EL SISTEMA SOLAR

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ndice

EL SISTEMA SOLAR:

.Caractersticas

.Formacin del sistema solar

. Cmo se formo el sol?

. Origen de los planetas.

.El sol

.Estructura del sol

. La energa solar.

.Actividad solar

. Manchas solares.

. Protuberancias solares.

. El viento solar.

.Planetas del sistema solar

. Forma y tamao de los planetas.

. Formacin de los planetas.

.Conclusin personal

.Bibliografa

.Caractersticas

El Sistema Solar est formado por una estrella central, el Sol, los cuerpos que le acompaan y el espacioque queda entre ellos.

Nueve planetas giran alrededor del Sol: Mercurio, Venus, laTierra, Marte, Jpiter, Saturno, Urano, Neptunoy el planeta enano, Plutn. La Tierra es nuestro planeta y tiene un satlite, la Luna. Algunos planetastienen satlites, otros no.

Los asteroides son rocas ms pequeas que tambin giran, la mayora entre Marte y Jpiter.

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Adems, estn los cometas que se acercan y se alejan mucho del Sol.

Los planetas, muchos de los satlites de los planetas y los asteroides giran alrededor del Sol en la mismadireccin, en rbitas casi circulares. Cuando se observa desde lo alto del polo norte del Sol, los planetasorbitan en una direccin contraria al movimiento de las agujas del reloj.

Los satlites de los planetas, cometas, asteroides, meteoroides, y el medio interplanetario constituyen elrestante 0.015%.Casi todo el sistema solar por volumen parece ser un espacio vaco que llamamos "medio interplanetario".Incluye varias formas de energa y se contiene, sobre todo, polvo y gas interplanetarios.

.Formacin del sistema solar

Es difcil precisar el origen del Sistema Solar. Los cientficos creen que puede situarse hace unos 4.650millones de aos. Segn la teora de Laplace, una inmensa nube de gas y polvo se contrajo a causa de lafuerza de la gravedad y comenz a girar a gran velocidad, probablemente, debido a la explosin de unasupernova cercana.

Explosin de una supernova.

. Cmo se formo el sol?

La mayor parte de la materia se acumul en el centro. La presin era tan elevada que los tomoscomenzaron a partirse, liberando energia y formando una estrella. Al mismo tiempo se iban definiendoalgunos remolinos que, al crecer, aumentaban su gravedad y recogan ms materiales en cada vuelta.

Tambin haba muchas colisiones. Millones de objetos se acercaban y se unan o chocaban conviolencia y se partan en trozos. Los encuentros constructivos predominaron y, en slo 100 millones deaos, adquiri un aspecto semejante al actual. Despus cada cuerpo continu su propia evolucin.

. Origen de los planetas.

Cualquier teora que pretenda explicar la formacin del Sistema Solar deber tener en cuenta que el Solgira lentamente y slo tiene 1 por ciento del momento angular, pero tiene el 99,9% de su masa, mientras quelos planetas tienen el 99% del momento angular y slo un 0,1% de la masa.Hay cinco teoras razonables:

La teora de Acrecin asume que el Sol pas a travs de una densa nube interestelar, y emergirodeado de un envoltorio de polvo y gas.

La teora de los Proto-planetas dice que inicialmente hubo una densa nube interestelar que form uncmulo. Las estrellas resultantes, por ser grandes, tenian bajas velocidades de rotacin, en cambio losplanetas, formados en la misma nube, tenan velocidades mayores cuando fueron capturados por lasestrellas, incluido el Sol.

La teora de Captura explica que el Sol interactu con una proto-estrella cercana, sacando materia deesta. La baja velocidad de rotacin del Sol, se explica como debida a su formacin anterior a la de losplanetas.La teora Laplaciana Moderna asume que la condensacin del Sol contena granos de polvoslido que, a causa del roce en el centro, frenaron la rotacin solar. Despus la temperatura del Solaument y el polvo se evapor.

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La teora de la Nebulosa Moderna se basa en la observacin de estrellas jvenes, rodeadas dedensos discos de polvo que se van frenando. Al concentrarse la mayor parte de la masa en el centro, los trozosexteriores, ya separados, reciben ms enrga y se frenan menos, con lo que aumenta la diferencia develocidades.

