiene carga.
 Si no gira pero posee carga eléctrica, se tiene el llamado
agujero negro de Reissner-Nordstrøm.
 Un agujero negro en rotación y sin carga es un agujero negro
de Kerr.
 Si además posee carga, hablamos de un agujero negro de
Kerr-Newman.

79. DESTINO DE LA
VIA LACTEA

80. LA VIA LACTEA
 La Vía Láctea es una galaxia
espiral en la que se
encuentra el Sistema Solar y,
por ende, la Tierra. Según las
observaciones, posee una
masa de 1012 masas solares
y es una espiral barrada; con
un diámetro medio de unos
100.000 años luz, se calcula
que contiene entre 200 mil
millones y 400 mil millones de
estrellas. La distancia desde
el Sol hasta el centro de la
galaxia es de alrededor de
27.700 años luz (8,5 kpc, es
decir, el 55 por ciento del
radio total galáctico).

82. LA VIA LACTEA ES NUESTRA
GALAXIA
 El Sistema Solar está en uno de los brazos de la espiral,
a unos 30.000 años luz del centro y unos 20.000 del
extremo. La Vía Láctea es una galaxia grande, espiral y
puede tener unos 100.000 millones de estrellas, entre
ellas, el Sol. En total mide unos 100.000 años luz de
diámetro y tiene una masa de más de dos billones de
veces la del Sol.
Cada 225 millones de años el Sistema Solar completa un
giro alrededor del centro de la galaxia. Se mueve a unos
270 km. por segundo.
La Vía Láctea tiene forma de lente convexa.

83. EL DESTINO PROBABLE DE LA
VIA LACTEA
 El destino probable de la Vía Láctea en manos de sus
galaxias satélite —las más masivas son las Nubes
Magallánicas Mayor y Menor— y el origen de sus
bordes hinchados, que los astrónomos han visto en
otras partes del universo y han apodado “llamaradas".
La misteriosa materia oscura que compone la mayor
parte del universo juega un papel, según el estudio. Los
astrónomos creen que todas las galaxias están
incrustadas en masivos y extensos halos de materia
oscura, y que las galaxias más grandes se encuentran
en las intersecciones de los filamentos de materia
oscura, que forman una especie de tejido gigante en
nuestro universo.

84. ¿CUAL ES EL DESTINO DE LA
VIA LACTEA?
 Cual es el destino de la Vía Láctea? no se puede ofrecer
una garantía del 100 por ciento.
2.“No podemos saber con seguridad qué le va a pasar a
la Vía Láctea, pero podemos decir que nuestros
resultados se aplican a una amplia clase de galaxias
similares a la nuestra”, dijo Kazantzidis. “Nuestras
simulaciones mostraron que los impactos con galaxias
satélite no destruyen las galaxias espirales, que en
realidad impulsan su evolución, mediante la producción
de estas formas de llamarada y la creación de anillos
estelares, unos espectaculares anillos de estrellas que
hemos visto en muchas galaxias espirales en el
universo”.