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SISTEMA SOLAR

Nuestro sistema solar consiste en una estrella mediana que llamamos el Sol y los planetas Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno, y Plutón. Incluye: los satélites de los planetas, numerosos cometas, asteroides, y meteoroides; y 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 más cercano al Sol es una estrella enana roja llamada Próxima Centauri, y está a una distancia de 4.3 años luz.

El sistema solar entero, junto con las estrellas ocales visibles en una noche clara, orbita en el centro de nuestra galaxia hogar, que es un disco espiral de 200 billones de estrellas al cual llamamos la Vía Láctea. La Vía Láctea tiene dos pequeñas galaxias orbitándose 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 en espiral como la Vía Láctea pero es 4 veces más densa y está a 2 millones de años luz de distancia. Nuestra galaxia, una de los billones de galaxias conocidas, está viajando a través del espacio intergaláctico.

Los planetas, muchos de los satélites de los planetas y los asteroides giran alrededor del Sol en la misma dirección, 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 eclíptico. 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 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 eclíptico. Las excepciones son Urano y Plutón, los cuales están inclinados hacia sus lados.

DEL POLVO A LOS PLANETAS

Seguiremos ahora paso a paso el proceso que condujo de la nebulosa protoplanetaria a los planetas, tal como ha sido reconstruido por los planetólogos a partir de los años 50.

Las partículas sólidas microscópicas presentes inicialmente en la nebulosa protoplanetaria (como en las actuales nubes interestelares), que giraban alrededor del Sol siguiendo órbitas independientes unas de otras, sufrían continuamente colisiones recíprocas a baja velocidad, que determinaban su agregación. Paralelamente, las colisiones disipaban la energía del movimiento relativo de las partículas, provocando una gradual "sedimentación" de los granos de polvo sobre el plano ecuatorial de la nebulosa. De esta manera se fue formando un disco de material sólido disgregado, cada vez más achatado y denso, semejante en muchos aspectos a los actuales anillos de Saturno. La diferencia principal reside en el hecho de que la gradual agregación de las partículas no se veía inhibida, como en el caso de los anillos de Saturno, por las fuerzas de marea del cuerpo central.

Cuando el estrato de polvo superó una densidad crítica, la atracción gravitatoria entre las partículas componentes llegó a ser suficientemente intensa para dar lugar a un fenómeno de inestabilidad. El estrato comenzó a separarse en una sucesión de finos anillos y a continuación estos mismos anillos se fragmentaron en una miríada de subcondensaciones, es decir, cúmulos de polvo en contracción a causa de la autogravedad.

Se formaron de este modo muchísimos pequeños cuerpos sólidos, similares a los actuales asteroides (en el sistema solar interno, donde los "granos" sólidos estaban compuestos por material rocoso) o a los núcleos cometarios (en las regiones más externas, donde abundaban los compuestos helados). Así nacieron los planetésimos, la primera población de cuerpos sólidos de dimensiones macroscópicas, que a su vez darían origen a los planetas.

Estos planetésimos sumaban millones, pero hacen falta condiciones especiales para que una secuencia de colisiones entre cuerpos de este tipo genere un proceso constructivo de acumulación y no uno destructivo, como en el actual cinturón de asteroides. Las velocidades relativas durante las colisiones, determinadas por las inclinaciones mutuas y por la excentricidad de las órbitas de los planetésimos, deben ser suficientemente bajas para evitar la fragmentación de los dos cuerpos implicados; sin embargo, si las velocidades relativas hubiesen sido excesivamente bajas, las órbitas habrían sido demasiado "ordenadas" para permitir interacciones recíprocas suficientemente frecuentes y eficaces.

Según el modelo ideado por Safronov (alrededor de 1960), el disco inicial de planetésimos evolucionó produciendo un número decreciente de "embriones planetarios" de dimensiones cada vez mayores, que volvían cada vez más excéntricas las órbitas de los objetos menores supervivientes, ampliando así el anillo dentro del cual cada uno de ellos "barría" el material residual.

En las zonas donde hoy orbitan Júpiter y Saturno, la disponibilidad de material "helado" condujo a la formación de planetésimos semejantes a los actuales núcleos de los cometas, en una cantidad decenas de veces superior que en la zona de los planetas terrestres. El proceso de acumulación fue, por lo tanto, más rápido y eficaz, y los "embriones" planetarios, una vez superada una masa crítica del orden de algunas masas terrestres, comenzaron a absorber también el componente gaseoso de la nebulosa, aumentando así rápidamente su masa y dimensiones. Esto explica las propiedades de los llamados planetas jupiterianos, que tienen un núcleo sólido pero están constituidos en gran parte por gases.