.El sol

El Sol es la estrella ms cercana a la Tierra y el mayor elemento del Sistema Solar. Las estrellas son losnicos cuerpos del Universo que emiten luz. El Sol es tambin nuestra principal fuente de energa, quese manifesta, sobre todo, en forma de luz y calor.

El Sol contiene ms del 99% de toda la materia del Sistema Solar. Ejerce una fuerte atraccin gravitatoriasobre los planetas y los hace girar a su alrededor.

El Sol se form hace 4.650 millones de aos y tiene combustible para 5.000 millones ms. Despus,comenzar a hacerse ms y ms grande, hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente, se hundirpor su propio peso y se convertir en una enana blanca, que puede tardar un trilln de aos en enfriarse.

El periodo de rotacin de la superficie del Sol va desde los 25 das en el ecuador hasta los 36 daz cercade los polos. Ms adentro parece que todo gira cada 27 das.

El Sol (todo el Sistema Solar) gira alrededor del centro de la Va Lctea, nuestra galaxia. Da una vueltacada 200 millones de aos. Ahora se mueve hacia la constelacin de Hrcules a 19Km./s.Actualmente el Sol se estudia desde satlites, como el Observatorio Heliosfrico y Solar (SOHO),dotados de instrumentos que permiten apreciar aspectos que, hasta ahora, no se haban podido estudiar.

Adems de la observacin con telescopios convencionales, se utilizan: el crongrafo, que analiza lacorona solar, el telescopio ultravioleta extremo, capaz de detectar el campo magntico, y losradiotelescopios, que detectan diversos tipos de radiacin que resultan imperceptibles para el ojo humano.

.Estructura del sol

Desde la Tierra slo vemos la capa exterior. Se llama fotosfera y tiene una temperatura de unos 6.000 C,con zonas ms fras (4.000 C) que llamamos manchas solares. El Sol es una bola que puede dividirse encapas concntricas. De dentro a fuera son:Ncleo: es la zona del Sol donde se produce la fusin nuclear debido a la alta temperatura, es decir, elgenerador de la energa del Sol.Zona Radiactiva:: las partculas que transportan la energa (fotones) intentan escapar al exterior en unviaje que puede durar unos 100.000 aos debido a que stos fotones son absorbidos continuamente yreemitidos en otra direccin distinta a la que tenan.

Zona Convectiva: en sta zona se produce el fenmeno de la conveccin, es decir, columnas de gascaliente ascienden hasta la superficie, se enfran y vuelven a descender.Fotosfera: es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte del Sol que nosotros vemos, la superficie.Desde aqu se irradia luz y calor al espacio. La temperatura es de unos 5.000C. En la fotosfera aparecenlas manchas oscuras y las fculas que son regiones brillantes alrededor de las manchas, con una temperaturasuperior a la normal de la fotosfera y que estn relacionadas con los campos magnticos del Sol.Cromosfera: slo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de Sol. Es de color rojizo, de densidad muybaja y de temperatura altsima, de medio millon de grados. Esta formada por gases enrarecidos y en ellaexisten fortsimos campos magnticos.

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Corona: capa de gran extensin, temperaturas altas y de bajsima densidad. Est formada por gasesenrarecidos y gigantescos campos magnticos que varan su forma de hora en hora. sta capa esimpresionante vista durante la fase de totalidad de un eclipse

. La energa solar.

La energa solar se crea en el interior del Sol, donde la temperatura llega a los 15 millones de grados, conuna presin altsima, que provoca reacciones nucleares. Se liberan protones (ncleos de hidrgeno), quese funden en grupos de cuatro para formar partculas alfa (ncleos de helio).

Cada partcula alfa pesa menos que los cuatro protones juntos. La diferencia se expulsa hacia la superficiedel Sol en forma de energa. Un gramo de materia solar libera tanta energa como la combustin de 2,5millones de litros de gasolina.

La energa generada en el centro del Sol tarda un milln de aos para alcanzar la superficie solar. Cadasegundo se convierten 700 millones de toneladas de hidrgeno en cenizas de helio. En el proceso se liberan 5millones de toneladas de energa pura; por lo cual, el Sol cada vez se vuelve ms ligero.

