sábado, 28 de septiembre de 2013

Clasificación de los Tejidos Vegetales.


Corte histológico vegetal.
Las células se asocian entre si y se especializan. Existe un número relativamente reducido de tejidos vegetales adultos.




Por una parte, tenemos tejidos de revestimiento. Hay dos grandes tipos, epidermis y peridermis.

Epidermis de Cebolla.





Por otro lado tenemos tejidos de relleno. El tejido de relleno es el parénquima.

En cuanto al tejido de sostén mecánico se denomina escleroma y hay dos grandes tipos, el colénquima y el esclerénquima.

Por último tenemos dos tipos de tejidos conductores, el xilema y el floema.
Corte histológico con varios tejidos.

Además, las plantas tienen tejidos que se encuentran en estado embrionario de forma indefinida. Son los denominados meristemos.
Meristemo en zona radical.

Con todo esto formaremos las diferentes partes de la planta, es decir, raíz, tallo, hojas, flores, frutos y semillas.

sábado, 21 de septiembre de 2013

Movimientos de los Cuerpos Planetarios


Características generales.

La principal ley que rige el movimeitno de los cuerpos planetarios fue enunciada por Kepler a principios del siglo XVII. En realidad son tres leyes contenidas en un enunciado: todos los cuerpos planetarios describen órbitas alrededor del Sol o alrededor de otros planetas, de forma elíptica y en general de baja excentricidad y moviéndose a mayor velocidad cuanto más cerca estén del Sol o del planteta alrededor del cual giran.


Sistema Solar propuesto por Copérnico
Newton enunciaría, posteriormente, la Ley de la Gravitación Universal, que explicaban físicamente las leyes de Kepler.

Los planetas tienen dos movimientos: órbitas y rotaciones. En cuanto a las órbitas, el Sistema Solar visto desde un punto en el espacio por encima del Polo Norte (es decir, “desde arriba”) se vería que todos los planetas giran en el sentido contrario a las agujas del reloj. Las órbitas que describen están casi todas en el mismo plano, que coincide con el plano de la eclíptica, es decir, el plano que se genera con la tras traslación de la Tierra o el plano sobre el que se traslada la Tierra. La única excepción destacada es Plutón, cuyo plano orbital está bastante alejado del de la eclíptica, con un ángulo de 17°. El resto no poseen desviaciones mayores de 1°.

Las órbitas son elípticas y con baja excentricidad. Plutón vuelve a ser una excepción, pues tiene una órbita que describe una elipse mucho más excéntrica. En ocasiones se encuentra más cercano al Sol que Neptuno.

Otras órbitas muy excéntricas son las que describen los cometas. Estos se encuentran muy alejados del Sol y en algunos momentos se acercan. La zona donde se concentran los cometas se encuentra alejada del Sistema Solar y se denomina nube de Oort. Hay factores que pueden desestabilizar esta nube y entonces se producirían lluvias de meteoritos (una lluvia de meteoritos pudo ocasionar la extición de los dinosaurios).

Las rotaciones son movimientos alrededor del eje y se llaman movimientos keplerianos. Hay dos tipos, en el sentido contrario de las aujas del reloj o rotación directa y en sentido de las agujas del reloj o rotación retrógada. Venus y Urano presentan rotación retrógrada y el resto directa.

La velocidad de rotación marca la duración de los días. Esta es muy variable. La rotación de Júpiter, por ejemplo, es muy rápida y dura alrededor de 9,8 horas terrestres. La rotación de Plutón es más lenta y dura unos 6,4 días terrestres. Venus tarda 243 días en dar un giro sobre su eje, mientras que tarda 225 días en dar una vuelta alrededor del sol; esta rotación tan lenta es la que hace que Venus sea una esfera casi perfecta.

Un caso peculiar es el que presenta la Luna. Tiene una rotación bloqueada o sincrónica. Debido a la fuerza de atracción de la Tierra, la Luna ha bloqueado su rotación, es decir, su rotación dura tanto como su traslación, dando una vuelta sobre si misma a la vez que da una vuelta alrededor de la Tierra. Por esta razón, hay una cara oculta de la Luna, pues esta nos muestra solo una de sus caras.

Rotación sincrónica de la Luna respecto a la Tierra.

Muchos satélites tienen su rotación bloqueada o sincrónica. Por ejemplo, todos los satélites ee Jupiter.

Un efecto de las diferentes velociades de rotación es la diferente intensidad del campo magnético. Por ejemplo, Venus casi no tiene campo magnético, debido a su lenta rotación. Para que haya campo magnético se requieren rotaciones elevadas. Júpiter tiene un campo magnético muy fuerte.

La mayoría de los planetas tienen un eje de rotación aproximadamente perpendicular al plano de la órbita del planeta. La excepción es Urano, que por alguna razón desconocida tiene un eje de rotación inclinado 82,5° respecto al eje vertical perpendicula al eje de la órbita.

Eje de rotación de Urano

Otro fenómeno curioso es que casi todos los planetas tienen una rotación directa, contraria a las agujas del roloj. En cambio, Venus y Urano presenta rotación retrógada. No se conoce la causa de estas anomalías en las rotaciones. Se piensa que la variación tuvo lugar ya en las primeras fases de formación del Sistema Solar.

Distancias planetarias y Ley de Titius-Bode.

La distancia de cada uno de los planetas con el Son se ajusta a una ecuación denominada ley de Bode, enunciada en 1772 y cuya expresión es la siguiente:

dn=(n+4)/10

Donde n tiene un valor que crece en progresión geométrica de valor 2. Para que esta ecuación se cumpla, para Mercurio y Venos debemos darle un valor orbital de 0 y 10 respectivamente.

Visto en modo gráfico, las distancias en relación a la masa serían las siguientes:

Distancias de los planetas en relación a su tamaño

Como vemos hay varios problemas. Falta el planeta que ocuparía el hueco en el 24. Posteriormente se descubriría que en esa posición había asteroides. Las distancias predecidas por esta ley coinciden muy bien para Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, los Asteroides y Júpiter. Para Saturno la distancia es un 5% menor que la calculada. Para Urano el error ya está en el 30%. Con Neptuno no concide y Plutón quedaría aproximadamente en el punto en el que se esperaría que estuviese Neptuno.
 
Gráfico del Sistema Solar con planos de rotación
Esta ley carece de explicación y el punto de partida de la misma es artificial, ya que debemos dar los dos primeros términos de forma arbritaria.

Para la tierra n tiene un valor de 6. dT1 entonces tomará un valor de 1 y a ese valor corrsponde una unidad astronómica. Una unidad astronómica equivalen a 150 millones de kilómetros.

Parece que también los satélites de Júpiter responden a este comportamietno, dando también a los dos primeros unos valores concretos arbitrarios. Aunque se desconoce exactamente la razón que se esconde tras esta ley general.

Límite de Roche.

Se denomina límite de Roche a la distancia crítica a la que puede darse un satélite respecto al planeta alrededor del cual gira. Por debajo, la atracción gravitacional causa en el satélite fuerzas mareales tales que harán que éste se fragmente.
Las fuerzas mareales derivan de que la atracción gravitacional de los satélites no solo provoca las mareas sobre los océanos que conocemos en la tierra, también actúa sobre la Tierra (mareas terrestres), si un satélite está demasiado cerca, el satélite se desintegraría (ya que el efecto de la marea también lo produce el planeta sobre el satélite).

Este límite se estima que es de tres veces el diámetro del plaeta. Y esta es la explicación para los anillos que presentan varios planetas gigantes. De hecho, aunque los más conocidos son los de Saturno, también Júpiter, Urano y Neptuno (éste último muy tenus) presentan anillos (de menor tamaño que los de Saturno, lógicamente).

Los anillos derivarían de satélites desintegrados, o de material que no puede agregarse porque está por debajo del límite de Roche. Los asteroides del cinturón presente entre Marte y Júpiter también se encuentran en ese estado (es decir, troceados) debido a que Júpiter evita que puedan congregarse para formar un planeta.

