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Planetas El sistema solar

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Contenidos Artículos Mercurio (planeta)

1

Venus (planeta)

12

Tierra

22

Marte (planeta)

34

Júpiter (planeta)

54

Saturno (planeta)

65

Urano (planeta)

77

Neptuno (planeta)

90

Plutón (planeta enano)

100

Referencias Fuentes y contribuyentes del artículo

106

Fuentes de imagen, Licencias y contribuyentes

108

Licencias de artículos Licencia

111

Mercurio (planeta)

1

Mercurio (planeta) Mercurio

Elementos orbitales Inclinación

7,004 °

Excentricidad

0,20563069

Período orbital sideral

87d 23,23h

Período orbital sinódico 115,88 días Velocidad orbital media 47,8725 km/s Radio orbital medio

0,387 UA 57.894.376 km

Satélites

0 Características físicas

Masa

3,302×1023 kg

Densidad

5,43 g/cm3

Área de superficie

7,5 × 107 km2

Diámetro

4.879,4 Km

Gravedad

3,7 m/s2

Velocidad de escape

4,25 km/s

Inclinación axial

0°

Albedo

0,10-0,12 Características atmosféricas

Presión

vestigios

Temperatura Día

623 K

Noche

103 K

Mínima 90 K Media

440 K

Máxima 700 K

Mercurio (planeta)

2 Composición Potasio

31,7%

Sodio

24,9%

Oxígeno atómico

9,5%

Argón

7,0%

Helio

5,9%

Oxígeno molecular

5,6%

Nitrógeno

5,2%

Dióxido de carbono 3,6% Agua

3,4%

Hidrógeno

3,2%

Comparación con la Tierra

Mercurio es el planeta del Sistema Solar más próximo al Sol y el más pequeño (a excepción de los planetas enanos).

Forma parte de los denominados planetas interiores o rocosos. Mercurio no tiene satélites. Se conocía muy poco sobre su superficie hasta que fue enviada la sonda planetaria Mariner 10 y se hicieron observaciones con radares y radiotelescopios.

Antiguamente se pensaba que Mercurio siempre presentaba la misma cara al Sol, situación similar al caso de la Luna con la Tierra; es decir, que su periodo de rotación era igual a su periodo de traslación, ambos de 88 días. Sin embargo, en 1965 se mandaron pulsos de radar hacia Mercurio, con lo cual quedó definitivamente demostrado que su periodo de rotación era de 58,7 días, lo cual es 2/3 de su periodo de traslación. Esto no es coincidencia, y es una situación denominada resonancia orbital.

Al ser un planeta cuya órbita es interior a la de la Tierra, Mercurio periódicamente pasa delante del Sol, fenómeno que se denomina tránsito (ver tránsito de Mercurio). Observaciones de su órbita a través de muchos años demostraron que el perihelio gira 43" de arco más por siglo de lo predicho por la mecánica clásica de Newton. Esta discrepancia llevó a un astrónomo Francés, Urbain Le Verrier, a pensar que existía un planeta aún más cerca del Sol, al cual llamaron Planeta Vulcano, que perturbaba la órbita de Mercurio. Ahora se sabe que Vulcano no existe; la explicación correcta del comportamiento del perihelio de Mercurio se encuentra en la Teoría General de la Relatividad.

Mercurio (planeta)

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Estructura interna Mercurio es uno de los cuatro planetas sólidos o rocosos; es decir, tiene un cuerpo rocoso como la Tierra. Este planeta es el más pequeño de los cuatro, con un diámetro de 4879 km en el ecuador. Mercurio está formado aproximadamente por un 70% de elementos metálicos y un 30% de silicatos. La densidad de este planeta es la segunda más grande de todo el sistema solar, siendo su valor de 5.430 kg/m3, solo un poco más pequeña que la densidad de la Tierra. La densidad de Mercurio se puede usar para deducir los detalles de su estructura interna. Mientras la alta densidad de la Tierra se explica considerablemente por la compresión gravitacional, particularmente en el núcleo, Mercurio es mucho más pequeño y sus regiones interiores no están tan comprimidas. Por tanto, para explicar esta alta densidad, el núcleo debe ocupar gran parte del planeta y además ser rico en hierro,[1] material con una alta densidad.[2] Los geólogos estiman que el núcleo de Mercurio ocupa un 42% de su volumen total (el núcleo de la Tierra apenas ocupa un 17%). Este núcleo estaría parcialmente fundido,[3] [4] lo que explicaría el campo magnético del planeta.

Estructura interna de Mercurio: (1) Corteza (2) Manto (3) Núcleo.

Rodeando el núcleo existe un manto de unos 600 km de grosor. La creencia generalizada entre los expertos es que en los principios de Mercurio, un cuerpo de varios kilómetros de diámetro (un planetesimal) impactó contra él deshaciendo la mayor parte del manto original, dando como resultado un manto relativamente delgado comparado con el gran núcleo.[5] (Otras teorías alternativas se discuten en la sección Formación de Mercurio).

La corteza mercuriana mide en torno a los 100-200 km de espesor. Un hecho distintivo de la corteza de Mercurio son las visibles y numerosas líneas escarpadas o escarpes que se extienden varios miles de kilómetros a lo largo del planeta. Presumiblemente se formaron cuando el núcleo y el manto se enfriaron y contrajeron al tiempo que la corteza se estaba solidificando.[6]

Mercurio (planeta)

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Geología y superficie La superficie de Mercurio, como la de la Luna, presenta numerosos impactos de meteoritos que oscilan entre unos metros hasta miles de kilómetros. Algunos de los cráteres son relativamente recientes, de algunos millones de años de edad, y se caracterizan por la presencia de un pico central. Parece ser que los cráteres más antiguos han tenido una erosión muy fuerte, posiblemente debida a los grandes cambios de temperatura que en un día normal oscilan entre 623 K (350 °C) por el día y 103 K (–170 °C) por la noche.

Al igual que la Luna, Mercurio parece haber sufrido un período de intenso bombardeo de meteoritos de grandes dimensiones, hace unos 4000 millones de años. Durante este periodo de formación de cráteres, Mercurio recibió impactos en toda su superficie, facilitado por la práctica ausencia de atmósfera, que pudiera desintegrar o frenar multitud de estas rocas. Durante este tiempo Mercurio fue volcánicamente activo, formándose cuencas o depresiones con lava del interior del planeta, produciendo planicies lisas similares a los mares o marías de la Luna; una prueba de ello es el descubrimiento por parte de la sonda MESSENGER de posibles volcanes.[7]

Imagen de la superficie de Mercurio en falso color obtenida por la Mariner 10. Los colores ponen en evidencia regiones de composición diferente, particularmente las planicies lisas nacidas de cuencas de lava (arriba a la izquierda, en naranja).

Las planicies o llanuras de Mercurio tienen dos distintas edades; las jóvenes llanuras están menos craterizadas y probablemente se formaron cuando los flujos de lava enterraron el terreno anterior. Un rasgo característico de la superficie de este planeta son los numerosos pliegues de compresión que entrecruzan las llanuras. Se piensa que como el interior del planeta se enfrió, se contrajo y la superficie comenzó a deformarse. Estos pliegues se pueden apreciar por encima de cráteres y planicies, lo que hace indicar que son mucho más recientes.[8] La superficie mercuriana está significativamente flexada a causa de la fuerza de marea ejercida por el Sol. Las fuerzas de marea en Mercurio son un 17% más fuertes que las ejercidas por la Luna en la Tierra.[9] Destacable en la geología de Mercurio es la Cuenca de Caloris, un cráter de impacto que constituye una de las mayores depresiones meteóricas de todo el sistema solar; ésta formación geológica tiene un diámetro aproximado de 1550 km (antes del sobrevuelo de la sonda MESSENGER se creía que su tamaño era de 1300 km). Contiene además una formación de origen desconocido no antes vista ni en el propio Mercurio ni en la Luna, y que consiste en aproximadamente un centenar de grietas estrechas y de suelo liso conocida como La Araña; en el centro de ésta se encuentra un cráter, desconociéndose si dicho cráter está relacionado con su formación o no. Interesantemente, también el albedo de la Cuenca de Caloris es superior al de los terrenos circundantes (al revés de lo que ocurre en la Luna). La razón de ello está siendo investigada.[10] Justo en el lado opuesto de esta inmensa formación geológica se encuentran unas colinas o cordilleras conocidas como Terreno Extraño, o Weird Terrain. Una hipótesis sobre el origen de este complejo geomorfológico es que las ondas de choque generadas por el impacto que formó la Cuenca de Caloris atravesaron toda la esfera planetaria convergiendo en las antípodas de dicha formación (180°), fracturando la superficie[11] y formando esta cordillera.

Al igual que otros astros de nuestro sistema solar, como el más semejante en aspecto, la Luna, la superficie de Mercurio probablemente ha incurrido en los efectos de procesos de desgaste espaciales, o erosión espacial. El viento solar e impactos de micrometeoritos pueden oscurecer la superficie cambiando las propiedades reflectantes de ésta y el albedo general de todo el planeta.

A pesar de las temperaturas extremadamente altas que hay generalmente en su superficie, observaciones más detalladas sugieren la existencia de hielo en Mercurio. El fondo de varios cráteres muy profundos y oscuros cercanos

Mercurio (planeta)

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a los polos que nunca han quedado expuestos directamente a la luz solar tienen una temperatura muy inferior a la media global. El hielo (de agua) es extremadamente reflectante al radar, y recientes observaciones revelan imágenes muy reflectantes en el radar cerca de los polos;[12] el hielo no es la única causa posible de dichas regiones altamente reflectantes, pero sí la más probable. Se especula que el hielo tiene sólo unos metros de profundidad de estos cráteres, conteniendo alrededor de una tonelada de esta sustancia. El origen del agua helada en Mercurio no es conocido a ciencia cierta, pero se especula que o bien se condensó de agua del interior del planeta o vino de cometas que impactaron contra el suelo.[13]

Cartografía de Mercurio realizada por la Mariner 10 en el periodo 1974-1975

Mosaico de la mitad de Cuenca de Caloris. Fue fotografiado por la sonda Mariner 10

La formación geomorfológica conocida como Terreno Extraño

Una fractura en el terreno mercuriano, Discovery Scarp, de unos 350 km. de largo

Una vieja cuenca, de 190 km. de diámetro (43°S, 55°O)

Una foto de la parte no revelada hasta la llegada de la sonda MESSENGER

Imagen radar del polo norte de Mercurio

Magnetosfera El estudio de la interacción de Mercurio con el viento solar ha puesto en evidencia la existencia de una magnetosfera en torno al planeta. El origen de este campo magnético no es conocido, aunque algunos autores creen que puede ser debido a una corriente eléctrica inducida en las capas exteriores de la atmósfera del planeta por el movimiento de las líneas del campo magnético interplanetario que giran por la rotación del Sol. En 2007 observaciones muy precisas realizadas desde la Tierra mediante radar, demostraron un bamboleo del eje de rotación compatible sólo con un núcleo del planeta parcialmente fundido.[3] [4] Un núcleo parcialmente fundido con materiales ferromagnéticos podría se la causa de su campo magnético.

