Mision
Estas investigaciones se llevaron acabo con el objetivo de dar a conocer y aprender un poco del sisterma solar y de saber como fue formado, el sistema solar es muy importante ya que nos permite ver la luz del dia un ejemplo: nosbrinda energia a las plantas y asi poder dar una buena frutas.


        
                                      Vision

La vision es darles a conoce sobre el sistema solar, como fue formado y las diferentes funciones que tiene y asi poder estar informados sobre este sistema, tambien podremos encontrar lo que rodea al sistema solar.

 

El Sistema Solar

El Sistema Solar está formado por el Sol y todos los objetos de menor tamaño que giran en torno a él. Además del Sol, los componentes más grandes del Sistema Solar son los ocho planetas principales. Los más próximos al Sol son cuatro planetas rocosos relativamente pequeños: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte.

                      En el centro del Sistema Solar hay una estrella:
                                                        el Sol

El Sol (1.300.000 veces más grande que la Tierra)
es la estrella más cercana a nosotros.
Imagen del satélite SOHO (ESA/NASA)

El Sol es la estrella fuente de toda vida en la Tierra. Sin el Sol no podríamos vivir. El Sol es mucho más grande la Tierra, tanto como 1.300.000, pero en realidad es una estrella pequeña. Todas las estrellas más brillantes que vemos por la noche en el cielo son más grandes que el Sol, pero al encontrarse tan alejadas de nosotros se perciben como simples puntos brillantes.
Por eso podemos decir que el Sol es una estrella enana amarilla, si la comparamos con las estrellas más grandes del Universo. También es cierto que hay muchas estrellas más pequeñas que el Sol y por eso podemos decir también que el Sol es una estrella de tipo medio, porque hay muchas estrellas más pequeñas y más grandes que el Sol.

En el Sistema Solar hay 8 planetas

Nuestro planeta es La Tierra. Junto a él existen otros siete planetas más, además de otros cuerpos que vamos a empezar a conocer. Un planeta es un cuerpo más o menos esférico que sigue una órbita en torno al Sol y que ha conseguido eliminar en esa órbita los otros objetos que pudieran haber estado desplazándose en ella o cerca de ella. Si no entiendes esto último.

Los planetas interiores

Los planetas más cercanos al Sol.
Entre ellos podemos ver al nuestro: La Tierra

Comparación de tamaños
Vida

Los cuatro planetas interiores son cuerpos rocosos. Mercurio es el menor planeta del Sistema Solar y también el más cercano al Sol. Sus dimensiones (diámetro) son: Mercurio,casi 4.900 km; Venus, 12.100 km; La Tierra, 12.700; Marte, casi 6.800 km. Como podemos ver, La Tierra es el mayor de los planetas interiores, y por supuesto el único en el que sabemos que hay vida de todo el Universo. ¿Encontraremos vida algún día fuera de la Tierra? Marte es un buen candidato a ello, aunque hay otros cuerpos que también podrían desarrollar vida en nuestro Sistema Solar, como veremos. Por cierto, están descubriendo cientos de planetas en otras estrellas, aunque estos planetas están demasiado lejos como para poder estudiarlos en detalle. Quizá no estemos solos en el Universo, pero por ahora nadie ha podido demostrar la existencia de vida fuera de La Tierra.

Mercurio, el planeta abrasado

Mercurio es el planeta más pequeño del Sistema Solar, y es el que más cerca del Sol se encuentra. La superficie de este planeta se parece mucho a los "mares" de nuetra Luna, siendo los cráteres también muy abundantes. Ha comenzado a ser estudiado en detalle a principios del siglo XXI.
Mercurio se puede ver a simple vista, aunque a veces puedes necesitar prismáticos para observarlo.