El rápido crecimiento de estos planetas, a su vez, tuvo una serie de consecuencias importantes: interrumpió a medio camino la acumulación planetaria en la región interna adyacente, la de los actuales asteroides; gran número de planetésimos helados fueron desviados sobre órbitas elípticas extremadamente excéntricas y pasaron a integrar la nube cometaria de Oort, y finalmente, en torno a los propios planetas gigantes se formaron "discos presatelitarios", donde el proceso de acreción de cuerpos sólidos se repitió a menor escala, produciendo los actuales sistemas de satélites regulares.

DATOS DEL SISTEMA SOLAR

MARTE: EL PLANETA ROJO

Gira alrededor del sol a una distancia media de 228 millones de kilometros, por lo que emplea 686.98 dias en dar una vuelta completa a su alrededor. Es el cuarto en cuanto a lejanía de la estrella. Tiene dos pequeños satelites, Deimos y Fobos (ver imagen), descubiertos en 1877.

 

Marte aparece geologicamente diversificado y complejo. El hemisferio meridional esta sembrado de crateres y presenta una altitud media de 1 a 3 Km sobre el nivel de referencia, definido como aquel en el que la presión atmosférica es igual a 6.1 milibares (por debajo de este nivel, en los lugares donde la temperatura lo permitiera, el agua podría existir en estado líquido). En el hemisferio septentrional, los cráteres de impacto son relativamente escasos, y la mayor parte de la superficie se encuentra por debajo del nivel de referencia topográfico.
 
Dos tipos de terreno caracterizan al hemisferio sur: una corteza muy antigua, saturada de cráteres y recorrida por numerosos canales de cientos de kilómetros de longitud y varias decenas de kilómetros de ancho, que parecen haber sido producidos por inundaciones catastróficas, y llanuras algo más recientes, que interrumpen de vez en cuando la monotonía del paisaje.

En el hemisferio norte, el panorama es completamente diferente: volcanes gigantescos, corrientes solidificadas de lava, llanuras, quebradas y cañones caracterizan una superficie extremadamente variada.

Su estructura interna no se conoce bien. Probablemente, Marte perdió hace tiempo gran parte de su calor interno y es casi seguro que no contiene un núcleo líquido. Esta situación tiene la consecuencia de que su campo magnético, caso de existir, será muy débil.

El clima es bastante inclemente. En verano, en el ecuador, la temperatura puede superar los 20 ºC poco despues del mediodia, pero desciende a -80ºC durante la noche.

La atmósfera está constituida casi exclusivamente por dioxido de carbono (95%), con una pequeña porcion de nitrógeno (2.7%), argón (1.6%) y otros gases.

Masa (Tierra=1)                                 0.1074

Densidad media (agua=1)                         3.95

Velocidad de fuga en el ecuador                 5.0 Km/s

Oxidación y Reducción

Por medio de una reacción redox, que es una oxidación y una reducción a la vez, se consigue una corriente a un voltaje constante.

En una reacción redox (reducción-oxidación) hay cuatro temidos que deberían quedarle muy claros:

Hay dos reglas que se deben cumplir en una reacción redox:

1. El agente oxidante siempre se reduce y el agente reducente siempre se oxida.

2.Si una sustancia es oxidada otra debe ser reducida, o viceversa.

Como podemos ver Cu²⁺ se convierte en Cu, lo que significa que ha ganado 2 cargas negativas, electrones, por lo que es el agente oxidante, molecula que acepta electrones, y se reduce. Por el otro lado Zn se convierte en Zn²⁺, ha perdido dos cargas positivas, po lo cual es el agente reductor y se oxida.(Si no sabe reconocer si una reaccion es redox o esta interesado en una explicacion mas extensa le aconsejo que consulte un libro de texto.)

Electrodos

Los electrodos conducen electrones a una solucion o los sustraen de ella. Hay dos tipos especificos de electrodos:

Como hemos visto en la tabla en el Anodo se produce la oxidacion, por lo que es el electrodo negativo, ya que la oxidacion es proporcionar electrones. A su vez el Catodo es el electrodo positivo, porque se produce la reduccion y esta es el aceptar electrones.

Tipos de baterias

Aqui tiene una lista de los tipos de accumuladores de energia electrica mas comunes con sus usos, su composicion quimica, sus ventajas y desventajas:

Pilas desechables:

Pila convencional (LeClanche):

Pila alcalina:

Pilas de mercurio:

Baterias para acumular grandes cantidades de energia:

Baterias de Plomo:

Baterias de Ni/Cd: