Nueve planetas

Mercurio, el planeta más cercano al sol. En la antigua China, se llamaba Chenxing. En su punto más brillante, la magnitud visual es -1,9 y la distancia angular máxima del sol no es más de 28 °. Debido a que está muy cerca del sol, a menudo está sumergido en el brillo del sol y solo puede ser. observado a gran distancia. Aún 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. La velocidad media de revolución es de 47,89 kilómetros por segundo, lo que lo convierte en el planeta que se mueve más rápido en el sistema solar. Su órbita tiene un diámetro semimayor de unos 57,9 millones de kilómetros y una gran 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 5601" por cien años, y la mecánica clásica sólo puede explicar 5558". Los 43〃 restantes no se pueden explicar, es decir, "el problema de la precesión del perihelio de Mercurio". Algunas personas han sugerido que es causado por un "planeta de agua interior" que aún no ha sido descubierto, y han calculado la órbita del "planeta de agua interior", pero no se ha hecho ningún descubrimiento a través de múltiples observaciones utilizando eclipses solares totales. No fue hasta que Einstein estableció la teoría general de la relatividad en 1915 que se resolvió. El radio ecuatorial de Mercurio es de unos 2440 kilómetros, que es el 38,3% del de la Tierra. Su volumen es el 5,6% del de la Tierra. Su masa es de 3,33 × 1026 gramos, que también es el 5,6% de la de la Tierra. , sólo superada por la de la Tierra. Gravedad superficial La aceleración es de 373 cm/s2. La tasa inversa es 0,06 y el índice de color es +0,91, ambos ligeramente más pequeños que el de la luna. La superficie de Mercurio es muy parecida a la de la Luna, con muchos cráteres, llanuras, fisuras, cuencas, etc. de varios tamaños. Mercurio tiene una atmósfera extremadamente delgada con una presión de aire de menos de 2×10-9 hectopascales. Está compuesto de helio, hidrógeno, oxígeno, carbono, argón, neón, xenón y otros elementos. Debido a que la atmósfera es muy delgada, la diferencia de temperatura entre el día y la noche es grande, con temperaturas de hasta 700 K durante el día y tan bajas como 100 K durante la noche. Mercurio tiene un campo magnético dipolar, con una intensidad de campo magnético de 4×10-7 Tesla en el ecuador y 7×10-7 Tesla en los polos.

Venus, uno de los nueve planetas del sistema solar, ocupa el segundo lugar en orden de más lejano a más cercano al sol. En la antigua China, se llamaba "Estrella Taibai" y era la estrella más brillante del cielo además del Sol y la Luna, alcanzando una magnitud de -4,4 en su punto más brillante. Debido a que Venus se encuentra dentro de la órbita terrestre, siempre aparece cerca del sol. Su distancia angular al sol no supera los 48°. Cuando se encuentra al oeste del sol, es una estrella de la mañana, y cuando lo está. Ubicado al este del sol, es una estrella vespertina. Los antiguos los llamaban respectivamente. La estrella de la mañana se llama "Qiming" y la estrella de la tarde se llama "Chang Geng". Aún no se han descubierto satélites de Venus. La órbita de Venus es una elipse muy cercana a un círculo perfecto, con una excentricidad de sólo 0,007 y una inclinación orbital 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. En su punto más cercano, es de sólo 4×107 kilómetros, con un diámetro aparente de 61″. En su punto más lejano, puede alcanzar los 2,57×108 km, con un diámetro aparente de sólo. 10″. Venus es el único planeta importante del sistema solar que gira en dirección opuesta, lo que significa que en Venus el sol sale por el oeste y se pone por el este. 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 muy cercanos a los de la Tierra. Su radio es de aproximadamente 6050 kilómetros, que es el 95% del radio ecuatorial de la Tierra; su masa es de 4,87 × 1027 gramos, que es el 81,5% del de la Tierra; ; su densidad media es aproximadamente el 95% de la de la Tierra. Venus tiene una atmósfera muy densa con una presión superficial equivalente a 90 veces la de la Tierra. Está compuesta principalmente de dióxido de carbono, que representa más del 97%. Además, hay pequeñas cantidades de nitrógeno, argón, monóxido de carbono y agua. vapor, cloruro de hidrógeno y fluoruro de hidrógeno. También son frecuentes las descargas en la atmósfera de Venus. 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. Debido a las duras condiciones naturales, no puede existir vida. Venus no tiene campo magnético ni cinturones de radiación, por lo que el viento solar, los rayos ultravioleta y los rayos X pueden penetrar profundamente en la atmósfera, formando una fina capa ionizada cerca de la superficie.

