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Marzo 13: R. Tamayo, S. Gaete

Marzo 15: T. Barros, F. Valenzuela

Marzo 20: P. Sandoval, J. Rivera, J. Huerta

Marzo 22: V. Ortiz, G. Bisso, F. Cameron

Marzo 27: M. Lyon, B. Escobar, C. Castillo

Marzo 29: H. Herreros, P. Grifferos, G. Ibacache

Abril 3: N. Camacho, G. Wenzel, R. Sallaberry

Abril 10: P. Vildoso, M. Schöll, J. Vera

Abril 12: L. Marfán, F. Holz, N. Mertens

Abril 17: N. Kappes, M. Fuhrmann, J.B. Puel

Abril 19: J. Celhay, P. Morandé, A. Navarrete

Abril 24: P. Güentulle, J. Arrau, G. Pérez

Abril 26: R. Gómez, F. Maturana, V. Covarrubias

Mayo 3: C. Richard

Mayo 8: A. Bustos, S. Lara, T. Rybertt

Mayo 10: V. Núñez, A. Acuña, N. Maluenda

Mayo 15: T. Hepner, M. Hasbún,

Mayo 17: J. Henríquez,

Mayo 22:

Mayo 24:

Mayo 29:

Mayo 31:

Noticias: (Inscripción los jueves

al final de la clase)

1Thursday, 26 April 2012

Telescopio Spitzer descubre galaxia con doble forma

Rodrigo Gómez


Galaxia del Sombrero

• Distancia: 28 millones de años luz respecto a nosotros.

• Tamaño:50 mil a 140 mil años luz de diámetro

• Masa: 800 mil millones de soles

• 2.000 cúmulos globulares

• Se pensaba que tenia forma de disco


Descubrimiento

• 2 galaxias en 1

• Galaxia interior: Más pequeña con forma de disco

• Galaxia exterior: Más grande con forma de elipse

• Explica canIdad de cúmulos de estrellas

• Alrededor de 9 billones de años atrás se formo debido a estar rodeada de gas


Planetas terrestres

NASA

• Tierra, Venus y Marte

• Luna y Mercurio

• Actividad geológica

• Atmósferas de planetas terrestres

– Efecto invernadero


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MESSENGER está en órbita desde 2011. Ninguna nave ha aterrizado en superficie.


Mercurio

NASA/Messenger


MercurioMercurio muestra fases como la Luna por ser un planeta interior a la órbita

de la Tierra. Su tamaño es de 2500 km de radio, algo mayor que la Luna (1700 km), pero bastante más pequeño que la Tierra (6300 km).

No tiene atmósfera y la superficie está llena de cráteres de distintos tamaños. Aunque su aspecto superficial es similar al de la Luna, Mercurio es un planeta mucho más denso, con un centro de hierro y metales pesados muy importante.

NASA/Messenger 10Thursday, 26 April 2012

Mercurio

Imagen del borde del Sol durante un tránsito de Mercurio en 1999.Como el Sol está tan cerca, sus fuerzas de marea influencian la rotación

del planeta, que es de 59d. La traslación (órbita) alrededor del Sol es de 88d; está en resonancia (3:2) con la rotación. El día solar de Mercurio dura unos 2 años mercurianos.

Mercurio es el único planeta terrestre que no posee atmósfera (como la Luna). Debido a esto las temperaturas superficiales son extremas: 100 a 700 K (aprox. –200 a 500 ºC).

Por ser el planeta mas cercano al Sol, a sólo 0.4 u.a., la superficie que recibe la luz solar tiene una temperatura muy elevada.


Mercurio• Inclinación del eje es 0,027º

(Tierra 23,5º) -> no tiene estaciones como nosotros.

• Planeta con mayor excentricidad, e = 0,21.– Temperatura “bajo el Sol”

cambia de 700 a 550 K.• Precesión de la órbita: 43” por

siglo, no explicado por leyes de Kepler o Newton.– ¿Influencia de otro planeta?

• Sólo con relatividad general se pudo entender (Einstein 1916).


MercurioLas naves Mariner en los `70 y la nave Messenger en el 2008 tomaron fotos

detalladas de la superficie de Mercurio. Esta superficie se asemeja a la de la Luna, aunque hay menos cráteres y más planicies. No tiene mares pero sí grandes grietas.

NASA/Mariner


MercurioEl gran núcleo de Mercurio se enfrió, contrayendo el planeta y causando la

aparición de grandes acantilados.

