Información sobre los nueve planetas del sistema solar
Los cometas son objetos ligeros que orbitan alrededor del sol en órbitas planas. La apariencia cambia con la distancia al sol. Cuando está lejos del sol, aparece como un punto brumoso, y cuando está más cerca del sol, su tamaño aumenta dramáticamente. El viento solar y la presión de la radiación solar empujan el gas y el polvo del cometa hacia atrás, creando una larga cola. Debido a su apariencia única, los chinos también la llaman "estrella escoba".
Existen tres formas de nombrar a los cometas. Cuando se descubre por primera vez, se le da un nombre temporal, seguido de una letra minúscula después del número del año en el orden de descubrimiento. Por ejemplo, 1990b se refiere al segundo cometa descubierto en 1990. Después de pasar el perihelio, asígnele un nombre permanente, es decir, agregue un número romano después del año del perihelio para indicar el orden en que los cometas pasaron el perihelio ese año. Por ejemplo, 1990 III significa el tercer cometa que pasó el perihelio en 1990. Además, a menudo lleva el nombre de su descubridor. Cuando hay más de un descubridor se podrá elegir hasta los tres primeros, como el cometa Hiroshi Ikedani y el cometa Tato-Sato-Sakamoto. Las órbitas de los cometas se pueden dividir en tres categorías: elipse (excentricidad e; 1). Los cometas en órbitas elípticas se denominan cometas periódicos y giran periódicamente alrededor del Sol. Los cometas periódicos se pueden dividir en cometas de período corto (con períodos inferiores a 200 años) y cometas de período largo. La órbita del primero tiene un pequeño ángulo de inclinación y es mayormente prograda, lo que es consistente con el movimiento de los planetas alrededor del sol. Los planos orbitales de este último están distribuidos aleatoriamente en el espacio del sistema solar, con la mitad progrado y la mitad retrógrado. Los cometas que viajan en órbitas hiperbólicas o parabólicas se denominan cometas no periódicos y nunca regresarán después del perihelio. Cuando un cometa pasa cerca de un planeta, el planeta lo perturba y cambia su órbita. Si extrapolamos las órbitas hiperbólicas y parabólicas observadas a los ejemplos anteriores, la mayoría de los cometas aperiódicos en el pasado han tenido órbitas elípticas con grandes excentricidades, lo que sugiere que sólo unos pocos cometas pueden originarse fuera del sistema solar. Los cometas suelen constar de una cabeza y una cola. La cabeza de un cometa incluye el núcleo del cometa y la coma. Algunos cometas están cubiertos por una espesa nube de átomos de hidrógeno fuera de la coma, que se denomina "nube de cometa". El diámetro del núcleo del cometa es muy pequeño, sólo de unos pocos cientos de metros a cientos de kilómetros, pero concentra la mayor parte de la masa del cometa. La masa de los cometas grandes es de 10,3 a 10,8 mil millones de toneladas, mientras que la masa de los cometas pequeños es de sólo unos pocos miles de millones de toneladas. La densidad media de los núcleos de los cometas es de aproximadamente 1 g/cm3, que es similar a la densidad del agua. El volumen de la coma cambia con la distancia entre el cometa y el sol. Su diámetro es mucho mayor que el del núcleo del cometa, generalmente decenas de miles de kilómetros, y algunos son incluso más grandes que el sol. Pero como el material del coma es fino, su masa es muy pequeña. En términos generales, cuando un cometa se acerca a dos UA del Sol, comienza a desarrollar una cola. A medida que un cometa se acerca al sol, se vuelve más grande y más largo. Los cometas son de tamaño enorme, alcanzan cientos de millones de kilómetros y su ancho varía desde unos pocos miles de kilómetros hasta más de 20 millones de kilómetros. Sin embargo, el material es extremadamente delgado y la densidad es de solo 1/654380 mil millones de la del aire cercano. el suelo. Las colas tienen muchas formas y siempre se alejan del sol. Las colas se pueden dividir en dos tipos. Un tipo de cola es recta, azul y se llama "cola de iones" o "cola de gas". Está formado por la fuerza repulsiva del viento solar sobre los iones del cometa. La otra es curva, llamada "cola de polvo", formada por la presión de radiación de los fotones solares que repelen el polvo.
Los asteroides, distribuidos principalmente entre las órbitas de Marte y Júpiter, son innumerables pequeños cuerpos celestes que orbitan alrededor del sol. Según la ley de Titius-Bode, debería haber un gran planeta entre Marte y Júpiter, a 2,8 UA del Sol.
