Sistema Solar

Sol. Planetas. Satélites. Asteroides. Cometas. Luna

  • Enviado por: Taty
  • Idioma: castellano
  • País: España España
  • 35 páginas
publicidad
publicidad

Conjunto formado por el Sol y los cuerpos celestes que se mueven a su alrededor. Está integrado por una estrella central, el Sol, y una serie de cuerpos que están ligados gravitacionalmente con este astro: nueve grandes planetas (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno, y Plutón),junto con sus satélites, planetas menores y asteroides, los cometas, polvo y gas interestelar. Sus dimensiones alcanzan una distancia del orden de 1012 km alrededor del Sol. Se especula además con la existencia del planeta X ( X, diez en números romanos), el cual no se ha conseguido localizar, que justificaría ciertas anomalías en la órbita de Plutón.

Pertenece a la galaxia llamada Vía Láctea, que esta formada por unos cientos de miles de millones de estrellas que se extienden a lo largo de un disco plano de 100.000 años luz. Esta situado en uno de los tres brazos en espiral de esta galaxia llamado Orión, a unos 32.000 años luz del núcleo, alrededor de la cual gira a la velocidad de 250 km por segundo empleando doscientos veinticinco millones de años en dar una vuelta completa, lo que se denomina año cósmico. El Sol se encuentra a una distancia media de la Tierra de 149 millones de km, unas 270.000 veces menos que Próxima Centauri, la estrella más próxima a nuestro Sistema Solar.

Los primeros estudios científicos del Sistema Solar se iniciaron con la descripción cinemática suministrada por la leyes de Kepler, que sería justificadas posteriormente por las ley de la Gravitación Universal de Newton.

El sistema Solar es un sistema prácticamente plano, la inclinación de las órbitas de los diferentes cuerpos del Sistema Solar, medidas respecto del plano de la órbita de la Tierra o eclíptica, son de unos pocos grados. La excepción la constituyen Plutón y las mayoría de los cometas, que muestran unas inclinaciones elevadas.

Sistema Solar

METEORITO

El planeta mas grande del sistema solar es Júpiter, formado principalmente por una mezcla de helio e hidrogeno, le sigue en masa Saturno con una composición similar, además de Neptuno, Urano y Plutón. Mas allá de Plutón se encuentran, en el espacio, un numero considerable de objetos formados generalmente por gases congelados llamados cometas que se llegan a observar cuando se aproximan al Sol. Sus órbitas son muy excéntricas, y su cercanía al sol les hace perder una buena parte de su masa.

En el espacio existen además un gran numero de objetos, generalmente de naturaleza metálica, con pesos que pueden ser de un gramo pero que pueden superar los cientos de kilogramos, son conocidos como meteoritos y bombardean la superficie de los planetas, estos son los causantes de los cráteres existentes en la Luna. Estos meteoritos cuando entran en contacto con la atmósfera terrestre se inflaman, apareciendo en las noches claras como las conocidas estrellas fugaces.

En la Galaxia a la que pertenecemos, que se calcula que contiene mas de 108 estrellas, solo se conoce la existencia de nuestro sistema solar, el resto están demasiado lejos para detectar la existencia de sus planetas con la tecnología actual.

Componentes del Sistema Solar

El Sistema Solar, que mide unos 12.000 millones de km de diámetro, está compuesto por una estrella y millones de objetos que giran a su alrededor, denominados genéricamente cuerpos planetarios. Se entiende por cuerpo planetario a todo objeto con una órbita alrededor de una estrella y de tamaño lo suficientemente pequeño para que en su interior no se inicien reacciones de fusión nuclear. Son cuerpos planetarios los planetas, satélites, asteroides y cometas.

El Sol

El Sol es el elemento más importante en nuestro sistema solar. Es el objeto más grande y contiene aproximadamente el 98% de la masa total del sistema solar. Se requerirían ciento nueve Tierras para completar el disco solar, y su interior podría contener más de 1.3 millones de Tierras. La capa exterior visible del Sol se llama la fotosfera y tiene una temperatura de 6,000°C (11,000°F). Esta capa tiene una apariencia manchada debido a las turbulentas erupciones de energía en la superficie.

La energía solar se crea en el interior del Sol. Es aquí donde la temperatura (15,000,000° C; 27,000,000° F) y la presión (340 millardos de veces la presión del aire en la Tierra al nivel del mar) son tan intensas que se llevan a cabo las reacciones nucleares. Éstas reacciones causan núcleos de cuatro protones ó hidrógeno para fundirse juntos y formar una partícula alfa ó núcleo de helio. La partícula alfa tiene cerca de .7 por ciento menos masa que los cuatro protones. La diferencia en la masa es expulsada como energía y es llevada a la superficie del Sol, a través de un proceso conocido como convección, donde se liberan luz y calor. La energía generada en el centro del Sol tarda un millón de años para alcanzar la superficie solar. Cada segundo se convierten 700 millones de toneladas de hidrógeno en cenizas de helio. En el proceso se liberan 5 millones de toneladas de energía pura; por lo cual, el Sol cada vez se vuelve más ligero.

Sistema Solar

La cromosfera está sobre la fotosfera. La energía solar pasa a través de ésta región en su trayectoria de salida del Sol. Las Fáculas y destellos se levantan a la cromosfera. Las Fáculas son nubes de hidrógeno brillantes y luminosas las cuales se forman sobre las regiones donde se forman las manchas solares. Los destellos son filamentos brillantes de gas caliente y emergen de las regiones de manchas solares. Las manchas solares son depresiones obscuras en la fotosfera con una temperatura promedio de 4,000°C (7,000°F).

La corona es la parte exterior de la atmósfera del Sol. Es en ésta región donde aparecen las erupciones solares. Las erupciones solares son inmensas nubes de gas resplandeciente que se forman en la parte superior de la cromosfera. Las regiones externas de la corona se estiran hacia el espacio y consisten en partículas que viajan lentamente alejándose del Sol. La corona se puede ver sólo durante los eclipses totales de Sol.

El Sol en Números

 Masa (kg)

1.989e+30 

 Masa (Tierra = 1)

332,830 

 Radio ecuato

rial (km)

695,000 

 Radio ecuatorial (Tierra = 1)

108.97 

 Densidad media (grs/cm^3)

1.410 

 Período Rotacional (días)

25-36* 

 Velocidad de escape (km/seg)

618.02 

 Luminosidad (ergios/seg)

3.827e33 

 Magnitud (Vo)

-26.8 

 Temperatura media en la superficie

6,000°C 

 Edad (miles de millones de años)

4.5 

 Componentes químicos principales

Hidrógeno

Helio

Oxígeno

Carbono

Nitrógeno

Neón

Hierro

Silicio

Magnesio

Azufre

Otros


92.1%
7.8%
0.061%
0.030%
0.0084%
0.0076%
0.0037%
0.0031%
0.0024%
0.0015%
0.0015%

El sol aparentemente ha estado activo por 4,600 millones de años y tiene suficiente combustible para permanecer activo por otros cinco mil millones de años más. Al fin de su vida, el Sol comenzará a fundir helio con sus elementos más pesados y comenzará a hincharse, por último será tan grande que absorberá a la Tierra. Después de mil millones de años como gigante rojo, de pronto se colapsará en una enana blanca -- será el final de una estrella como la conocemos. Puede tomarle un trillón de años para enfriarse completamente.

  • El período de rotación del Sol en la superficie varía desde aproximadamente 25 días en el ecuador hasta 36 días en los polos. Un poco mas abajo, bajo la zona de convección, todo parece rotar con un período de 27 días.

Planetas.

No es fácil establecer definiciones rigurosas que permitan diferenciar a los planetas del resto de los cuerpos planetarios. Esencialmente, un planeta se diferencia de una estrella en su cantidad de masa, nunca superior a 1031 g. A causa de este déficit, los planetas no desarrollan procesos de fusión termonuclear y no pueden emitir luz propia; limitándose a reflejar la de la estrella entorno a la cual giran.

Históricamente se han distinguido nueve: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón; sin embargo, existen otros cuerpos planetarios que por sus grandes dimensiones podrían ser considerados también como planetas. Éste es el caso de Ceres que con un diámetro superior a los 1.000 km es empero, clasificado como un asteroide.

Todos los planetas recorren sus órbitas alrededor del Sol en sentido contrario al de las agujas del reloj, fenómeno que se conoce como traslación directa. Los Planetas tienen órbitas prácticamente circulares, según las leyes de Kepler son elipses o círculos achatados. La desviación de la forma circular está cuantificada por el valor de la excentricidad e. La excepción a este hecho la constituyen Mercurio y Plutón, cuyas órbitas son más excéntricas (e » 0.2).

La distancia media Tierra-Sol es » 150x106 km; esta distancia se usa como unidad de longitud y se denomina Unidad Astronómica (UA

Los Planetas tienen un movimiento de rotación entorno a su propio eje y en el mismo sentido que el de su traslación alrededor del Sol. Los períodos de rotación van desde los 243 días de Venus hasta las 10h que tarda Júpiter en dar una vuelta sobre si mismo. Los ejes de rotación de los planetas muestran diversas inclinaciones respecto de la eclíptica. La mayor parte del los Planetas poseen numerosos satélites, que generalmente orbitan en el plano ecuatorial del planeta y en el mismo sentido de su rotación. Las órbitas de los diferentes satélites de un planeta siguen a su vez la ley de Titus-Bode.

Según su distancia al Sol, los planetas se clasifican en planetas interiores y exteriores. Estos dos grupos presentas características físicas muy diferentes.

Características de los planetas

Desde las primeras sondas espaciales a Venus y Marte el conocimiento geológico no se limita únicamente a nuestro planeta. Actualmente se dispone de un número considerable de nuevos y valiosos datos sobre la geología de los planetas de nuestro Sistema Solar. Todo este cúmulo de información ha dado lugar a una nueva e incipiente ciencia que se conoce como Geología Planetaria o Geoplanetología.

Los cuerpos planetarios son divisibles desde el punto de vista geológico en planetas ligeros o gigantes, planetas densos o terrestre y cuerpos de hielo y silicatos.

Los planetas ligeros o gigantes se localizan en la parte externa del Sistema Solar. Tienen densidades pequeñas, entre 0,7-1,7 g/cm3, que reflejan su pequeña cantidad de silicatos. Son planetas constituidos básicamente por hidrógeno y helio, reflejo de la composición de la nebulosa solar primigenia. Tienen importantes actividades meteorológicas y procesos de tipo gravitacional en los que el planeta se va compactando, con un pequeño núcleo y una gran masa de gas en convección permanente. Otra característica común, es el poseer anillos formados por pequeñas partículas en órbitas más cercanas que las de sus satélites. A este tipo pertenecen Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.