NASA/Mariner


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Tierra y Marte

T = –60°C

T = 20°C


¿Qué podemos concluir si un planeta tiene pocos cráteres de impacto de todo tamaño?

A. El planeta nunca fue bombardeado por asteroides o cometas.B. Su atmósfera lo protegió de meteoritos.C. Otros procesos geológicos han borrado los cráteres.D. Bruce Willis lo protegió de meteoritos.


Marte

Monte Olimpo y detalle de su crater tomado por Surveyor


MarteMillones de años atrás Marte podría haber tenido un océano cubriendo casi

todo el hemisferio norte, donde están las regiones mas bajas.Hoy, el agua que queda en la superficie de Marte se encuentra congelada en

las regiones polares de Marte. El resto del agua podría estar subterránea.El polo norte marciano tiene unos 1200km, conteniendo una capa de hielo de

3km de espesor. La cantidad total de hielo ahí es 30 veces más pequeña que todo el hielo de la Antártida. Este hielo es más que nada “hielo seco” (CO2), pero también tiene hielo de agua.

El polo sur marciano es más pequeño, de sólo unos 420 km.Los polos tienen variaciones estacionales, que pueden ser monitoreadas

desde la Tierra. Por ejemplo se ve una foto del telescopio espacial Hubble.


MarteFoto de Sep 2001 mostrando la primavera en el casquete polar sur marciano. La primavera comenzó el 17 Jun 2001, y el verano comienza 6 meses después, a mediados de Nov 2001. Niebla y nubes de cristales de hielo rodean el casquete polar, que tiene un diámetro de 420 km.

Foto del casquete polar sur terrestre, que tiene un diámetro 10 veces mas grande.

NASA-MGSNASA-MGSNASA-G


Marte

Las capas de material en los polos marcianos pueden ayudar a estudiar los cambios estacionales y geológicos del planeta. Las capas jóvenes se forman arriba de capas viejas, evidencia de cambios cíclicos con el tiempo en Marte. Fotos de depósitos de hielo y polvo en forma de capas de entre 10 y 100m de espesor en el polo norte.


Marte


Marte

Evidencia de cauces secos en las paredes de un pequeño cráter de 7 km de diámetro dentro del gran cráter Newton (de 387 km). Los depósitos del líquido se encuentran en el fondo del cráter ahora secos. Se calcula que unos 2.5 millones de litros de agua produjeron estos canales y depósitos.


MarteEvidencia de un cauce seco de lo

que habría sido un río de agua, aunque hay otra teoría que dice que los cauces pueden ser debidos a inundaciones de CO2.

Cambios estacionales en la superficie de la Tierra: Rio Nilo Blanco y Azul en Khartoum, Sudán antes y después de las lluvias.


MarteRemolino de polvo marciano, fotografiado en la planicie Amazónica en Abr 2001. La sombra tiene unos 1500 m, indicando que la altura del remolino es de 1 km.

En el 2008 la nave Phoenix lander midió vientos entre 25 y 40 km/h.


Remolinos de polvo en Marte, fotografiados por el Spirit en el 2008.

Marte

Estaciones en Marte son más marcadas, dada la excentricidad de su órbita. Hay fuertes gradientes globales de temperatura, que producen vientos extremos.


Tormentas MarcianasTormenta de arena del tamaño de España. Nacida en el desierto del Sahara, avanza sobre las islas Canarias. Comparación con una tormenta primaveral marciana.

El tamaño de esas tormentas es de unos 900km. El polo norte marciano se ve a la derecha de la tormenta.

El CO2 que se evapora del polo durante la primavera favorece la formación de tormentas que arrastran polvo hasta alturas de varios km.


Tormenta global de polvo en MarteFotos del telescopio espacial mostrando una tormenta planetaria.


La Superficie MarcianaEl suelo de Marte

es rojo, debido a óxido de hierro. Buena parte del oxígeno esta atrapado en el suelo.

Foto de la Viking de los 80s.


VikingLa Superficie Marciana


Viking tomó muestras del suelo marciano y las analizó buscando evidencia de vida. No se encontró nada en ese lugar.

La Superficie Marciana


Pathfinder duró sólo una semana en 1997, pero fue muy exitosa (y barata).

Probó tecnología nueva: aterrizó usando bolsas de aire en el lecho de un cauce seco, y se abrió como una flor liberando un pequeño robot que exploró el terreno.

Tomó muchas fotos de la superficie marciana.



Pathfinder fue la primera nave que puso las fotos en la web apenas eran recibidas y procesadas.