En 1801, el astrónomo italiano Piazzi descubrió un nuevo planeta, llamado Ceres. Se encuentra a 2,77 unidades astronómicas del Sol, pero debido a su pequeño tamaño y masa, no se puede conectar con los planetas grandes, por lo que se le llama "asteroide". En los años siguientes se descubrieron otros tres grandes asteroides: Palas Atenea, Vesta y Vesta. Con el uso generalizado de la fotografía en astronomía a finales del siglo XIX, el número de asteroides descubiertos aumentó rápidamente. A partir de 1925, a los asteroides recién descubiertos se les asignaron números permanentes y nombres especiales sólo después de calcular sus órbitas. Algunos asteroides llevan nombres de personajes de la antigua mitología occidental, y otros tienen otros nombres que les dieron sus descubridores. Actualmente hay más de 3.000 asteroides con números permanentes. La fotogrametría muestra que hay 500.000 asteroides con un brillo superior a la magnitud fotográfica 21,2, y la masa total de los asteroides es de aproximadamente 2,1 × 1,024 gramos, lo que equivale al 0,04% de la masa de la Tierra. Ceres es el asteroide más grande con un diámetro de 1000 kilómetros y una masa de (11,7 ± 0,6) × 1023 gramos. A excepción de unos pocos asteroides grandes como Ceres, el diámetro y la masa de otros asteroides son muy pequeños. El brillo de los asteroides cambia periódicamente, causado por diferencias en el albedo de diferentes partes de sus superficies y su rotación. El período de rotación típico de un asteroide es de 8 a 9 horas y la orientación del eje de rotación del asteroide es irregular y está distribuida aleatoriamente. Algunos de los asteroides más grandes pueden ser esféricos, pero la mayoría tienen forma irregular. Algunos asteroides tienen sus propias lunas. Según la diferencia en el albedo de la superficie, los asteroides se pueden dividir en Categoría C (que contienen carbono, bajo albedo) y Categoría S (rocosos, alto albedo). Algunos asteroides tienen un alto contenido de metales, llamados categoría M. El asteroide es. Ubicado en el cinturón de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter. El diámetro semimayor de su órbita está entre 2,2 y 3,2 AU, con un promedio de 2,77 AU. Algunos asteroides son más pequeños o más grandes que Marte. Sus excentricidades e inclinaciones orbitales se encuentran en su mayoría entre las de los planetas y los cometas, con valores medios de 0,15 y 9,4 respectivamente. Los asteroides emiten luz al reflejar la luz solar, y su brillo aparente está relacionado con su distancia al Sol y la Tierra, así como con su albedo superficial. El asteroide más brillante es Vesta, con una magnitud visual de 6,5. Hasta 1992, se han numerado oficialmente 55 asteroides descubiertos por el Observatorio de la Montaña Púrpura de mi país.
Mercurio, el planeta más cercano al sol. China se llamaba Chen Xing en la antigüedad. En su punto más brillante, la magnitud visual es -1,9. , la distancia angular máxima al sol no supera los 28°. Debido a que está muy cerca del sol, a menudo está sumergido en el brillo del sol y solo se puede observar desde una gran distancia por delante y por detrás. Hasta el momento no se ha descubierto ningún satélite. La órbita de Mercurio tiene una inclinación de 7°, lo que lo convierte en el planeta con mayor inclinación orbital excepto Plutón. Con una velocidad de revolución media de 47,89 km/s, es el planeta más rápido del sistema solar. La órbita tiene un diámetro de media longitud de aproximadamente 57,9 millones de kilómetros y una excentricidad de 0,206, sólo superada por Plutón. El período de revolución es de 87,969 días, el período de encuentro es de 115,86 días y el período de rotación es de 58,646 días, que es exactamente 2/3 del período de revolución. A mediados del siglo XIX, se descubrió que la precesión del perihelio de Mercurio es de 5601”. por cien años Sólo 5558″ pueden explicarse mediante la mecánica clásica, los otros 43″ no pueden explicarse, es decir, “la precesión del perihelio de Mercurio”. Algunas personas propusieron que fue causada por un “planeta acuático” no descubierto y calcularon la órbita de. El "planeta de agua", pero las repetidas observaciones de los eclipses solares totales no lograron encontrarlo. Hasta 1915, Einstein estableció la teoría general de la relatividad para resolver el problema. El radio ecuatorial de Mercurio es de unos 2.440 kilómetros, lo que representa el 38,3% de su volumen. es el 5,6% de la de la Tierra. Su masa es de 3,33 × 1026 gramos, que también es el 5,6% de la de la Tierra. Su densidad promedio es de 5,46 gramos/centímetro cúbico, solo superada por la Tierra, y su aceleración de gravedad superficial es de 373 cm/. s2. Su reflectividad es 0,06 y su índice de color es +0,91, que es un poco más pequeño que la luna. La superficie de Mercurio es muy similar a la luna y hay muchas estrellas de diferentes tamaños. La atmósfera de Mercurio es muy delgada, con una presión de menos de 2×10-9 hectopascales. Está compuesta de helio, hidrógeno, oxígeno, carbono, argón, neón, xenón y otros elementos. Por la noche, la diferencia de temperatura es enorme. La temperatura puede alcanzar los 700 K durante el día y puede descender a 100 K durante la noche. Mercurio tiene una intensidad de campo magnético de 4 × 10-7 Tesla en el ecuador y 7 × 10-7 Tesla. en los polos. p>
Venus es uno de los nueve planetas del sistema solar y ocupa el segundo lugar en distancia al sol.
