Fund Atronomia II Parte

“FUNDAMENTOS
de ASTRONOMÍA”
Profesora:
Lic Ivannia Calvo
Centro de Investigaciones Espaciales (CINESPA)
Universidad de Costa Rica
Tel: (506)2202-6302
Fax: (506)2207-5619
e-mail: [email protected]
Contenidos II Parte
Sistema solar clásico
Cometas, asteroides y meteoroides
Sistema Solar
Introducción
Nuestro sistema solar consiste:
En una estrella mediana que llamamos el Sol,
Los planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno,
Urano, Neptuno, y Plutón,
Los satélites de los planetas,
Numerosos cometas, asteroides, y meteoroides,
El medio interplanetario.
El Sol es la fuente más rica de energía electromagnética
(principalmente en forma de luz y calor) en el sistema solar.
El vecino estelar conocido mas cercano al Sol es una estrella
enana roja llamada Proxima Centauri, y está a una distancia de
4.3 años luz.
El sistema solar entero, junto con las estrellas locales visibles
en una noche clara, orbita alrededor del centro de nuestra
galaxia de 200 billones de estrellas al cual llamamos la Via
Láctea.
Nuestra galaxia, una de las billones de galaxias conocidas, está
viajando a través del espacio intergaláctico. La Vía Láctea tiene
dos pequeñas galaxias orbitandose cercanamente, las cuales
son visibles desde el hemisferio sureste. Éstas son llamadas la
Nube Magallánica Mayor y la Nube Magallánica Menor.
La galaxia grande más cercana es la Galaxia Andrómeda. Es
una galaxia espiral como la Vía Láctea pero es 4 veces mas
densa y está a 2 millones de años luz de distancia.
Los planetas, muchos de los satélites de los planetas y los
asteroides giran alrededor del Sol en la misma dirección-Directa
en órbitas casi circulares. Cuando se observa desde lo alto del
polo norte del Sol, los planetas orbitan en una dirección
contraria al movimiento de las manecillas del reloj. Los planetas
orbitan al Sol en ó cerca del mismo plano, llamado el eclíptica.
Plutón es un caso especial ya que su órbita es la más inclinada
(18 grados) y la más elíptica de todos los planetas . Por esto,
por una parte de su órbita, Plutón es más cercano al Sol que
Neptuno.
El eje de rotación de muchos de los planetas es casi
perpendicular al eclíptica. Las excepciones son Urano y Plúton.
El Sistema Solar
Composición del Sistema Solar
Sol: 99.85%
Planetas: 0.135%
Cometas: 0.01% ?
Satélites: 0.00005%
Asteroides: 0.0000002% ?
Meteoroides: 0.0000001% ?
Medio Interplanetario: 0.0000001% ?
El medio interplanetario
Los Planetas Terrestres
Los
planetas
terrestres
son
los
cuatro mas internos
en el sistema solar,
Venus,
Mercurio,
Tierra y Marte. Éstos
son
llamados
terrestres
porque
tienen una superficie
rocosa
compacta,
como la de la Tierra.
Los planetas, Venus,
Tierra, y Marte tienen
atmósferas
significantes mientras
que Mercurio casi no
tiene.
El diagrama siguiente
muestra la distancia
aproximada de los
planetas terrestres al
Sol.
Resumen del Sol y los Planetas
Sol
Distancia
(AU)
Radio
(Tierras)
Masa
(Tierras)
Rotació
Rotación
(Tierras)
#
Lunas
Inclinació
Inclinación
Orbital
Excentricidad
Orbital
Densidad
(grs/cm3)
grs/cm3)
0
109
332,80
0
2525-36*
9
---
---
1.410
Temperatura
media (oC)
Perí
Período
sídereo
(en añ
años)
Densidad
6000
---
1.41
179
0.24085
5.43
Mercurio
0.39
0.38
0.05
58.8
0
7
0.2056
5.43
Venus
0.72
0.95
0.89
244
0
3.394
0.0068
5.25
428
0.61521
5.25
Tierra
1.0
1.00
1.00
1.00
1
0.000
0.0167
5.52
150
1.00004
5.52
Marte
1.5
0.53
0.11
1.029
2
1.850
0.0934
3.95
-63
1.88089
3.95
Júpiter
5.2
11
318
0.411
16
1.308
0.0483
1.33
-121
11.8622
1.33
Saturno
9.5
9
95
0.428
18
2.488
0.0560
0.69
-125
29.4577
0.96
Urano
19.2
4
15
0.748
15
0.774
0.0461
1.29
-193
84.013
1.29
Neptuno
30.1
4
17
0.802
8
1.774
0.0097
1.64
-193
164.79
1.64
Plutó
Plutón
39.5
0.18
0.002
0.267
1
17.15
0.2482
2.03
70
248.4
2.03
* El período de rotación del Sol en su superficie varía aproximadamente desde 25 días en el ecuador hasta 36 días en los polos. Un poco mas
abajo la zona convectiva, todo parece rotar con un período de 27 días.