Fue manejada con joystick desde la Tierra (la comunicación demora 20 min).



Marte

NASA SpiritLa superficie parece un desierto rojo

T = –63ºC


¿Agua salada líquida en Marte?

18 Feb 09 Mars Phoenix Lander


Hielo debajo de la superficie en Marte

Jun 2008 Mars Phoenix Lander


¿Por qué Marte cambió?

Presencia de agua en el pasado requiere de una atmósfera densa.

Cuando el planeta estaba todavía caliente, volcanes formaron atmósfera.

Marte se enfrió más rápido que la Tierra al ser más pequeño.

Al enfriarse, se acaba campo magnético -> viento solar destruyen moléculas.


Fobos y Deimos, las dos pequeñas lunas de Marte, son asteroides capturados, como lo demuestran sus formas irregulares. Las paredes del cráter Stickney de 10km de diámetro, casi la mitad del tamaño de Fobos. Las rocas mas grandes tienen unos 50m de tamaño.Estas lunitas son potencialmente importantes para colonizar el planeta.

NASA-MGS

Lunas de Marte


Phobos


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Venus


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VenusLa atmósfera de Venus es muy densa.Debido a la opaca capa de nubes que

cubre el planeta, no se puede ver directamente su superficie, la cual sólo puede ser mapeada por radar.

Por eso fue muy difícil determinar la duración de rotación del planeta. La rotación de 249d se midió por radar desde la Tierra.

Esta rotación es retrógrada, posiblemente debido a una colisión cuando el planeta se estaba formando.

Las nubes de su atmósfera no son nubes de vapor de agua, sino que de ácido sulfúrico. Debido a la atmósfera, las condiciones en la superficie son muy extremas: la temperatura y la presión son elevadísimas.


Venus

Venus es el planeta más cercano a la Tierra, orbitando a unas 0,7 u.a. del Sol.

En muchas propiedades es el planeta que más se asemeja al nuestro.

Por ejemplo, su dimensión es muy similar a la de la Tierra, así como su estructura.

Sin embargo, hay algunas diferencias importantes: Venus no tiene un campo magnético como la Tierra debido a la rotación tan lenta, y su atmósfera es unas 100 veces más densa que la nuestra.

La alta densidad de la atmósfera hace que Venus tenga un efecto invernadero descontrolado. Todos los gases de invernadero como el CO2 y el H2O terminaron en la atmósfera, causando las condiciones de invernadero extremas.


Superficie de Venus

Entre 1990-94, la nave Magellan tomó imágenes detalladas de la superficie del planeta Venus usando radar, que permite ver a través de las nubes.

Las imágenes de radar de Magellan revelaron un terreno complejo, incluyendo grandes volcanes, domos volcánicos, valles, cañones, y algunos pocos cráteres de impacto.

La lenta rotación del planeta produce vientos muy débiles, además las altas temperaturas no permiten lluvia -> no hay erosión.

No hay evidencia de actividad tectónica. Posiblemente calor y falta de agua hacen que la corteza sea muy dura.


Las Naves VeneraLas únicas naves que se posaron en la superficie con éxito fueron las naves

soviéticas Venera 9 y 10 en 1975, y después las Venera 13, 14, 17 y 18.Las fotos de las Venera muestran un suelo rocoso erosionado, con rocas chatas de

bordes agudos. Algunas rocas son basálticas, de origen volcánico, y otras parecen graníticas, probablemente de la corteza planetaria vieja.


Las Naves VeneraLas Venera aterrizaron en unas regiones altas llamadas Beta Regio. Estas naves sólo sobrevivieron por una hora antes de sucumbir a las presiones y

temperaturas altísimas y a la atmósfera corrosiva. Eso fue suficiente como para tomar y transmitir por radio algunas imágenes de la superficie. El color real de la superficie y el aire es ocre, con la iluminación que parece la de un día nublado en la Tierra.


¿Por qué la temperatura en Venus es tanto mayor que en la Tierra?

• Actividad volcánica expulsa agua y CO2 a la atmósfera.– en la Tierra, agua precipitó, formando océanos,

CO2, mezclado con agua, está en rocas.– en Venus, agua es disociada en la atmósfera, e

H es expulsado por viento solar (no hay campo magnético), CO2 queda en la atmósfera, produce efecto invernadero.


Efecto Invernadero Descontrolado

• Se produce una retroalimentación positiva:gases (agua y CO2) en la atmósfera producen efecto invernadero que aumenta la temperatura, lo que hace que haya más gases en la atmósfera...


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