Sistema Solar - Alicia A

download Sistema Solar - Alicia A

of 6

  • date post

    06-Sep-2014
  • Category

    Education

  • view

    446
  • download

    3

Embed Size (px)

description

 

Transcript of Sistema Solar - Alicia A

  • O SISTEMA SOLAR Alicia Ardins Leis. 1B
  • O SISTEMA SOLAR1.F ORMACIN . A onda expansiva que emitiu a explosin dunha estrela vella (supernova), desestabilizou a unha nebulosa cercana facendo que comezase a concentrar materia no seu centro (protoestrela) e que as partculas concentradas chocasen unhas contra outras facndose mis grandes e alcanzando mis velocidade mentres que a nube de gas que a rodeaba se foi afastando porque era menos densa e polo tanto menos atrada polo ncleo da nebulosa. Ao haber tantas partculas xuntas no centro, unhas empezaron a chocar con outras de xeito que todo comezou a xirar e traendo como consecuencia que se elevase a presin e temperatura da nebulosa. Debido a esa alta temperatura e presin, produciuse unha fusin nuclear na protoestrela facendo que explotase cunha gran emisin de enerxa que trouxo como consecuencia a expulsin de materiais que deron lugar aos planetas, meteoritos, cometas . De xeito que no centro da antiga nebulosa quedou agora una nova estrela, O sol; e xirando ao seu redor os planetas. Ardins Leis , Alicia Pgina 2
  • O SISTEMA SOLAR 2. SITUACIN DOS PLANETAS.Os planetas do sistema solar clasifcanse en: Interiores ou rochosos: Mercurio, Venus, Terra e Marte. Estn cerca do sol, sonde tamao pequeno,alta densidade (entre 4-5 g/cm3) e estn formados en granparte por rochas e metais. Exteriores ou gasosos: Xpiter, Saturno, Urano e Neptuno. Son dun tamao moigrande e con pouca densidade ( entre 1-2g/cm3).Estn formados maioritariamentede gas e lquidos. D I STA NC IA D O S P LA NE T A S A O S O L : Mercurio: o planeta mis cercano o el, est a 57.910.000 km. Venus : chase a 108.200.000 km del. A Terra : Encntrase a 149.600.000 km del. Marte: Dista 227.940.000km del. Xpiter : Atpase a 778.330.000km del. Saturno: Entre el e o sol hai 1.429.400.000km. Urano: Est a 2.870.990.000km do sol. Neptuno: o planeta mis lonxano ao sol (4.504.300.000 km) Ardins Leis , Alicia Pgina 3
  • O SISTEMA SOLAR3. VENUS 3.1 .Exterior. Este planeta est sempre cuberto por nubes (cargadas de cido sulfrico concentrado) que se encontran a preto de 50km da superficie, cuxa temperatura se aproxima aos 480 C (non hai variacins de temperaturas diarias,sempre fai a mesma calo)r; isto debido a sa atmosfera. Esta elevadamente densa e cunha presin 90 veces maior que a terrestre; para ns sera txica xa que est composta maioritariamente de dixido de carbono. A luz solar que a atravesa quenta a superficie do planeta , que volve a expulsar esta radiacin pero retida pola densa atmosfera que na deixa sar ao exterior, creando as un gran efecto invernadoiro e tendo como consecuencia esa elevada calor superficial. Non ten cambios diarios na temperatura da sa atmosfera,est sempre igual de quente. Venus ten unha superficie totalmente abrasadora,cuberta nun 85% por rocha volcnica.Os cientficos identificaron nela centos de volcns cun tamao moi grande . Tamn hai extensas explanadas cubertas polos ros de lava, montaas ou mesetas deformadas pola actividade xeolxica e numerosos crteres debido aos impactos dos meteoritos. O punto mis alto do planeta o Monte Maxwell na Terra de Ishtar. Ardins Leis , Alicia Pgina 4