Densidad y morfología de los planetas.

Los cuerpos planetarios presentan diferenciación en la densidad desde la superficie hasta su núcleo. La distribución de densidades no es uniforme. A partir del momento de inercia de un planeta se puede calcular si su masa está concentrada hacia el centro del planeta o hacia su superficie.

Así, se sabe que la Tierra tiene una densidad media de 5,5g/cc y las rocas de la superficie solo tienen una densidad media de entre 3 y 3,5g/cc. Se supone que en el núcleo deben existir, por lo tanto, densidades muy altas.

Esta diferencia de densidades existe en otros planetas. Júpiter tiene una densidad de unos 1,33gr/cc y su volumen es equivalente a 318 Tierras. De las 318 Tierras a las que equivale Júpiter, unas 300 corresponderían a la fracción gaseosa del planeta y las 18 Tierras restantes serían los materiales sólidos, de altísima densidad (unos 20gr/cc), que se encontrarían concentrados en el núcleo.
El hecho de que la mayor parte de la densidad se encuentre concentrada en el núcleo del planeta es común a todos los planetas.

Debe haber una razón para que la mayoría de los cuerpos celestes sean esféricos y solo los asteroides y cuerpos pequeños sean irregulares. Se supone que los cuerpos grandes, con diámetros superiores a los 400 kilómetros, tienen presiones gravitatorias considerables, lo que conlleva aumentos de temperatura en el núcleo. Por esto tienden a comportarse ocmo un fluido y la forma que adquiere un fluido girando libremente en el vacío es precisamente una esfera. A causa de la fuerza centrífuga, los planetas tenderán a achatarse por los polos y ensancharse por su zona ecuatorial.

Los cuerpos con diámetros menores a 400 kilómetros de diámetro están fríos, carecen de calor interno. Las presiones son menores. Y bajo esas condiciones, la metaria sólida resiste las presiones a las que aun está siendo sometida sin fluir.

sábado, 14 de septiembre de 2013

Características generales del Sistema Solar


Está formado por la estrella Sol y un conjunto de cuerpos que giran alrededor de esta estrella: 8 planetas y 1 planetoide, los satélites de los planteas, asteroides (grupo de cuerpos rocosos, girando en su mayor parte entre la órbita de Marte y Júpiter), meteoritos y cometas.
 
Composición con los planetas del Sistema Solar
Los planetas se dividen clásicamente en planetas menors y mayores. Los menores serían Mercurio, Venus, Tierra, Marte y antiguamente Plutón (aunque ha perdido su categoría de planeta y ahora se le considera un planeta enano o planetoide). Los mayores serían Júpiter, Saturno, Neptuno y Urano.

Esta clasificación tiene sus problemas. Existen asteroides con diámtros de incluso más de 100 kilómetros. Por ejemplo, hay un asteroide no perteneciente al cinturón de asteroides cuyo diámetro es de 350 kilómetros. Plutón, que era considerado un planeta, es más pequeño que muchos satélites.

Por esta razón, hoy en día la clasificación atiende no solo al tamaño, sin también a la composición química y geológica de los cuerpos celestes.

Los planetas giran en una órbita aproximadamente elíptica. El Sol representa el 99% de la masa total del conjunto del Sistema Solar.

Dentro del Sol distinguimos varias partes. La Cronosfera, de muy baja densidad, es su capa más externa. Más profundamente encontramos la Fotosfera, de alta densidad y altísima temperatura. Por debajo de la fotosfera la investigación se vuelve muy compleja, ya que los telescopios tradicionales no ven.

De entre los plantas, Júpiter es el mayor, representando el 71% de la masa total de los planetas. A los cuatro primeros planteas del sistema se les llama plantas internos, al resto se les denomina planetas externos.

Plutón tiene un diámetro un 50% menor que el de la Luna. De ahí que se le considere un planetoide.