Debido a que el dióxido de carbono y el vapor de agua en la atmósfera del planeta pueden permitir que la luz visible y la luz ultravioleta pasen suavemente, es equivalente a opaco a la luz infrarroja.

La luz visible y la radiación ultravioleta del sol pueden pasar a través de ellos para calentar la superficie del planeta, pero la energía térmica (principalmente infrarroja) irradiada por el planeta es absorbida y bloqueada, y eventualmente regresa a la superficie del planeta. La temperatura de la superficie del planeta seguirá aumentando. El equilibrio térmico se alcanza a temperaturas más altas. La atmósfera de Venus es muy espesa y más del 97% es dióxido de carbono, por lo que el efecto invernadero es muy fuerte. La temperatura de la superficie alcanza unos 480 °C y básicamente no hay diferencia entre las regiones y las estaciones diurnas y nocturnas.

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, y los dos forman 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 completamente los conceptos de rotación y revolución de la Tierra en su libro "Sobre la revolución de los cuerpos celestes". Desde entonces, numerosas observaciones y experimentos han demostrado que la Tierra gira de oeste a este y al mismo tiempo gira alrededor del Sol. En 1851, el físico francés Foucault llevó a cabo con éxito un famoso experimento (la prueba del péndulo de Foucault) en París para demostrar la rotación de la Tierra. El período de rotación de la Tierra es de aproximadamente 23 horas, 56 minutos y 4 segundos promedio del tiempo solar, y la órbita de la Tierra es elíptica. El diámetro semimayor de la órbita es de 149.597.870 kilómetros, la excentricidad de la órbita es de 0,0167, el período orbital es de un año sidéreo, la velocidad orbital promedio es de 29,79 kilómetros por segundo y el ángulo entre la eclíptica y el ecuador (la eclíptica ángulo) es 23°27′. La combinación de la rotación y revolución terrestre produce la alternancia del día y la noche, las cuatro estaciones y la distinción entre las cinco zonas (zona tropical, zona templada norte y sur y zona fría norte y sur) de la tierra. La velocidad a la que gira la Tierra es desigual, con cambios a largo plazo, cambios estacionales y cambios irregulares. 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, la dirección del eje de rotación de la Tierra cambia en el espacio y dentro de él. la tierra misma, es decir, precesión y nutación, cambio polar y cambios en el ángulo transversal amarillo-rojo.

2. Forma y tamaño

La aparición del concepto de que la Tierra es esférica se remonta a los siglos V y VI a.C. En aquella época, a los filósofos griegos pitagóricos sólo se les ocurrió este concepto basándose en la idea de que la esfera es lo más bello. Aristóteles demostró científicamente por primera vez que la Tierra es una esfera basándose en el hecho de que la sombra de la Luna sobre la Luna es un círculo durante un eclipse lunar. Ya en el Período de los Reinos Combatientes en China, el filósofo Hui Shi ya había propuesto la opinión de que la Tierra es esférica.

En el siglo III a.C., el antiguo geógrafo griego Eratóstenes midió con éxito la longitud del meridiano entre Asuán y Alejandría mediante triangulación. Durante la dinastía Tang de China, bajo la dirección de un grupo, el equipo de investigación dirigido por Nangong Shuo realizó las primeras mediciones de arco en las llanuras al norte y al sur del río Amarillo en la provincia de Henan, y calculó la diferencia de altitud de un grado en el Polo Norte, lo que equivale a una diferencia de aproximadamente 351 grados entre el norte y el sur, 80 pasos en una milla (la unidad de longitud en la dinastía Tang era 5 pies = 1 paso, 300 pasos = 1 milla), por lo que el radio. de la Tierra se puede calcular. Este trabajo es anterior a trabajos similares realizados por los árabes en unos 100 años. En los tiempos modernos, además de utilizar métodos geodésicos, las mediciones de la gravedad también se pueden utilizar para determinar la forma de equilibrio de la Tierra. Después del lanzamiento del satélite terrestre artificial al espacio, el método geodésico geodinámico se ha 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 de la Tierra α es 6378140 metros y el factor de achatamiento de la Tierra 1/f es 298,257. La Tierra no es una esfera perfecta, sino un esferoide achatado, o más bien un cuerpo giratorio con forma de pera. Los resultados de las observaciones de los satélites terrestres artificiales muestran que el ecuador terrestre también es una elipse. Por tanto, la Tierra puede considerarse como un elipsoide de tres ejes. La fuerza centrífuga de inercia causada por la rotación de la Tierra hace que la Tierra esférica se expanda gradualmente desde los polos hasta el ecuador, adquiriendo la actual forma de elipsoide ligeramente aplanada, siendo el radio polar unos 21 kilómetros más corto que el radio ecuatorial. La distribución desigual de la materia dentro 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. En esta superficie, el potencial de gravedad es el mismo en todas partes y es una superficie equipotencial. Los efectos gravitacionales del Sol y la Luna sobre la Tierra provocan fenómenos de marea en los océanos y la atmósfera terrestres, y también provocan que la Tierra sólida (que es un cuerpo elástico hasta cierto punto) sufra una deformación elástica. "marea sólida".