Venus, lucero del alba y lucero de la tarde
El misterio de la temperatura de Venus

El segundo planeta, Venus, es conocido por brillar intensamente al amanecer o al atardecer, caracterísitca que le ha valido el sobrenombre de "lucero". Es un planeta precioso de observar a simple vista. Si dispones de un telescopio y consigues apuntarlo con él, descubrirás que puede llegar a mostrar fases, como la Luna. Este curioso fenómeno se debe a que está más cerca del Sol que la Tierra y por eso la luz del Sol puede iluminarlo desde diferentes ángulos.
La temperatura de Venus es más alta que la de Mercurio, a pesar de que está más lejos del Sol. Un astrónomo llamado Carl Sagan descubrió el por qué de este misterio, y así sabemos que esto se debe a la presencia de gases en la atmósfera de Venus que provoca un gran efecto invernadero, reteniendo el calor que reciben del Sol.
Como hemos dicho, Venus es visible perfectamente a simple vista.

La Tierra: nuestra casa

Es una gran bola de roca, un poco achatada en los polos, y que da una vuelta al Sol en 365 días y casi 6 horas. Más de un 70% de la superficie está cubierta por océanos de agua líquida. La Tierra la habitamos millones y millones de seres vivos y es el sitio desde el que estamos empezando a conocer el Universo tal como es.
Sólo los astronautas han conseguido ver La Tierra desde el espacio, algunos desde la órbita, a cientos de kilómetros, y otros desde la Luna, a cientos de miles de kilómetros. Los astronautas son personas muy trabajadoras y que hacen mucho deporte para estar en forma. Si quieres llegar a ver nuestra casa desde el espacio, debes estudiar mucho para convertirte en uno de ellos.

              Nube molecular

Una nube molecular es una región extensa en el interior de una galaxia en la que la densidad de materia es suficientemente alta, y la temperatura suficientemente baja, para que exista di hidrógeno (H₂). Por su carencia de dipolo eléctrico, el H₂ frío no es observable directamente, pero otras moléculas que existen en las nubes moleculares sí lo son. La más abundante después del H₂ es el monóxido de carbono (CO), que es fácilmente observable en ondas milimétricas. Cientos de otras moléculas han sido observadas en nubes moleculares.

Las nubes moleculares son especialmente importantes en formación estelar. El nacimiento de las estrellas ocurre cuando regiones de una nube molecular sufren una inestabilidad gravitacional que les lleva a contraerse. Generalmente las nubes moleculares son tan extensas y masivas que se fragmentan hasta formar un elevado número de protoestrellas.
Actualmente son las estructuras galácticas conocidas de mayor tamaño, con masas de hasta 1 millón de veces la del Sol.

Ocurrencia

Dentro de nuestra propia galaxia, la cantidad de gas molecular es de menos del uno por ciento del volumen del medio interestelar (ISM), pero también es la parte más densa del medio que abarca aproximadamente la mitad de la masa de gas total del interior de la órbita galáctica del Sol. La mayor parte del gas molecular se encuentra en un anillo de entre 3,5 a 7,5 kiloparsecs del centro de la galaxia (el Sol esta a unos 8,5 kiloparsecs del centro). Los mapas a gran escala de monóxido de carbono de la galaxia muestran que la posición de este gas se correlaciona con los brazos espirales de la galaxia. Que el gas molecular se encuentre predominantemente en los brazos espirales sugiere que las nubes moleculares deben formarse y disolverse en una escala de tiempo no superior a 10 millones de años, el tiempo que tarda la materia en pasar a través de la región del brazo.
Verticalmente al plano de la galaxia, el gas molecular habita en el plano medio estrecho del disco galáctico con una altura de escala característica, Z, de aproximadamente 50 a 75 parsec, mucho más delgado que la tibia atómico (Z = 130 a 400 pc) y caliente ionizado (Z = 1000 pc ) los componentes gaseosos de la IGS. La excepción a la distribución de gas ionizado son las regiones HII que están en las burbujas de gas caliente ionizado creado en nubes moleculares por la intensa radiación emitida por estrellas masivas jóvenes y, como tales, tienen aproximadamente la misma distribución vertical que el gas molecular. Esta distribución del gas molecular es bastante regular si se tienen en cuenta distancias grandes, sin embargo la distribución a pequeña escala es altamente irregular con la mayor parte concentrada en las nubes discretas y complejos de nubes.