En la antigua China se la llamaba "Estrella Taibai". Es la estrella más brillante del cielo, excepto el Sol y la Luna, y alcanza -4,4 en su punto más brillante. Venus siempre aparece cerca del sol porque se encuentra dentro de la órbita de la Tierra y su distancia angular al sol no supera los 48°. Cuando está al oeste del sol, es la estrella de la mañana, y cuando está al este del sol, es la estrella de la tarde. Los antiguos los nombraron respectivamente, llamando a la estrella de la mañana "Qi Ming" y a la estrella de la tarde "Chang Geng". Aún no se ha descubierto que Venus tenga satélites. La órbita de Venus es una elipse cercana a un círculo perfecto, con una excentricidad de sólo 0,007 y una inclinación de 3,4. La distancia media al Sol es de 0,723 unidades astronómicas, la velocidad orbital media es de unos 35 kilómetros por segundo y el período orbital es de 224,7 días. La distancia entre Venus y la Tierra varía mucho. La distancia más cercana es de sólo 4×107 km, y el diámetro aparente en este momento es de 61″. La distancia más lejana es de 2,57×108 km, y el diámetro aparente es de sólo 10″. Venus es el único planeta importante del sistema solar que gira en sentido inverso, es decir, el sol sale por el oeste y se pone por el este en Venus. Venus gira muy lentamente, con un período de 243 días, que es más largo que su período orbital. Un día y una noche en Venus equivalen a 117 días terrestres. El tamaño, la masa y la densidad de Venus son cercanos a los de la Tierra. Su radio es de unos 6050 kilómetros, que es el 95% del radio ecuatorial de la Tierra. La masa es 4,87×1027g, que es el 81,5% de la tierra. La densidad media es aproximadamente el 95% de la de la Tierra. Venus tiene una atmósfera muy densa con una presión superficial 90 veces mayor que la de la Tierra. Está compuesto principalmente por dióxido de carbono, que representa más del 97%. Además, hay pequeñas cantidades de nitrógeno, argón, monóxido de carbono y vapor de agua. cloruro de hidrógeno y fluoruro de hidrógeno. En la atmósfera de Venus se producen frecuentes descargas eléctricas. Debido a la protección de la densa atmósfera, la superficie de Venus es relativamente plana, con un pequeño número de cráteres y algunas montañas o montañas no demasiado altas. No hay agua líquida en la superficie de Venus y la vida no puede existir debido a las duras condiciones naturales. Venus no tiene campo magnético ni cinturones de radiación, por lo que el viento solar, los rayos ultravioleta y los rayos X pueden crecer directamente hacia las profundidades de la atmósfera, formando una fina capa ionizada cerca de la superficie.
Porque el dióxido de carbono y el vapor de agua de la atmósfera del planeta pueden dejar pasar la luz visible y la luz ultravioleta sin problemas, y son opacos a la luz infrarroja. La luz visible y la radiación ultravioleta del sol pueden atravesarlos para calentar la superficie del planeta, pero la energía térmica de la radiación del planeta (principalmente infrarroja) es absorbida y bloqueada, y eventualmente regresa a la superficie del planeta. De esta forma, la temperatura de la superficie del planeta seguirá aumentando y el equilibrio térmico sólo podrá alcanzarse a temperaturas más altas. La atmósfera de Venus es muy espesa, con más del 97% de dióxido de carbono, por lo que el efecto invernadero es muy fuerte. La temperatura de la superficie ronda los 480°C y básicamente no hay diferencia entre las regiones y las estaciones del día y de la noche.
La Tierra es uno de los nueve planetas del sistema solar. Es el tercer planeta en orden de cercanía al sol. Tiene un satélite natural, la Luna, que forma un sistema de cuerpos celestes, el sistema Tierra-Luna. La Tierra tiene aproximadamente 4.600 millones de años.
1. Rotación y revolución
En 1543, Copérnico propuso por primera vez los conceptos de rotación y revolución de la Tierra en su libro "Sobre la revolución de los cuerpos celestes". Desde entonces, muchas observaciones y experimentos han demostrado que la Tierra gira de oeste a este mientras gira alrededor del sol. En 1851, el físico francés Foucault llevó a cabo con éxito en París un famoso experimento (el experimento del péndulo de Foucault), que demostró la rotación de la Tierra. El período de rotación de la Tierra es de aproximadamente 23:56 minutos y 4 segundos. Cuando el sol es plano, la órbita de la Tierra es elíptica. El diámetro medio de la órbita es 149597870 km y la excentricidad de la órbita es 0,0167. El período de revolución es de un año sidéreo, la velocidad media de revolución es de 29,79 kilómetros por segundo y el ángulo de intersección entre la eclíptica y el ecuador (el ángulo entre la eclíptica y el ecuador) es de 23° 27′. La combinación de la rotación y revolución terrestre produce la alternancia del día y la noche, los cambios de las cuatro estaciones y la distinción entre las cinco zonas (zona tropical, zona templada norte y sur, y zona fría norte y sur). La velocidad de rotación de la Tierra es desigual, con cambios estacionales e irregulares a largo plazo. Al mismo tiempo, debido a los efectos gravitacionales del sol, la luna y los planetas, así como a los diversos efectos de la atmósfera, los océanos y los materiales internos de la tierra, el eje de rotación de la tierra cambiará en el espacio y en la dirección del la propia Tierra, es decir, cambios en la nutación de precesión, el desplazamiento polar y el ángulo de intersección.