Los grandes planetas, Júpiter y Saturno, poseen sistemas de satélites, que en cierto modo, son modelos en miniatura del Sistema Solar. Aunque no disponen de fuentes termonucleares de energía, siguen liberando energía gravitatoria en cantidad superior a la radiación solar que reciben.

Los planetas densos o terrestres, están situados en la parte interna del Sistema Solar, zona que comprende desde la órbita de Mercurio hasta el cinturón de asteroides. Tienen densidades entre 3-5,5 g/cm3. Se ha producido una selección muy alta de la materia, dando lugar a productos como uranio, torio, y potasio, con núcleos inestables que acompañan fenómenos de fisión radiactiva. Estos elementos han desarrollado el suficiente calor como para generar vulcanismo y procesos tectónicos importantes. Algunos son todavía activos y han borrado los rasgos de su superficie original. Son ejemplos la Tierra, Io, y Venus.

No obstante, existen otros cuerpos planetarios que han sufrido una intensa craterización de su superficie (Luna, Marte, Fobos, Demos, Venus, en parte, Mercurio e incluso los asteroides). La presencia de cráteres en las superficies planetarias indica cómo ha variado la abundancia de objetos en el espacio interplanetario a lo largo de su evolución, proporcionando una clave para comprender la historia de cada uno de los planetas interiores.

Satélites

Son los cuerpos planetarios que orbitan los planetas y los acompañan en su traslación. Dicha traslación, en general, tiene lugar en el mismo sentido que la del planeta que gravitan (traslación directa). Sin embargo, hay algunos que giran al revés, en sentido contrario al de las agujas del reloj (traslación retrógrada). Son ejemplos: Febe, satélite de Saturno, y Tritón, satélite de Neptuno.

Mercurio

Mercurio recibió este nombre de los romanos por el mensajero de pies alados de los dioses ya que parecía moverse más rápido que ningún otro planeta. Es el planeta más cercano al Sol, y el segundo más pequeño del sistema solar. Su diámetro es un 40% más pequeño que la Tierra y un 40% más grande que la Luna. Es incluso más pequeño que la luna de Júpiter, Ganimedes o la luna de Saturno, Titán.

Si un explorador pudiese poner sus pies en la superficie de Mercurio, descubriría un terreno muy parecido a la superficie lunar. Las colinas redondeadas y cubiertas de polvo de Mercurio han sido erosionadas por el constante bombardeo de meteoritos. Las fallas se levantan varios kilómetros en altura y se prologan cientos de kilómetros. Los cráteres recubren la superficie. El explorador notaría que el Sol parece dos veces y media más grande que en la Tierra; sin embargo, el cielo estás siempre negro debido a la falta de una atmósfera suficiente para provocar la dispersión de la luz. A medida que el explorador recorra el espacio con su vista, podría ver dos brillantes estrellas. Una con aspecto cremoso, Venus y la otra de color azul, la Tierra.

Hasta el Mariner 10, poco se sabía sobre Mercurio debido a las dificultades de observación que tienen los telescopios de la Tierra. En su máxima elongación está a solo 28 grados del Sol tal como se puede ver desde la Tierra. Debido a esto, solo puede ser observado durante el ocaso o en horas diurnas, atravesando una masa considerable de la atmósfera terrestre.

Sistema Solar

Aunque Mercurio no está anclado por las mareas al Sol, su período rotacional está relacionado con su período orbital. Mercurio rota sobre si mismo una vez y media en cada órbita. Debido a esta relación 3:2, un día de Mercurio (de un amanecer a otro amanecer) dura 176 días terrestres. Durante el pasado lejano de Mercurio, su período de rotación podría haber sido más rápido. Los científicos especulan que su rotación podría haberse realizado en tan sólo 8 horas, pero durante millones de años se ha ralentizado debido a las mareas solares. Un modelo de este proceso indica que tal desaceleración podría tardar 109 años y aumentaría la temperatura interior del planeta unos 100 grados Kelvin.

La mayor parte de los hallazgos científicos proceden de la nave espacial Mariner 10 que fue lanzada el 3 de Noviembre de 1973. Pasó por las cercanías del planeta el 29 de Marzo de 1974 a una distancia de 705 kilómetros desde la superficie. El 21 de Septiembre de 1974 pasó por segundo vez cerca del planeta y el 16 de Marzo de 1975 lo hizo una tercera vez. Durante estas visitas, se realizaron mas de 2,700 fotografías, que cubren el 45% de la superficie de Mercurio. Hasta esa fecha los científicos no habían llegado a sospechar siguiera que Mercurio poseyese campo magnético. Pensaban que como era pequeño, su núcleo no se podía haber solidificado hace mucho tiempo. La presencia de un campo magnético indica que el planeta tiene un núcleo de hierro que esta al menos parcialmente fundido. Los campos magnéticos son generados por la rotación de un núcleo fundido conductivo en un proceso que recibe el nombre de efecto dinamo.

Sistema Solar
El Mariner 10 nos mostró que Mercurio posee un campo magnético que es el 1% del campo magnético terrestre. Este campo magnético está inclinado unos 7 grados respecto al eje de rotación de Mercurio y produce magnetosfera alrededor del planeta. La fuente de este campo magnético es desconocida. Podría deberse a un núcleo de hierro parcialmente fundido situado en el interior del planeta. Otra fuente del campo podrá ser la magnetización remanente de las rocas con hierro en su composición; que fueron magnetizadas por un campo magnético más potente durante los años de juventud del planeta. A medida que el planeta se enfrió y solidificó la magnetización remanente se conservó.

Incluso antes del Mariner 10, ya se sabía que Mercurio tenía una densidad elevada. Su densidad es 5.44 g/cm3 que es comparable a la densidad terrestre de 5.52 g/cm3. En un estado sin compresión, la densidad de Mercurio es de 5.5 g/cm3 mientras que la de la Tierra sólo llega a los 4.0 g/cm3. Esta alta densidad indica que el planeta está compuesto en un 60 a 70 por ciento por un metales pesados y un 30% por silicatos pesado. Esto da lugar a un núcleo que ocupa el 75% del radio del planeta y tiene un volumen igual al 42% del volumen total del planeta.

La Superficie de Mercurio

Esta recubierto por cráteres, contiene grandes cuencas de anillos múltiples, y muchos ríos de lava. Los cráteres van desde los 100 metros (tamaño más pequeño que se puede diferenciar en las imágenes del Mariner 10) hasta los 1,300 kilómetros. Aparecen en varios estados de preservación. Algunos son jóvenes con bordes abruptos y brillantes rayos que se alejan de ellos. Otros están muy degradados, con bordes que han sido suavizados por el bombardeo de meteoritos. El cráter más grande de Mercurio es la Cuenca Caloris.

Una cuenca fue definida por Hartmann y Kuiper (1962) como una "gran depresión circular con diferentes anillos concéntricos y alineaciones radiales". Otros consideran que cualquier cráter superior a los 200 kilómetros es una cuenta. La Cuenca Caloris tiene 1,300 kilómetros de diámetro, y fue causada probablemente por proyectiles que superaban los 100 kilómetros de sección. El impacto dio lugar a anillos montañosos concéntricos con alturas de tres kilómetros y enviaron su eyecciones hasta los 600 u 800 kilómetros sobre la superficie del planeta. (Otro buen ejemplo de cuenca con anillos concéntricos es la Región Valhalla en la luna de Júpiter, Calisto) Las ondas sísmicas producidas por el impacto en Caloris se enfocaron en el otro lado del planeta, dando lugar a una región de terreno caótico. Después del impacto el cráter se llenó parcialmente por ríos de lava.

Mercurio está marcado por grandes acantilados curvos o escarpaduras lobulares que fueron aparentemente formados a medida que Mercurio se enfriaba y se encogía en tamaño varios kilómetros. Esta reducción de tamaño produjo una corteza arrugada con farallones de varios kilómetros de altura y cientos de kilómetros de longitud.

Sistema Solar
La mayor parte de la superficie de Mercurio está cubierta por llanuras. Muchas de ellas son viejas y están llenas de cráteres, pero algunas más jóvenes tienen menos cráteres. Los científicos han clasificado estas llanuras como llanuras intercráter y llanuras suaves. Las primeras están menos saturadas de cráteres y estos tienen diámetros inferiores a los 15 kilómetros. Estas llanuras fueron formadas probablemente cuando los ríos de lava sepultaron el terreno antiguo. Las llanuras suaves son más jóvenes todavía con menos cráteres. Estas ultimas se pueden encontrar alrededor de la cuenca Caloris En algunas zonas se pueden ver parches de lava lisa que recubren los cráteres.

La historia de la formación de Mercurio es similar a la de la Tierra. Hace unos 4,500 millones de años se formó el planeta. Esta fue una época de intenso bombardeo de los planetas a medida que recolectaban el material y los restos de la nebulosa de la que se formaron. En una etapa temprana de esta formación, Mercurio probablemente se diferenció en un denso núcleo metálico y una corteza de silicatos. Después de un período de intenso bombardeo, la lava corrió por la superficie del planeta y recubrió la antigua corteza. Alcanzado este punto, la mayor parte de los residuos de la nebulosa original habían sido barridos ya y Mercurio entró en un período de bombardeo más ligero. Durante este período se formaron las llanuras intercráteres. Luego Mercurio se enfrió. Su núcleo se contrajo dando lugar a su vez a la rotura de la corteza y originando la aparición de prominentes escarpes lobulares. Durante la tercera etapa, la lava anegó las tierras bajas y produjo las llanuras suaves. Durante la cuarta etapa el bombardeo de micrometeoritos produjo una superficie pulverulenta también conocida como regolito. Unos pocos meteoritos de mayor tamaño chocaron contra la superficie produciendo brillantes cráteres con radios. Salvo por las ocasionales colisiones de algún meteorito, la superficie de Mercurio ya no está activa y permanece como estaba hace millones de años.

¿Puede existir agua en Mercurio?

Podría parecer que Mercurio no puede poseer agua bajo ninguna forma. Tiene una atmósfera muy tenue y está muy caliente durante el día, pero en 1991 científicos del Caltech lanzaron ondas de radio sobre Mercurio y detectaron un retorno brillante muy poco usual sobre el polo norte del planeta. El aparente brillo del polo norte podría ser explicado por la presencia de hielo sobre o justo debajo de la superficie. Pero, ¿es posible que Mecurio tenga hielo? Debido a que la rotación de Mercurio es casi perpendicular a su plano orbital, el polo norte siempre ve el sol por debajo del horizontal y los científicos sospechan que podría estas a temperatura inferiores a los -161°C. Estas gélidas temperaturas podrían atrapar el agua que surge del planeta en forma de gas, o los hielos llevados hasta allí por los impactos cometarios. Estos depósitos de hielo podrían estar cubiertos por una capa de polvo y, a pesar de ello, dar un retorno brillante en el radar.

