El Sol

El Sol 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 manifiesta, 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.

Datos básicos	El Sol	La Tierra
Tamaño: radio ecuatorial	695.000 km.	6.378 km.
Periodo de rotación sobre el eje	de 25 a 36 días *	23,93 horas
Masa comparada con la Tierra	332.830	1
Temperatura media superficial	6000 º C	15 º C
Gravedad superficial en la fotosfera	274 m/s2	9,78 m/s2

El periodo de rotación de la superficie del Sol va desde los 25 días en el ecuador hasta los 36 días cerca de los polos. Más adentro parece que todo gira cada 27 días.

El Sol (todo el Sistema Solar) gira alrededor del centro de la Vía Láctea, nuestra galaxia. Da una vuelta cada 200 millones de años. Ahora se mueve hacia la constelación de Hércules a 19 Km./s.

Actualmente el Sol se estudia desde satélites, como el Observatorio Heliosférico y Solar (SOHO), dotados de instrumentos que permiten apreciar aspectos que, hasta ahora, no se habían podido estudiar.

Además de la observación con telescopios convencionales, se utilizan: el coronógrafo, que analiza la corona solar, el telescopio ultravioleta extremo, capaz de detectar el campo magnético, y los radiotelescopios, que detectan diversos tipos de radiación que resultan imperceptibles para el ojo humano.

http://www.astromia.com/solar/sol.htm

Toería del Big Bang

El Big Bang, literalmente gran estallido, constituye el momento en que de la "nada" emerge toda la materia, es decir, el origen del Universo. La materia, hasta ese momento, es un punto de densidad infinita, que en un momento dado "explota" generando la expansión de la materia en todas las direcciones y creando lo que conocemos como nuestro Universo.

Inmediatamente después del momento de la "explosión", cada partícula de materia comenzó a alejarse muy rápidamente una de otra, de la misma manera que al inflar un globo éste va ocupando más espacio expandiendo su superficie. Los físicos teóricos han logrado reconstruir esta cronología de los hechos a partir de un 1/100 de segundo después del Big Bang. La materia lanzada en todas las direcciones por la explosión primordial está constituida exclusivamente por partículas elementales: Electrones, Positrones, Mesones, Bariones, Neutrinos, Fotones y un largo etcétera hasta más de 89 partículas conocidas hoy en día.

En 1948 el físico ruso nacionalizado estadounidense George Gamow modificó la teoría de Lemaître del núcleo primordial. Gamow planteó que el Universo se creó en una explosión gigantesca y que los diversos elementos que hoy se observan se produjeron durante los primeros minutos después de la Gran Explosión o Big Bang, cuando la temperatura extremadamente alta y la densidad del Universo fusionaron partículas subatómicas en los elementos químicos.

Cálculos más recientes indican que el hidrógeno y el helio habrían sido los productos primarios del Big Bang, y los elementos más pesados se produjeron más tarde, dentro de las estrellas . Sin embargo, la teoría de Gamow proporciona una base para la comprensión de los primeros estadios del Universo y su posterior evolución. A causa de su elevadísima densidad, la materia existente en los primeros momentos del Universo se expandió con rapidez. Al expandirse, el helio y el hidrógeno se enfriaron y se condensaron en estrellas y en galaxias. Esto explica la expansión del Universo y la base física de la ley de Hubble.

Según se expandía el Universo, la radiación residual del Big Bang continuó enfriándose, hasta llegar a una temperatura de unos 3 K (-270 °C). Estos vestigios de radiación de fondo de microondas fueron detectados por los radioastrónomos en 1965, proporcionando así lo que la mayoría de los astrónomos consideran la confirmación de la teoría del Big Bang.

Uno de los grandes probelmas científicos sin resolver en el modelo del Universo en expansión es si el Universo es abierto o cerrado

http://www.astromia.com/astronomia/teoriabigbang.htm

Las Galaxias

Una galaxia es un conjunto de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo cósmico, materia oscura y quizá energía oscura, unido gravitatoriamente.

·         ¿Qué tipos de galaxias existen?.

-Galaxias elípticas: galaxia con forma de elipse.

-Galaxias espirales: las galaxias espirales son discos rotantes de estrellas y materia interestelar.

-Galaxias lenticulares: constituyen un grupo de transición entre las galaxias elípticas y las espirales.

-Galaxias irregulares: es una galaxia que no encaja en ninguna clasificación de galaxias de la secuencia de Hubble. Son galaxias sin forma espiral ni elíptica.