En segundo lugar, forma y tamaño
La aparición del concepto de que la Tierra es esférica se remonta a los siglos V y VI a.C. Los filósofos griegos pitagóricos de aquella época simplemente derivaron este concepto del más bello concepto de esfera. Basándose en el hecho de que la sombra de la Luna es redonda durante un eclipse lunar, Aristóteles demostró científicamente por primera vez que la Tierra es una esfera. Ya en el Período de los Reinos Combatientes en China, el filósofo Hui Shi propuso la idea de que la Tierra es esférica.
En el siglo III a.C., el antiguo geógrafo griego Eratosthesia midió con éxito la longitud del meridiano entre Asuán y Alejandría mediante triangulación. Durante la dinastía Tang de China, el equipo de investigación dirigido por Nangong Shuo, bajo la dirección de una delegación, realizó las primeras mediciones de arco en las llanuras norte y sur del río Amarillo en la provincia de Henan. Calcularon que la diferencia en la altura horizontal de. El Polo Norte era de un grado, lo que equivale a la diferencia de distancia terrestre entre el norte y el sur de aproximadamente 0 3565438 + 80 pasos (la unidad de longitud en la dinastía Tang es 5 pies = 1 paso, 300 pasos = 1 milla). El trabajo es unos 100 años anterior a trabajos similares realizados por los árabes. En los tiempos modernos, además de los métodos geodésicos, también se puede utilizar la gravimetría para determinar la forma de equilibrio de la Tierra. Después del lanzamiento de satélites terrestres artificiales, los métodos geodésicos geodinámicos se han desarrollado enormemente. El uso combinado de varios métodos ha mejorado enormemente la precisión a la hora de determinar la forma y el tamaño de la Tierra. En el sistema de constantes astronómicas de la Unión Astronómica Internacional de 1976, el radio ecuatorial α de la Tierra es 6378140 m, y el factor de achatamiento de la Tierra es 1/f, que es 298,257. La Tierra no es una esfera perfecta, sino una esfera achatada, o más bien un cuerpo giratorio en forma de pera. Las observaciones desde satélites terrestres artificiales muestran que el ecuador de la Tierra también es una elipse, por lo que la Tierra puede considerarse un elipsoide de tres ejes. La fuerza centrífuga inercial de la rotación de la Tierra hace que la Tierra esférica se expanda gradualmente desde los polos hacia el ecuador, convirtiéndose en la actual forma elipsoide ligeramente aplanada. El radio polar es unos 21 km más corto que el radio ecuatorial. La distribución desigual de la materia en el interior de la Tierra provoca además irregularidades en la forma de la superficie terrestre. En geodesia, la llamada forma de la Tierra se refiere a la forma del geoide. El potencial gravitacional del geoide es el mismo en todas partes y es una superficie equipotencial. Los efectos gravitacionales del Sol y la Luna sobre la Tierra provocan mareas en los océanos y la atmósfera de la Tierra, y también hacen que la Tierra sólida (que es un cuerpo elástico hasta cierto punto) sufra una deformación elástica, lo que se denomina "marea sólida".
3. Masa y aceleración de la gravedad
La masa de la Tierra es 5.976×l027, la cual está determinada según la ley de la gravitación universal. La determinación de la masa de la Tierra proporciona la base para determinar la masa de otros cuerpos celestes. De la masa de la Tierra, se puede concluir que la densidad media de la Tierra es de 5,52 g/cm3. Cada partícula de la Tierra se ve afectada por la gravedad y la fuerza centrífuga de inercia, y su fuerza combinada es la gravedad. La gravedad disminuye con la altitud y también cambia con la latitud. La aceleración debida a la gravedad en el ecuador es 978 gal (cm/s 2) y en los polos es 983,2 gal. En algunos lugares aparecerán anomalías de gravedad, lo que reflejará la distribución desigual de la materia dentro de la Tierra. Las anomalías de la gravedad están relacionadas con estructuras geológicas y depósitos minerales. Debido a las fuerzas de marea del Sol y la Luna, la aceleración gravitacional de la Tierra también tiene pequeños cambios periódicos, de hasta unas pocas décimas de miligal.
Cuarto, Estructura
La Tierra puede verse como una serie de capas concéntricas. El interior de la Tierra tiene estructuras de núcleo, manto y caparazón. Fuera de la Tierra, se encuentran la hidrosfera, la atmósfera y la magnetosfera, formando un manto alrededor de la Tierra sólida. La magnetosfera y la atmósfera bloquean el bombardeo directo de rayos ultravioleta, rayos X, partículas de alta energía e innumerables meteoros desde el espacio sobre la Tierra.