3. Masa y aceleración gravitacional

La masa de la Tierra es de 5.976 × 1027 gramos, 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. Cualquier partícula en la tierra se ve afectada por la gravedad de la tierra y la fuerza centrífuga de inercia. La fuerza resultante de las dos es la gravedad. La gravedad disminuye con la altitud y también cambia con la latitud. La aceleración de la gravedad en el ecuador es 978 ga (cm/s2) y en los polos es 983,2 ga. También aparecerán anomalías de gravedad en algunos lugares, lo que refleja 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 la fuerza de marea del Sol y la Luna, la aceleración gravitacional de la Tierra también sufre ligeros cambios periódicos, alcanzando el máximo unas pocas décimas de miligal.

4. Estructura

La Tierra puede verse compuesta por una serie de capas concéntricas. Dentro de la Tierra hay estructuras de núcleo, manto y caparazón. Fuera de la Tierra, están la hidrosfera, la atmósfera y la magnetosfera, que forman la envoltura exterior que rodea la Tierra sólida. La magnetosfera y la atmósfera impiden que los rayos ultravioleta, los rayos X, las partículas de alta energía y numerosos meteoros del espacio bombardeen directamente el suelo.

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 terrestre, llamada hidrosfera, se ha formado durante al menos 3 mil millones de años. La superficie de la tierra está compuesta de diversas rocas y suelos. El suelo es accidentado. Las partes bajas están sumergidas por el agua y se convierten en océanos y lagos. La tierra sobre la superficie del agua está formada por llanuras y montañas. La fluctuación vertical total de la superficie sólida de la Tierra es de unos 20 kilómetros, que se encuentra entre la cima del Monte Everest (según la determinación del equipo de montañismo chino en 1975, la altitud del Monte Everest es de 8848,13 metros) y la profundidad más profunda del océano ( la profundidad de la Fosa de las Marianas es de unos 11 kilómetros) La diferencia de altura es más de la mitad del espesor medio de la corteza continental. El fondo del océano es tan desigual y sin incidentes 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 dos 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 una pequeña cantidad de cráteres en la superficie terrestre, es difícil encontrar tantos cráteres como la Luna, Marte y Mercurio. Esto se debe a que la superficie terrestre está constantemente erosionada, erosionada y desintegrada por fuerzas externas (agua y atmósfera). y resultan fuerzas internas (terremotos y volcanes).

Durante mucho tiempo se ha creído que los movimientos tectónicos de la corteza terrestre se manifiestan principalmente en el levantamiento y hundimiento del suelo, siendo el movimiento vertical el componente principal y el movimiento horizontal el secundario. 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. Las posiciones relativas de los océanos y los continentes también cambian durante el tiempo geológico. En 1912 Wegener propuso la hipótesis de la deriva continental. Desde entonces, algunos geólogos creen que hubo 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 aceptar la hipótesis de la deriva continental porque a la gente de aquella época le resultaba difícil creer que existiera una fuerza tan poderosa que desgarrara los bloques continentales originales y provocara que los fragmentos se desplazaran gradualmente hacia su actual posiciones. A principios de la década de 1960, Hess y Dietz propusieron la hipótesis de la expansión del fondo del océano, argumentando que las estructuras geotectónicas globales eran un resultado directo de la expansión continua del fondo del océano. Precisamente debido al desarrollo de la hipótesis de la expansión del fondo oceánico y la teoría del movimiento de las placas, la teoría de la deriva continental ha recibido una atención renovada.

La capa superior de la Tierra, que tiene un espesor de unas decenas de kilómetros, es la muy fuerte litosfera. La capa inferior, que tiene un espesor de cientos de kilómetros, es la astenosfera, que es menos fuerte. la acción del estrés a largo plazo, El material de esta capa es plástico. La litosfera flota sobre la astenosfera. Cuando se libera la energía interna de la Tierra (calor original y calor emisivo), la distribución desigual de la temperatura y la densidad en 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 las dorsales oceánicas del fondo oceánico, formando constantemente nuevos fondos oceánicos. Además, los antiguos fondos oceánicos continúan expandiéndose hacia afuera cuando se acercan al margen continental, se insertan bajo la corteza continental bajo la fuerza de arrastre descendente de la convección del manto, provocando una serie de movimientos tectónicos en la litosfera. Esta convección puede renovar todo el fondo del océano aproximadamente cada 300 millones de años. La litosfera está dividida por algunas zonas tectónicas activas y dividida en varias unidades discontinuas llamadas placas continentales. Le Buchon 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 hace que las placas continentales se muevan. La compresión mutua de las placas ha creado un enorme sistema montañoso. Este es el caso del sistema montañoso desde los Alpes, pasando por Turquía y el Cáucaso, hasta llegar finalmente al Himalaya. En algunos lugares, las rocas de las dos placas se hundieron al mismo tiempo. tiempo, creando un abismo en el fondo del océano. Además, el movimiento de las placas también provoca volcanes y terremotos.

La teoría del movimiento de las placas aún está en desarrollo y existen muchas cuestiones controvertidas.

5. Origen y Evolución

La investigación científica sistemática sobre el origen y la evolución de la Tierra se inició a mediados del siglo XVIII, y hasta el momento se han propuesto muchas teorías. 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, ha experimentado algunos procesos de evolución física únicos, como la acreción y la colisión. Al comienzo de la formación de la Tierra, la temperatura era baja y no había una estructura en capas. Fue solo debido al bombardeo de materiales de meteoritos, el calentamiento causado por la desintegración radiactiva y la contracción gravitacional de la Tierra original que la temperatura de la Tierra aumentó gradualmente. aumentó. A medida que aumenta la temperatura, los materiales internos de la Tierra se vuelven cada vez más plásticos y se produce un derretimiento local. En este momento, la diferenciación de materiales comienza bajo la acción de la gravedad. 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, formándose. un más denso El núcleo de la Tierra (las observaciones de ondas sísmicas muestran que el núcleo externo de la Tierra es líquido). La convección de materiales fue acompañada de una separación química a gran escala, y finalmente la Tierra formó gradualmente las actuales capas de corteza, manto y núcleo.

En las primeras etapas de la evolución de la Tierra, la atmósfera original se escapó por completo. Junto con la recombinación y diferenciación de la materia, varios gases que originalmente se encontraban en el interior 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 desciende gradualmente, el agua gaseosa se condensa y llueve hasta el suelo para formar una hidrosfera. Hace unos tres o cuatro mil millones de años, la vida unicelular comenzó a aparecer en la Tierra y luego evolucionó gradualmente hasta convertirse en una variedad de organismos, hasta que organismos avanzados, como los humanos, formaron una biosfera.

Marte, uno de los nueve planetas del sistema solar, ocupa el cuarto lugar en orden de más cercano a más alejado del sol. En la antigua China, se llamaba Yinghuo. Marte tiene una apariencia de un rojo intenso, con cambios obvios en el brillo, que van desde magnitudes visuales de +1,5 a -2,9. Dos satélites descubiertos por Hall durante la oposición de Marte 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 semimayor 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 Sol es de 42 millones de kilómetros, por lo que la distancia entre Marte y la Tierra cambia mucho durante la oposición. El período de revolución de Marte es de 686,980 días y su velocidad orbital promedio es de 24,13 kilómetros por segundo. El período de rotación de Marte es de 24 horas, 37 minutos y 22,6 segundos, y 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 que hay cambios estacionales obvios en Marte. El radio ecuatorial de Marte es de 3395 kilómetros, que es el 53% de la Tierra, el volumen es el 15% de la Tierra, la masa es 6,42×1026 gramos, que es el 10,8% de la Tierra, la densidad media es 3,96 g/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%), argón (1-2%) y 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 polvo son un fenómeno único en la atmósfera marciana y, a menudo, aparecen tormentas de polvo a pequeña escala. También hay una enorme tormenta de polvo que azota el mundo cada año marciano. 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 en 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 a menudo supera los 100°C. Cerca del ecuador de Marte, la temperatura más alta es de unos 20°C, y la temperatura más baja en las regiones polares puede alcanzar los -139°C. En la superficie de Marte existen numerosos cráteres, volcanes y cañones. El hemisferio norte está compuesto principalmente por enormes llanuras de lava volcánica y algunos volcanes extintos; el hemisferio sur es accidentado y salpicado de cráteres. En Marte no hay agua líquida, pero sí miles de lechos de ríos secos, el más largo de los cuales mide unos 1.500 kilómetros y 60 kilómetros de ancho. Esto demuestra que pudo haber habido una gran cantidad de agua líquida en Marte en el pasado. Las regiones polares de Marte están cubiertas por casquetes polares blancos. El casquete polar es el símbolo más destacado en la superficie de Marte. Su tamaño cambia con las estaciones. El alcance del casquete polar hemisférico en verano no es grande, mientras que en invierno puede extenderse hasta los 60° de latitud. El casquete polar está compuesto de hielo y dióxido de carbono sólido (hielo seco), con una temperatura entre -70°C y -139°C. Debido a la continua vaporización y condensación del dióxido de carbono con los cambios de temperatura, el tamaño del polar. La gorra sigue cambiando.

Los casquetes polares contienen alrededor del 20% del dióxido de carbono de la atmósfera, y el contenido de agua es mucho mayor que en la atmósfera. Si todo el hielo de los casquetes polares se funde en agua líquida, se puede formar una capa de agua de 10 metros de espesor. formado 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. Tiene una superficie sólida rodeada por una atmósfera. Tiene cuatro estaciones y cambios estacionales. Su casquete polar se reduce en el verano y se expande en el invierno, como el derretimiento y la congelación del hielo. nieve. El color de la superficie de Marte también cambia. Se producen cambios con las estaciones, como el crecimiento y la disminución de las plantas. A finales del siglo XIX se observaron "canales" en Marte. Por lo tanto, si hay vida en Marte, o incluso si hay vida avanzada como la humana, se ha convertido en una cuestión de gran interés para la gente. En los años 60, los datos enviados por la sonda a Marte demostraron que los llamados "canales de Marte" eran una ilusión del ojo humano y en realidad no existían. El cambio de color en la superficie de Marte con las estaciones es un fenómeno puramente meteorológico. La superficie de Marte es un mundo extremadamente desolado, no hay agua líquida, la atmósfera es extremadamente delgada y hace mucho frío, lo cual no es adecuado. para la existencia de la vida. En 1976, las sondas Viking 1 y 2 aterrizaron suavemente en áreas preseleccionadas de Marte que eran más prometedoras para la vida y recogieron muestras de suelo durante el experimento, pero no pudieron determinarse. este cambio es causado por el metabolismo microbiano o es el resultado de algún proceso químico en el suelo. Por lo tanto, todavía no se puede descartar por completo la posibilidad de que existan organismos de niveles inferiores en Marte.