REGLA DE TITIUS-BODE (sg. XVIII)
n
a = 0,1× (3 × 2 + 4)u.a.
PLANETA
a(TB)
(u.a.)
n
a(verd)
(u.a.)
Mercurio
~
0.4
0.39
Venus
0
0.7
0.72
Tierra
1
1.0
1.00
Marte
2
1.6
1.52
Asteroides
3
2.8
2.2 – 3.6
Júpiter
4
5.2
5.20
Saturno
5
10.0
9.54
Urano
6
19.6
19.90
Neptuno
7
38.8
30.07
Plutón
8
77.2
39.50
RESUMEN DEL SISTEMA SOLAR
Todos los planetas tienen órbitas casi circulares y
casi en el mismo plano, excepto del Mercurio y
Plutón.
Planetas terrestriales son más densos, tienen
atmósferas relativamente delgadas (o no tienen), su
velocidad de rotación, el período sidéreo y el campo
magnético es menor que los gigantes y tienen
menos satélites. Su composición química es
parecido a la de Tierra.
Los planetas gigantes son menos densos, tienen
atmósferas más anchas, su velocidad de rotación, el
período sidéreo y el campo magnético es mayor y
tienen más satelites. Su composición química es
parecido a la del Sol .
La temperatura de la atmósfera disminuye desde
abajo arriba.
RESUMEN DEL SISTEMA SOLAR
En todos los cuerpos del sistema solar existe los crateres
(meteoríticos) en Marte – max y en la T – min.
Volcanes – existen en la T, L, Marte, Venus y Io. Io es m[as
activo.
Bloques continentales y fosas oceánicas: existen en la T,
Marte y Venus, solo en la T las fosas están llenas de agua.
Las cadenas de montañas: solo en la T.
Los valles: (fracturas) existen en la T, Venus y Marte.
Los circos: (llenas de lava) existen L, Marte y Mercurio.
Los Bloques de Piedra: existen en L y en Marte (hasta
varios metros) y pequeñas en Mercurio, Fobos, Demios.
La temperatura de la atmósfera: de los planetas disminuye
desde abajo arriba y por la circulación atmosférica las
regiones polares del planeta reciben menos calor que las
ecuatoriales (una parte de la radiación refleja se absorve y
se vuelve a irradiar para todos los planetas).
Las variaciones estacionales:
existen cuando la
inclinación del ecuador respecto al plano de la órbita es
bastante grande la T y Marte.
RESUMEN DEL SISTEMA SOLAR
Efector del viento solar (VS):
Para los planetas que no tienen ni atmósfera ni campo
magnético (como por ejemplo: L): las partículas de VS llegan a
la superficie quedan capturadas y de nuevo se liberan,
habiendo perdido la carga y la velocidad. Por eso en la cara
oscura de la L se originan la sombra y penumbra plasmáticas
(pseudoatmósfera).
Para los planetas que tienen atmósfera, pero no existe un
campo magnético (como por ejemplo Venus): VS se forma una
onda de choque y una zona transitoria, en la que la velocidad
es menor, pero la concentración de particulares, la
temperatura
y la intensidad del campo magnético son
mayores que en el VS y como resultado, el límite entre la
ionosfera y la zona transitoria adquiera la forma estirado en la
dirección antisolar.