Más de siete décimas partes de la superficie terrestre están cubiertas por océanos azules, y los lagos y ríos sólo representan una pequeña parte del agua superficial de la Tierra. La capa de agua líquida sobre la superficie de la Tierra, llamada hidrosfera, se ha estado formando durante al menos 3 mil millones de años. La superficie de la tierra está compuesta de diversas rocas y suelos. El suelo es accidentado y las zonas bajas se inundan de océanos y lagos; la tierra sobre el agua incluye llanuras y montañas. La fluctuación vertical total de la superficie sólida de la Tierra es de unos 20 km, que es la diferencia de altura entre la cima del Monte Everest (medida por el equipo de montañismo chino en 1975, la altitud del Monte Everest es 8848,13 m) y la parte más profunda del océano. (La profundidad de la fosa de las Marianas es de unos 11 km. Es el espesor medio de la corteza continental. El fondo marino es tan desigual e inestable como la tierra. Las rocas del fondo del océano son mucho más jóvenes que las de la tierra. La mayoría de las rocas terrestres tienen menos de 2 mil millones de años. Las rocas sedimentarias se pueden encontrar en todas partes de la tierra, lo que indica que estos lugares pueden haber sido océanos en la antigüedad. Aunque hay varios cráteres en la superficie de la Tierra, sería difícil encontrar tantos como en la Luna, Marte y Mercurio. Esto se debe a que la superficie de la Tierra está constantemente erosionada, erosionada y desintegrada por fuerzas externas (agua y atmósfera) e internas (terremotos y volcanes).
Durante mucho tiempo, se ha creído que los movimientos tectónicos de la corteza terrestre se manifiestan principalmente por el levantamiento y hundimiento del suelo, siendo el movimiento vertical el componente principal y el movimiento horizontal el complemento. En la última década, cada vez más científicos creen que no sólo hay un movimiento vertical en la parte superior de la Tierra, sino también un mayor movimiento horizontal, y que las posiciones relativas de los océanos y continentes también cambian durante el tiempo geológico.
En 1912 Wegener propuso la hipótesis de la deriva continental. Desde entonces, algunos geólogos creen que existen dos continentes antiguos en la Tierra: Gondwana en el hemisferio sur y Laurasia en el hemisferio norte. Sin embargo, durante mucho tiempo muchos científicos se negaron a admitir la hipótesis de la deriva continental, porque era difícil creer que una fuerza tan poderosa pudiera desgarrar los bloques continentales originales y dejar que los fragmentos se desplazaran gradualmente hasta sus posiciones actuales. A principios de la década de 1960, Hess y Dietz propusieron la hipótesis de la expansión del fondo marino, argumentando que las estructuras globales son un resultado directo de la expansión del fondo marino. Precisamente gracias al desarrollo de la hipótesis de la expansión del fondo marino y la teoría del movimiento de las placas, la teoría de la deriva continental ha vuelto a ganar atención.
La capa superior de la Tierra, de unas decenas de kilómetros de espesor, es la muy fuerte litosfera. La capa inferior, de cientos de kilómetros de espesor, es la muy débil astenosfera. Los materiales de esta capa son maleables durante mucho tiempo. -término estrés. La litosfera flota sobre la astenosfera. Cuando se libera energía (calor primario y calor radiactivo) dentro de la Tierra, la distribución desigual de la temperatura y la densidad dentro de la Tierra provoca un movimiento convectivo del material del manto. El material convectivo del manto se mueve hacia ambos lados a lo largo de las grietas en la dorsal oceánica del fondo del océano, formando constantemente nuevos fondos oceánicos. Además, el antiguo fondo oceánico continúa expandiéndose hacia afuera al acercarse al borde continental, se inserta bajo la corteza continental bajo la atracción de la convección del manto, provocando una serie de movimientos tectónicos en la litosfera. Esta convección permite que todo el fondo marino se renueve aproximadamente cada 300 millones de años. La litosfera está separada por zonas tectónicas activas en unidades discretas llamadas placas continentales. Rebichon dividió la litosfera global en seis placas principales: la placa euroasiática, la placa americana, la placa africana, la placa del Pacífico, la placa australiana y la placa antártica. La expansión del fondo marino provoca el movimiento de las placas continentales. La compresión mutua de las placas crea un enorme sistema montañoso, desde los Alpes pasando por Turquía, el Cáucaso hasta el Himalaya. En algunos lugares, las rocas de ambas placas se hundieron simultáneamente, lo que provocó profundos abismos en el fondo del océano. Además, los movimientos de placas provocan volcanes y terremotos. En la actualidad, la teoría del movimiento de las placas aún está en desarrollo y existen muchas cuestiones controvertidas.