Tipos de nubes moleculares

Nubes moleculares gigantes (GMC por sus siglas en inglés)

Los conjuntos de gas molecular con masas de 10⁴ a 10⁶ veces la masa del sol son llamados nubes moleculares gigantes (GMC). Las nubes pueden llegar a medir decenas de parsecs de diámetro y tienen una densidad media de 10² a 10³ partículas por centímetro cúbico (la densidad media en la vecindad solar es una partícula por centímetro cúbico). La subestructura yaciente dentro de estas nubes está formada por un patrón complejo de filamentos, hojas, burbujas y grupos irregulares. A las partes más densas de los filamentos y grupos se les llama "núcleos moleculares", los núcleos moleculares más densos son llamados "núcleos moleculares densos" y tienen densidades de 10⁴ a 10⁶ partículas por centímetro cúbico. Observacionalmente los núcleos moleculares se trazan con monóxido de carbono y los núcleos densos con amonçiaco. La concentración de polvo en los núcleos moleculares es normalmente suficientemente grande como para bloquear la luz de las estrellas en cuya trayectoria se interponen de tal forma que ofrecen el aspecto de siluetas de nebulosas oscuras. Las GMC son tan grandes que las "locales" pueden llegar a cubrir una parte importante de una constelación de tal manera que son referidas a menudo por el nombre de esa constelación, por ejemplo, la Nube Molecular de Orión (OMC) o la nube molecular Tauro (TMC). Estos GMC locales están dispuestos en un anillo cercano al sol que coincide con el Cinturón de Gould [7] El grupo más masivo de nubes moleculares en la galaxia forma un anillo asimétrico alrededor del centro galáctico en un radio de 120 parsecs, el componente más grande de este anillo es el complejo de Sagitario B2. La región de Sagitario es químicamente rica y es utilizado a menudo como muestrario por los astrónomos en busca de nuevas moléculas en el espacio interestelar.

                       Nube de Oort

La nube de Oort (también llamada nube de Öpik-Oort, en honor a Ernst Öpik y Jan Oort) es una nube esférica de objetos transneptunianos hipotética (es decir, no observada directamente) que se encuentra en los límites del Sistema Solar, casi a un año luz del Sol, y aproximadamente a un cuarto de la distancia a Próxima Centauri, la estrella más cercana a nuestro Sistema Solar. Las otras dos acumulaciones conocidas de objetos transneptunianos, el cinturón de Kuiper y el disco disperso, están situadas unas cien veces más cerca del Sol que la nube de Oort. Según algunas estimaciones estadísticas, la nube podría albergar entre uno y cien billones (10¹² - 10¹⁴) de objetos, siendo su masa unas cinco veces la de la Tierra.
Presenta dos regiones diferenciadas: la nube de Oort exterior, de forma esférica, y la nube de Oort interior, también llamada "nube de Hills", en forma de disco. Los objetos de la nube están formados por compuestos como hielo, metano y amoníaco, entre otros, y se formaron muy cerca del Sol cuando el Sistema Solar todavía estaba en sus primeras etapas de formación. Una vez formados, llegaron a su posición actual en la nube de Oort a causa de los efectos gravitatorios de los planetas gigantes.
A pesar de que la Nube de Oort, como se ha dicho, no se ha observado directamente (un cuerpo en esas distancias es imposible de detectar hasta en rayos X), los astrónomos creen que es la fuente de todos los cometas de período largo y de tipo Halley, y de algunos Centauros y cometas de Júpiter.² Los objetos de la nube de Oort exterior se encuentran muy poco ligados gravitacionalmente al Sol, y esto hace que otras estrellas, e incluso la propia Vía Láctea, puedan afectarlos y provocar que salgan despedidos hacia el Sistema Solar interior.¹ La mayoría de los cometas de período corto se originaron en el disco disperso, pero se cree que, aun así, existe un gran número de ellos que tienen su origen en la nube de Oort. A pesar de que tanto el cinturón de Kuiper como el disco disperso se han observado, estudiado, y también clasificado muchos de sus componentes, sólo tenemos evidencia en la nube de Oort de cuatro posibles miembros: (90377) Sedna, (148209) 2000 CR₁, 2006 SQ, y 2008 KV, todos ellos en la nube de Oort interior. El 26 de marzo de 2014 se anunció el descubrimiento de un nuevo objeto, que sería el segundo más grande de la Nube tras Sedna, identificado como 2012 VP113.