-Galaxias activas: son galaxias que liberan grandes cantidades de energía y/o materia al medio interestelar mediante procesos que no están relacionados con los procesos estelares ordinarios.

-Galaxias Seyfert: son galaxias espirales que se caracterizan por tener un núcleo puntual muy brillante.

-Galaxias Starburst: son galaxias en las que se están formando enormes cantidades de estrellas muchas de las cuales, tras morir, explotan produciendo supernova.

-Radio galaxias: suelen ser galaxias que se extienden por amplias zonas del espacio. Presentan un núcleo brillante y normalmente suelen estar rodeadas por dos chorros de partículas de grandes dimensiones. Además, en muchas de ellas se ha detectado radiación sincrotrón.

      

   Galaxia elíptica

Galaxia espiral

Galaxia lenticular

Galaxia irregular

Galaxia activa

Galaxias Seyfert

Radio galaxia

Galaxias Starburst

 http://es.wikipedia.org/wiki/Galaxia#Tipos_de_galaxias

                                             

Los Planetas

               Los planetas giran alrededor del Sol. No tienen luz propia, sino que reflejan la luz solar. Los planetas tienen diversos movimientos. Los más importantes son dos: el de rotación y el de translación. Por el de rotación, giran sobre sí mismos alrededor del eje. Esto determina la duración del día del planeta. Por el de translación, los planetas describen órbitas alrededor del Sol. Cada órbita es el año del planeta. Cada planeta tarda un tiempo diferente para completarla. Cuanto más lejos, más tiempo. Giran casi en el mismo plano, excepto Plutón, que tiene la órbita más inclinada, excéntrica y alargada.

·                        Forma y tamaño de los planetas

Los planetas tienen forma casi esférica, como una pelota un poco aplanada          por los polos.

Los materiales compactos están en el núcleo. Los gases, si hay, forman una atmósfera sobre la superficie. Mercurio, Venus, la Tierra, Marte y Plutón son planetas pequeños y rocosos, con densidad alta. Tienen un movimiento de rotación lento, pocas lunas (o ninguna) y forma bastante redonda. Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, los gigantes gaseosos, son enormes y ligeros, hechos de gas y hielo. Estos planetas giran deprisa y tienen muchos satélites, más abultamiento ecuatorial y anillos.

·       Formación de los planetas

Los planetas se forman hace unos 4500 millones de años, al mismo tiempo que el Sol.

En general, los materiales ligeros que no se quedaron en el Sol se alejaron más que los pesados. En la nube de gas y polvo original, que giraba en espirales, había zonas más densas y proyectos de planetas. La gravedad y las colisiones llevaron más materia a estas zonas y el movimiento rotatorio las redondeó después, los materiales y las fuerzas de cada planeta se fueron reajustando, y todavía lo hacen. Los planetas y todo el Sistema Solar continúan cambiando de aspecto. Sin prisa, pero sin pausa.

·          Los planetas tienen diversos movimientos: rotación y traslación.

·          Por el de rotación, giran sobre sí mismos alrededor de un eje (determinando los días).

·          Por el de traslación, describen órbitas alrededor del Sol (determinando los años).

Estructura interna de la Tierra

Para representar el interior de la Tierra se utilizan dos tipos de modelos de distribución en capas:

• Modelo geoquímico

Este modelo distribuye las capas según su composición química. Las zonas de seperación entre ellas constituyen las llamadas discontinuidades.

1. Corteza: Capa muy delgada, de 30 a 70 km de profundidad en los continentes,  ( corteza continental), y entre 5 y 10 km en los fondos oceánico ( corteza oceánica), es más densa que la continental. La corteza mas externa, o superficie de la tierra, no es uniforme, sino que se encuentra fragmentada en placas rígidas, placas litosféricas, que pueden desplazarse unas sobre otras. La mayor parte de las rocas que forman esta capa son de silicato de aluminio.
2. Manto: Separado de la corteza por la discontinuidad de Mohorovicic. Está formada por silicatos y oxídos de magnesio  y hierro; tiene mayor densidad que la corteza. Llega hasta los 2.900 km de profundidad y esta dividido por la discontinuidad de Repetti en manto superior, hasta los 1.000 km, y manto inferior, de mayor densidad.
3. Núcleo: Separado del manto por la discontinuidad de Gutemberg. Su composición se basa en razonamientos teóricos, al ser la capa mas interna de la Tierra. Su  temperatura no llega los 6.000 ºC  y se pueden distinguir dos zonas separadas entre sí por la discontinuidad Lehman: 

Núcleo externo, desde los 2.900 hasta los 5.170 km de profundidad, formado por materiales fundidos ( hierro y níquel)
Núcleo interno, desde los 5.170 hasto los 6.370 km, formado por materiales en estado sólido ( hierro y níquel). Su forma es aproximadamente, la de una esfera, con un diámetro aproximado de  2.400 km.