El origen y evolución del verbo (abreviatura de verbo)
La investigación científica sistemática sobre el origen y evolución de la tierra se inició a mediados del siglo XVIII, y se han propuesto muchas teorías. propuesto hasta el momento. La opinión popular actual es que la Tierra, como planeta, se originó a partir de la primitiva nebulosa solar hace 4.600 millones de años. Al igual que otros planetas, también ha experimentado algunos de los mismos procesos de evolución física, como la acreción y la colisión. Cuando se formó el embrión de la Tierra, la temperatura era baja y no había ninguna estructura en capas. Sólo debido al bombardeo de material de meteoritos, la desintegración radiactiva y la contracción gravitacional de la Tierra primitiva, la temperatura de la Tierra aumentó gradualmente. A medida que aumentan las temperaturas, los materiales de la Tierra se vuelven cada vez más plásticos, provocando un derretimiento localizado. En este momento, bajo la acción de la gravedad, comienza la diferenciación de materiales. Los materiales más pesados fuera de la tierra se hunden gradualmente, los materiales más ligeros dentro de la tierra se elevan gradualmente y algunos elementos pesados (como el hierro líquido) se hunden hasta el centro de la tierra. formando un núcleo denso (las observaciones de ondas sísmicas muestran que el núcleo externo de la Tierra es líquido). La convección de material estuvo acompañada de una separación química a gran escala y, finalmente, la Tierra formó gradualmente la corteza, el manto y el núcleo actuales.
Al principio de la evolución de la Tierra, la atmósfera original se escapó por completo. Con la reorganización y diferenciación de la materia, varios gases de la Tierra subieron a la superficie y se convirtieron en la atmósfera de segunda generación. Más tarde, debido a la fotosíntesis de las plantas verdes, se desarrollaron hasta convertirse en la atmósfera moderna. Por otro lado, la temperatura en el interior de la tierra aumenta, provocando que el agua cristalizada interna se vaporice. A medida que la temperatura de la superficie disminuye gradualmente, el agua gaseosa se condensa y cae al suelo para formar una hidrosfera. Hace unos tres o cuatro mil millones de años, comenzaron a aparecer en la Tierra organismos unicelulares y luego evolucionaron gradualmente hasta convertirse en varios organismos, hasta que organismos avanzados como los humanos formaron la biosfera.
Marte, uno de los nueve planetas del sistema solar, ocupa el cuarto lugar entre los más cercanos al sol. En la antigua China se le llamaba "Ying". La apariencia de Marte es de un rojo intenso, su brillo cambia significativamente y su magnitud aparente oscila entre +1,5 y -2,9. Dos lunas, descubiertas por Hall cuando Marte chocó en 1877. La órbita de Marte es elíptica. El ángulo entre el plano orbital y el plano de la eclíptica es de 1,9. El diámetro medio de la órbita es de aproximadamente 1,524 unidades astronómicas. La excentricidad orbital es de 0,093. Debido a la gran excentricidad, la distancia entre Marte y el cielo es de 42 millones de kilómetros, por lo que la distancia entre Marte y la Tierra cambia mucho cuando golpea el sol. El período de revolución de Marte es de 686,980 días y la velocidad orbital promedio es de 24,13 kilómetros/segundo. El período de rotación de Marte es de 24 horas, 37 minutos y 22,6 segundos. El ángulo de intersección entre el plano ecuatorial y el plano orbital es de 23°. 59' (un poco más grande que la Tierra). Por lo tanto, en Marte hay cambios estacionales obvios.
El radio ecuatorial de Marte es 3395 km, que es el 53% del de la Tierra, el volumen es el 15%, la masa es 6,42 × 1026g, la densidad promedio es 3,96g/cm3 y la aceleración de la gravedad superficial es el 38% de la Tierra. La atmósfera de Marte es mucho más delgada que la de la Tierra. Los componentes principales son dióxido de carbono (95%), nitrógeno (3%) y argón (1-2%), con muy poco vapor de agua y oxígeno. La presión atmosférica en la superficie de Marte es de 7,5 milibares, lo que equivale a la presión atmosférica a una altitud de 30 a 40 kilómetros en la Tierra. Las tormentas de arena son un fenómeno único en la atmósfera marciana y, a menudo, ocurren tormentas de arena a pequeña escala. Cada año marciano, habrá una gran tormenta de polvo que arrasará el mundo. La mayor parte de la superficie de Marte está cubierta de silicatos rojos, óxidos de hierro como la hematita y otros compuestos metálicos, lo que le confiere un color rojo anaranjado brillante. La temperatura de la superficie de Marte es más de 30°C más baja que la de la Tierra, y la diferencia de temperatura entre el día y la noche suele superar los 100°C. Cerca del ecuador de Marte, la temperatura