Estadísticas de Mercurio

 Masa (kg)

3.303e+23 

 Masa (Tierra = 1)

5.5271e-02 

 Radio ecuatorial (km)

2,439.7 

 Radio ecuatorial (Tierra = 1)

3.8252e-01 

 Densidad media (gm/cm^3)

5.42 

 Distancia media desde el Sol (km)

57,910,000 

 Distancia media desde el Sol (Tierra = 1)

0.3871 

 Período rotacional (días)

58.6462 

 Período orbital (días)

87.969 

 Velocidad media orbital (km/sec)

47.88 

 Excentricidad orbital

0.2056 

 Inclinación de su eje (grados)

0.00 

 Inclinación orbital (grados)

7.004 

 Gravedad en la superficie ecuatorial (m/sec^2)

2.78 

 Velocidad de escape ecuatorial (km/sec)

4.25 

 Albedo geométrico visual

0.10 

 Magnitud (Vo)

-1.9 

 Temperatura media en la superficie

179°C 

 Temperatura máxima en la superficie

427°C 

 Temperatura mínima en la superficie

-173°C 

 Composición atmosférica

Helio

Sodio

Oxígeno

Otros


42% 
42% 
15% 
1% 

Venus

Venus, la joya del cielo, fue conocida antaño por los astrónomos por el nombre de estrella de la mañana y estrella de la tarde. Los primeros astrónomos pensaron que Venus podría ser en realidad dos cuerpos separados. Venus, que recibe el nombre de la diosa romana del amor y la belleza, está oculto por una gruesa cubierta turbulenta de nubes.

Sistema Solar
Los astrónomos se refieren a venus como el planeta hermano de la Tierra. Ambos tienen similar tamaño, masa, densidad y volumen. Ambos se formaron más o menos al mismo tiempo y se condesaron a partir de la misma nebulosa. Sin embargo, durante los últimos años los investigadores han encontrado que el parecido termina aquí. Venus es muy diferente de la Tierra. No tiene océanos y está rodeado por una pesada atmósfera compuesta principalmente por dióxido de carbono con casi nada de vapor de agua. Sus nubes están compuestas por gotas de ácido sulfúrico. En la superficie, la presión atmosférica es 92 veces mayor que la presión en la Tierra a nivel del mar.

Venus es abrasador con una temperatura en la superficie de unos 482° C (900° F). Esta alta temperatura es debida básicamente a un aplastante efecto invernadero causado por la pesada atmósfera y el dióxido de carbono. La luz solar atraviesa la atmósfera para calentar la superficie del planeta. El calor es radiado de nuevo hacia el exterior pero es atrapado por la densa atmósfera y no puede escapar hacia el espacio. Esto hace que Venus sea más caliente que Mercurio.

Un día Venusiano tiene 243 días terrestres y es más largo que su año de 225 días. De una forma extraña, Venus rota del este hacia el oeste. Para un observador en Venus, el Sol se levantaría por el oeste para ponerse por el este

Hasta hace muy poco, la densa cubierta nubosa de Venus había impedido a los investigadores descubrir la naturaleza geológica de su superficie. Los últimos desarrollos en los telescopios por radar y los sistemas de formación de imágenes por radar que orbitan el planeta han hecho posible observar a través de las nubes la superficie. Cuatro de las misiones más exitosas en el descubrimiento de la superficie Venusiana han sido la misión Pioneer de la NASA (1978), las misiones Venera 15 y 16 (1983-1984) de la Unión Soviética y la Misión Magallanes de la NASA (1990-1994) para la creación por radar de un mapa de la superficie de Venus. A medida que estas naves espaciales han empezado a levantar el mapa del planeta ha surgido una nueva imagen de Venus.

La superficie de Venus es relativamente joven, geológicamente hablando. Parece haber sido reconstruida completamente hace unos 300-500 millones de años. Los investigadores debaten ahora cómo y por qué ocurrió esto. La topografía Venusiana está compuesta por vastas llanuras cubiertas por ríos de lava y montañas o mesetas deformadas por la actividad geológica. El Monte Maxwell en la Tierra de Ishtar es el punto más alto de Venus. Las mesetas de la Tierra de Afrodita se extienden a lo largo de casi la mitad del ecuador. Las imágenes de la sonda Magallanes de las mesetas tomadas desde una altura de 2.5 kilómetros (1.5 millas) son inusualmente brillantes, lo que es propio de suelos húmedos. Sin embargo, el agua líquida no existe en la superficie y por lo tanto no puede ser la causa del brillo de las mesetas. Una teoría sugiere que este material brillante podría estar constituido por compuestos metálicos. Diversos estudios muestran que el material podría ser pirita de hierro. Es inestable en las tierras bajas pero sería estable en las mesetas. El material podría ser también algún tipo de material exótico que produciría los mismos resultados pero en concentraciones menores.

Venus está surcado por numerosos cráteres de impacto distribuidos aleatoriamente sobre su superficie. Los cráteres con menos de 2 kilómetros (1.2 millas) no existen apenas debido a la pesada atmósfera de Venus. La excepción se produce cuando los meteoritos grandes se fracturan justo antes del impacto, dando lugar a las agrupaciones de cráteres. Los volcanes y los fenómenos volcánicos son todavía más numerosos. Al menos el 85% de la superficie de Venus esta cubierta por roca volcánica. Grandes ríos de lava, que se prolongan durante cientos de kilómetros, han cubierto las tierras bajas creando vastas llanuras. Más de 100,000 pequeños escudos volcánicos puntean la superficie junto con cientos de grandes volcanes. Los ríos procedentes de los volcanes han producido largos canales sinuosos que se prolongan por cientos de kilómetros, destacando uno con casi 7,000 kilómetros (4,300 millas) de longitud.

Sobre Venus pueden encontrarse gigantescas calderas con más de 100 kilómetros (62 millas) de diámetro. Las calderas terrestres suelen tener normalmente sólo unos pocos kilómetros de diámetro. Algunos fenómenos únicos en Venus incluyen las coronas y los aracnoides. Las coronas son grandes fenómenos circulares u ovales, rodeados por acantilados y con cientos de kilómetros de envergadura. Se piensa que son el reflejo en superficie de los afloramientos del manto. Los aracnoides son fenómenos alargados similares a las coronas. Podrían haber sido causados por la roca fundida que se filtra a través de las fracturas y da lugar a sistemas radiales de fracturas y diques.

Venus en Números

 Masa (kg)

4.869e+24 

 Masa (Tierra = 1)

0.81476 

 Radio ecutorial (km)

6,051.8 

 Radio ecutorial (Tierra = 1)

0.9488 

 Densidad media (gm/cm^3)

5.25 

 Distancia media desde el Sol (km)

108,200,000 

 Distancia media desde el Sol (Tierra = 1)

0.7233 

 Período rotacional (días)

-243.0187 

 Período orbital (días)

224.701 

 Velocidad orbital media (km/seg)

35.02 

 Excentricidad orbital

0.0068 

 Inclinación del eje (grados)

177.36 

 Inclinación orbital (grados)

3.394 

 Gravedad superficial en el ecuador (m/seg^2)

8.87 

 Velocidad de escape en el ecuador (km/seg)

10.36 

 Alabedo geométrico visual

0.65 

 Magnitud (Vo)

-4.4 

 Temperatura superficial media

482°C 

 Presión Atmosférica (bares)

92 

 Composición atmosférica

Dióxido de carbono

Nitrógeno


96% 
3+% 

La Tierra

Desde la perspectiva que tenemos en la Tierra, nuestro planeta parece ser grande y fuerte con un océano de aire interminable. Desde el espacio, los astronautas frecuentemente tienen la impresión de que la Tierra es pequeña, con una delgada y frágil capa de atmósfera. Para un viajero espacial, las características distintivas de la Tierra son las aguas azules, masas de tierra café y verde y nubes blancas contrastando con un fondo negro.

Muchos sueñan con viajar en el espacio y ver las maravillas del universo. En realidad todos nosotros somos viajeros espaciales. Nuestra nave es el planeta Tierra, viajando a una velocidad de 108,000 kilómetros (67,000 millas) por hora.

Sistema Solar
La Tierra es el tercer planeta más cercano al Sol, a una distancia de alrededor de 150 millones de kilómetros (93.2 millones de millas). A la Tierra le toma 365.256 días viajar alrededor del Sol y 23.9345 horas para que la Tierra rote una revolución completa. Tiene un diámetro de 12,756 kilómetros (7,973 millas), solamente unos cuantos kilómetros más grande que el diámetro de Venus. Nuestra atmósfera está compuesta de un 78 por ciento de nitrógeno, 21 por ciento de oxígeno y 1 por ciento de otros constituyentes.

La Tierra es el único planeta en el sistema solar que se sabe que mantiene vida. El rápido movimiento giratorio y el núcleo de hierro y níquel de nuestro planeta generan un campo magnético extenso, que, junto con la atmósfera, nos protege de casi todas las radiaciones nocivas provenientes del Sol y de otras estrellas. La atmósfera de la Tierra nos protege de meteoritos, la mayoría de los cuales se desintegran antes de que puedan llegar a la superficie.

De nuestros viajes al espacio, hemos aprendido mucho acerca de nuestro planeta hogar. El primer satélite americano, el Explorer 1, descubrió una zona de intensa radiación, ahora llamada los cinturones de radiación Van Allen. Esta capa está formada por partículas cargadas en rápido movimiento que son atrapadas por el campo magnético de la Tierra en una región con forma de dona rodeando el ecuador. Otros descubrimientos de los satélites muestran que el campo magnético de nuestro planeta está distorsionado en forma de una gota debido al viento solar.. También sabemos ahora que nuestra fina atmósfera superior, que antes se creía era calmada y sin incidentes, hierve con actividad creciendo de día y contrayéndose en las noches. Afectada por los cambios en la actividad solar, la atmósfera superior contribuye al tiempo y clima en la Tierra.

Sistema Solar
Además de afectar el clima en la Tierra, la actividad solar genera un fenómeno visual dramático en nuestra atmósfera. Cuando las partículas cargadas del viento solar se quedan atrapadas en el campo magnético de la Tierra, chocan con moléculas de aire sobre los polos magnéticos de nuestro planeta. Estas moléculas de aire entonces empiezan a emitir luz y son conocidas como las auroras o las luces del norte y del sur.

La Tierra en Números

 Masa (kg)

5.97e+24 

 Masa (Tierra = 1)

1.0000e+00 

 Radio ecuatorial (km)

6,378.14 

 Radio ecuatorial (Tierra = 1)

1.0000e+00 

 Densidad media (g/cm^3)

5.515 

 Densidad media (g/cm^3)

5.515 

 Distancia media al Sol (km)

149,600,000 

 Distancia media al Sol (Tierra = 1)

1.0000 

 Periodo rotacional (días)

0.99727 

 Periodo rotacional (horas)

23.9345 

 Periodo orbital (días)

365.256 

 Velocidad orbital media (km/seg)

29.79 

 Excentricidad orbital

0.0167 

 Inclinación del eje

23.450 

 Inclinación orbital

0.0000 

 Velocidad de escape ecuatorial (km/seg)

11.18 

 Gravedad superficial ecuatorial (m/seg^2)

9.78 

 Albedo geométrico visual

0.37 

 Temperatura superficial media

150 C 

 Presión atmosférica (bares)

1.013 

 Composición atmosférica

Nitrógeno

Oxígeno

Otros


77% 
21% 
2% 

Marte

Sistema Solar
Marte es el cuarto planeta desde el Sol y suele recibir el nombre de Planeta Rojo. Las rocas, suelo y cielo tienen una tonalidad rojiza o rosácea. Este característico color rojo fue observado por los astrónomos a lo largo de la historia. Los romanos le dieron nombre en honor de su dios de la guerra. Otras civilizaciones tienen nombres similares. Los antiguos Egipcios lo llamaron Her Descher que significa el rojo.

Antes de la exploración espacial, Marte era considerado como el mejor candidato para albergar vida extraterrestre. Los astrónomos creyeron ver líneas rectas que atravesaban su superficie. Esto condujo a la creencia popular de que algún tipo de inteligencia había construido canales de irrigación. En 1938, cuando Orson Welles emitió una novela radiofónica basada en el clásico de Ciencia Ficción La Guerra de los Mundos de H.G. Wells, se produjeron escenas de pánico debido a que un montón de gente creyó realmente que la Tierra era invadida por marcianos.

Otra razón que condujo a los investigadores a esperar la presencia de vida en Marte eran los cambios estacionales de color en la superficie del planeta. Este fenómeno llevó a especular sobre la posibilidad de que las condiciones de la superficie produjeran un florecimiento de la vegetación durante los meses cálidos y un estado de latencia durante los períodos más fríos.

En Julio de 1965, la nave Mariner 4, transmitió 22 imágenes cercanas de Marte. Todo lo que se podía ver era una superficie con muchos cráteres y canales de origen natural pero ninguna evidencia de canales artificiales o agua circulante. Finalmente, en Julio y Septiembre de 1976, las sondas Viking 1 y 2 se posaron sobre la superficie de Marte. Los tres experimentos biológicos realizados por las sondas descubrieron una actividad química inesperada y enigmática en el suelo Marciano, pero no suministraron ninguna evidencia clara sobre la presencia de microorganismos vivos en el suelo cercano a las sondas. De acuerdo con los biólogos de la misión, Marte es auto-esterilizante. Creen que la combinación de radiación ultravioleta solar que satura la superficie, la extrema sequedad del suelo y la naturaleza oxidante de la química del suelo impiden la formación de organismos vivos en el suelo Marciano. Sin embargo, permanece abierta la pregunta sobre la existencia de vida en Marte en un pasado lejano.

Otros instrumentos no encontraron signo alguno de química orgánica en los dos puntos de aterrizaje, pero sí suministraron un análisis preciso y definitivo de la composición de la atmósfera Marciana y se encontraron trazas de elementos no detectados con anterioridad.

Atmósfera

La atmósfera de Marte es bastante diferente de la atmósfera de la Tierra. Esta compuesta fundamentalmente por dióxido de carbono con pequeñas cantidades de otros gases. Los seis componentes más comunes de la atmósfera son:

  • Dióxido de Carbono (CO2): 95.32%

  • Nitrógeno (N2): 2.7%

  • Argón (Ar): 1.6%

  • Oxígeno (O2): 0.13%

  • Agua (H2O): 0.03%

  • Neón (Ne): 0.00025 %

El aire Marciano contiene solo 1/1,000 veces menos de agua que nuestro aire, pero incluso esta pequeña cantidad puede condensarse, formando nubes que se desplazan por las zonas altas de la atmósfera o forman remolinos alrededor de las laderas de los sobresalientes volcanes. Por las mañanas temprano se pueden formar bancos de niebla en los valles. En la zona de aterrizaje del Viking 2, una pequeña capa de agua helada cubre el suelo cada invierno.

Existe la evidencia de que en el pasado una atmósfera más pesada podría haber permitido que el agua circulase sobre el planeta. Rasgos físicos que asemejan costas, gargantas, cauces e islas sugieren que alguna vez grandes ríos marcaron al planeta.

Temperatura y Presión

La temperatura media registrada en Marte es -63° C (-81° F) con una temperatura máxima de 20° C (68° F) y un mínimo de -140° C (-220° F).

La presión barométrica varía en cada uno de los puntos de aterrizaje semestralmente. El dióxido de carbono, el componente mayoritario de la atmósfera, se congela para formar un inmenso casquete polar, de forma alternativa en cada uno de los polos. El dióxido de carbono forma una gran capa de nivel y luego se evapora de nuevo con la llegada de la primavera a cada hemisferio. Cuando el casquete del polo sur era más grande, la presión diaria media medida por la Sonda Viking 1 fue tan baja como 6.8 milibares; en otros momentos del año subió hasta los 9.0 milibares. Las presiones medidas por la Sonda Viking 2 fueron 7.3 y 10.8 milibares.

Marte en Números

 Masa (kg)

6.421e+23 

 Masa (Tierra = 1)

1.0745e-01 

 Radio Ecuatorial (km)

3,397.2 

 Radio Ecuatorial (Tierra = 1)

5.3264e-01 

 Densidad Media (gm/cm^3)

3.94 

 Distancia media desde el Sol (km)

227,940,000 

 Distancia media desde el Sol (Tierra = 1)

1.5237 

 Período Rotacional (horas)

24.6229 

 Período Orbital (días)

686.98 

 Velocidad orbital media (km/seg)

24.13 

 Excentricidad orbital

0.0934 

 Inclinación del eje (grados)

25.19 

 Inclinación orbital (grados)

1.850 

 Gravedad superficial en el ecuador (m/seg^2)

3.72 

 Velocidad de escape en el ecuador (km/seg)

5.02 

 Magnitud (Vo)

-2.01 

 Temperatura superficial mínima

-140°C 

 Temperatura superficial media

-63°C 

 Temperatura superficial máxima

20°C 

 Presión atmosférica (bares)

0.007 

 Composición atmosférica

Dióxido de Carbono (C02)

Nitrógeno (N2)

Argón (Ar)

Oxígeno (O2)

Monóxido de Carbono (CO)

Agua (H2O)

Neón (Ne)

Kriptón (Kr)

Xenón (Xe)

Ozono (O3)


95.32% 
2.7% 
1.6% 
0.13% 
0.07% 
0.03% 
0.00025% 
0.00003% 
0.000008% 
0.000003% 

Júpiter

Sistema Solar
Júpiter es el quinto plantea desde el Sol y es el mayor del Sistema Solar. Si Júpiter estuviera vacío, cabrían en su interior más de mil Tierras. También contiene más materia que el resto de los planetas combinados. Tiene una masa de 1.9 x 1027 kg y un diámetro ecuatorial de 142,800 kilómetros (88,736 millas). Júpiter posee 16 satélites, cuatro de ellos - Calisto, Europa, Ganimedes e Io - fueron observados ya por Galileo en 1610. Existe un sistema de anillos, pero muy tenue y es invisible desde la Tierra. (Los anillos fueron descubiertos en 1979 por el Voyager 1.) La atmósfera es muy profunda, comprendiendo quizá al propio planeta, y es de alguna manera como el Sol. Está compuesta principalmente por hidrógeno y helio, con pequeñas cantidades de metano, amoníaco, vapor de agua y otros compuestos. A grandes profundidades dentro de Júpiter, la presión es tan grande que los átomos de hidrógeno se rompen liberando sus electrones de tal forma que los átomos resultantes están compuestos únicamente por protones. Esto da lugar a un estado en el que el hidrógeno se convierte en metal.

La dinámica del sistema climático de Júpiter se refleja en unas franjas latitudinales de colores, nubes atmosféricas y tormentas. Los patrones de nubes cambian en horas o días. La Gran Mancha Roja es una compleja tormenta que se mueve en sentido antihorario. En su contorno exterior, el material tarda en girar entre cuatro y seis días; cerca del centro, los movimientos son menores e incluso lo hacen en direcciones aleatorias. Un montón de otras pequeñas tormentas y remolinos aparecen a lo largo de las bandas nubosas.

Las emisiones Auroranas, similares a las auroras boreales de la Tierra, fueron observadas en las regiones polares de Júpiter. Las emisiones auroranas parecen estar relacionadas con material procedente de Io que cae en espirales sobre la atmósfera de Júpiter a lo largo de las líneas del campo magnético. Se han observado también relámpagos de luz sobre las nubes, similares a los super relámpagos en las zonas altas de la atmósfera terrestre.

Los Anillos de Júpiter

Al contrario que los anillos de Saturno, que presentaban un patrón complejo e intrincado, Júpiter posee un único sistema sencillo de anillos compuesto por un halo interno, un anillo principal y un anillo Gossamer. Para la nave espacial Voyager, el anillo Gossamer parecía un sólo anillo, pero las imágenes captadas por Galilego nos muestran un descubrimiento inesperado, en realidad se trata de dos anillos. Uno está encerrado dentro del otro. Los anillos son muy tenues y están compuestos por partículas de polvo lanzadas al espacio cuando los meteoroides interplanetarios chocan con las cuatro lunas interiores de Júpiter: Metis, Adrastea, Tebe y Amaltea. Muchas de las partículas tienen un tamaño microscópico.

El halo interior tiene forma toroidal y se extiende radialmente desde unos 92,000 kilómetros (57,000 millas) hasta los 122,500 kilómetros (76,000 millas) desde el centro de Júpiter. Está formado por partículas de polvo procedentes del borde interior del anillo principal que "florecieron" hacia afuera a medida que caían hacia el planeta. En anillo principal y más brillante se extiende desde el borde del halo hasta los 128,940 kilómetros (80,000 millas) justo dentro de la órbita de Adrastea. Cerca de la órbita de Metis, el brillo del anillo principal disminuye.

Los dos tenues anillos Gossamer tiene una naturaleza bastante uniforme. El anillo Amaltea Gossamer más interno se extiende desde la órbita de Adrastea hasta la órbita de Amaltea a 181,000 kilómetros (112,000 millas) del centro de Júpiter. El anillo Tebe

Los Anillos en Números

Nombre

Distancia*

Ancho

Espesor

Masa

Albedo

Halo

92,000 km

30,500 km

20,000 km

?

0.05

Principal

122,500 km

6,440 km

< 30 km

1 x 10^13 kg

0.05

Gossamer Interior

128,940 km

52,060 km

?

?

0.05

Gossamer Exterior

181,000 km

40,000 km

?

?

0.05

*La distancia está medida desde el centro del planeta al principio del anillo

Gossamer más tenue se extiende desde la órbita de Amaltea hasta la órbita de Tebe a 221,000 kilómetros (136,000 millas).

Los anillos y lunas de Júpiter se mueven en el interior de un intenso cinturón de radiación compuesto por electrones e iones que han sido atrapados por el campo magnético del planeta. Estas partículas y campos comprenden la magnetosfera joviana o entorno magnético, que se extiende desde los 3 a 7 millones de kilómetros (1.9 a 4.3 millones de millas) hacia el Sol, y se estrecha en forma de manga hasta alcanzar la órbita de Saturno - a una distancia de 750 millones de kilómetros (466 millones de millas).

Las Lunas de Júpiter

Hace casi 400 años Galileo Galilei apuntó su telescopio casero hacia los cielos y descubrió tres puntos de luz, que al principio pensó que eran estrellas, abrazando al planeta Júpiter. Estas estrellas formaban una línea recta con Júpiter. Con gran interés, Galileo las observó detenidamente y comprobó que se movían en la dirección incorrecta. Cuatro días más tarde apareció otra estrella. Después de observar las estrellas durante varias semanas, Galileo llegó a la conclusión de que no eran estrellas sino cuerpos planetarios que orbitaban alrededor de Júpiter. Estas cuatro estrellas han llegado a ser conocidas por el nombre de satélites Galileanos.

Durante los siglos posteriores se descubrieron otras 12 lunas hasta alcanzar un total de 16. Finalmente, en 1979, salieron a la luz los secretos de estos nuevos mundos congelados gracias a los viajes de las naves espaciales Voyager durante su travesía por el sistema joviano. De nuevo, en 1996, la exploración de estos mundos dio un gran salto adelante con el comienzo de la misión Galileo, encargado de observar una gran temporada a Júpiter y sus satélites.

Doce de las lunas de Júpiter son relativamente pequeñas y parecen haber sido capturadas más probablemente que formadas en órbita alrededor de Júpiter. Las cuatro grandes lunas Galileanas, Io, Europa, Ganimedes y Calisto, se piensa que se formaron por acrección como parte del proceso de formación del propio Júpiter. La siguiente tabla resume el radio, masa, distancia desde el centro del planeta, descubridor y fecha del descubrimiento de cada una de las lunas de Júpiter:

Júpiter en Números

 Masa (kg)

1.900e+27 

 Masa (Tierra = 1)

3.1794e+02 

 Radio ecuatorial (km)

71,492 

 Radio ecuatorial (Tierra = 1)

1.1209e+01 

 Densidad media (gm/cm^3)

1.33 

 Distancia media desde el Sol (km)

778,330,000 

 Distancia media desde el Sol (Tierra = 1)

5.2028 

 Período rotacional (horas)

9.841 

 Período orbital (años)

11.8623 

 Velocidad orbital media (km/seg)

13.07 

 Excentricidad orbital

0.0483 

 Inclinación axial (grados)

3.13& 

 Inclinación orbital (grados)

1.308 

 Gravedad superficial en el ecuador (m/seg^2)

22.88 

 Velocidad de escape en el ecuador (km/seg)

59.56 

 Albedo geométrico visual

0.52 

 Magnitud (Vo)

-2.70 

 Temperatura media de las nubes

-121°C 

 Presión atmosférica (bares)

0.7 

 Composición atmosférica

Hidrógeno

Helio


90% 
10% 

Saturno

Saturno es el sexto planeta desde el Sol y el segundo más grande del Sistema Solar con un diámetro ecuatorial de 119,300 kilómetros (74,130 millas). Gran parte de lo que sabemos sobre este planeta es debido a las exploraciones Voyager en 1980-81. Saturno está claramente achatado en los polos, como resultado de la rápida rotación del planeta alrededor de su eje. Su día dura 10 horas, 39 minutos y tarda 29.5 años terrestres en completar su órbita alrededor del Sol. La atmósfera está básicamente compuesta por hidrógeno con pequeñas cantidades de helio y metano. Saturno es el único planeta cuya densidad es inferior a la del agua (aproximadamente un 30% menos). Si fuese posible encontrar un océano lo suficentemente grande, Saturno flotaría en él. El color amarillo del nuboso Saturno está marcado por anchas bandas atmosféricas similares, pero más tenues, que las encontradas en Júpiter.

El viento sopla a grandes velocidades en Saturno. Cerca del ecuador, alcanza velocidades de 500 metros por segundo (1,100 millas por hora). El viento sopla principalmente hacia el este. Los vientos más fuertes se encuentran cerca del ecuador y su velocidad disminuye uniformemente a medida que nos alejamos de él. A latitudes por encima de los 35 grados, los vientos alternan su dirección de este a oeste según aumenta la latitud.

El sistema de anillos de Saturno hace de él uno de los objetos más bonitos del sistema solar. Los anillos están descompuestos en un número de partes diferentes: los anillos

brillantes A y B y un anillo C más tenue. El sistema de anillos tiene varias aberturas. La principal de estas aberturas es la División Cassini, que separa los anillos A y B. Giovanni Cassini descubrió esta división en 1675. La División Encke, que parte al anillo A, recibe su nombre de Johann Encke, quien la descubrió en 1837. Las sondas espaciales han demostrado que los anillos principales están realmente constituidos por un gran número de anillos más estrechos. El origen de los anillos es dudoso. Se cree que los anillos podrían haberse formado a partir de las grandes lunas que sufrieron fuertes impactos de cometas y meteoroides. La composición de los anillos no se conoce con seguridad, pero los anillos si contienen una cantidad significativa de agua. Podrían estar compuestos por icebergs o bolas de nieve cuyo tamaño varía entre pocos centímetros y varios metros. La mayor parte de la elaborada estructura de algunos de los anillos es debida a los efectos gravitacionales de los satélites cercanos. Este fenómeno está demostrado por las relaciones entre el anillo F y dos pequeñas lunas que acompañan al material del anillo.

Las naves Voyager también detectaron unas trazas radiales en forma de rayos en el ancho anillo B. Se cree que estas trazas están compuestas por finas partículas del tamaño del polvo. Se observó como los rayos se formaban y desaparecían entre las diferentes tomas realizadas por las naves. Aunque la carga electrostática podría crear rayos mediante la levitación de partículas de polvo por encima del anillo, la causa exacta de la formación de estos rayos no se conoce muy bien.

Nombre

Distancia

Ancho

Espesor

Masa

Albedo

 D

67,000 km

7,500 km

?

?

?

 C

74,500 km

17,500 km

?

1.1x10^18 kg

0.25

   Div Maxwell

87,500 km

270 km

 B

92,000 km

25,500 km

0.1-1 km

2.8x10^19 kg

0.65

   Div Cassini

117,500 km

4,700 km

?

5.7x10^17 kg

0.30

 A

122,200 km

14,600 km

0.1-1 km

6.2x10^18 kg

0.60

   Div Encke

133,570 km

325 km

   Div Keeler

136,530 km

35 km

 F

140,210 km

30-500 km

?

?

?

 G

165,800 km

8,000 km

100-1000 km

6-23x10^6 kg

?

Saturno posee 18 lunas confirmadas, el mayor número de satélites en el sistema solar. En 1995, empleando el Telescopio Espacial Hubble, varios investigadores observaron cuatro objetos que podrían ser nuevas lunas.

Las Lunas de Saturno

Saturno tiene oficialmente 18 satélites reconocidos y nombrados. Además, existen otros satélites sin confirmar. Uno cercano a la órbita de Dione, otro está situado entre Dione y Rea. Estos satélites sin confirmar fueron encontrados en las fotografías realizadas por el Voyager, pero no pudieron confirmarse con otro avistamiento. Recientemente, el Telescopio Espacial Hubble tomó imágenes de cuatro objetos que podrían ser nuevas Lunas.

Se pueden hacer pocas generalizaciones sobre los satélites de Saturno. Sólo Titán tiene una atmósfera apreciable. La mayoría de los satélites tienen una rotación síncrona. Las excepciones son Hiperión, que tiene una órbita caótica, y Febe. Saturno tiene un sistema regular de satélites. Es decir, los satélites tiene órbitas casi circulares y están situados en el plano ecuatorial. Las dos excepciones son Japeto y Febe. Todos los satélites tienen una densidad < 2 gm/cm3. Esto indica que están compuestos por un 30% o 40% de roca y un 60% o 70% de agua congelada. La mayor parte de los satélites reflejan de un 60 a un 90% de la luz que incide sobre ellos. Los cuatro satélites más externos reflejan menos que esto y Febe refleja sólo el 2% de la luz que llega hasta él.

Saturno en Números

 Masa (kg)

5.688e+26 

 Masa (Tierra = 1)

9.5181e+01 

 Radio ecuatorial (km)

60,268 

 Radio ecuatorial (Tierra = 1)

9.4494e+00 

 Densidad media (gm/cm^3)

0.69 

 Distancia media desde el Sol (km)

1,429,400,000 

 Distancia media desde el Sol (Tierra = 1)

9.5388 

 Período rotacional (horas)

10.233 

 Período orbital (años)

29.458 

 Velocidad orbital media (km/seg)

9.67 

 Excentricidad orbital

0.0560 

 Inclinación del eje (grados)

25.33 

 Inclinación orbital (grados)

2.488 

 Gravedad superficial en el ecuador (m/seg^2)

9.05 

 Velocidad de escape en el ecuador (km/seg)

35.49 

 Albero geométrico visual

0.47 

 Magnitud (Vo)

0.67 

 Temperatura media de las nubes

-125°C 

 Presión atmosférica (bares)

1.4 

Urano

Urano es el séptimo planeta desde el Sol y es el tercero más grande del Sistema Solar. Fue descubierto por William Herschel en 1781. Tiene un diámetro ecuatorial de 51,800 kilómetros (32,190 millas) y completa su órbita alrededor del Sol cada 84.01 años terrestres. Está a una distancia media del Sol de 2,870 millones de kilómetros (1,780 millones de millas). El día de Urano dura 17 horas y 14 minutos. Urano tiene al menos 15 lunas. Las dos más grandes, Titania y Oberón, fueron descubiertas por William Herschel en 1787.

La atmósfera de Urano está compuesta por un 83% de hidrógeno, 2% de metano y pequeñas cantidades de acetileno y otros hidrocarbonos. El metano situado en la parte alta de la atmósfera absorbe la luz roja, dando a Urano su color verde-azul. La atmósfera está organizada en nubes que circulan a latitudes constantes, de forma parecida a como lo hacen las bandas latitudinales más intensas de Júpiter y Saturno. Los vientos en latitudes medias de Urano soplan en la dirección de la rotación del planeta. Estos vientos alcanzan velocidades de 40 a 160 metros por segundo (90 a 360 millas por hora). Experimentos científicos por radio han encontrado vientos en el ecuador que soplaban a unos 100 metros por segundo en dirección opuesta.

Urano se distingue por el hecho de estar inclinado hacia un lado. Esta inusual posición puede ser el resultado de una colisión con un cuerpo planetario durante la historia temprana del Sistema Solar. La nave Voyager 2 comprobó que una de las consecuencias más sorprendentes de esta posición ladeada es su efecto sobre la cola del campo magnético, que está a su vez inclinado 60 grados respecto al eje de rotación del planeta. Se ha comprobado que la cola magnética ha adoptado la forma de un sacacorchos detrás del planeta debido a su rotación. La fuente del campo magnético es desconocida; el supuesto océano de agua y amoníaco que bajo una inmensa presión y eléctricamente conductivo debía estar entre el núcleo y la atmósfera parece que no existe. Los campos magnéticos de la Tierra y otros planetas se piensa que son el resultado de las corrientes eléctricas producidas por sus núcleos fundidos.

Los anillos de Urano

En 1977, fueron descubiertos los primeros nueve anillos de Urano. Durante las visitas de las naves Voyager, estos anillos fueron fotografiados y medidos, así como los otros anillos nuevos. Los anillos de Urano son claramente diferentes de los de Júpiter y Saturno. El más exterior de los anillos, epsilon, está compuesto por rocas de hielo de varios pies de envergadura. También parece existir una tenue distribución de polvo a lo largo del sistema de anillos.

Podrían existir también un gran número de anillos estrechos, o posiblemente incompletos o arcos de anillo, con anchos que no lleguen a los 50 metros (160 pies). Las partículas individuales de los anillos presentan una baja reflectividad. Al menos uno de los anillos, el epsilon, tiene un color gris. Las lunas Cordelia y Ofelia actúan como satélites acompañantes del anillo epsilon.

Nombre

Distancia*

Ancho

Espesor

Masa

Albedo

 1986U2R

38,000 km

2,500 km

0.1 km

?

0.03

 6

41,840 km

1-3 km

0.1 km

?

0.03

 5

42,230 km

2-3 km

0.1 km

?

0.03

 4

42,580 km

2-3 km

0.1 km

?

0.03

 Alpha

44,720 km

7-12 km

0.1 km

?

0.03

 Beta

45,670 km

7-12 km

0.1 km

?

0.03

 Eta

47,190 km

0-2 km

0.1 km

?

0.03

 Gamma

47,630 km

1-4 km

0.1 km

?

0.03

 Delta

48,290 km

3-9 km

0.1 km

?

0.03

 1986U1R

50,020 km

1-2 km

0.1 km

?

0.03

 Epsilon

51,140 km

20-100 km

< 0.15 km

?

0.03

Urano en Números

 Descubierto por

William Herschel 

 Fecha de descubrimiento

1781 

 Masa (kg)

8.686e+25 

 Masa (Tierra = 1)

1.4535e+01 

 Radio ecuatorial (km)

25,559 

 Radio ecuatorial (Tierra = 1)

4.007 

 Densidad media (gm/cm^3)

1.29 

 Distancia media desde el Sol (km)

2,870,990,000 

 Período rotacional (horas)

17.9 

 Período orbital (años)

84.01 

 Velocidad orbital media (km/seg)

6.81 

 Excentricidad orbital

0.0461 

 Inclinación del eje (grados)

97.86 

 Inclinación orbital (grados)

0.774 

 Gravedad superficial en el ecuador (m/seg^2)

7.77 

 Velocidad de escape en el ecuador (km/seg)

21.30 

 Magnitud (Vo)

5.52 

 Temperatura media de las nubes

-193°C 

 Presión atmosférica (bares)

1.2 

 Composición atmosférica

Hidrógeno

Helio

Metano


83% 
15% 
2% 

Neptuno

Neptuno es el planeta más exterior de los gigantes gaseosos. Tiene un diámetro ecuatorial de 49,500 kilómetros (30,760 millas). Si Neptuno estuviera vacío, contendría casi 60 Tierras. Neptuno completa su órbita alrededor del Sol cada 165 años. Tiene ocho lunas, seis de las cuales fueron descubiertas por la nave Voyager. Un día de Neptuno tiene 16 horas y 6.7 minutos. Neptuno fue descubierto el 23 de Septiembre de 1846 por Johann Gottfried Galle, del Observatorio de Berlín, y Louis d'Arrest, un estudiante de astronomía, a través de predicciones matemáticas realizadas por Urbain Jean Joseph Le Verrier.

Los dos tercios interiores de Neptuno están compuestos por una mezcla de roca fundida, agua, amoniaco y metano líquidos. El tercio exterior es una mezcla de gases calientes compuestos por hidrógeno, helio, agua y metano. El metano da a las nubes de Neptuno su característico color azul.

Neptuno es un planeta dinámico con varias manchas grandes y oscuras que recuerdan las tormentas huracanadas de Júpiter. La mayor de las manchas, conocida como la Gran Mancha Oscura, tiene un tamaño similar al de la Tierra y es parecida a la Gran Mancha Roja de Júpiter. La nave Voyager reveló una pequeña nube, de forma irregular, moviéndose hacia el este que recorre Neptuno en unas 16 horas. Este scooter o patinete, así ha sido apodada, podría ser un penacho volcánico que asoma por encima de la capa de nubes.

Se han observado en la atmósfera alta de Neptuno, brillantes nubes alargadas, similares a los cirros de la Tierra. A bajas latitudes norte, la nave Voyager capturó imágenes de bancos de nubes que proyectaban su sombra sobre las capas de nubes inferiores.

Los vientos más fuertes medidos en cualquiera de los planetas del sistema solar son los de Neptuno. La mayor parte de estos vientos soplan en dirección oeste, en sentido contrario a la rotación del planeta. Cerca de la Gran Mancha Oscura, los vientos soplan casi a 2,000 kilómetros (1,200 millas) por hora.

Neptuno posee un conjunto de cuatro anillos estrechos y muy tenues. Los anillos están compuestos por partículas de polvo, que podrían originarse en los choques de pequeños meteoritos con las lunas de Neptuno. Desde los telescopios situados en la superficie terrestre los anillos aparecen como arcos pero desde el Voyager 2 los arcos se convierten en manchas brillantes o racimos de manchas en el sistema de anillos. La causa exacta de estos brillantes racimos es desconocida.

El campo magnético de Neptuno, como el de Urano, está bastante inclinado, 47 grados respecto al eje de rotación y desplazado al menos 0.55 radios (unos 13,500 kilómetros o 8,500 millas) del centro físico. Comparando los campos magnéticos de los planetas, los investigadores piensan que la extrema orientación podría ser característico de los flujos en el interior del planeta y no el resultado de la inclinación del propio planeta o de cualquier posible inversión de los campos en ambos planetas.

Anillos de Neptuno

Nombre

Distancia*

Ancho

Espesor

Masa

Albedo

1989N3R

41,900 km

15 km

?

?

bajo

1989N2R

53,200 km

15 km

?

?

bajo

1989N4R

53,200 km

5,800 km

?

?

bajo

1989N1R

62,930 km

< 50 km

?

?

bajo

Neptuno en Números

 Descubierto por

Johann Gotfried Galle 

 Fecha de descubrimiento

23 de Septiembre de 1846 

 Masa (kg)

1.024e+26 

 Masa (Tierra = 1)

1.7135e+01 

 Radio ecuatorial (km)

24,746 

 Radio ecuatorial (Tierra = 1)

3.8799e+00 

 Densidad media (gm/cm^3)

1.64 

 Distancia media desde el Sol (km)

4,504,300,000 

 Distancia media desde el Sol (Tierra = 1)

30.0611 

 Período rotacional (horas)

16.11 

 Período orbital (años)

164.79 

 Velocidad orbital media (km/seg)

5.45 

 Excentricidad orbital

0.0097 

 Inclinación del eje (grados)

28.31 

 Inclinación orbital (grados)

1.774 

 Gravedad superficial en el ecuador (m/seg^2)

11.0 

 Velocidad de escape en el ecuador (km/seg)

23.50 

 Albedo geométrico visual

0.41 

 Magnitud (Vo)

7.84 

 Temperatura media de las nubes

-193 - -153°C 

 Presión atmosférica (bares)

1-3 

 Composición atmosférica:

Hidrógeno

Helio

Metano

85% 
13% 
2% 

Plutón

Aunque Plutón fue descubierto en 1930, la limitada información sobre el lejano planeta de la que se disponía demoró una compresión realista de sus características. Hoy en día, Plutón es el único planeta que no ha sido visitado por una nave espacial, aunque se está obteniendo una creciente cantidad de información sobre este peculiar planeta. La singularidad de la órbita de Plutón, su relación rotacional con su satélite, su eje de rotación y las variaciones de luz hacen que el planeta tenga un cierto atractivo.

Plutón está generalmente más lejos del Sol que cualquiera de los otros planetas del sistema solar; sin embargo, debido a la excentricidad de su órbita, está más cerca que Neptuno durante 20 de los 249 años que tiene dura su órbita. Plutón atravesaron la órbita de Neptuno el 21 de Enero de 1979, hizo su aproximación más cercana el 5 de Septiembre 1989 y permanecerá dentro de la órbita de Neptuno hasta el 14 de Marzo de 1999. Esto no volverá a ocurrir hasta Septiembre de 2226.

A medida que Plutón se aproxima a su perihelio alcanza su máxima distancia desde la eclíptica debido a su inclinación orbital de 17 grados. Por tanto, está muy por encima del plano de la órbita de Neptuno. Bajo esta condiciones Plutón y Neptuno no pueden chocar y no llegan a acercarse uno a otro más de 18 UA.

El período de rotación de Plutón es de 6.387 días, igual que el de su satélite Caronte. Aunque es común que un satélite viaje alrededor de su primario siguiendo una órbita síncrona, Plutón es el único planeta que rota sincronizadamente con la órbita de su satélite. Debido a este anclaje mareal, Plutón y Caronte siempre presentan la misma cara uno a otro durante su viaje a través del espacio.