Mercurio (planeta)

Órbita y rotación La órbita de Mercurio es la más excéntrica de los planetas menores, con la distancia del planeta al Sol en un rango entre 46 millones y 70 millones de kilómetros. Tarda 88 días terrestres en dar una traslación completa. Presenta además una inclinación orbital (con respecto al plano de la eclíptica) de 7°.

En la imagen anexa se ilustran los efectos de la excentricidad, mostrando la órbita de Mercurio sobre una órbita circular que tiene el mismo semieje. La elevada velocidad del planeta cuando está cerca del perihelio hace que cubra esta mayor distancia en un intervalo de sólo cinco días. El tamaño de las esferas, inversamente proporcional a la distancia al Sol, es usado para ilustrar la distancia variable Órbita de Mercurio (en amarillo). heliocéntrica. Esta distancia variable al Sol, combinada con la rotación planetaria de Mercurio de 3:2 alrededor de su eje, resulta en complejas variaciones de la temperatura de su superficie, pasando de los -185°C durante las noches hasta los 430 °C durante el día.

La oblicuidad de la eclíptica es de solo 0,01° (grados sexagesimales), unas 300 veces menos que la de Júpiter, que es el segundo planeta en esta estadística, con 3,1° (en la Tierra es de 23,5°). De esta forma un observador en el ecuador de Mercurio durante el mediodía local nunca vería el Sol más que 0.01° al norte o al sur del cenit. Análogamente, en los polos el sol nunca pasa 0.01° por encima del horizonte.

Amanecer doble En Mercurio existe el fenómeno de los amaneceres dobles, donde el Sol sale, se detiene, se esconde nuevamente casi exactamente por donde salió y luego vuelve a salir para continuar su recorrido por el cielo; esto solo ocurre en algunos puntos de la superficie: por el mismo procedimiento, en el resto del planeta se observa que el Sol aparentemente se detenga en el cielo y realice un movimiento de giro. Esto es porque aproximadamente cuatro días antes del perihelio, la velocidad angular orbital de Mercurio iguala su velocidad angular rotatoria, lo que hace que el movimiento aparente del Sol cese; justo en el perihelio, la velocidad angular orbital de Mercurio excede la velocidad angular rotatoria. De esta forma se explica este movimiento aparente retrógrado del Sol. Cuatro días después del perihelio, el Sol vuelve a tomar un movimiento aparente normal pasando por estos puntos.

Avance del perihelio El avance del perihelio de Mercurio fue notado en el siglo XIX por la lenta precesión de la órbita del planeta alrededor del Sol, la cual no se explicaba completamente por las leyes de Newton ni por perturbaciones por planetas conocidos (trabajo muy notable del matemático francés Urbain Le Verrier). Se supuso entonces que otro planeta en una órbita más interior al Sol era el causante de estas perturbaciones (se consideraron otras teorías como un leve achatamiento de los polos solares). El éxito de la búsqueda de Neptuno a consecuencia de las perturbaciones orbitales de Urano hicieron poner mucha fe a los astrónomos para esta hipótesis. Este planeta desconocido se le denominaría planeta Vulcano. Sin embargo, a comienzos del siglo XX, la Teoría General de la Relatividad de Albert Einstein explicaba la precesión observada, descartando al inexistente planeta. El efecto es muy pequeño: el efecto de dicha relatividad en el avance del perihelio mercuriano excede en justo 42,98 arcosegundos por siglo, tanto que necesita 12 millones de órbitas para exceder un turno completo. Similar, pero con efectos mucho menores, opera para otros planetas, siendo 8,52 arcosegundos por siglo para Venus, 3,84 para la Tierra, 1,35 para Marte, y 10,05 para el asteroide Apolo (1566) Ícaro.[14] [15]

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Mercurio (planeta)

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Resonancia orbital Durante muchos años se pensó que la misma cara de Mercurio miraba siempre hacia el Sol, de forma sincrónica, similar a como lo hace la Luna. No fue hasta 1965 cuando observaciones por radio (ver Observación con Grandes Telescopios) descubrieron una resonancia orbital de 2:3, rotando tres veces cada dos años mercurianos; la excentricidad de la órbita de Mercurio hace esta resonancia estable en el perihelio, cuando la marea solar es más fuerte, el Sol está todavía en el cielo de Mercurio. La razón por la que los astrónomos pensaban que Mercurio giraba de manera sincrónica era que siempre que el planeta estaba en mejor posición para su observación, mostraba la misma cara.

Ya que Mercurio gira en un 3:2 de resonancia orbital, un día solar (la duración entre dos tránsitos meridianos del Sol) son unos 176 días terrestres. Un día sideral es de unos 58,7 días terrestres.

En una órbita, Mercurio rota 1,5 veces, después de dos órbitas el mismo hemisferio vuelve a ser iluminado.

Simulaciones orbitales indican que la excentricidad de la órbita de Mercurio varía caóticamente desde 0 (circular) a 0,47 a lo largo de millones de años. Esto da una idea para explicar la resonancia orbital mercuriana de 2:3, cuando lo más usual es 1:1, ya que esto es más razonable para un periodo con una excentricidad tan alta.[16]

Observación en el cielo y tránsito de Mercurio La magnitud aparente de Mercurio varía entre -2,0 (brillante como la estrella Sirio) y 5,5.[17] La observación de Mercurio es complicada por su proximidad al Sol, perdido en el resplandor de la estrella madre durante un período muy grande. Mercurio solo se puede observar por un corto período durante el crepúsculo de la mañana o de la noche.

El Telescopio Espacial Hubble no puede observar Mercurio del todo, ya que por procedimientos de seguridad se evita un enfoque tan cercano al Sol.

Observación de las fases mercurianas Como la Luna, Mercurio exhibe fases vistas desde la Tierra, siendo nueva en conjunción inferior y llena en conjunción superior. El planeta deja de ser invisible en ambas ocasiones por la virtud de este ascenso y ubicación acuerdo con el Sol en cada caso. La primera y última fase ocurre en máxima elongación este y oeste, respectivamente, cuando la separación de Mercurio del rango del Sol es de 18,5° en el periastro y 28,3 en el apoastro. En máxima elongación oeste, Mercurio se eleva antes que el Sol y en la este después que el Sol. Mercurio alcanza una conjunción inferior cada 116 días de media, pero este intervalo puede cambiar de 111 a 121 días por la excentricidad de la órbita del planeta. Este periodo de movimiento retrógrado visto desde la Tierra puede variar de 8 a 15 días en cualquier lado de la conjunción inferior. Esta larga variación de tiempo es consecuencia también de la elevada excentricidad orbital.

Mercurio es más fácil de ver desde el hemisferio sur de la Tierra que desde el hemisferio norte; esto se debe a que la máxima elongación del oeste posible del Sol siempre ocurre cuando es otoño en el hemisferio sur, mientras que la máxima elongación del este ocurre cuando es invierno en el hemisferio norte. En ambos casos, el ángulo de Mercurio incide de manera máxima con la eclíptica, permitiendo elevarse varias horas antes que el Sol y no se pone hasta varias horas después del ocaso en los países situados en latitudes templadas del hemisferio sur, como Argentina y Nueva Zelanda. Por contraste, en las latitudes templadas del hemisferio norte, Mercurio nunca está por encima del horizonte en más o menos a media noche. Mercurio puede, como otros muchos planetas y estrellas brillantes, ser visto durante un eclipse solar.

Mercurio (planeta)

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Además, Mercurio es más brillante visto desde la Tierra cuando se encuentra entre la fase creciente o la menguante y la llena. Aunque el planeta está más lejos en ese momento que cuando está creciente, el área iluminada visible mayor compensa esa mayor distancia. Justo al contrario que Venus, que aparece más brillante cuando está en cuarto creciente, porque está mucho más cerca de la Tierra.

Tránsito de Mercurio El tránsito de Mercurio es el paso, observado desde la Tierra, de este planeta por delante del Sol. La alineación de estos tres astros (Sol, Mercurio y la Tierra) produce este particular efecto, sólo comparable Tránsito de Mercurio (8 de noviembre de 2006). con el tránsito de Venus. El hecho de que Mercurio esté en un plano Imagen captada por el SOHO. diferente en la eclíptica que nuestro planeta (7° de diferencia) hace que sólo una vez cada varios años ocurra este fenómeno. Para que el tránsito se produzca, es necesario que la Tierra esté cerca de los nodos de la órbita. La Tierra atraviesa cada año la línea de los nodos de la órbita de Mercurio el 8-9 de mayo y el 10-11 de noviembre; si para esa fecha coincide una conjunción inferior habrá paso. Existe una cierta periodicidad en estos fenómenos aunque obedece a reglas complejas. Es claro que tiene que ser múltiplo del periodo sinódico. Mercurio suele transitar el disco solar un promedio de unas 13 veces al siglo en intervalos de 3, 7, 10 y 13 años.

Estudio de Mercurio Astronomía antigua Las primeras menciones sobre Mercurio datan del milenio tres antes de Jesucristo por los sumerios. Los babilonios (2000-500 A.C.) hicieron igualmente nuevas observaciones sobre el planeta, denominándolo como Nabu o Nebu, el mensajero de los dioses en su mitología.[18] Los observadores de la Antigua Grecia llamaron al planeta de dos maneras: Apolo cuando era visible en el cielo de la mañana y Hermes cuando lo era al anochecer. Sin embargo, los astrónomos griegos se dieron cuenta que se referían al mismo cuerpo celeste, siendo Pitágoras el primero en proponer la idea.[19]

Estudio con grandes telescopios Las primeras observaciones con telescopio de Mercurio datan de Galileo en el siglo XVII. Aunque él observara las fases planetarias cuando miraba a Venus, su telescopio no era lo suficientemente potente para distinguir las fases de Mercurio. En 1631 Pierre Gassendi realizó las primeras observaciones del tránsito de Mercurio cruzando el Sol cuando vio el tránsito de Mercurio predicho por Johannes Kepler. En 1639 Giovanni Zupi usó un telescopio para descubrir que el planeta tenía una fase orbital similar a la de Venus y la Luna. La observación demostró de manera concluyente que Mercurio orbitaba alrededor del Sol. Un hecho extraño en la astronomía es que un planeta pase delante de otro (ocultación), visto desde la Tierra. Mercurio y Venus se ocultan

Mercurio según Schiaparelli.

Mercurio (planeta)

cada varios siglos, y el 28 de mayo de 1737 ocurrió el único e histórico registrado. El astrónomo que lo observó fue John Bevis en el Real Observatorio de Greenwich.[20] La próxima ocultación ocurrirá en 2133.

En 1800 Johann Schröter pudo hacer algunas observaciones de la superficie, pero erróneamente estimó que el planeta tenía un periodo de rotación similar a la terrestre, de unas 24 horas. En la década de 1880 Giovanni Schiaparelli realizó un mapa de Mercurio más correcto, y sugirió que su rotación era de 88 días, igual que su período de traslación (Rotación síncrona).[21] La teoría por la cual la rotación de Mercurio era sincrónica se hizo extensamente establecida, y fue un giro de 180° cuando los astrónomos mediante observaciones de radio en los años 1960 cuestionaron la teoría. Si la misma cara de Mercurio estuviera dirigida siempre hacia el Sol, la parte en sombra estaría extremadamente fría, pero las mediciones de radio revelaron que estaba mucho más caliente de lo Cartografía de Mercurio realizada por Percival Lowell en enero de 1896. esperado. En 1965 se constató que definitivamente el periodo de rotación era de 59 días. El astrónomo italiano Giuseppe Colombo notó que este valor era sobre dos terceras partes del período orbital de Mercurio, y propuso una forma diferente de la fuerza de marea que hizo que los períodos orbitales y rotatorios del planeta se quedasen en 3:2 más bien que en 1:1 (resonancia orbital).[22] Más tarde la Mariner 10 lo confirmó.[23] Las observaciones por grandes telescopios en tierra no arrojaron mucha luz sobre este mundo difícil de ver, y no fue hasta la llegada de sondas espaciales que visitaron Mercurio cuando se descubrieron y confirmaron grandes e importantes propiedades del planeta. No obstante, recientes avances tecnológicos han llevado a observaciones mejoradas: en 2000, el telescopio de alta resolución del Observatorio Monte Wilson de 1500 mm proporcionó las primeras imágenes que resolvieron algunos rasgos superficiales sobre las regiones de Mercurio que no fueron fotografiadas durante las misiones del Mariner.[24] Imágenes recientes apuntan al descubrimiento de una cuenca de impacto de doble anillo más largo que la Cuenca de Caloris, en el hemisferio no fotografiado por la Mariner. Es informalmente conocido como Cuenca de Shinakas.

Estudio con sondas espaciales Llegar hasta Mercurio desde la Tierra supone un significativo reto tecnológico, ya que la órbita del planeta está mucho más cerca que la terrestre al Sol. Una nave espacial con destino a Mercurio lanzada desde nuestro planeta deberá de recorrer unos 91 millones de kilómetros por los puntos de potencial gravitatorio del Sol. Comenzando desde la órbita terrestre a unos 30 km/s, el cambio de velocidad que la nave debe realizar para entrar en una órbita de transferencia, conocida como órbita de transferencia de Hohmann (en la que se usan dos impulsos del motor cohete) para pasar cerca de Mercurio es muy grande comparado con otras misiones planetarias.

Además, para conseguir entrar en una órbita estable el vehículo espacial debe confiar plenamente en sus motores de propulsión, puesto que el aerofrenado está descartado por la falta de atmósfera significativa en Mercurio. Un viaje a este planeta en realidad es más costoso en lo que a combustible se refiere por este hecho que hacia cualquier otro planeta del sistema solar.[cita requerida]

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Mercurio (planeta)

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Mariner 10 La sonda Mariner 10 (1974-1975), o Mariner X, fue la primera nave en estudiar en profundidad el planeta Mercurio. Era una sonda interplanetaria, puesto que visitó también Venus, utilizando la asistencia de trayectoria gravitacional utilizando a Venus para acelerar hasta el planeta, estableciendo una órbita alrededor del Sol en dirección opuesta a la terrestre.

Su paso por Mercurio se produjo en tres ocasiones; la primera vez a una distancia de 703 km del planeta, la segunda vez a 48.069 km, y la tercera a 327 km. Mariner tomó en total diez imágenes de casi la mitad del planeta. La misión finalizó el 24 de marzo de 1975 cuando se quedó sin combustible y no podía mantener la órbita alrededor del Sol.

Mariner 10

MESSENGER MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and Ranging (Superficie de Mercurio, Entorno Espacial, Geoquímica y Extensión) es una sonda lanzada en agosto de 2004 que se pondrá en órbita alrededor de Mercurio en marzo de 2011. Se espera que esta nave aumente considerablemente el conocimiento científico sobre este planeta. Para ello, la nave orbitará Mercurio realizando tres sobrevuelos -acaecidos los días 14 de enero de 2008, 6 de octubre de 2008, y 29 de septiembre de 2009-. La misión está previsto que dure un año.

MESSENGER

BepiColombo Es una misión conjunta de la Agencia Espacial Europea (ESA) y de la Agencia Japonesa de Exploración Espacial (JAXA), que consiste en dos módulos orbitantes u orbitadores que realizarán una completa exploración de Mercurio.

El primero de los orbitadores será el encargado de fotografiar y analizar el planeta y el segundo investigará la magnetosfera. Su lanzamiento está previsto en agosto de 2013, la llegada al planeta en septiembre de 2019, y el final de la misión para un año más tarde.[25]

Véase también • Colonización de Mercurio • Tránsito de Mercurio

Referencias [1] Lyttleton, R. A.; En las Estructuras Internas de Mercurio y Venus (On the Internal Structures of Mercury and Venus), Astrophysics and Space Science, Vol. 5 (1969), p. 18 [2] Lyttleton, R. A. (1969), On the Internal Structures of Mercury and Venus, Astrophysics and Space Science, v.5, p.18 [3] « Antena de la NASA corta a Mercurio hasta su núcleo (http:/ / www. cielosur. com/ mensajero/ astronom/ 20070503b. php)». www.cielosur.com (3/05/07).

[4] « NASA Antenna Cuts Mercury to Core (http:/ / www. jpl. nasa. gov/ news/ news. cfm?release=2007-050)». www.jpl.nasa.gov (3/05/07).

[5] Benz, W., Slattery, W. L., Cameron, A. G. W. (1988), Collisional stripping of Mercury's mantle, Icarus, v. 74, p. 516-528.

[6] Schenk, P.; Melosh, H. J.; Lobate Thrust Scarps and the Thickness of Mercury’s Lithosphere, Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference (1994), 1994LPI....25.1203S [7] « MESSENGER: MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging (http:/ / messenger. jhuapl. edu/ gallery/ sciencePhotos/ image. php?page=2& gallery_id=2& image_id=192)».

Mercurio (planeta) [8] Dzurisin, D.; La tectónica e historia volcánica de Mercurio deducida del estudio de escarpes, crestas de montañas, y otros lineamientos (The tectonic and volcanic history of Mercury as inferred from studies of scarps, ridges, troughs, and other lineaments), Journal of Geophysical Research, Vol. 83 (1978), pp. 4883–4906 [9] Van Hoolst, T.; Jacobs, C.; Mareas de Mercurio y estructura interior (Mercury’s tides and interior structure), Journal of Geophysical Research, Vol. 108 (2003), p. 7.

[10] León, Pedro (31-01-2008), MESSENGER nos envía muchas sorpresas (http:/ / www. sondasespaciales. com/ index. php?option=com_content& task=view& id=10934& Itemid=42), en sondas espaciales.com. URL accedida el 27-01-2008.

[11] Schultz, P. H.; Gault, D. E.; Efectos sísmicos de las mayores formaciones de cuencas en la Luna y Mercurio (Seismic effects from major basin formations on the moon and Mercury), The Moon, Vol. 12 (February 1975), pp. 159–177 [12] Slade, M. A.; Butler, B. J.; Muhleman, D. O.; Imagenes radar de Mercurio — Pruebas de hielo polar (Mercury radar imaging — Evidence for polar ice), Science, Vol. 258 (1992), pp. 635–640.

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Enlaces externos • • • • • •

Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre Mercurio (planeta).Commons Sistema Solar (http://www.secundaria-ramirez.com.ar) Mercurio en Nineplanets.org (http://www.nineplanets.org/Mercury.html) Tour de información sobre Mercurio (http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/Mercury/Mercury.html) Sonda MESSENGER (http://messenger.jhuapl.edu/) Mercurio en la página de la Asociación Larense de Astronomía, ALDA (http://tayabeixo.org/sist_solar/ mercurio/mercurio.htm) • Mercurio (http://celestia.albacete.org/celestia/celestia/solar/mercu3.htm) Actividad educativa: el Sistema Solar.

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Venus (planeta)

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Venus (planeta) Venus

Venus observado por la sonda estadounidense Pioneer Venus.