Para los planetas que tienen fuertes campos magnéticos
(como por ejemplo: Júpiter, Saturno, Tierra): VS también se
forma una onda de choque y una zona transitoria, pero las
partículas del VS en ella son desviadas por el CM del planeta
antes de que entren en contacto con la ionosfera y el cuadro
de las líneas de fuerza en el CM del planeta se deforma bajo la
acción del VS.
•Por ejemplo:
Toda la región del espacio circunterrestre llena de
partículas cargadas que se mueven en CM de la Tierra se
denomina Magnetosfera. Son dos cinturones principales
de radiación:
I – entre 2400 km – 5600 km, P y E con mayor energía
II – entre 12000 km – 20000 km, P y E con menor energía
(magnetosfera se encuentra separada del espacio
interplanetario por magnetopausa)
Cometas
Nombre: del latín: “stella cometa” - “estrella con
cabellera”.
Sinónimo de Terror para los Antiguos, culpables de las
catástrofes y epidemias.
Aristóteles y Ptolomeo:Irregularidades de de la atmósfera.
Séneca (4a.C.- 65d.C.): Cuerpos celestes autónomos.
Regimontano (1472): Diámetro angular de los cometas.
Tycho Brahe (1577): Probó que se trataba de cuerpos
celestes; Primeras mediciones de distancia.
Isaac Newton: Los cometas se rigen a las mismas reglas
que los planetas.
Edmundo Halley: Determinó las órbitas y la periodicidad de
los cometas.
Catálogo de Faldet: Registrados 1738 cometas hasta 1948.
En la actualidad: 20 cometas por año.
El Cometa Halley
El astrónomo británico Edmund Halley mostró que la órbita y
características del cometa de 1682 eran idénticas a las de los
que habían aparecido en 1607 y 1531, y predijo exitosamente
el retorno del cometa en 1759.
Halley muere en 1742.
El Cometa Halley
La mas espectacular es de 1910
Tres astrónomos franceses continuan estudios de Halley
Se comenzó a denominarse el cometa de Halley
asignado 1P, por ser el primer cometa que se le
calculaba su periodicidad.
Observado en 466 años antes de Cristo
240 aC en cronicas de Culturas asiaticas.
El Cometa Halley
El núcleo del Halley,
mide alrededor de 15
kilómetros de largo
por 4 kilómetros de
ancho.
Ultima visita en 1986
estudiado por dos
sondas URSS, una
de la ESA y dos
japonesas.
Regresara en 2061.
Características
Cuerpos celestes que orbitan.
Desarrollan una larga cola al acercarse a una estrella.
Masa de 10.000 a 100.000 toneladas (99% en su núcleo).
Volumen puede ser mayor al de Júpiter.
Muy baja densidad.
Composición y Estructura
Son cuerpos celestes de formas irregulares, diversas,
frágiles, pequeños y muy dinámicas.
El cometa tiene la Cabeza (con Núcleo y Cabellera)
y la Cola.
La Cabeza consta de un pequeño (menos de 10 km)
Núcleo brillante, de hielo y roca, compuesto
principalmente de carbono, nitrógeno, hidrógeno y
oxígeno, rodeado de una atmósfera nebulosa de
materia difuso denominada Cabellera.
La Cola está formada por 2 tipos de colas:
Cola de plasma(iónica): azul fino compuesta por gases y
Cola de polvo: ancha blanca compuesta por partículas
microscópicas
Cuando están lejos del Sol, el
núcleo está muy frio y su material
está congelado. En este estado los
cometas reciben al nombre de
“iceberg sucio” o “bola de nieve
sucia” (L. Whipple,1949) y pueden
ser vistos solamente debido a la luz
solar reflejada.
Cuando un cometa se aproxima al
Sol (~4-5u.a.) superficie del núcleo
empieza a calentarse y los volátiles
se evaporan, se desprenden y
arrastran con ellas pequeñas
partículas sólidas formando la
cabellera de cometa, que crece en
tamaño y brillo a medida que el
cometa se aproxima al Sol.
Núcleo
Cuando se crea la cabellera, el polvo refleja más luz solar y el gas de la
cabellera absorbe la radiación ultravioleta y empieza a fluorescer. A unos 4-5
u.a. del Sol la fluorescencia generalmente se hace más intensa que la luz
reflejada.