más alta ronda los 20°C, y la temperatura más baja en los polos puede alcanzar los -139°C. Hay muchos cráteres, volcanes y cañones en la superficie de Marte. El hemisferio norte está compuesto principalmente por enormes llanuras de lava volcánica y algunos volcanes extintos; el hemisferio sur es accidentado y lleno de cráteres. No hay agua líquida en Marte, pero hay miles de lechos de ríos secos, el más largo de los cuales tiene unos 1.500 kilómetros de largo y 60 kilómetros de ancho, lo que indica que pueden haber existido grandes cantidades de agua líquida en Marte antes. Los polos de Marte están cubiertos por casquetes polares blancos. Los casquetes polares son las características más destacadas de la superficie de Marte y su tamaño cambia con las estaciones. El casquete polar en el hemisferio de verano tiene un alcance más pequeño, pero en el hemisferio de invierno puede extenderse hasta los 60° de latitud. El casquete polar está compuesto de hielo y dióxido de carbono sólido (hielo seco) y tiene un rango de temperatura de -70°C a -139°C. A medida que el dióxido de carbono continúa vaporizándose y condensándose a medida que cambia la temperatura, el tamaño de los casquetes polares también cambia. La atmósfera en el casquete polar tiene aproximadamente un 20% de dióxido de carbono y contiene mucha más agua que la atmósfera. Si todo el hielo de los casquetes polares se fundiera en agua líquida, se podría formar una capa de agua de 10 metros de espesor en la superficie de Marte. El casquete polar fue descubierto por el físico holandés Huygens en el siglo XVII. Marte es similar a la Tierra en muchos aspectos, con una superficie sólida rodeada por una atmósfera, estaciones y cambios estacionales. Su casquete polar se reduce en verano y se expande en invierno, al igual que el hielo y la nieve se derriten y se congelan. El color de la superficie de Marte también cambia con las estaciones, al igual que las plantas que crecen y mueren. A finales de 2019 se observó un "canal" en Marte. Por lo tanto, si hay vida en Marte, o incluso vida avanzada como la humana, se ha convertido en una cuestión muy interesante. En los años 60, los datos enviados por la sonda a Marte demostraron que los llamados "canales de Marte" eran una ilusión creada por el ojo humano y que en realidad no existían. Los cambios estacionales de color en la superficie de Marte son un fenómeno puramente meteorológico. La superficie de Marte es un mundo extremadamente desolado, sin agua líquida y con una atmósfera extremadamente delgada y fría, lo que la hace inadecuada para la vida. En 1976, Viking 1 y 2 realizaron aterrizajes suaves en las zonas más prometedoras de Marte y recogieron muestras de suelo. Se produjeron algunos cambios en las muestras de suelo durante el experimento, pero no está claro si los cambios fueron causados por el metabolismo microbiano o el resultado de algún proceso químico en el suelo. Por lo tanto, no se puede descartar por completo la posibilidad de que existan organismos de nivel inferior en Marte.
Júpiter es el mayor de los nueve planetas del sistema solar y el quinto más cercano al sol. En la antigua China, se reconocía que Júpiter se mueve una vez por semana durante unos 12 años, y el domingo se divide en doce partes, llamadas doce veces. Júpiter pasa una vez al año y el año puede determinarse según el signo estelar de Júpiter, por lo que a Júpiter se le llama estrella de la edad. Es la tercera estrella más brillante del cielo, alcanzando -2,4 en su punto más brillante, sólo Venus y Marte son más brillantes que ella. Júpiter tiene muchas lunas. A finales de 1990 se habían descubierto 16 satélites. En 1979, la sonda interplanetaria Voyager 1 también descubrió que Júpiter tiene un anillo muy oscuro. Júpiter orbita alrededor del Sol en una órbita elíptica con un diámetro semimayor de 5,205 AU y una excentricidad de 0,048. Está aproximadamente 0,5 AU más cerca del Sol en el perihelio que en el afelio. El ángulo entre el plano de la órbita de Júpiter y el plano de la eclíptica es muy pequeño, sólo 1,3. El período orbital de Júpiter alrededor del Sol es de 4332,589 días, lo que equivale a unos 11,86 años, y su velocidad orbital media es de 13,06 km/s. Júpiter es el planeta que gira más rápido del sistema solar. El período de rotación en el ecuador es de sólo 9 horas, 50 minutos y 30 segundos, y la rotación en los polos es un poco más lenta. Debido a la rotación a alta velocidad, su planitud es bastante grande, alcanzando 0,0648. El eje de rotación de Júpiter es casi perpendicular a la carretera, con un ángulo de 86° 55′ entre ellos. El radio ecuatorial de Júpiter es de 71.400 km, que es 11,2 veces el de la Tierra, y su volumen es 1.316 veces el de la Tierra.