Elementos orbitales Inclinación

3,39471°

Excentricidad

0,00677323

Período orbital sideral

224,701 días

Período orbital sinódico 583,92 días Velocidad orbital media 35,0214 km/s Radio orbital medio

0,72333199 UA 108.208.930 km

Satélites

0 Características físicas

Masa

4,869 × 1024 kg

Densidad

5,24 g/cm³

Área de superficie

4,60 × 108 km²

Diámetro

12.103,6 km

Gravedad

8,87 m/s²

Velocidad de escape

10,36 km/s

Periodo de rotación

-243,0187 días [movimiento retrógrado(en sentido de las agujas del reloj visto desde el polo norte)]

Inclinación axial

2,64°

Albedo

0,65 Características atmosféricas

Presión

9321,9 kPa (92 atm )

Temperatura Mínima* 228 K -45,15 °C Media

737 K 463,85 °C

Máxima 773 K 499,85 °C * Referente a la temperatura sobre nubes.

Venus (planeta)

13 Composición Dióxido de carbono

96%

Nitrógeno

3%

Dióxido de azufre

0,015%

Vapor de Agua

0,002%

Monóxido de carbono 0,0017% Argón

0,007%

Helio

0,0012%

Neón

0,0007%

Sulfuro de carbono

Trazas

Cloruro de hidrógeno

Trazas

Fluoruro de hidrógeno Trazas

Comparación con la Tierra

Venus es el segundo planeta del Sistema Solar en orden de distancia desde el Sol, y el tercero en cuanto a tamaño, de menor a mayor. Recibe su nombre en honor a Venus, la diosa romana del amor. Se trata de un planeta de tipo rocoso y terrestre, llamado con frecuencia el planeta hermano de la Tierra, ya que ambos son similares en cuanto a tamaño, masa y composición, aunque totalmente diferentes en cuestiones térmicas y atmosféricas. La órbita de Venus es una elipse con una excentricidad de menos del 1%, formando la órbita más circular de todos los planetas; apenas supera la de Neptuno. Su presión atmosférica es 94 veces superior a la terrestre; es por tanto la mayor presión atmosférica de todos los planetas rocosos. A pesar de no estar más cerca del sol que Mercurio, Venus posee la atmósfera más caliente, pues esta atrapa mucho más calor del sol. Este planeta además posee el día más largo del sistema solar: 243 días terrestres, y su movimiento es retrógrado, por lo que en un día venusiano el sol sale por el oeste y se esconde por el este.

Al encontrarse Venus más cercano al Sol que la Tierra, siempre se puede encontrar, aproximadamente, en la misma dirección del Sol (su mayor elongación es de 47,8°), por lo que desde la Tierra se puede ver sólo unas cuantas horas antes del orto, en unos meses del año, o después del ocaso, en el resto del año. A pesar de ello, cuando Venus es más brillante, puede ser visto durante el día, siendo uno de los tres únicos cuerpos celestes que pueden ser vistos de día a simple vista, además de la Luna y el Sol. Venus es normalmente conocido como la estrella de la mañana (Lucero del Alba) o la estrella de la tarde (Lucero Vespertino) y, cuando es visible en el cielo nocturno, es el segundo objeto más brillante del firmamento, tras la Luna.

Por este motivo, Venus debió ser ya conocido desde los tiempos prehistóricos. Sus movimientos en el cielo eran conocidos por la mayoría de las antiguas civilizaciones, adquiriendo importancia en casi todas las interpretaciones astrológicas del movimiento planetario. En particular, la civilización maya elaboró un calendario religioso basado en los ciclos astronómicos, incluyendo los ciclos de Venus. El símbolo del planeta Venus es una representación estilizada del espejo de la diosa Venus: un círculo con una pequeña cruz debajo, utilizado también hoy para denotar el sexo femenino.

Los adjetivos venusiano-a, venusino-a y venéreo-a (poéticamente) son usados para denotar las características habitualmente atribuidas a Venus-Afrodita. El adjetivo venéreo suele asociarse a las enfermedades de transmisión sexual. Es junto a la Tierra (diosa Gea de la antigüedad) el único planeta del Sistema Solar con nombre femenino,

Venus (planeta) aparte de dos de los planetas enanos, Ceres y Eris.

Características orbitales Órbita Aunque todas las órbitas planetarias son elipticas, la órbita de Venus es la más parecida a una circunferencia, con una excentricidad inferior a un 1%.

El ciclo entre dos elongaciones máximas (período orbital sinódico) dura 584 días. Después de esos 584 días Venus aparece en una posición a 72° de la elongación anterior. Dado que hay 5 períodos de 72° en una circunferencia, Venus regresa al mismo punto del cielo cada 8 años (menos dos días correspondientes a los años bisiestos). Este periodo se conocía como el ciclo Sothis en el Antiguo Egipto.

En la conjunción inferior, Venus puede aproximarse a la Tierra más que ningún otro planeta. El 16 de diciembre de 1850 alcanzó la distancia más cercana a la Tierra desde el año 1800, con un valor de 39.514.827 kilómetros (0,26413854 UA). Desde entonces nunca ha habido una aproximación tan cercana. Una aproximación casi tan cercana será en el año 2101, cuando Venus alcanzará una distancia de 39.541.578 kilómetros (0,26431736 UA).

Rotación Venus gira sobre sí mismo lentamente en un movimiento retrógrado, en el mismo sentido de las manecillas del reloj, de Este a Oeste en lugar de Oeste a Este como el resto de los planetas (excepto Urano), tardando en hacer un giro completo sobre sí mismo 243,0187 días terrestres. No se sabe el porqué de la peculiar rotación de Venus. Si el Sol pudiese verse desde la superficie de Venus aparecería subiendo desde el Oeste y posándose por el Este, con un ciclo día-noche de 116,75 días terrestres[1] y un año venusiano de 1,92 días venusianos.

Además de la rotación retrógrada, los periodos orbital y de rotación de Venus están sincronizados de manera que siempre presenta la misma cara del planeta a la Tierra cuando ambos cuerpos están a menor distancia. Esto podría ser una simple coincidencia pero existen especulaciones sobre un posible origen de esta sincronización como resultado de efectos de marea afectando a la rotación de Venus cuando ambos cuerpos están lo suficientemente cerca.

Características físicas Atmósfera de Venus Venus posee una densa atmósfera, compuesta en su mayor parte por dióxido de carbono y una pequeña cantidad de nitrógeno. La presión al nivel de la superficie es 90 veces superior a la presión atmosférica en la superficie terrestre (una presión equivalente en la Tierra a la presión que hay sumergido en el agua a una profundidad de un kilómetro).

La enorme cantidad de CO2 de la atmósfera provoca un fuerte efecto invernadero que eleva la temperatura de la superficie del planeta hasta cerca de 464 °C en las regiones menos elevadas cerca del ecuador. Esto hace que Venus sea más caliente que Mercurio, a pesar de hallarse a más del doble de la distancia del Sol que éste y de recibir sólo el 25% de su radiación solar (2.613,9 W/m2 en la atmósfera superior y 1.071,1 W/m2 en la superficie). Debido a la inercia térmica de su masiva atmósfera y al transporte de calor por los fuertes vientos de su atmósfera, la temperatura no varía de forma significativa entre el día y la noche. A pesar de la lenta rotación de Venus (menos de una rotación por año venusiano, equivalente a una velocidad de rotación en el Ecuador de sólo 6,5 km/h), los vientos de la atmósfera superior circunvalan el planeta en tan sólo 4 días, distribuyendo eficazmente el calor. Además del movimiento zonal de la atmósfera de Oeste a Este, hay un movimiento vertical en forma de célula de Hadley que transporta el calor del Ecuador hasta las zonas polares e incluso a latitudes medias del lado no iluminado del planeta.

La radiación solar casi no alcanza la superficie del planeta. La densa capa de nubes refleja al espacio la mayoría de la luz del Sol y la mayor parte de la luz que atraviesa las nubes es absorbida por la atmósfera. Esto impide a la mayor

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Venus (planeta) parte de la luz del Sol que caliente la superficie. El albedo bolométrico de Venus es de aproximadamente el 60%, y su albedo visual es aún mayor, lo cual concluye que, a pesar de encontrarse más cercano al Sol que la Tierra, la superficie de Venus no se calienta ni se ilumina como era de esperar por la radiación solar que recibe. En ausencia del efecto invernadero, la temperatura en la superficie de Venus podría ser similar a la de la Tierra. El enorme efecto invernadero asociado a la inmensa cantidad de CO2 en la atmósfera atrapa el calor provocando las elevadas temperaturas de este planeta.

Los fuertes vientos en la parte superior de las nubes pueden alcanzar los 350 km/h, aunque a nivel del suelo los vientos son mucho más lentos. A pesar de ello, y debido a la altísima densidad de la atmósfera en la superficie de Venus, incluso estos flojos vientos ejercen una fuerza considerable contra los obstáculos. Las nubes están compuestas principalmente por gotas de dióxido de azufre y ácido sulfúrico, y cubren el planeta por completo, ocultando la mayor parte de los detalles de la superficie a la observación externa. La temperatura en la parte superior de las nubes (a 70 km sobre la superficie) es de -45 °C. La medida promedio de temperatura en la superficie de Venus es de 464 °C. La temperatura de la superficie nunca baja de los 400 °C, lo que lo hace el planeta más caliente del sistema solar.

Geología de Venus Venus tiene una lenta rotación retrógrada, lo que significa que gira de Este a Oeste, en lugar de hacerlo de Oeste a Este como lo hacen la mayoría de los demás planetas mayores (Urano también tiene una rotación retrógrada, aunque el eje de rotación de Urano, inclinado 97,86°, prácticamente descansa sobre el plano orbital). Se desconoce por qué Venus es diferente en este aspecto, aunque podría ser el resultado de una colisión con un asteroide en algún momento del pasado remoto. Además de esta inusual rotación retrógrada, el período de rotación de Venus y su órbita están casi sincronizados, de manera que siempre presenta la misma cara a la Tierra cuando los dos planetas se encuentran en su máxima aproximación (5.001 días venusianos entre cada conjunción inferior). Esto podría ser el resultado de las fuerzas de marea que afectan a la rotación de Venus cada vez que los planetas se encuentran lo suficientemente cercanos, aunque no se conoce con claridad el mecanismo.

Venus tiene dos mesetas principales a modo de continentes, elevándose sobre una vasta llanura. La meseta Norte se llama Ishtar Terra y contiene la mayor montaña de Venus (aproximadamente dos kilómetros más alta que el Monte Everest), llamada Maxwell Montes en honor de James Clerk Maxwell. Ishtar Terra tiene el tamaño aproximado de Australia. En el hemisferio Sur se encuentra Aphrodite Terra, mayor que la anterior y con un tamaño equivalente al de Sudamérica. Entre estas mesetas existen algunas depresiones del terreno, que incluyen Atalanta Planitia, Guinevere Planitia y Lavinia Planitia. Con la única excepción del Monte Maxwell, todas las características distinguibles del terreno adoptan nombres de mujeres mitológicas.

La densa atmósfera de Venus provoca que los meteoritos se desintegren bruscamente en su descenso a la superficie, aunque los más grandes pueden llegar a la superficie, originando un cráter si tienen suficiente energía cinética. A causa de esto, no pueden formarse cráteres de impacto más pequeños de 3,2 kilómetros de diámetro.

Aproximadamente el 90% de la superficie de Venus parece consistir en un basalto recientemente solidificado (en términos geológicos) con muy pocos cráteres de meteoritos. Las formaciones más antiguas presentes en Venus no parecen tener más de 800 millones de años, siendo la mayor parte del suelo considerablemente más joven (no más de algunos cientos de millones de años en su mayor parte), lo cual sugiere que Venus sufrió un cataclismo que afectó a su superficie no hace mucho tiempo en el pasado geológico.

El interior de Venus es probablemente similar al de la Tierra: un núcleo de hierro de unos 3.000 km de radio, con un manto rocoso que forma la mayor parte del planeta. Según datos de los medidores gravitatorios de la sonda Magallanes, la corteza de Venus podría ser más dura y gruesa de lo que se había pensado. Se piensa que Venus no tiene placas tectónicas móviles como la Tierra, pero en su lugar se producen masivas erupciones volcánicas que inundan su superficie con lava «fresca». Otros descubrimientos recientes sugieren que Venus todavía está volcánicamente activo.

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Venus (planeta)

El campo magnético de Venus es muy débil comparado con el de otros planetas del Sistema Solar. Esto se puede deber a su lenta rotación, insuficiente para formar el sistema de «dinamo interno» de hierro líquido. Como resultado de esto, el viento solar golpea la atmósfera de Venus sin ser filtrado.

Se supone que Venus tuvo originalmente tanta agua como la Tierra pero que, al estar sometida a la acción del Sol sin ningún filtro protector, el vapor de agua en la alta atmósfera se disocia en hidrógeno y oxígeno, escapando el hidrógeno al espacio por su baja masa molecular. El porcentaje de deuterio (un isótopo pesado del hidrógeno que no escapa tan fácilmente) en la atmósfera de Venus parece apoyar esta teoría. Se supone que el oxígeno molecular se combinó con los átomos de la corteza (aunque grandes cantidades de Gráfico de altitud y profundidad de la superficie de Venus. oxígeno permanecen en la atmósfera en forma de dióxido de carbono). A causa de esta sequedad, las rocas de Venus son mucho más pesadas que las de la Tierra, lo cual favorece la formación de montañas mayores, profundos acantilados y otras formaciones.

Durante algún tiempo se creyó que Venus poseía un satélite natural llamado Neith, llamado así por la diosa Sais del Antiguo Egipto, cuyo velo ningún mortal podía levantar. Fue aparentemente observado por primera vez por Giovanni Cassini en 1672. Otras observaciones esporádicas continuaron hasta 1892, pero estos avistamientos fueron desacreditados (eran en su mayor parte estrellas tenues que parecían estar en el lugar correcto en el momento correcto), y hoy se sabe que Venus no tiene ningún satélite, si bien el asteroide 2002 VE68 casi lo es.

Estructura interna Sin información sísmica o detalles, momento de inercia, existen pocos datos directos sobre la geoquímica y la estructura interna de Venus. Sin embargo, la similitud en tamaño y densidad entre Venus y la Tierra sugiere que ambos comparten una estructura interna afín: un núcleo, un manto, y una corteza planetaria. Al igual que la Tierra, se especula que el núcleo de Venus es al menos parcialmente líquido. El menor tamaño y densidad de Venus indica que las presiones en su interior son considerablemente menores que en la Tierra. La diferencia principal entre los dos planetas es la carencia de placas tectónicas en Venus, probablemente debido a la sequedad del manto y la superficie.

Como consecuencia, la pérdida de calor en el planeta es escasa, evitando su enfriamiento y proporcionando una explicación viable sobre la carencia de un campo magnético interno.

Observación y exploración de Venus Observaciones históricas Venus es el astro más característico en los cielos de la mañana y de la tarde de la Tierra (después del Sol y la Luna), y es conocido por el hombre desde la prehistoria. Uno de los documentos más antiguos que sobreviven de la biblioteca babilónica de Ashurbanipal, datado sobre el 1600 a. C., es un registro de 21 años del aspecto de Venus (que los primeros babilonios llamaron Nindaranna). Los antiguos sumerios y babilonios llamaron a Venus «Dil-bat» o «Dil-i-pat»; en la ciudad mesopotámica de Akkad era la estrella de la madre-diosa Ishtar, y en chino su nombre es «Jīn-xīng» (金星), el planeta del elemento metal. Venus se consideró como el más importante de los cuerpos celestes observados por los mayas, que lo llamaron «Chak ek» (la gran estrella). Los antiguos griegos pensaban que las apariciones matutinas y vespertinas de Venus eran dos cuerpos diferentes, y les llamaron Hesperus cuando aparecía en el cielo del oeste al atardecer y Phosphorus cuando aparecía en el cielo del este al amanecer.

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Venus (planeta)

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Fases de Venus observadas desde la Tierra.

Al encontrarse la órbita de Venus entre la Tierra y el Sol, desde la Tierra se pueden distinguir sus diferentes fases de una forma parecida a las de la Luna. Galileo Galilei fue la primera persona en observar las fases de Venus en diciembre de 1610, una observación que sostenía la entonces discutida teoría heliocéntrica de Copérnico. También anotó los cambios en el tamaño del diámetro visible de Venus en sus diferentes fases, sugiriendo que éste se encontraba más lejos de la Tierra cuando estaba lleno y más cercano cuando se encontraba en fase creciente. Estas observaciones proporcionaron una sólida base al modelo heliocéntrico.

Venus es más brillante cuando el 25% de su disco (aproximadamente) se encuentra iluminado, lo que ocurre 37 días antes de la conjunción inferior (en el cielo vespertino) y 37 días después de dicha conjunción (en el cielo matutino).

Su mayor elongación y altura sobre el horizonte se produce aproximadamente 70 días antes y después de la conjunción inferior, momento en el que muestra justo media fase; entre estos intervalos, Venus es visible durante las primeras o últimas horas del día si el observador sabe dónde buscarlo. El período de movimiento retrógrado es de veinte días en cada lado de la conjunción inferior.

En raras ocasiones, Venus puede verse en el cielo de la mañana y de la tarde el mismo día. Esto sucede cuando se encuentra en su máxima separación respecto a la eclíptica y al mismo tiempo se encuentra en la conjunción inferior; entonces desde uno de los hemisferios terrestres se puede ver en los dos momentos. Esta oportunidad se presentó recientemente para los observadores del Hemisferio Norte durante unos días sobre el 29 de marzo de 2001, y lo mismo sucedió en el Hemisferio Sur el 19 de agosto de 1999. Estos eventos de repiten cada ocho años conforme al ciclo sinódico del planeta.

En el siglo XIX, muchos observadores atribuyeron a Venus un período de rotación aproximado de 24 horas. El astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli fue el primero en predecir un período de rotación significativamente menor, proponiendo que la rotación de Venus estaba bloqueada por el Sol (lo mismo que propuso para Mercurio).

Aunque realmente no es verdad para ninguno de los dos cuerpos, era una estimación bastante aproximada. La casi resonancia entre su rotación y la mayor aproximación a la Tierra ayudó a crear esta impresión, ya que Venus siempre parece dar la misma cara cuando se encuentra en la mejor posición para ser observado. El período de rotación de Venus fue observado por primera vez durante la conjunción de 1961 con radar desde una antena de 26 metros en Goldstone, California, desde el observatorio de radioastronomía Jodrell Bank en el Reino Unido y en las instalaciones de espacio profundo de la Unión Soviética de Yevpatoria. La precisión fue refinada en las siguientes conjunciones, principalmente desde Goldstone y Yevpatoria. El hecho de que la rotación era retrógrada no fue confirmado sino hasta 1964.

Antes de las observaciones de radio de los años sesenta, muchos creían que Venus contenía un entorno como el de la Tierra. Esto era debido al tamaño del planeta y su radio orbital, que sugerían claramente una situación parecida a la de la Tierra, así como por la gruesa capa de nubes que impedían ver la superficie. Entre las especulaciones sobre Venus estaban las de que éste tenía un entorno selvático o que poseía océanos de petróleo o de agua carbonatada. Sin embargo, las observaciones mediante microondas en 1956 por C. Mayer et al, indicaban una alta temperatura de la superficie (600 K). Extrañamente, las observaciones hechas por A.D. Kuzmin en la banda milimétrica indicaban temperaturas mucho más bajas. Dos teorías en competición explicaban el inusual espectro de radio: una de ellas sugería que las altas temperaturas se originaban en la ionosfera y la otra sugería una superficie caliente.

Uno de los fenómenos de la atmósfera de Venus observado por astrónomos desde la Tierra y aún no explicado es el de las llamadas luces Ashen.

Venus (planeta)

Tránsitos de Venus Los tránsitos de Venus acontecen cuando el planeta cruza directamente entre la tierra y el Sol y son eventos astronómicos relativamente raros. La primera vez que se observó este tránsito astronómico fue en 1639 por Jeremiah Horrocks y William Crabtree. El tránsito de 1761, observado por Mijaíl Lomonosov, proporcionó la primera evidencia de que Venus tenía una atmósfera, y las observaciones de paralaje del siglo XIX durante sus tránsitos permitieron obtener por primera vez un cálculo preciso de la distancia entre la Tierra y el Sol. Los tránsitos sólo pueden ocurrir en junio o diciembre, siendo éstos los momentos en los que Venus cruza la eclíptica (al plano en el que la Tierra orbita alrededor Tránsito de Venus sobre el disco solar. del Sol), y suceden en pares a intervalos de ocho años, separados dichos pares de tránsitos por más de un siglo.

El anterior par de tránsitos sucedió en 1874 y 1882, y el presente par de tránsitos son los de 2004 y 2012.

Exploración espacial de Venus La órbita de Venus es un 28% más cercana al Sol que la de la Tierra. Por este motivo, las naves que viajan hacia Venus deben recorrer más de 41 millones de kilómetros adentrándose en el pozo gravitatorio del Sol, perdiendo en el proceso parte de su energía potencial. La energía potencial se transforma entonces en energía cinética, lo que se traduce en un aumento de la velocidad de la nave. Por otro lado, la Una de las primeras fotografías en colores de la superficie de atmósfera de Venus no invita a las maniobras de frenado Venus tomada por la sonda soviética Venera 13 atmosférico del mismo tipo que otras naves han efectuado sobre Marte, ya que para ello es necesario contar con una información extremadamente precisa de la densidad atmosférica en las capas superiores y, siendo Venus un planeta de atmósfera masiva, sus capas exteriores son mucho más variables y complicadas que en el caso de Marte.

La primera sonda en visitar Venus fue la sonda espacial soviética Venera 1 el 12 de febrero de 1961, siendo la primera sonda lanzada a otro planeta. La nave resultó averiada en su trayecto y la primera sonda exitosa en llegar a Venus fue la americana Mariner 2, en 1962. El 1 de marzo de 1966, la sonda soviética Venera 3 se estrelló sobre Venus, convirtiéndose en la primera nave espacial en alcanzar la superficie del planeta. A continuación diferentes sondas soviéticas fueron acercándose cada vez más en el objetivo de posarse sobre la superficie venusiana. La Venera 4 entró en la atmósfera de Venus el 18 de octubre de 1967 y fue la primera sonda en transmitir datos medidos directamente en otro planeta. La cápsula midió temperaturas, presiones y densidades, y realizó once experimentos químicos para analizar la atmósfera. Sus datos mostraban un 95% de dióxido de carbono, y en combinación con los datos de ocultación de la sonda Mariner 5, mostró que la presión en la superficie era mucho mayor de lo previsto (entre 75 y 100 atmósferas). El primer aterrizaje con éxito en Venus lo realizó la sonda Venera-7 el 15 de diciembre de 1970. Esta sonda reveló unas temperaturas en la superficie de entre 457 y 474 grados Celsius. La Venera-8 aterrizó el 22 de julio de 1972. Además de dar datos sobre presión y temperaturas, su fotómetro mostró que las nubes de Venus formaban una capa compacta que terminaba a 35 kilómetros sobre la superficie.

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Venus (planeta)

La sonda soviética Venera 9 entró en la órbita de Venus el 22 de octubre de 1975, convirtiéndose en el primer satélite artificial de Venus. Una batería de cámaras y espectrómetros devolvieron información sobre la capa de nubes, la ionosfera y la magnetosfera, así como mediciones de la superficie realizadas por radar. El vehículo de descenso de 660 kilogramos de la Venera 9 se separó de la nave principal y aterrizó, obteniendo las primeras imágenes de la superficie y analizando la corteza con un espectrómetro de rayos gamma y un densímetro. Durante el descenso realizó mediciones de presión, temperatura y fotométricas, así como de la densidad de las nubes. Se descubrió que las nubes de Venus formaban tres capas distintas. El 25 de octubre, la Venera 10 realizó una serie similar de experimentos.

En 1978, la NASA envió la sonda espacial Pioneer La multisonda Pioneer con su orbitador principal y las tres sondas Venus. La misión Pioneer Venus consistía en dos atmosféricas. componentes lanzados por separado: un orbitador y una multisonda. La multisonda consistía en una sonda atmosférica mayor y otras tres más pequeñas. La sonda mayor fue desplegada el 16 de noviembre de 1978, y las tres pequeñas lo fueron el 20 de noviembre. Las cuatro sondas entraron en la atmósfera de Venus el 9 de diciembre, seguidas por el vehículo que las portaba. Aunque no se esperaba que ninguna sobreviviera al descenso, una de las sondas continuó operando hasta 45 minutos después de alcanzar la superficie. El vehículo orbitador de la Pioneer Venus fue insertado en una órbita elíptica alrededor de Venus el 4 de diciembre de 1978. Transportaba 17 experimentos y funcionó hasta agotar su combustible de maniobra, momento en el que perdió su orientación. En agosto de 1992 entró en la atmósfera de Venus y fue destruida.

La exploración espacial de Venus permaneció muy activa durante finales de los 70 y los primeros años de la década de los 80. Se comenzó a conocer en detalle la geología de la superficie de Venus, y se descubrieron volcanes ocultos inusualmente masivos denominados como «coronae» y «arachnoids». Venus no presenta evidencias de placas tectónicas, a menos que todo el tercio norte del planeta forme parte de una sola placa. Las dos capas superiores de nubes resultaron estar compuestas de gotas de ácido sulfúrico, aunque la capa inferior está compuesta probablemente por una solución de ácido fosfórico. Las misiones Vega desplegaron globos aerostáticos que flotaron a unos 53 kilómetros de altitud durante 46 y 60 horas respectivamente, viajando alrededor de un tercio del perímetro del planeta. Estos globos midieron velocidades del viento, temperaturas, presiones y densidad de las nubes. Se descubrió un mayor nivel de turbulencias y convección de lo esperado, incluyendo ocasionales baches con caídas de uno a tres kilómetros de las sondas.

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El 10 de agosto de 1990, la sonda estadounidense Magallanes llegó a Venus, realizando medidas por radar de la superficie del planeta y obteniendo mapas de una resolución de 100 m en el 98% del planeta.

Después de una misión de cuatro años, la sonda Magallanes, tal como estaba planeado, se sumergió en la atmósfera de Venus el 11 de octubre de 1994 y se vaporizó en parte, aunque se supone que algunas partes de la misma alcanzaron la superficie del planeta. Desde entonces, varias sondas espaciales en ruta hacia otros destinos han usado el método de sobrevuelo de Venus para incrementar su velocidad mediante el impulso gravitacional. Esto incluye a las misiones Galileo a Júpiter, la Cassini-Huygens a Saturno (con dos sobrevuelos) y la Messenger a Mercurio (dos sobrevuelos).

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Imagen de la superficie de Venus obtenida por radar por la sonda Magallanes.

Desde la Agencia Espacial Europea se ha preparado una misión llamada Venus Express, que estudia la atmósfera y las características de la superficie desde la órbita. La Venus Express fue lanzada desde el Cosmódromo de Baikonur (Kazajistán) el 9 de noviembre de 2005, y pese a que se esperaba que permanezca operativa hasta diciembre de 2009, la ESA decidió prolongar oficialmente la misión hasta el 31 de diciembre de 2012. La Agencia Japonesa de Exploración Espacial (JAXA) planea también una misión a Venus (PLANET-C) en el año 2010.

Referencias culturales El planeta Venus ha inspirado numerosas referencias religiosas y astrológicas en las civilizaciones antiguas. La inspiración mitológica de Venus se extiende también a obras de ficción como: • En El Silmarillion, de J. R. R. Tolkien, base mitológica de El Señor de los Anillos, Eärendil porta en su frente uno de los tres Silmarils, y viaja con su barca por el cielo por mandato de Manwë para ser la luz de la esperanza para los hombres, dando de este modo una explicación mitológica a Venus.

• En tiempos más modernos la ausencia de detalles observables en su superficie era interpretadas desde finales del siglo XIX como evidencia de grandes nubes que ocultaban un mundo rico en agua en el que se especulaba la presencia de vida extraterrestre (seres venusianos) siendo un mundo utilizado frecuentemente en las historias de ciencia ficción de los años 1920 a 1950, así por ejemplo en la obra de Olaf Stapledon de 1930 titulada First and Last Men, se proporciona un ejemplo ficticio de terraformación en el cual Venus es modificado tras una larga y destructiva guerra con sus habitantes nativos. También varios relatos cortos de Ray Bradbury, como The Long Rain ("La larga lluvia", 1950), relato en el que se basará parcialmente la película The Illustrated Man ("El hombre ilustrado", 1969) de Jack Smight, y All Summer in a Day (1959) describen a Venus como un planeta húmedo y potencialmente habitable. Una de las últimas muestras de esta narrativa representando ese Venus pantanoso fue la novela de Isaac Asimov Los océanos de Venus protagonizada por Lucky Starr, de 1954.

Algunas obras más recientes que tratan de manera más realista el planeta son: • El autor de ciencia-ficción Paul Preuss escribió en su serie de novelas Venus Prime sobre la hipótesis de un Venus habitable hace mil millones de años, que dejó de serlo a causa del vapor de agua inducido en su atmósfera por el bombardeo cometario, que produjo una reacción en cadena de efecto invernadero. Esta hipótesis se puede encontrar en el sexto libro de la serie, traducido en español como Los seres luminosos.

• En su novela 3001: Odisea final, Arthur C. Clarke sitúa a un grupo pionero de científicos en la superficie de Venus, resguardados bajo tierra, mientras cometas procedentes del cinturón de Kuiper son arrastrados a una órbita de colisión con el planeta para aumentar su aporte de agua y reducir la temperatura.

Venus (planeta) • En la película de animación japonesa The Venus Wars (ヴイナス戦記) de 1989, dirigida por Yoshikazu Yasuhiko, la acción transcurre en un Venus terraformado espontáneamente tras el impacto de un gigantesco cometa de hielo en el planeta.

• Otras películas de ciencia ficción centradas en el planeta Venus son Queen of Outer Space ("La Reina del Espacio Exterior", 1958) de Edward Bernds y Der Schweigende Stern ("La Primera nave espacial a Venus", 1959) de Kurt Maetzig, basada en un relato de Stanislaw Lem.

Bibliografía Referencias [1] Datos de la NASA sobre Venus (http:/ / nssdc. gsfc. nasa. gov/ planetary/ factsheet/ venusfact. html)

• Arnett, Bill. Venus The Nine Planets, A Multimedia Tour of the Solar System, 2005 [fecha de consulta: 20 de septiembre del 2005]. Disponible en <http://www.nineplanets.org/venus.html>.

• Cattermole, Peter & Moore, Patrick. Atlas of Venus. Cambridge University Press. ISBN 0-521-49652-7 • European Space Agency. Venus Express [en línea], 2005 [fecha de consulta: 20 de septiembre del 2005].

Disponible en <http://www.esa.int/SPECIALS/Venus_Express>.

• Grayzeck, Ed. Venus Fact Sheet [en línea]. NASA, 2004 [fecha de consulta: 20 de septiembre del 2005].

Disponible en <http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html>.

• Mallama, A (1996). «Schroeter's Effect and the twilight model for Venus». Journal of the British Astronomical Association 106 (1). p. 16-18. Disponible en línea (http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1996JBAA. .106...16M)..

• Mitchell, Don P. The Soviet Exploration of Venus [en línea], 2004 [fecha de consulta: 20 de septiembre del 2005].

Disponible en <http://www.mentallandscape.com/V_Venus.htm>.

• Vienna University of Technology. Venus Three-Dimensional Views [en línea]. A Trip Into Space, 2004 [fecha de consulta: 20 de septiembre del 2005]. <http://www.vias.org/spacetrip/venus_dimensionalviews.html>.

• Goettel, K.A.; Shields, J.A. & Decker, D.A. (1981). (http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/ nph-iarticle_query?1982LPSC...12.1507G&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER& filetype=.pdf) "La Densidad limita la composición de Venus".

Lecturas adicionales • Barsukov, V. et al. Venus Geology, Geochemistry, and Geophysics - Research Results from the USSR. University of Arizona Press, Tucson, 1992. ISBN 0-8165-1222-1 • Bougher, S. et al. Venus II - Geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment. University of Arizona Press, Tucson, 1997. ISBN 0-8165-1830-0 • Burgess, E. Venus, An Errant Twin. Columbia University Press, Nueva York, 1985. ISBN 0-231-05856-X • Cattermole, P. Venus, The Geological Story. Johns Hopkins University Press, Baltimore, 1994. ISBN 0-8018-4787-7 • Fimmel, R. et al. Pioneer Venus. NASA SP-461, Washington, D.C., 1983. ASIN B0006ECHAQ • Ford, J. et al. Guide to Magellan Image Interpretation. JPL Publication 93-24, 1993 ( en línea (http://history. nasa.gov/JPL-93-24/jpl_93-24.htm)). ASIN B00010J5UA • Grinspoon, D. Venus Revealed - A New Look Below the Clouds of our Mysterious Twin Planet. Addison-Wesley, Nueva York, 1997. ISBN 0-201-32839-9 • Hunten, D. et al. Venus. University of Arizona Press, Tucson, 1983. ISBN 0-8165-0788-0 • Magellan at Venus. Reimpresión de Journal of Geophysical Research, Vol. 97, no. E8 y E10, A.G.U., Washington, D.C., 1992.

• Marov & Grinspoon. The Planet Venus. Yale University Press, New Haven, 1998. ISBN 0-300-04975-7 • Pioneer Venus Special Issue. Journal of Geophysical Research, Vol. 85, diciembre de 1980.

21

Venus (planeta)

22

• Roth, L. y Wall S. The Face of Venus - The Magellan Radar Mapping Mission. NASA SP-520, Washington, D.C., 1995. ASIN B00010OZLY

Véase también • Vida en Venus • Colonización de Venus

Enlaces externos • Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre Venus. Commons • Hamilton, Calvin J. Venus (http://www.solarviews.com/span/venus.htm). Vistas del Sistema Solar, 2000.

• Asociación Larense de Astronomía. Venus (http://www.tayabeixo.org/sist_solar/venus/venus.htm).

Observatorio Taya Beixo, 2006.

• Agencia Espacial Europea. La Venus Express parte a sondear los ocultos misterios del planeta (http://www.esa. int/esaCP/SEMLTZ638FE_Spain_0.html). ESA Informaciones Locales España, 9 de noviembre de 2005.

• Agencia Espacial Europea. ¿Qué ha convertido a Venus en un infierno? (http://www.esa.int/esaCP/ SEMNWT5Y3EE_Spain_0.html). ESA Informaciones Locales España, 11 de octubre de 2005.

• Venus (http://celestia.albacete.org/celestia/celestia/solar/venus4.htm) Actividad educativa: el Sistema Solar

Tierra Tierra

Imagen obtenida por satélites de la NASA en 2002.

Elementos orbitales Inclinación

[1] 1,57869° respecto al plano invariable

Semieje mayor

149.597.887,5 km Menor: 149.576.999,826 km

Excentricidad

0,01671

Periastro o Perihelio

147,098,290 km 0.98329134 ua

Apoastro o Afelio

152,098,232 km 1.01671388 ua

Período orbital sideral

365,2564 días

Velocidad orbital media 29,78 km/s

Tierra

23 Radio orbital medio

0,999855 ua 149.597.870,691 km

Satélites

1 Características físicas

Masa

5,9736 × 1024 kg, aprox. 6 Yg (Yottagramos)

Volumen

1,083 321 × 1012 km3

Densidad

5,5153 g/cm³

Área de superficie

510 065 284,702 km2

Diámetro Ecuatorial 12.756,8 km Polar

12.713,5 km

Medio

12.742,00 km

Gravedad

9,780327 m/s²

Velocidad de escape

11,186 km/s

Periodo de rotación

23,9345 h

Inclinación axial

23,45°

Albedo

31-32% Características atmosféricas

Presión

101.325 Pa

Temperatura Mínima* 182 K, -83 °C Media

282 K, 9 °C

Máxima

333 K, 60 °C

(*temp. mín. referente a la temperatura sobre nubes)

Tierra

24 Composición Nitrógeno

78,08% v/v

Oxígeno

20,95% v/v

Argón

0,93% v/v

CO2

335 ppmv

Neón

18,2 ppmv

Hidrógeno

5 ppmv

Helio

5,24 ppmv

Metano

1,72 ppmv

Kriptón

1 ppmv

Óxido nitroso

0,31 ppmv

Xenón

0,08 ppmv

CO

0,05 ppmv

Ozono

0,03 – 0,02 ppmv (variable)

CFCs

0,3 – 0,2 ppbv (variable)

Vapor de Agua <4% (variable) No computable para el aire seco.

La Tierra es el tercer planeta desde el Sol, el quinto más grande de todos los planetas del Sistema Solar y el más denso de todos, respecto a su tamaño. Se desplaza en una trayectoria apenas elíptica alrededor del Sol a una distancia de unos 150 millones de kilómetros. El volumen de la Tierra es más de un millón de veces menor que el del Sol, mientras la masa terrestre es 81 veces mayor que la de su satélite natural, la Luna. Es un planeta rocoso geológicamente activo que está compuesto principalmente de roca derretida en constante movimiento en su interior, cuya actividad genera a su vez un fuerte campo magnético. Sobre ese ardiente líquido flota roca solidificada o corteza terrestre, sobre la cual están los océanos y la tierra firme.

A veces se la conoce genéricamente por la especie humana como el Mundo o el Planeta Azul.

Las propiedades físicas de la Tierra, combinadas con su órbita e historia geológica, son las que han permitido que perdure la vida hasta nuestros días. Es el único planeta del universo en el que hasta ahora el ser humano conoce la existencia de vida; millones de especies moran en él. La Tierra se formó al mismo tiempo que el Sol y el resto del Sistema Solar, hace 4.567 millones de años,[2] y la vida hizo su aparición en su superficie luego de unos 1.000 millones de años. Desde entonces, la vida ha alterado de manera significativa al planeta.[3] Sobre la corteza terrestre existen diversos paisajes naturales y artificiales donde podemos encontrar montañas, valles, ríos, ciudades, etc. Aquí habita diversidad de organismos como son los árboles, el ser humano y muchos otros animales. Una considerable parte de la corteza está compuesta de restos de organismos oceánicos primitivos que constituyen la roca caliza. La temperatura media de la superficie terrestre es de unos 15 °C, aunque ésta -entre otras circunstancias- son distintas en diferentes partes del planeta; pueden cambiar.

La tierra posee grandes océanos que ocupan mucha más superficie que la tierra superficial. En estos inmensos cuerpos de agua habitan considerable cantidad de organismos y es en donde se originó toda la vida; parte de la cual migró a la tierra firme posteriormente. En los océanos se formó parte de la tierra firme y submarina.

La parte menos densa que compone la Tierra es su atmósfera, la cual está compuesta por una solución de gases llamada aire. Hasta cierta altura, es lo suficientemente densa como para permitir que algunos animales vuelen en ella. Esta atmósfera es rica en oxígeno, gracias en gran parte a la vida. La atmósfera, junto al campo magnético, es capaz de resguardar la diversidad de vida superficial de amenazas naturales extra-terrestres, como por ejemplo, de

Tierra

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rayos ultravioletas, rayos cósmicos, meteoritos o viento solar.

Posee un único satélite natural llamado Luna, en relación con su planeta, el más grande del sistema solar. Es mucho menos denso que la Tierra, aunque provino de ella a causa de un impacto de asteroide que expulsó al espacio el material liviano que formaría la luna, mientras que el material más denso regresó a la tierra.

Se especula que la Tierra podrá seguir alojando vida durante otros 1.500 millones de años, ya que se prevé que la luminosidad creciente del Sol causará la extinción de la biósfera para esa época.[4]

Características geológicas El 71% de la superficie de la Tierra está cubierta por agua. Es el único planeta del sistema solar donde un líquido (agua) puede permanecer en estado sólido, líquido o gaseoso en la superficie. El agua ha sido esencial para la vida.

Es uno de los dos cuerpos rocosos del sistema solar donde hay precipitaciones como lluvia, siendo el otro Titán.

La Tierra es el único de los cuerpos del Sistema Solar que presenta una tectónica de placas activa; Marte y Venus quizás tuvieron una tectónica de placas en otros tiempos pero, en todo caso, se ha detenido.

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Esto, unido a la erosión y la actividad biológica que cambia el paisaje, ha hecho que la superficie de la Tierra cambie o se renueve constantemente, eliminando por ejemplo, casi todos los restos de cráteres que podemos encontrar en otros cuerpos rocosos del sistema solar, como en la Luna.

Uno de los aspectos particulares que presenta la Tierra es su capacidad de homeostasis, lo que le permite recuperarse de cataclismos a mediano plazo, incluso también las consecuencias de la actividad humana.