A medida que el cometa absorbe la radiación ultravioleta los procesos
químicos desprenden el hidrógeno , que escapa a la gravedad del cometa y
forma y forma una envuelta del hidrógeno (que no se observa desde la Tierra
por ser absorbida por nuestra atmósfera, pero ha sido detectado por las naves
espaciales).
La presión de la radiación solar y los vientos solares aceleran los matyeriales
alejándolos de la cabeza del cometa (por la dirreccion antisolar) a diferentes
velocidades de acuerdo con el tamaño y masa de los materiales.
Por esto, se forman dos colas: cola de polvo (azúl fino) relativamente masiva
será acelerada más despacio y tiende a ser curvada y la cola de plasma (ancha
blanca) mucho menos masiva es acelerada tanto que aparece como una línea
recta. La cola se pude extender por millones de kilómetros
Debido al alejamiento, la pérdida de gas y polvo disminuye su brillo y el
cometa desaparece
Períodos y Órbitas
Los cometas tienen órbitas elípticas, parabólicas o hiperbólicas.
Órbitas elípticas, son características de los cometas periódicos. Los
períodos muy largos pueden llegar hasta 40 000 años.
Órbitas parabólicas e hiperbólicas producen escape del sistema Solar y
jamas regresan
Cuando varios cometas con diferentes períodos se mueven en una misma
órbita, se trata de miembros de un grupo cometario. Ej: cometa Ikeya-Seki
de 1965 - Cometa de 1882 (Brian G. Marsden )
Orbitas y Lluvias de Meteoros
Intima relación entre las órbitas de los
cometas y las órbitas de las lluvias de
meteoros:
Meteoros de la lluvia de los "perseidas"
misma órbita que el cometa 1862 III .
Meteoros de la lluvia de los “leonidas”,
misma órbita que el cometa 1866 I
Nube de Cometas
Material planetario residual.
Acumulado más allá de la orbita de Plutón
Impulsados por gravedad del Sol.
Tiene casi 100 000 millones de cometas.
Origen y Evolución
Durante un tiempo se creyó que llegaban al sistema
solar desde el espacio interestelar.
Los cometas se originaron del material planetario
residual de los inicios del sistema solar.
El holandés Jan Hendrik Oort propuso la teoría de que
una "nube de cometas" se acumula más allá de la
órbita de Pluton
Por colisiones entre ellos o efectos de gravitación son
expulsados de la nube.
Un bajo porcentaje es visible desde la tierra.
Cada vez que el cometa visita al Sol, pierde parte de
sus volátiles y se convierte en otras masas rocosa del
Sistema Solar, como asteroides y meteoroides.
Por esta razón, se dice que los cometas tienen una
vida corta en una escala de tiempo cosmológico.
COMETAS FAMOSOS
Shoemaker-Levy9
En 1992 se separó 21 grandes
fragmentos al acercarse al campo
gravitacional de Júpiter
En 1994, durante una semana, los
fragmentos cayeron uno a uno
atraves de la atmósfera de Júpiter
con velocidades 210.000 km/h.
Asteroides
Los asteroides son objetos rocosos y metálicos que
orbitan alrededor del Sol pero que son demasiado
pequeños para ser considerados como planetas. Se
conocen como planetas menores.
El tamaños de los asteroides varía desde el de Ceres, que
tiene un diámetro de unos 1000 Km, hasta el tamaño de un
guijarro.
Dieciseis asteroides tienen un diámetro igual o superior a
240 Km. Se han encontrando desde el interior de la órbita
de la Tierra hasta más allá de la órbita de Saturno. La
mayoría, sin embargo, están contenidos dentro del
cinturón principal que existe entre las órbitas de Marte y
Júpiter.
Algunos tienen órbitas que atraviesan la trayectoria de la
Tierra e incluso algunos han chocado con nuestro planeta
en tiempos pasados. Uno de los ejemplos mejor
conservados es el Cráter Barringer cerca de Winslow,
Arizona.
Los asteoides están constituidos por el material que sobró
durante la formación del Sistema Solar.
Una teoría sugiere que son los restos de un planeta que
fue destruido por una gran colisión hace mucho tiempo.