La masa es 1,9 × 1030 g, que es más de 300 veces mayor que la masa de la Tierra y 2,5 veces la masa combinada de los otros ocho planetas. La densidad media es de sólo 1,33 g/cm3, la aceleración de la gravedad en el ecuador es de 27,07 m/s2 y en los polos es de 23,22 m/s2. Júpiter tiene una atmósfera densa compuesta principalmente de hidrógeno y helio, pero también contiene pequeñas cantidades de amoníaco, metano y agua. Al observar a Júpiter con un telescopio, se pueden ver una serie de nubes claras y oscuras paralelas al ecuador en la atmósfera. La forma de las nubes continúa cambiando con el tiempo. Esto sugiere que hay movimientos violentos en la atmósfera de Júpiter. La temperatura de la superficie de Júpiter es muy baja. Según los cálculos teóricos, su temperatura superficial efectiva debería ser de 105 K, pero los resultados medidos por observaciones terrestres y detectores interplanetarios son superiores al valor teórico. Las observaciones infrarrojas de Júpiter también muestran que Júpiter irradia el doble de energía térmica de la que recibe el Sol, lo que indica la existencia de una fuente de calor dentro de Júpiter. Júpiter también tiene una magnetosfera y cinturones de radiación más grandes y fuertes que la Tierra. La magnetosfera de Júpiter es 100 veces más grande que la magnetosfera de la Tierra. Se puede dividir en tres áreas. La región interior (a 20 radios de Júpiter desde la superficie de Júpiter) tiene un fuerte cinturón de radiación similar al cinturón de radiación de la Tierra; las líneas del campo magnético en la región media (de 20 radios de Júpiter a 100 radios de Júpiter) están distorsionadas por la fuerza centrífuga. Tanto la región interior como la media giran con un período de rotación de aproximadamente 10 horas. El campo magnético en la región exterior (dentro del radio de 60-90° de Júpiter) es muy débil y se acerca a cero en el límite de la magnetosfera. Excepto en partes muy cercanas a la superficie, el campo magnético de Júpiter es un campo dipolar, pero la dirección del campo es opuesta a la del campo magnético de la Tierra, es decir, la brújula de la Tierra que apunta al norte se convierte en la guía de Júpiter. El ángulo entre el eje magnético de Júpiter y su eje de rotación es 10,8. El campo magnético dentro de los 3 radios de Júpiter desde Júpiter es de 4 u 8 polos, y la intensidad del campo es de 3-11 × 10-4 Tesla. La Gran Mancha Roja en la superficie de Júpiter se encuentra al sur del ecuador. Tiene más de 20.000 kilómetros de largo, unos 1.1000 kilómetros de ancho y tiene una forma ligeramente ovoide. Encontrado en 1660, su forma y tamaño se han mantenido prácticamente sin cambios, aunque su color y brillo han variado a lo largo de los últimos 300 años. La Gran Mancha Roja gira en sentido antihorario alrededor del centro y tiene un movimiento de deriva en dirección longitudinal. Definitivamente no es una característica de la superficie de un sólido. Ahora se cree que probablemente se trate de un gran vórtice o de un violento flujo de aire ascendente. Los remolinos o corrientes de aire que contienen compuestos de fósforo rojo pueden ser responsables del color de la Gran Mancha Roja. En cuanto a la razón por la que la Gran Mancha Roja puede persistir durante mucho tiempo, aún no está clara.
Saturno es uno de los nueve planetas del sistema solar. Es el sexto planeta en orden de cercanía al sol. En la antigua China se la llamaba estrella suplementaria o estrella de la ciudad. Hasta el descubrimiento de Urano en 1871, Saturno era considerado el planeta más alejado del sol. Saturno tiene muchas lunas, 23 de las cuales fueron descubiertas a finales de 1990. También tiene un anillo visible. La órbita de Saturno alrededor del Sol es una elipse con una excentricidad de 0,055 y su diámetro semimayor es de 9,576 unidades astronómicas, lo que equivale aproximadamente a 65,438+04 millones de kilómetros. Su distancia del Sol es de aproximadamente 654,38+0 AU en el perihelio y el afelio. El ángulo entre el plano orbital y el plano de la eclíptica es de 2,5°. El período orbital es de 10759,2 días, lo que equivale aproximadamente a 29,5 años. La velocidad orbital promedio es de 9,64 kilómetros por segundo y la velocidad de rotación varía con la latitud. El período de rotación en el ecuador es de 10 horas y 14 minutos, y en la latitud 60, es de 10 horas y 40 minutos. La rotación a alta velocidad hace que Saturno parezca obviamente achatado, con un radio polar de sólo 965.438+0,2% del radio ecuatorial. Saturno tiene un radio ecuatorial de 60.000 kilómetros, que es 9,41 veces el de la Tierra, y su volumen es 745 veces el de la Tierra. La masa es 5,688×1029 gramos, que es 95,18 veces la de la Tierra. Entre los nueve planetas, Saturno ocupa el segundo lugar después de Júpiter en tamaño y masa. La densidad media es de sólo 0,70 g/cm3, que es inferior a la densidad del agua. Debido al gran radio de Saturno y su baja densidad, la aceleración gravitacional en su superficie es similar a la aceleración gravitacional en la superficie de la Tierra. La atmósfera de Saturno está compuesta principalmente de hidrógeno y helio, y contiene metano y otros gases. Nubes compuestas de densos cristales de amoníaco flotan en la atmósfera, con coloridas bandas brillantes y vetas oscuras, pero son más regulares que las de la atmósfera de Júpiter. La temperatura en la superficie de Saturno es de unos -140°C y la temperatura en la parte superior de las nubes es de unos -170°C. La sonda planetaria Pioneer 11 descubrió que Saturno tiene una ionosfera compuesta de hidrógeno ionizado, con una temperatura de ionosfera de aproximadamente 977°C. ¿Saturno también es magnético? br>Materiales de referencia:
El universo misterioso