Hay asteroides en el cinturón entre Marte y Júpiter, pero también existen asteorides exteriores. Y por eso se tiende a hablar de cuerpos plantarios, que son cuerpos que giran alrededor de una estrella en órbias más o menos elípticas, o alrededor de otro cuerpo planetario. Todos estos cuerpos son demasiado pequeños para que en su interior se produzcan reacciones de fusión con las que suceden en el Sol. Es posible que a Júpiter le falte relatiamente poca masa para conseguir este tipo de reacciones (es decir, a nivel de masa, podría estar cerca de ser una estrella).
 
Planetas del Sistema Solar
Atendiendo a la composición química, se distinguen tres categorías:
  1.  Cuerpos silicatados que poseen hierro.
  2.  Cuerpos silicatados con hielo agua o hielo de otros materiales volátiles.
  3.  Cuerpos de gran tamaño compuestos fundamentalmente por volátiles helados (como hidrógeno y ehlio congelados).

Dentro de la primera categoría hay dos grandes grupos de cuerpos silicatados. Por un lado, aquellos con abundancia de hierro, correspondiendo a esta categoría Mercurio, Venus y Tierra.

Por otro lado, aquellos con escaso contenido en hierro, como son Marte, la Luna y Europa e Io (estos dos últimos son satélites de Júpiter).

Dentro de los cuerpos silicatos con hielo de agua o de otros materiales volátiles helados encontraríamos a Plutón y a la mayoría de los satélites de los planetas exteriores.

Y por último, dentro de los cuerpos de gran tamaño compuesto por volátiles helados encontramos a los grandes planetas, llamados también planetas gigantes o gaseosos. Es decir, Jupiter, Saturno, Neptuno y Urano.

Desde el punto de vista geológico, nos interesa la densidad y si hubo o no hubo actividad geológica en el planeta, es decir, vulcanismo activo, movimientos en la corteza omo fallas, placas de corteza destruida, etc.

Para esto el planeta necesita un calor suficiente, que permita este tipo de movimietnos. Cuando presenta actividad tectónica, habrá partes de la corteza más nuevas y partes más viejas. Cuando el plantea presenta muchos crátres de impacto suele deberse a que la corteza no se renueva (es decir, no hay actividad geológica de ese tipo). De ahí que la Luna, por ejemplo, tenga gran cantidad de cráteres derivados del impacto d curpos. Los impactos son una buena medida del tiempo, a más cráteres, mayor tiempo de renovación de la corteza.

Los cuerpos del primer grupo, como Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Io, Europa y la Luna tienen densidades de entre 3gr/cc y 5gr/cc. Son el tipo de cuerpo más denso. Se les llama cuerpos plaetarios de tipo terrestre. Su rasgo fundamental es que, a lo largo de su historia, han generado calor suficiente para que en ellos se haya producido actividad geológica. En algunos ha sido tan importante que la corteza se ha renovado y se han borrado los rasgos primitivos. En algunos, la actividad geológica aun se encuentra presente, aun están activos (como en la Tierra, Venus e Io). En otros, en cambio, ya se ha paralizado.

El segundo grupo es de cuerpos presenta densidades menores, de entre 1,5gr/cc y 2gr/cc. Son inactivos geológicamente. Por eso son unos excelentes laboratorios para comprender las primeras etapas del desarrollo del Sistema Solar, los sucesos primordiales. Son como una foto fija de los primeros episodios del Sistema Solar.
El tercer grupo, los planetas gigantes, tienen unas densidades bajísimas, de entre 0,7gr/cc y 1,7gr/cc. Es un indicio de la baja cantidad de silicatos que presentan. Se supone que estos compuestos silicatados se encuentran enterrados en el núclo bajo los compuestos volátiles, en forma de gas o de plasma. Las densidades delnúcleo deben ser mucho más altas que el exterior. No hay procesos geológicos detectables, pero hay una dinámica superficial comprarable a la actividad atmosférica. En Jupiter pueden verse ciclones y anticiclones.