• Modelo  Dinámico

Este modelo distribuye  las capas en función de la rigidez de los materiales que se encuentran en ellas. Según este enfoque tenemos:

1. Litosfera: Capa más externa, con espesor medio de 100 km. Comprende la corteza y el manto superior hasta la astenosfera.
2. Astenosfera: Es una parte del manto superior situada entre 100 y 400 km. Es una capa plástica parcialmente fundida debido a su elevada temperatura. 
3. Mesosfera: Comprende el manto superior, por debajo de la astenosfera, y el manto inferior. Se encuentra entre 400 y 2.900 km de profundidad.
4. Endosfera: Formada por todo el núcleo, llega hasta 6.370 km.

Téctonica de placas

Esta teoría se formuló en 1968 y pretende explicar la relación entre diferentes fenómenos, como terremotos, volcanes, formación de montañas, etc.
Recuerda que la litosfera no es una capa continua, sino que está fragmentada en lo que llamamos placas litosféricas, que pueden ser de litosfera oceánica, continental o mixta. Estas placas se mueven unas respecto a otras y sobre la astenosfera como consecuencia de las corrientes  de convección que se producen en ella, debidas al calor que genera el interior de la Tierra. Nos podemos encontrar:

1. Cuando las placas se separan, ascienden materiales de las astenosfera que pasan a ser litosfera oceánica. Como en estas zonas se crea nueva litosfera, se las conocen como bordes constructivos o divergentes, y coinciden con las dorsales oceánicas, cordilleras submarinas que recorren los fondos oceánicos. Existen tres grandes dorsales: la Pacífica, la Oceánico-Atlántica y la Antártica.
2. Cuando las placas se acercan y llegan a chocar, una de ellas, la más densa (la oceánica), se introduce ( subduce) bajo la otra. Como se destruye corteza, a estas zonas se las conoces como bordes destructivos o convergentes, y coinciden con las grandes fosas submarinas o zonas de subducción. Cuando chocan dos placas continentales, sus bordes se deforman y se pliegan dando lugar a una cadena montañosa ( Himalaya, Pirineos).

Cuando las placas se deslizan lateralmente, ni se crea ni se destruye litosfera, pero en las zonas de contacto se originan grandes fracturas o fallas transformantes. A estas zonas se les llama bordes pasivos.

Deriva continental

A principios del siglo XX, los científicos intentaban aclarar la formación de la Tierra ,sus montañas y sus continentes. Una de las teorías más importantes formuladas para explicar todo esto es la teoría de la deriva continental, considerada antecedente de la tectónica de placas, que es mayoritariamente aceptada en la actualidad.
Fue el meteorólogo alemán Alfred Wegener quien , en 1912 y después de obtener distintas pruebas , formuló la teoría de la deriva continental, relacionada con el desplazamiento de los continentes.Wegener señalaba que, hace  200 millones de años, los continentes estaban unidos en una masa única de tierra llamada Pamgea. Con el transcurso del tiempo , Pangea se fue rompiendo y separando hasta dar lugar a los continentes actuales.
Entre las pruebas aportadas por Wegener para apoyar su teoría, nos encontramos:

1. Los perfiles de los continentes actuales encajan casi exactamente como un rompecabezas
2. Hay discontinuidad de antiguos plegamientos en los distintos continentes, por ejemplo: Australia con Sudáfrica  y  Argentina
3. Se observan antiguas zonas climáticas comunes. Existen depósitos glaciares contemporáneos en Sudamérica, África y la  India, lo que demuestra la existencia de un período glacial común cuando estos continentes estaban unidos.
4. Descubrimiento de fósiles de plantas y animales iguales en ambos lados del Atlántico.

Todo lo anterior reforzaba la idea de continuidad de los continentes. Esta teoría tuvo muchos detractores que no entendían como en la Tierra, que es un cuerpo rígido, se pueden producir estos movimientos continentales.