El Sol tambin absorbe materia. Es tan grande y tiene tal fuerza que a menudo atrae a los asteroides ycometas que pasan cerca. Naturalmente, cuando caen al Sol, se desintegran y pasan a formar parte de laestrella.

.Actividad solar

. Manchas solares.

Las manchas solares tienen una parte central obscura conocida como Umbra, rodeada de una regin msclara llamada penumbra. Las manchas solares son obscuras ya que son ms fras que la fotosfera que lasrodea.Las manchas son el lugar de fuertes campos magnticos. La razn por la cual las manchas solares sonfras no se entiende todava, pero una posibilidad es que el campo magntico en las manchas nopermite la conveccin debajo de ellas.Las manchas solares generalmente crecen y duran desde varios das hasta varios meses. Las observacionesde las manchas solares revel primero que el Sol rota en un perodo de 27 das (visto desde la Tierra).El nmero de manchas solares en el Sol no es constante, y cambia en un perodo de 11 aos conocidocomo el ciclo solar. La actividad solar est directamente relacionada con este ciclo.

. Protuberancias solares.

Las protuberancias solares son enormes chorros de gas caliente expulsados desde la superficie del Sol, que seextienden a muchos miles de kilmetros. Las mayores llamaradas pueden durar varios meses.

Las protuberancias son fenmenos espectaculares. Aparecen en el limbo del Sol como nubes flameantes enla alta atmsfera y corona inferior y estn constituidas por nubes de materia a temperatura ms baja ydensidad ms alta que la de su alrededor.

. El viento solar.

El viento solar es un flujo de partculas cargadas, principalmente protones y electrones, que escapan de laatmsfera externa del sol a altas velocidades y penetran en el Sistema Solar.

Algunas de estas partculas cargadas quedan atrapadas en el campo magntico terrestre girando en espiral

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a lo largo de las lneas de fuerza de uno a otro polo magntico. Las auroras boreales y australes son elresultado de las interacciones de estas partculas con las molculas de aire.

La velocidad del viento solar es de cerca de 400 kilmetros por segundo en las cercanas de la rbita dela Tierra. El punto donde el viento solar se encuentra que proviene de otras estrellas se llama heliopausa, y esel lmite terico del Sistema Solar. Se encuentra a unas 100 UA del Sol. El espacio dentro del lmite dela heliopausa, conteniendo al Sol y al sistema solar, se denomina heliosfera.

.Planetas del sistema solar

Los planetas tienen diversos movimientos. Los ms importantes son dos: el de rotacin y el detranslacin. Por el de rotacin, giran sobre s mismos alrededor del eje. Esto determina la duracin delda del planeta. Por el de translacin, los planetas describen rbitas alrededor del Sol. Cada rbita es elao del planeta. Cada planeta tarda un tiempo diferente para completarla. Cuanto ms lejos, ms tiempo.Giran casi en el mismo plano, excepto Plutn, que tiene la rbita ms inclinada, excntrica y alargada.

. Forma y tamao de los planetas.

Mercurio,Venus,Tierra,Marte,Jpiter,Saturno,Urano,Neptuno,Plutn.

. Formacin de los planetas.

Los planetas se formaron hace unos 4.650 millones de aos, al mismo tiempo que el Sol.

En general, los materiales ligeros que no se quedaron en el Sol se alejaron ms que los pesados. En la nubede gas y polvo original, que giraba en espirales, haba zonas ms densas, proyectos de lo que ms tardeformaran los planetas.

La gravedad y las colisiones llevaron ms materia a estas zonas y el movimiento rotatorio las redonde.Despus, los materiales y las fuerzas de cada planeta se fueron reajustando, y todava lo hacen. Losplanetas y todo el Sistema Solar continan cambiando de aspecto. Sin prisa, pero sin pausa.

.Conclusin personal

Como conclusin personal , despus de haber estudiado el sistema solar, creo que se comprende mejor lacomplejidad con las que se crearon las cosas y que para que se crearan hizo falta una cabeza pensadora.

.Bibliografa

Fuentes : www.astronoma.com/solar/solaradb.htm

www.astronoma.com/solar/sistemasolar.htm

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