Primeras hipótesis

En 1932, el astrónomo estoniano Ernst Öpik postuló que los cometas de período largo se originaron en una nube que orbitaba en los confines del Sistema Solar. En 1950, el astrónomo holandés Jan Oort postuló la teoría de manera independiente para resolver una paradoja. Las órbitas de los cometas son muy inestables, siendo la dinámica la que dictamina si colisionarán con el Sol o con cualquier otro planeta, o si saldrán despedidos del Sistema Solar debido a las perturbaciones de los planetas. Además, al estar formados en su mayor parte por hielo y otros elementos volátiles, éstos se van desprendiendo gradualmente debido a la radiación electromagnética hasta que el cometa se divide o adquiere una corteza aislante que frena la desgasificación. De este modo, Oort razonó que los cometas no pudieron haberse formado en su órbita actual, y que debían de haber permanecido durante toda su existencia en un lejano depósito repleto de estos cuerpos celestes, cayendo con el tiempo hacia el Sistema Solar y convirtiéndose en cometas de período largo.
Existen dos tipos de cometas: los de período corto (también llamados cometas eclípticos), que presentan órbitas por debajo de las 10 UA, y los de período largo (cometas casi isótropos), que poseen órbitas de más de 1.000 UA. Oort investigó los cometas casi isótropos, y encontró que la mayoría de ellos poseían un afelio (su distancia más lejana al Sol) de aproximadamente 20.000 UA y parecían provenir de todas direcciones, lo cual fortalecía su hipótesis y sugería un depósito de forma esférica. Los escasos cometas que poseían afelios de 10.000 UA debieron haber pasado en algún momento muy cerca del Sistema Solar, siendo influidos por la gravedad de los planetas y por lo tanto haciendo más pequeña su órbita.

   Cinturón de asteroides

 

El cinturón de asteroides es una región del Sistema Solar comprendida aproximadamente entre las órbitas de Marte y Júpiter. Alberga multitud de objetos irregulares, denominados asteroides, y al planeta enano Ceres. Esta región también se denomina cinturón principal con la finalidad de distinguirla de otras agrupaciones de cuerpos menores del Sistema Solar, como el cinturón de Kuiper o la nube de Oort.
Más de la mitad de la masa total del cinturón está contenida en los cinco objetos de mayor masa: Ceres, Palas, Vesta, Higia y Juno. Ceres, el más masivo de todos y el único planeta enano del cinturón, posee un diámetro de 950 km y una masa del doble que Palas y Vesta juntos. La mayoría de cuerpos que componen el cinturón son mucho más pequeños. El material del cinturón, apenas un 4 % de la masa de la Luna, se encuentra disperso por todo el volumen de la órbita, por lo que sería muy difícil chocar con uno de estos objetos en caso de atravesarlo. No obstante, dos asteroides de gran tamaño pueden chocar entre sí, formando las que se conocen como familias de asteroides, que poseen composiciones y características similares. Las colisiones también producen un polvo que forma el componente mayoritario de la luz zodiacal. Los asteroides pueden clasificarse, según su espectro y composición, en tres tipos principales: carbonáceos (tipo-C), de silicato (tipo-S) y metálicos (tipo-M).
El cinturón de asteroides se formó en la nebulosa protosolar junto con el resto del Sistema Solar. Los fragmentos de material contenidos en la región del cinturón habrían podido formar un planeta, pero las perturbaciones gravitacionales de Júpiter, el planeta más masivo, produjeron que estos fragmentos colisionaran entre sí a grandes velocidades y no pudieran agruparse, resultando en el residuo rocoso que se observa en la actualidad. Una consecuencia de estas perturbaciones son los huecos de Kirkwood; zonas donde no se encuentran asteroides debido a resonancias orbitales con Júpiter, y sus órbitas se tornan inestables. Si algún asteroide pasa a ocupar esta zona es expelido en la mayoría de los casos fuera del Sistema Solar, aunque en ocasiones puede ser enviado hacia algún planeta interior, como la Tierra, y colisionar con ella. Desde su formación se ha expulsado la mayor parte del material.