Es más probable, sin embargo, que los asteroides sean el
material que no llegó nunca a aglutinarse para formar un
planeta. De hecho, si se estima la masa total de todos los
asteroides y se concentra en un solo objeto, este tendría
menos de 1,500 kilómetros de diámetro -- menos de la
mitad del diámetro de la Luna.
Muchos de nuestros conocimientos sobre los asteroides
proceden del estudio de los trozos de residuos espaciales
que caen sobre la superficie de la Tierra.
Debido a que los asteroides son materiales procedentes de
un sistema solar muy joven, los cinetíficos están
interesados en su composición.
Las naves espaciales que han navegado a través del
cinturón de asteroides han observado que el cinturón está
bastante vacío y que los asteroidess están separados por
distancias muy grandes.
Antes de 1991 la única información obtenida sobre los asteroides era a
través de la observaciones realizadas desde la superficie terrestre.
En Octubre de 1991 el asteroide 951 Gaspra fue visitado por la nave
espacial Galileo y se convirtió en el primer asteroide del que se
obtenían imágenes de alta resolución.
De nuevo en Agosto de 1993 Galileo se acercó al asteroide 243 Ida.
Este era el segundo asteroide visitado por una nave espacial. Tanto
Gaspra como Ida están clasificados como asteroides de tipo S
compuestos por silicatos ricos en metal.
951 Gaspra
243 Ida
Gaspara
This picture Gaspra is from Galileo
spacecraft. The Sun is shining from
the right. The subtle color variations
on Gaspra's surface have been
exaggerated.
These two color views of the
asteroid Gaspra were produced by
combining three images taken
through violet, green, and infrared
filters by the Galileo spacecraft on
October 29, 1991, from a distance
of about 16,000 kilometers (10,000
miles). The illuminated portion
seen in these views is about 16 by
12 kilometers.
Los astrónomos han estudiado un grupo de asteroides gracias a las
observaciones realizadas desde la superficie terrestre. Algunos de los más
notables son Toutatis, Castalia, Geographos y Vesta. Los astrónomos
estudiaron a Toutatis, Geographos y Castalia utilizando las observaciones
obtenidas por radar desde la superficie terrestre durante su etapa de
máxima aproximación a la TIerra. Vesta fue observado desde el Telescopio
Espacial Hubble
Geographos
Toutatis
Castalia
Vesta
Los Asteroides en Números
Nombre
Radio
(km)
Ceres
457
413.9
Davida
168
15
Eunomia
52
Núm
Distancia*
Albedo
(10^6km)
Descubridor
Fecha
0.10
G. Piazzi
1801
475.4
0.05
R. Dugan
1903
136
395.5
0.19
De Gasparis
1851
Europa
156
463.3
0.06
Goldschmidt
1858
951
Gaspra
17x10
205.0
0.20
Neujmin
1916
10
Hygiea
215
470.3
0.08
De Gasparis
1849
58x23
270.0
?
J. Palisa
1884
1
511
243
Ida
704
Interamnia
167
458.1
0.06
V. Cerulli
1910
2
Pallas
261
414.5
0.14
H. Olbers
1802
16
Psyche
132
437.1
0.10
De Gasparis
1852
87
Sylvia
136
521.5
0.04
N. Pogson
1866
4
Vesta
262.5
353.4
0.38
H. Olbers
1807
*Distancia media desde el Sol.
Meteoroide, Meteoro y Meteorito
El término meteoro (en griego “meteoron”, que significa fenómeno en
el cielo y describa el destello luminoso producido por la caida de la
materia que existe en el sistema solar sobre la atmósfera terrestre.
Esto ocurre generalmente a alturas entre 80 y 110 kilómetros sobre la
superficie de la Tierra.
Un meteoroide es materia que gira alrededor del Sol o cualquier objeto
del espacio interplanetario que es demasiado pequeño para ser
considerado como un asteroide o un cometa.
Cuando un meteoroide choca con nuestra atmósfera a gran velocidad,
la fracción hace que este trozo de material espacial se incinere
produciendo un chorro de luz conocido como meteoro.
Si el meteoroide no se consume por completo lo que queda choca con
la superficie de la Tierra y se denomina meteorito.