  • O SISTEMA SOLAR 3.2.Interior. O centro deste astro moi similar ao da Terra, coa diferenza de que nel non existe a auga lquida. A sa codia est composta principalmente por basalto e ten un espesor bastante uniforme en gran parte do planeta con valores de quizais 20-50 km.Pode haber excepcins nas terras altas Tessera.onde a codia posiblemente sexa mis grosa.Pose un manto de rocha densa e fundida, cuxos movementos puideron ser responsables da deformacin tectnica que se observou en imaxes de radares.O seu ncleo ten un radio de 3000 km composto principalmente por ferro e en menor proporcin por nquel. Ao ser un planeta menos denso pode ter tamn materiais como o xofre. Ao contrario que a Terra,non presenta campo magntico.3.3 Caractersticas. a primeira estrela que vemos acender no noso ceo e a ltima en apagarse. Non ten satlites. Venus xira moi lentamente sobre o seu eixe, de feito tarda 243 das en dar unha volta completa a s mesmo e faino en sentido contrario aos demais planetas(no sentido das agullas do reloxo). A sa inclinacin sobre o ecuador de 177.3 . En dar unha volta ao redor do sol arda en cambio 224.7 das,sendo un dos mis rpidos ne completar a sa rbita. Curiosamente, cando a Terra e Venus estn mis cerca,sempre mira cara o noso planeta coa mesma parte.Grazas a iso, pdose observar ese lado de tales maneiras que se sabe como a superficie de Venus:unha meseta plana interrompida por das zonas montaosas do tamao dun continente (Ishtar Terra e Aphrodite Terra,que vista dende o noso planeta a parte mis lonxana de Venus). Tamn se puideron descubrir volcns moi activos,grandes correntes de lava solidificada e numerosos crteres metericos. O maior crter que se observou mide case 160 km de dimetro e o mis pequeno 5 km.Isto dbese a que a densa atmosfera impide que meteoritos mis pequenos impacten contra a superficie do planeta. Outra observacin que se puido facer foi que en Venus houbo unha gran actividade tectnica.Esas probas inclen a existencia de cordilleiras, canns, unha depresin que se estende 1.400 km ao largo da superficie e un xigantesco cono volcnico cuxa base mide mis de 700 km de ancho. Ardins Leis , Alicia Pgina 5
  • O SISTEMA SOLAR 3.4. Temperatura.O calor da atmosfera de Venus pode estarproducindo un enfriamento no interior deste astro.Esta paradjica teora est basada nos resultadosobtidos a partir dun novo modelo presentado noCongreso Europeo de Ciencias Planetarias. LenaNoack, do Centro Aeroespacial de Alemania eprincipal responsable do estudio, explica que oCo2 e outros gases de efecto invernadoiroresponsables das altas temperatura forondepositados na atmosfera por volcns misantigos. A permanente calor puido ser miselevada no pasado, e conducir a un vulcanismoanda mis intenso. Pero, nun punto concreto,asaltas temperaturas provocaron unha mobilizacinparcial da codia venusiana, enfriando o manto, e descendendo a actividadevolcnica. Isto deu como resultado temperaturas superficiais mis baixas, bastanteparecidas temperatura actual de Venus, as como o fin da mobilizacin dasuperficie. 4. Bibliografa. http://www.nasa.gov/mission_pages/spitzer/multimedia/spitzertwostar.html http://www.windows2universe.org/venus/atmosphere.html&lang=sp http://www.solarviews.com/cap/venus/venusint.htm http://www.seti.cl/venus-caliente-por-fuera-y-frio-por-dentro/ http://www.solarviews.com/span/data2.htm http://eltamiz.com/2008/04/21/el-sistema-solar-venus-ii/ http://www.britannica.com/EBchecked/topic/625665/Venus/54191/Interior-structure-and-geologic- evolution http://www.kalipedia.com/ciencias-tierra-universo/tema/venus.html?x=20070417klpcnatun_257.Kes http://www.astromia.com/fotosolar/interiorvenus.htm http://www.actualidadespacial.cl/venus.htm http://www.youtube.com/watch?v=4iCuHjvehvU http://www.youtube.com/watch?v=UAC4ZmgMA8A&feature=related http://www.youtube.com/watch?v=liYwvbv8AQU&feature=related http://www.youtube.com/watch?v=sUqmamlW9cc&feature=related Ardins Leis , Alicia Pgina 6