Al contrario que la mayoría de los planetas, pero igual que Urano, Plutón rota con los polos casi en su plano orbital. El eje rotacional de Plutón está inclinado 122 grados. Cuando Plutón fue descubierto por primera vez, su relativamente brillante polo sur fue lo primero que se vio desde la Tierra. Plutón parecía apagarse a medida que nuestro punto de vista cambiaba desde la vista polar en 1954 hasta una vista ecuatorial en 1973. El ecuador de Plutón es lo que se puede ver ahora desde la Tierra.

Durante el período entre 1985 y 1990, la Tierra estaba alineada con la órbita de Caronte alrededor de Plutón de tal forma que se podía observar un eclipse cada uno de los días de Plutón. Esto permitió recoger datos significativos que condujeron a la construcción de mapas de albedo que definen la reflectividad de la superficie, así como la primera determinación precisa de los tamaños de Plutón y Caronte, incluyendo todos los números que se pueden calcular a partir de estos.

Los primeros eclipses (eventos mutuos) comenzaron bloqueando la región polar norte. Los eclipses posteriores bloquearon la región ecuatorial y los eclipses finales bloquearon la región polar sur. Mediante una medida cuidadosa en el tiempo del brillo, fue posible determinar algunas características de la superficie. Se comprobó que Plutón tiene un polo sur altamente reflectivo, un casquete polar más tenue en el norte, y zonas brillantes y oscuras en la región ecuatorial. El albedo geométrico de Plutón varía entre 0.49 y 0.66, que es mucho más brillantes que Caronte, cuyo albedo varía entre 0.36 y 0.39.

Los eclipses duraron hasta cuatro horas y mediante una cuidadosa medida de su hora de comienzo y finalización, se pudieron calcular sus diámetros. Los diámetros se pueden medir también directamente hasta el 1 por ciento de error con las imágenes más recientes obtenidas por el telescopio espacial Hubble. Esta imágenes tienen una resolución que permite diferenciar claramente a Plutón y Caronte como dos discos separados. Las mejoras ópticas nos permiten calcular el diámetro de Plutón en unos 2,274 kilómetros (1413 millas) y el de Caronte en 1,172 kilómetros (728 millas), poco más del diámetro de Plutón. La separación media entre ambos es de 19,640 kilómetros (12,200 millas), más o menos ocho veces el diámetro de Plutón.

La separación media y el período orbital se utilizan para calcular las masas de Plutón y Caronte. La masa de Plutón es de unas 6.4 x 10-9 masas solares. Esto es casi 7 (antes 12) veces la masa de Caronte y aproximadamente 0.0021 masas de la Tierra, o la quinta parte de nuestra luna.

La densidad media de Plutón varía entre 1.8 y 2.1 gramos por centímetro cúbico. Se ha llegado a la conclusión que Plutón es entre un 50% y 75% rocas mezcladas con hielo. La densidad de Caronte varía entre 1.2 y 1.3 g/cm3, lo que indica que contiene pocas rocas. La diferencia de densidad nos dice que Plutón y Caronte se crearon de forma independiente, aunque los datos de Caronte obtenidos a partir de las imágenes del Hubble se están contrastando con los derivados de las observaciones terrestres. El origen de Plutón y Caronte permanece todavía en el reino de la teoría.

La superficie helada de Plutón contiene un 98% de nitrógeno (N2). metano (CH4) y también están presentes trazas de monóxido de carbono (CO). La presencia de metano sólido indica que la temperatura de Plutón es inferior a los 70 grados Kelvin. La temperatura varía enormemente durante el transcurso de su órbita ya que Plutón puede acercarse al Sol hasta las 30 UA y alejarse hasta las 50 UA. Existe una fina atmósfera que se congela y cae sobre la superficie del planeta a medida que este se aleja del Sol. La NASA planea enviar una nave espacial, el Plutón Express, en 2001 que permitirá a los científicos estudiar el planeta antes de que su atmósfera se congele. La presión atmosférica deducida para la superficie de Plutón es 100.000 veces más pequeña que la presión en la superficie de la Tierra.

Plutón fue oficialmente etiquetado como noveno planeta del sistema solar por la Unión Astronómica Internacional en 1930 y recibe su nombre del dios romano del mundo subterráneo. Fue el primer y único planeta descubierto por un americano, Clyde W. Tombaugh.

El camino que condujo a su descubrimiento se atribuye a Percival Lowell quien fundó el Observatorio Lowell en Flagstaff, Arizona y patrocinó tres búsquedas separadas del "Planeta X". Lowell realizó numerosos cálculos infructuosos para encontrarlo, creyendo que podría ser detectado por el efecto que tendría sobre la órbita de Neptuno. El Dr. Vesto Slipher, director del observatorio, contrató a Clyde Tombaugh para la tercera búsqueda y Clyde realizó grupos de fotografía del plano del sistema solar (eclíptica) con una separación de uno a dos semanas y buscó algo que se moviese sobre el fondo de estrellas. Este proceso sistemático obtuvo sus frutos y Plutón fue descubierto por este joven asistente de laboratorio (nacido en Kansas el 4 de Febrero de 1906) de 24 años el 18 de Febrero de 1930. Plutón es en la actualidad demasiado pequeño para ser el "Planeta X" que Percival Lowell había esperado encontrar. Plutón fue un descubrimiento insospechado.

Plutón en Números

 Descubierto por

Clyde W. Tombaugh 

 Fecha de descubrimiento

18 de Febrero de 1930 

 Masa (kg)

1.29e+22 

 Masa (Tierra = 1)

2.1586e-03 

 Radio ecutorial (km)

1,160 

 Radio ecutorial (Tierra = 1)

1.8188e-01 

 Densidad media (gm/cm^3)

2.05 

 Distancia media desde el Sol (km)

5,913,520,000 

 Distancia media desde el Sol (Tierra = 1)

39.5294 

 Período rotacional (días)

-6.3872 

 Período orbital (años)

248.54 

 Velocidad orbital media (km/seg)

4.74 

 Excentricidad orbital

0.2482 

 Inclinación del eje (grados)

122.52 

 Inclinación orbital (grados)

17.148 

 Gravedad superficial en el ecuador (m/seg^2)

0.4 

 Velocidad de escape en el ecuador (km/seg)

1.22 

 Albedo geométrico visual

0.3 

 Magnitud (Vo)

15.12 

 Composición Atmósferica

Metano

Nitrógeno


0.3 

Planeta X

Hipotético planeta que ocuparía el lugar diez ( X en números romanos) el cual no se ha conseguido localizar, pero cuya presencia justificaría ciertas anomalías en la órbita de Plutón.

Aparte de los planetas, existen en el Sistema Solar otros cuerpos menores, tal como los asteroides, y cometas, y el medio interplanetario.

Los Asteroides

Los asteroides son objetos rocosos y metálicos que orbitan alrededor del Sol pero que son demasiado pequeños para ser considerados como planetas. Se conocen como planetas menores. El tamaños de los asteroides varía desde el de Ceres, que tiene un diámetro de unos 1000 Km, hasta el tamaño de un guijarro. Dieciséis asteroides tienen un diámetro igual o superior a 240 Km. Se han encontrando desde el interior de la órbita de la Tierra hasta más allá de la órbita de Saturno. La mayoría, sin embargo, están contenidos dentro del cinturón principal que existe entre las órbitas de Marte y Júpiter. Algunos tienen órbitas que atraviesan la trayectoria de la Tierra e incluso algunos han chocado con nuestro planeta en tiempos pasados. Uno de los ejemplos mejor conservados es el Cráter Barringer cerca de Winslow, Arizona.

Sistema Solar

Los asteroides están constituidos por el material que sobró durante la formación del Sistema Solar. Una teoría sugiere que son los restos de un planeta que fue destruido por una gran colisión hace mucho tiempo. Es más probable, sin embargo, que los asteroides sean el material que no llegó nunca a aglutinarse para formar un planeta. De hecho, si se estima la masa total de todos los asteroides y se concentra en un solo objeto, este tendría menos de 1,500 kilómetros (932 millas) de diámetro -- menos de la mitad del diámetro de la Luna.

Muchos de nuestros conocimientos sobre los asteroides proceden del estudio de los trozos de residuos espaciales que caen sobre la superficie de la Tierra. Los asteroides que siguen una trayectoria que los lleva a chocar con la Tierra reciben el nombre de meteoroides. Cuando un meteoroide choca con nuestra atmósfera a gran velocidad, la fricción hace que este trozo de material espacial se incinere produciendo un chorro de luz conocido como meteoro. Si el meteoroide no se consume por completo, lo que queda choca con la superfice de la Tierra y se denomina meteorito.

De todos los meteoritos examinados, el 92.6% está compuesto por silicatos (piedras), y el 5.7% está compuesto por hierro y níquel; el resto es una mezcla de los tres materiales. Los meteoritos rocosos son los más difíciles de identificar ya que se parecen mucho a las rocas terrestres.

Debido a que los asteroides son materiales procedentes de un sistema solar muy joven, los científicos están interesados en su composición. Las naves espaciales que han navegado a través del cinturón de asteroides han observado que el cinturón está bastante vacío y que los asteroides están separados por distancias muy grandes. Antes de 1991 la única información obtenida sobre los asteroides era a través de la observaciones realizadas desde la superficie terrestre. En Octubre de 1991 el asteroide 951 Gaspra fue visitado por la nave espacial visited by the Galileo y se convirtió en el primer asteroide del que se obtenían imágenes de alta resolución De nuevo en Agosto de 1993 Galileo se acercó al asteroide 243 Ida. Este era el segundo asteroide visitado por una nave espacial. Tanto Gaspra como Ida están clasificados como asteroides de tipo S compuestos por silicatos ricos en metal.

El 27 de Junio de 1997 la nave espacial NEAR realizó un encuentro a alta velocidad con el asteoroide 253 Matilde. Este encuentro dio a los científicos la posibilidad de observar de cerca por primera vez un asteroide del tipo C, rico en carbono. Esta visita fue única por que la nave NEAR no estaba diseñada para realizar otras pasadas. NEAR es una nave que tiene como destino el asteroide Eros en Enero de 1999.

Los astrónomos han estudiado un grupo de asteroides gracias a las observaciones realizadas desde la superficie terrestre. Algunos de los más notables son Toutatis, Castalia, Geographos y Vesta. Los astrónomos estudiaron a Toutatis, Geographos y Castalia utilizando las observaciones obtenidas por radar desde la superficie terrestre durante su etapa de máxima aproximación a la Tierra. Vesta fue observado desde el Telescopio Espacial Hubble.

Los Cometas

Los cometas son cuerpos de formas irregulares, frágiles y pequeños, compuestos por una mezcla de granos no volátiles y gases congelados. Tienen órbitas muy elípticas que los lleva muy cerca del Sol y los devuelve al espacio profundo, frecuentemente más allá de la órbita de Plutón.