Entonces, un meteorito es un meteoroide que alcanza la superficie de
la Tierra sin que se haya vaporizado completamente.
Las partículas que son más pequeñas todavía reciben el nombre de
micrometeoroides o granos de polvo estelar, lo que incluye cualquier
materia interestelar que pudiera entrar en el sistema solar.
Origen
Uno de los principales objetivos del estudio de los metoritos es
determinar su origen.
Se ha demostrado que algunas acondritas recogidas en la Antártida
desde 1981 proceden de la Luna, basándose en el parecido que tiene
su composición con la de las rocas obtenidas durante las misiones
Apollo entre 1969 y 1972.
Otro conjunto de ocho acondritas podrían proceder de Mart (f). Estos
meteoritos contienen gases atmosféricos atrapados en los minerales
fundidos cuya composición coincide con la de la atmósfera marciana
tal como fue medida por las sondas Viking en 1976.
La procedencia de otros meteoritos todavía es desconocida, Se
supone que todos los demás grupos se han originado en asteroides o
cometas; Se piensa que la mayoría de los meteoritos son fragmentos
de asteroides.
Clasificación
Meteoritos Rocosos
– Condritas (85.7%)
Carbonaceos
Enstatita
– Acondritas (7.1%)
Grupo HED
Grupo SNC
Aubritas
Ureilitas
Meteoritos Ferrosos de Tipo Rocoso
(1.5%)
– Pallasitas
– Mesosideritas
Meteoritos Ferrosos (5.7%)
Los meteoritos han demostrado ser difíciles de clasificar, pero se
pueden establecer tres grandes grupos: rocosos, ferrosos de tipo
rocoso y ferrosos.
La datación radiométrica de las condritas les ha asignado una edad de
4.550 millones de años, que aproximadamente la edad del sistema
solar. Están considerados como buenos ejemplos de la materia
primitiva del sistema solar, aunque en muchos casos sus propiedades
han sido modificadas por el metamorfismo térmico o alterados por
congelación.
Algunos expertos en meteoritos han sugerido que las diferentes
propiedades que se pueden encontrar en varias condritas dan una idea
del lugar donde se formaron.
Las enstatitas contienen los elementos más refractarios y se crer que
se han formado en el sistema solar más interno.
Las condritas ordinarias, que son las más comunes que contienen
tanto elementos volátiles como oxidados, se cree que se formaron en
el cinturón interior de asteroides.
Las condritas carbonaceas, que tienen las proporciones más altas de
elementos volátiles y son las más oxidadas, se piensa que se formaron
incluso a mayor distancia del Sol.
Cada una de estas clases pueden ser subdividas a su vez en grupos
más pequeños con propiedades diferentes.
Otros tipos de meteoritos que han sido procesados geológicamente
son las acondritas, los ferrosos y las pallasitas.
Las acondritas son también meteoritos rocosos pero se piensa que
están formados por material reprocesado o diferenciado. Se producen
por la fusión y recristalización sobre o en el interior del meteorito
progenitor; Como resultado, las acondritas tienen diferentes texturas y
mineralogías indicadoras de procesos ígneos.
Las pallasitas son meteoritos ferrosos de tipo rocoso compuestos por
olivino rodeado por metal.
Los meteoritos ferrosos están clasificados en trece grandes grupos y
están compuesto básicamente por aleaciones de hierro-níquel con
pequeñas cantidades de carbono, azufre y fósforo. Estos meteoritos
se formaron cuando el metal fundido se segregó de silicatos menos
densos y se enfrió, presentado otro tipo de comportamiento ante la
fusión en el interior de los cuerpos progenitores.
Por tanto, los meteoritos contienen la evidencia de los cambios que
tuvieron lugar en los cuerpos de los que ellos fueron arrancados,
presumiblemente por impactos, para ser colocados en la primera de
muchas revoluciones.
Las Órbitas
El movimiento de los meteoroides puede ser alterado gravemente por
los campos gravitatorios de los grandes planetas, la influencia
gravitatoria de Júpiter es capaz de modificar la órbita de un asteroide
del cinturón principal para que se sumerja en el sistema solar interior y
atraviese la órbita de la Tierra. Este es aparentemente el caso de los
fragmentos de asteroide Apollo y Vesta.