Vestigios del pasado

Entre Marte y Júpiter se encuentra lo que los astrónomos denominan el cinturón de asteroides. Se trata de una especie de anillo formado por un gran número de pequeños planetas. El más grande, Ceres, es una esfera desigual de 952,4 kilómetros de diámetro, y los más pequeños son restos de contornos irregulares, del tamaño de pelotas y guijarros.
El término anillo, empleado aquí para describir el cinturón de asteroides, no debe hacernos creer que se trata de un medio muy denso en el que las rocas del espacio colisionan a menudo. De media, cada asteroide importante está separado de su vecino por una distancia de cinco millones de kilómetros. Y aunque se producen colisiones, éstas se producen de media (en los asteroides importantes) cada 100 000 años.
El cinturón de asteroides corresponde a una zona del sistema solar situada entre 2 y 4 UA, en la que no ha podido formarse ningún planeta a causa de las perturbaciones causadas por Júpiter. Por ese motivo, los astrónomos piensan que buena parte de esos cuerpos datan de los primeros tiempos del sistema solar, es decir, de una época en la cual los planetas no existían. Hace más de 4500 millones de años sólo giraban en torno al Sol pequeños bloques. A más de 3 unidades astronómicas, esos cuerpos estaban hechos de roca pero sobre todo de hielo, cuya existencia era posible gracias a temperaturas suficientemente bajas. A menos de 3 unidades astronómicas, los hielos no podrían sobrevivir y únicamente los silicatos se reagruparon para crear pequeños planetoides. Así nacieron los asteroides. La mayoría, fueron atraídos por cuerpos con mayor masa: los planetas en formación. Estos desempeñaron el papel de gigantescos aspiradores que limpiaron el espacio de asteroides, excepto Marte y Júpiter. Por esta razón, una parte de esas rocas espaciales constituyen vestigios capaces de dar testimonio de las condiciones reinantes en las inmediaciones del Sol hace 4500 millones de años.
Sin embargo, no todos los asteroides son cuerpos tan primitivos. Los astrónomos han detectado diferencias en su composición. Alrededor de 6 de cada 10 del tipo C, datan probablemente de la génesis del sistema solar. Los otros son rocosos (tipo S) o metálicos (tipo M) y son el resultado de la fragmentación de objetos más grandes, cuyo diámetro sobrepasaría los 200 kilómetros. Este es el tamaño mínimo a partir del cual el calor interior generado por la propia gravedad del objeto basta para que se produzca una diferenciación: en el magma, los elementos pesados como los metales se deslizan hacia el centro para constituir el núcleo, mientras que los elementos ligeros, como las piedras, flotan para formar el manto. Cuando, como consecuencia de una colisión el astro se fragmenta, los trozos del núcleo producen asteroides de tipo M y los del manto dan lugar a asteroides de tipo S. Algunos de estos pequeños planetas siguen su propio camino, alejándose de los otros. Fuera del cinturón de asteroides.
Desviados por los principales planetas, algunos cruzan en ocasiones la Tierra, como (433) Eros, el más grande, un "balón de rugby" de 14×14×40 kilómetros, o (2101) Adonis, famoso por haber rozado -en la ficción- el cohete de Tintín. Fobos y Demos, los dos satélites de Marte, son asteroides capturados durante su escapada del cinturón principal. Lo mismo debió sucederle a Amaltea, uno de los pequeños satélites jovianos.