Júpiter, el mayor de los nueve planetas del sistema solar, es el quinto en orden de distancia al sol. En la antigua China, se reconocía que Júpiter orbita el cielo en unos 12 años, y dividía el cielo en doce partes, llamadas doce veces que Júpiter pasa por el cielo una vez al año, y el año se puede registrar utilizando el número de estrellas donde. Se encuentra Júpiter, por eso a Júpiter se le llama estrella del año. Es la tercera estrella más brillante del cielo, alcanzando una magnitud de -2,4 en su punto más brillante. Sólo Venus y Marte en oposición son más brillantes que ella. Júpiter tiene muchos satélites y hasta 1990 se habían descubierto 16. 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 unidades astronómicas y una excentricidad de 0,048. Su distancia del Sol en el perihelio es aproximadamente 0,5 unidades astronómicas más cercana que en el afelio. El ángulo entre el plano orbital 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 aproximadamente a 11,86 años, y su velocidad orbital promedio es de 13,06 kilómetros por segundo. 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 ligeramente más lenta. Debido a su rotación de alta velocidad, su planitud es bastante grande, alcanzando 0,0648. El eje de rotación de Júpiter es casi perpendicular a su órbita y el ángulo entre los dos es 86°55′. El radio ecuatorial de Júpiter es de 71.400 kilómetros, 11,2 veces el de la Tierra, y su volumen es 1.316 veces el de la Tierra. Su masa es de 1,9 × 1030 gramos, más de 300 veces mayor que la masa de la Tierra, y 2,5 veces la total. La masa de los otros ocho planetas tiene una densidad media 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, con pequeñas cantidades de amoníaco, metano y agua. Al observar a Júpiter con un telescopio, se pueden ver en la atmósfera una serie de cinturones de nubes claras y oscuras que se alternan paralelos al ecuador. La forma de los cinturones de nubes cambia con el tiempo. Esto sugiere que hay movimientos intensos en la atmósfera de Júpiter. La temperatura superficial de Júpiter es muy baja, según los cálculos teóricos, la temperatura efectiva de su superficie debería ser de 105 K. Sin embargo, los resultados medidos por las observaciones terrestres y los detectores interplanetarios también son superiores al valor teórico de las observaciones infrarrojas de Júpiter. la energía térmica irradiada por Júpiter es el doble de la energía térmica solar que recibe, lo que demuestra que hay 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 intermedia (de 20 radios de Júpiter a 100 radios de Júpiter) están distorsionadas por la fuerza centrífuga. Tanto la zona interior como la zona intermedia giran con un periodo de rotación de aproximadamente 10 horas. El campo magnético en la región exterior (dentro de 60-90 radios de Júpiter) es muy débil y se acerca a cero en el límite de la magnetosfera. Excepto en la parte muy cercana a la superficie de Júpiter, el campo magnético de Júpiter es un campo dipolar, pero la dirección del campo es opuesta al campo geomagnético, es decir, la brújula que apunta al norte de la Tierra se convierte en una guía en Júpiter. El ángulo entre el eje magnético de Júpiter y su eje de rotación es de 10,8°.

El campo magnético dentro de 3 radios de Júpiter desde Júpiter es de 4 polos u 8 polos, y la intensidad del campo es 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 11.000 kilómetros de ancho y tiene una forma ligeramente ovoide. Descubierta en 1660, aunque su color y brillo han ido cambiando durante más de 300 años, su forma y tamaño apenas han cambiado. La Gran Mancha Roja gira alrededor del centro en sentido antihorario y tiene un movimiento de deriva en dirección longitudinal, por lo que es. Definitivamente no es una característica de superficie sólida. Ahora se cree que probablemente sea un gran vórtice o un grupo de flujo de aire que se eleva violentamente. Los compuestos de fósforo rojo contenidos en vórtices o corrientes de aire 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, uno de los nueve planetas del sistema solar, es el sexto planeta en orden de más cercano a más alejado del sol. En la antigua China, se llamaba estrella de llenado o Zhenxing. Antes del descubrimiento de Urano en 1871, Saturno era considerado el planeta más alejado del sol. Saturno tiene muchos satélites, 23 de los cuales fueron descubiertos en 1990, y también tiene anillos fácilmente visibles. La órbita de Saturno alrededor del Sol es una elipse con una excentricidad de 0,055. El diámetro semimayor de la órbita es de 9,576 unidades astronómicas, lo que equivale a unos 1,4 mil millones de kilómetros. Su distancia al Sol difiere en aproximadamente 1 unidad astronómica en el perihelio y el afelio. El ángulo de intersección 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 a unos 29,5 años. La velocidad orbital promedio es de 9,64 kilómetros por segundo y la rotación es muy rápida. La velocidad angular de rotación cambia con la latitud. El período de rotación en el ecuador es de 10 horas y 14 minutos, y a 60° de latitud es de 10 horas y 40 minutos. La rotación a alta velocidad hace que Saturno parezca una forma esférica achatada obvia. El radio polar es sólo el 91,2% del radio ecuatorial y el ángulo de intersección entre el plano ecuatorial y el plano orbital de Saturno es de 26°44′. El radio ecuatorial de Saturno es de 60.000 kilómetros, 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 en tamaño y masa después de Júpiter. La densidad media es de sólo 0,70 g/cm3, que es inferior a la del agua. Debido al gran radio de Saturno y su baja densidad, la aceleración de la gravedad en su superficie es similar a la de la superficie de la Tierra. La atmósfera de Saturno está dominada por hidrógeno y helio y contiene metano y otros gases. Hay nubes compuestas de densos cristales de amoníaco flotando en la atmósfera, con bandas brillantes y coloridas y rayas oscuras, pero son más regulares que las bandas de nubes en la atmósfera de Júpiter. La temperatura de la superficie de Saturno es de unos -140°C y la temperatura de la cima de las nubes es de -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 tiene imanes?/ca>

Referencia: "El Universo Misterioso"