Las partículas que se encuentran en órbitas muy parecidas reciben el
nombre de corriente de partículas y aquellas que siguen órbitas
erráticas se denominan componentes esporádicos. Se piensan que la
mayor parte de las corrientes de meteoros están formadas por la
desintegración del núcleo de algún cometa y consecuentemente se
distribuyen alrededor de la órbita original del cometa. Cuando la órbita
de la Tierra intersecta una corriente de meteoros, aumenta el número
de estos y se produce una lluvia de meteoros. Estas lluvias suelen
continuar durante varios días. Si la lluvia es particularmente intensa
recibe el nombre de tormenta de meteoros. Se cree que los meteoros
esporádicos presentan una pérdida gradual de su coherencia orbital
que se convierte en una lluvia de meteoros debido a las colisiones y
los
efectos
radiactivos,
aumentados
por
las
influencias
gravitacionales. Existe todavía el debate sobre la relación que existe
entre los metoros esporádicos y las lluvias de meteoros.
Meteorito Condrita
Este meteorito fue recogido en las colinas Allan de la Antártida.
Este meteorito es del tipo condrita y se piensa que se ha formado al mismo
tiempo que los planetas en la nebulosa solar, hace unos 4,550 millones de
años.
Meteorito Marciano
Aunque este meteorito se recogió en Elephant Moraine, Antártida en 1979,
algunos científicos creen que procede del planeta Marte. Los minerales que se
encontraron en esta roca son similares a los que los científicos esperan
encontrar en las rocas marcianas. Este meteorito también contiene vesículas, o
pequeños bolsillos, que contienen aire muy parecido al medido en Marte por la
nave espacial Viking. Este meteorito tiene 180 millones de años.
Vista Microscópica de un Meteorito Marciano
Las rocas están compuestas habitualmente por pequeños granos minerales que no pueden
ser vistos de forma clara sin la ayuda de un microscopio. Para ver estos pequeños granos,
los científicos cortan y pulen muestras de roca muy estrechas (0.03 milímetros) de tal forma
que la luz pueda pasar a través de ellas. Esta vista microscópica, de 2.3 milímetros (0.09
pulgadas) de ancho, está en falso color, producida colocando filtros polarizadores por
encima y por debajo de la muestra microscópica. Estos filtros hacen que diferentes
minerales tengan colores distintivos, lo que permite una identificación más fácil de los
mismos. La mayor parte de este meteorito (en amarillo, verde, rosa y negro) es olivino, que
es muy común en las rocas basálticas. El grano con franjas cerca del centro es el mineral
piroxeno.
Terrestrial Craters
Bosumtwi, Ghana
Diameter: 10.5 km.
age: 1.3 (+ - 0.2) million years
Gosses Bluff, Northern Territory,
Australia
Diameter: 22 km.
Age: 142.5 (+ - 0.5) million years
Fuentes electrónicas y bibliográficas
http://www.nasa.gov
http://
www.mreclipse.com//
http://www.mreclipse.com
http://
es.wikipedia.org//wiki/Portada
http://es.wikipedia.org
wiki/Portada
http://
www.eso.org
http://www.eso.org
http://
www.casca.ca
http://www.casca.ca
http://
www.isro.org
http://www.isro.org
http://
www.esa.int//esaCP/
http://www.esa.int
esaCP/index.html
http://
sohowww.nascom.nasa.gov
http://sohowww.nascom.nasa.gov
http://
www.astrored.com
http://www.astrored.com
http://
heavens--above.com
http://heavens
http://www.solarviews.com
http://www.solarviews.com
http://www.noaa.gov
http://hubblesite.org
http://hubblesite.org
-
-
P. I. Bakulin,
Bakulin, E.V.
E.V. Kononovich,
Kononovich, Moroz,
Moroz, V.I.
V.I. (1983) “Curso de Astronomí
Astronomía General”
General” Editorial
MIR, Moscú
Moscú, URSS
Material archivado en el CINESPA – Planetario
Este material
material fue compilado por MSc Lela Taliashvili,
Taliashvili, Escuela de Fí
Física, UCR