Las estructuras de los cometas son diversas y muy dinámicas, pero todos ellos desarrollan una nube de material difuso que los rodea, denominada cabellera, que generalmente crece en tamaño y brillo a medida que el cometa se aproxima al Sol. Generalmente es visible un pequeño núcleo brillante (menos de 10 kilómetros de diámetro) en el centro de la cabellera. La cabellera y el núcleo juntos constituyen la cabeza del cometa.

Sistema Solar

A medida que los cometas se aproximan al Sol desarrollan colas enormes de material luminoso que se extienden por millones de kilómetros desde la cabeza, alejándose del Sol. Cuando están lejos del Sol, el núcleo está muy frío y su material está congelado. En este estado los cometas reciben a veces el nombre de "iceberg sucio" o "bola de nieve sucia". Cuando un cometa se aproxima al Sol, a pocas UA (unidades astronómicas) del Sol, la superficie del núcleo empieza a calentarse y los volátiles se evaporan. Las moléculas evaporadas se desprenden y arrastran con ellas pequeñas partículas sólidas formando la cabellera del cometa, de gas y polvo.

Cuando el núcleo está congelado, puede ser visto solamente debido a la luz solar reflejada. Sin embargo, cuando se crea la cabellera, el polvo refleja más luz solar y el gas de la cabellera absorbe la radiación ultravioleta y empieza a fluorescer. A unas 5 UA del sol, la fluorescencia generalmente se hace más intensa que la luz reflejada.

A medida que el cometa absorbe la luz ultravioleta, los procesos químicos desprenden hidrógeno, que escapa a la gravedad del cometa y forma una envuelta de hidrógeno. Esta envuelta no puede ser vista desde la Tierra ya que su luz es absorbida por nuestra atmósfera, pero ha sido detectada por las naves espaciales.

La presión de la radiación solar y los vientos solares aceleran los materiales alejándolos de la cabeza del cometa a diferentes velocidades de acuerdo con el tamaño y masa de los materiales. Por esto, las colas de polvo relativamente masivas son aceleradas más despacio y tienden a ser curvadas. La cola iónica es mucho menos masiva, y es acelerada tanto que aparece como una línea casi recta que se extiende desde el cometa en el lado opuesto al sol. La siguiente imagen del Cometa West muestra dos colas diferentes. La cola de plasma azul fino está compuesta por gases y la cola ancha blanca esta compuesta por partículas microscópicas de polvo.

Meteorito

El término meteoro proviene del griego meteoron, que significa fenómeno en el cielo. Se emplea para describir el destello luminoso producido por la caída de la materia que existe en el sistema solar sobre la atmósfera terrestre lo que da lugar a una incandescencia temporal resultado de la fricción atmosférica. Esto ocurre generalmente a alturas entre 80 y 110 kilómetros (50 a 68 millas) sobre la superficie de la Tierra. Este término se emplea también en la palabra meteoroide con la que nos referimos a la propia partícula sin ninguna relación con el fenómeno que produce cuando entra en la atmósfera de la Tierra. Un meteoroide es materia que gira alrededor del Sol o cualquier objeto del espacio interplanetario que es demasiado pequeño para ser considerado como un asteroide o un cometa. Las partículas que son más pequeñas todavía reciben el nombre de micrometeoroides o granos de polvo estelar, lo que incluye cualquier materia interestelar que pudiera entrar en el sistema solar. Un meteorito es un meteoroide que alcanza la superficie de la Tierra sin que se haya vaporizado completamente.

Uno de los principales objetivos del estudio de los metoritos es determinar la historia y origen de sus cuerpos progenitores. Se ha demostrado concluyentemente que algunas acondritas recogidas en la Antártida desde 1981 proceden de la Luna, basándose en el parecido que tiene su composición con la de las rocas obtenidas durante las misiones Apollo entre 1969 y 1972. La procedencia de otros meteoritos todavía es desconocida, aunque se sospecha que otro conjunto de ocho acondritas podrían proceder de Marte. Estos meteoritos contienen gases atmosféricos atrapados en los minerales fundidos cuya composición coincide con la de la atmósfera marciana tal como fue medida por las sondas Viking en 1976. Se supone que todos los demás grupos se han originado en asteroides o cometas; se piensa que la mayoría de los meteoritos son fragmentos de asteroides.

Tipos de Meteoritos y Porcentaje que Cae a la Tierra

  • Meteoritos rocosos

    • Condritas (85.7%)

      • Carbonáceos

      • Enstatita

    • Acondritas (7.1%)

      • Grupo HED

      • Grupo SNC

      • Aubritas

      • Ureilitas

  • Meteoritos Ferrosos de tipo Rocoso (1.5%)

    • Pallasitas

    • Mesosideritas

  • Meteoritos Ferrosos (5.7%)

Los meteoritos han demostrado ser difíciles de clasificar, pero se pueden establecer tres grandes grupos: rocosos, ferrosos de tipo rocoso y ferrosos. La datación radiométrica de las condritas les ha asignado una edad de 4.550 millones de años, que aproximadamente la edad del sistema solar. Están considerados como buenos ejemplos de la materia primitiva del sistema solar, aunque en muchos casos sus propiedades han sido modificadas por el metamorfismo térmico o alterados por congelación. Algunos expertos en meteoritos han sugerido que las diferentes propiedades que se pueden encontrar en varias condritas dan una idea del lugar donde se formaron. Las enstatitas contienen los elementos más refractarios y se cree que se han formado en el sistema solar más interno. Las condritas ordinarias, que son las más comunes que contienen tanto elementos volátiles como oxidados, se cree que se formaron en el cinturón interior de asteroides. Las condritas carbonáceas, que tienen las proporciones más altas de elementos volátiles y son las más oxidadas, se piensa que se formaron incluso a mayor distancia del Sol. Cada una de estas clases pueden ser subdividas a su vez en grupos más pequeños con propiedades diferentes.

Otros tipos de meteoritos que han sido procesados geológicamente son las acondritas, los ferrosos y las pallasitas. Las acondritas son también meteoritos rocosos pero se piensa que están formados por material reprocesado o diferenciado. Se producen por la fusión y recristalización sobre o en el interior del meteorito progenitor; como resultado, las acondritas tienen diferentes texturas y mineralogías indicadoras de procesos ígneos. Las pallasitas son meteoritos ferrosos de tipo rocoso compuestos por olivino rodeado por metal. Los meteoritos ferrosos están clasificados en trece grandes grupos y están compuesto básicamente por aleaciones de hierro-níquel con pequeñas cantidades de carbono, azufre y fósforo. Estos meteoritos se formaron cuando el metal fundido se segregó de silicatos menos densos y se enfrió, presentado otro tipo de comportamiento ante la fusión en el interior de los cuerpos progenitores. Por tanto, los meteoritos contienen la evidencia de los cambios que tuvieron lugar en los cuerpos de los que ellos fueron arrancados, presumiblemente por impactos, para ser colocados en la primera de muchas revoluciones.

El movimiento de los meteoroides puede ser alterado gravemente por los campos gravitatorios de los grandes planetas, la influencia gravitatoria de Júpiter es capaz de modificar la órbita de un asteroide del cinturón principal para que se sumerja en el sistema solar interior y atraviese la órbita de la Tierra. Este es aparentemente el caso de los fragmentos de asteroide Apollo y Vesta.

Las partículas que se encuentran en órbitas muy parecidas reciben el nombre de corriente de partículas y aquellas que siguen órbitas erráticas se denominan componentes esporádicos. Se piensan que la mayor parte de las corrientes de meteoros están formadas por la desintegración del núcleo de algún cometa y consecuentemente se distribuyen alrededor de la órbita original del cometa. Cuando la órbita de la Tierra intersecta una corriente de meteoros, aumenta el número de estos y se produce una lluvia de meteoros. Estas lluvias suelen continuar durante varios días. Si la lluvia es particularmente intensa recibe el nombre de tormenta de meteoros. Se cree que los meteoros esporádicos presentan una pérdida gradual de su coherencia orbital que se convierte en una lluvia de meteoros debido a las colisiones y los efectos radiactivos, aumentados por las influencias gravitacionales. Existe todavía el debate sobre la relación que existe entre los metoros esporádicos y las lluvias de meteoros.

La Luna

La luna ha fascinado a la humanidad a través de los tiempos. Mediante la simple observación con el ojo desnudo, uno puede distinguir dos grandes tipos de terrenos: las mesetas relativamente brillantes y las llanuras más oscuras. A mediados del siglo XVII, Galileo y otros astrónomos tempranos realizaron observaciones telescópicas, notando un solapamiento casi infinito de cráteres. Se ha sabido también durante más de un siglo que la Luna es menos densa que la Tierra. Aunque se han averiguado muchas cosas sobre la Luna antes de la edad espacial, esta nueva era ha revelado muchos secretos dificilmente imaginables antes de esta época. El conocimiento actual de la Luna es mayor que el del resto de los objetos del Sistema Solar exceptuando la Tierra. Esto conduce a una mayor comprensión de los procesos geológicos y una mejor apreciación de la complejidad de los planetas terrestres.

El 20 de Julio de 1969, Neil Armstrong se convirtió en el primer hombre que pisón la Luna. Fue seguido por Edwin Aldrin, ambos pertenecientes a la misión Apollo 11. Ellos y otros caminantes lunares experimentaron los efectos de la falta de atmósfera. Se emplearon las comunicaciones por radio ya que las ondas de sonido sólo pueden ser oídas cuando viajan a través de un medio como el aire. El cielo lunar es siempre negro debido a que la difracción de la luz requiere la presencia de una atmósfera. Los astronautas también experimentaron la diferencia gravitacional. La gravedad lunar es un sexto de la gravedad terrestre; un hombre que pese unos 82 kilogramos (180 libras) en la Tierra, pesará sólo 14 kilogramos (30 libras) en la Luna.

La Luna está a 384,403 kilómetros (238,857 millas) de la Tierra. Su diámetro es 3,476 kilómetros (2,160 millas). Tanto la rotación de la Luna como su revolución alrededor de la Tierra duran 27 días, 7 horas y 43 minutos. Esta rotación síncrona está causada por la distribución asimétrica de la masa de la luna, lo que ha permitido a la gravedad terrestre mantener un hemisferio lunar permanentemente girado hacia la Tierra. Las liberaciones ópticas han sido observadas mediante telescopios desde mediados del siglo XVII. Liberaciones muy pequeñas pero reales (máximo aproximado de 0°.04) son causadas por el efecto de la gravedad solar y la excenctricidad de la órbita terrestre, perturbando la órbita de luna y permitiendo la preponderancia cíclica del momento torsor en las direcciones norte-sur y este-oeste.