Forma de la Tierra Interpretaciones históricas Históricamente se supusieron múltiples formas. Remontándonos únicamente a la civilización griega, digamos que se imaginaba la Tierra como un disco plano rodeado por el río Océano (Homero). Por otro lado, los Pitagóricos y Platón sostenían que era una esfera perfecta, por razones filosóficas. Es Aristóteles quien aporta evidencias de la forma esférica al observar que en los eclipses de Luna la sombra proyectada por nuestro planeta es circular. A partir de este momento, la cuestión que se plantea es la de su tamaño.

Eratóstenes hace la primera medición conocida de la circunferencia terrestre, muy aproximada a la realidad. Al mediodía del solsticio de verano mide la inclinación de los rayos solares en Alejandría —donde residía como director de su Biblioteca— utilizando un gnomon, determinándola en «una cincuentava parte del círculo», es decir, 7'2 grados. Simultáneamente en Siena (la actual Asuán), al sur de Alejandría, el Sol alcanzaba el cenit, lo que conocía por testimonios directos. Suponiendo que la Tierra era esférica, resultaba evidente que el ángulo de la sombra daba la distancia angular entre las dos ciudades, y conociendo la distancia lineal entre ellas —5.000 estadios— pudo calcular la circunferencia terrestre: unos 46.190 km (en este punto se dan numerosas discusiones, por la incertidumbre en la equivalencia del estadio en metros).

La esfericidad terrestre se cuestiona ocasionalmente en la Edad Media. Mucho después, la Academia de Ciencias de Francia determina que la Tierra es un esferoide: una esfera achatada ligeramente por los polos, dando una diferencia de 43 km entre las circunferencias ecuatorial (mayor) y polar (menor).

Finalmente, a partir del siglo XIX se cuestiona el esferoide terrestre para con Gauss y Helmert establecerse que la Tierra es un geoide, es decir un esferoide algo irregular.

Tierra

26

Actualidad A efectos prácticos, especialmente geodésicos, se considera a la Tierra como un esferoide cuyos parámetros —radio ecuatorial y achatamiento— están recomendados por la Unión Astronómica Internacional (UAI), el Sistema Geodésico de Referencia (GRS), el Sistema Geodésico Mundial (WGS) y el Servicio Internacional de la Rotación Terrestre (IERS), entre otros.

A continuación se dan algunos valores del esferoide de referencia IERS 2000 tomados del Anuario del Observatorio de Madrid (2005): Circunferencia ecuatorial: 40.075.014 m Circunferencia polar: 40.007.832 m Radio de la esfera equivolumen: 6.371.000 m Por lo que su: Radio ecuatorial (a): 6.378 km Radio polar (b): 6.357 km Diferencia (a–b): 21 km Excentricidad=(a–b)/a: 0,00329 1 / Excentricidad: 303,71

Composición y estructura Composición de la Tierra Elemento químico

%

Hierro

34,6

Oxígeno

29,54

Silicio

15,2

Magnesio

12,7

Níquel

2,4

Azufre

1,9

Titanio

0,05

Otros

3,65

La Tierra tiene una estructura compuesta por cuatro grandes zonas o capas: la geosfera, la hidrosfera, la atmósfera y la biosfera. Estas capas poseen diferentes composiciones químicas y comportamiento geológico. Su naturaleza puede estudiarse a partir de la propagación de ondas sísmicas en el interior terrestre y a través de las medidas de los diferentes momentos gravitacionales de las distintas capas obtenidas por diferentes satélites orbitales.

Los geólogos han diseñado dos modelos geológicos que establecen una división de la estructura terrestre, el modelo geostático y el modelo geodinámico.

Tierra

27

Modelo geostático Según este modelo la Tierra está subdividida en las siguientes capas: • Corteza. Es la capa más superficial y tiene un espesor que varía entre los 12 km, en los océanos, hasta los 80 km en cratones (porciones más antiguas de los núcleos continentales). La corteza está compuesta por basalto en las cuencas oceánicas y por granito en los continentes.

• Manto. Es una capa intermedia entre la corteza y el núcleo que llega hasta una profundidad de 2.900 km. El manto está compuesto por peridotita. El cambio de la corteza al manto está determinado por la discontinuidad de Mohorovicic. El manto se divide a su vez en manto superior y manto inferior. Entre ellos existe una separación determinada por las ondas sísmicas, llamada discontinuidad de Repetti (700 km).

• Núcleo. Es la capa más profunda del planeta; tiene un espesor de 3.475 km y alcanza temperaturas de hasta 6.700 °C.[6] El cambio del manto al núcleo está determinado por la discontinuidad de Gutenberg (2.900 km). El núcleo está compuesto de una aleación de hierro y níquel. A su vez está subdivido en el núcleo interno, sólido, y el núcleo externo, es líquido, donde se genera el campo magnético terrestre. Esta división se produce en la discontinuidad de Wiechert-Lehmann-Jeffreys (5.150 km).

Modelo geostático del interior terrestre.

Modelo geodinámico del interior terrestre.

Estructura en capas del interior terrestre.

Modelo geodinámico Según este modelo la Tierra está subdividida en las siguientes capas: • Litosfera. Es la parte más superficial que se comporta de manera elástica. Tiene un espesor de 250 km y abarca la corteza y la porción superior del manto.

• Astenosfera. Es la porción del manto que se comporta de manera fluida. En esta capa las ondas sísmicas disminuyen su velocidad.

• Mesosfera. También llamada manto inferior. Comienza a los 700 km de profundidad, donde los minerales se vuelven más densos sin cambiar su composición química. Está formada por rocas calientes y sólidas, pero con cierta plasticidad.

• Capa D. Se trata de una zona de transición entre la mesosfera y la endosfera. Aquí las rocas pueden calentarse mucho y subir a la litosfera, pudiendo desembocar en un volcán.

• Endosfera. Corresponde al núcleo del modelo geoestático. Formada por una capa externa muy fundida donde se producen corrientes o flujos y otra interna, sólida y muy densa.

Véanse también: Gradiente geotérmico y Energía geotérmica

Tierra

La hidrosfera La Tierra es el único planeta en nuestro sistema solar que tiene una superficie líquida.[7] El agua cubre un 71% de la superficie de la Tierra (97% de ella es agua de mar y 3% agua dulce), formando cinco océanos y seis continentes.

La Tierra está realmente a la distancia del Sol adecuada para tener agua líquida en su superficie. No obstante, sin el efecto invernadero, el agua en la Tierra se congelaría. Al inicio de la existencia del Sistema Solar el Sol emitía menos radiación que en la actualidad, pero los océanos no se congelaron porque la atmósfera de primera generación de la Tierra poseía mucho más CO2, y por tanto el efecto invernadero era mayor.

En otros planetas, como Venus, el agua desapareció debido a que la La Tierra en movimiento de rotación. En esta radiación solar ultravioleta rompe la molécula de agua y el ion imagen, la Tierra da una vuelta completa en hidrógeno, que es ligero, escapa de la atmósfera. Este efecto es lento, pocos segundos (25.000 veces más rápido), pero pero inexorable. Ésta es una hipótesis que explica por qué Venus no en realidad la vuelta completa dura 24 horas. tiene agua.[cita requerida] En la atmósfera de la Tierra, una tenue capa de ozono en la estratosfera absorbe la mayoría de esta radiación ultravioleta, reduciendo el efecto. El ozono protege a la biosfera del pernicioso efecto de la radiación ultravioleta. La magnetosfera también actúa como un escudo que protege al planeta del viento solar.

La masa total de la hidrosfera es aproximadamente 1,4 × 1021 kg.

La atmósfera La Tierra tiene una espesa atmósfera compuesta en un 78% de nitrógeno, 21% de oxígeno molecular y 1% de argón, más trazas de otros gases como anhídrido carbónico y vapor de agua. La atmósfera actúa como una manta que deja entrar la radiación solar pero atrapa parte de la radiación terrestre (efecto invernadero). Gracias a ella la temperatura media de La Tierra es de unos 17 °C. La composición atmosférica de la Tierra es inestable y se mantiene por la biosfera. Así, la gran cantidad de oxígeno libre se obtiene por la fotosíntesis de las plantas, que por la acción de la energía solar transforma CO2 en O2. El oxígeno libre en la atmósfera es una consecuencia de la presencia de vida (de vegetación) y no al revés.

Las capas de la atmósfera son: la troposfera, la estratosfera, la mesosfera, la termosfera, y la exosfera. Sus alturas varían con los cambios estacionales.

La masa total de la atmósfera es aproximadamente 5,1 × 1018 kg.[8]

La Luna

28

Tierra

29

La Luna

Diámetro Masa Distancia media Periodo orbital

3.474,8 km 7,35 × 1022 kg 384.400 km 27 días 7 h 43,7 min

La Luna es un satélite relativamente grande comparado con la Tierra, siendo su diámetro un cuarto del terrestre.

La atracción gravitatoria entre la Tierra y la Luna causa las mareas en la Tierra. El mismo efecto en la Luna hace que el periodo de rotación alrededor de su eje sea igual que el periodo de giro en torno a la Tierra. Como resultado, la Luna siempre presenta la misma cara a la Tierra. En su movimiento alrededor de la Tierra, el Sol ilumina distintas partes de la Luna, presentando un ciclo completo de fases lunares.

La Luna puede causar una variación moderada del clima terrestre. Las simulaciones de ordenador muestran que la fuerza de atracción de la Luna hacia la protuberancia ecuatorial de la Tierra causa una estabilización de la inclinación del eje de rotación, produciendo una variación moderada del clima. Sin esta estabilización, algunos científicos creen que el eje de rotación podría ser caóticamente inestable, como parece ocurrir en Marte.[cita requerida] Si el eje de rotación de la Tierra se acercara a la eclíptica, la variación estacional del clima sería sumamente importante. Un polo apuntaría directamente hacia el Sol durante el verano, mientras para el otro sería noche permanente en invierno. Los científicos que han estudiado el efecto creen que ello causaría la desaparición de la vida, afectando a animales y plantas grandes.[cita requerida] El disco lunar visto desde la Tierra tiene aproximadamente el mismo diámetro angular que el del Sol (el Sol es 400 veces más grande, pero está 400 veces más lejos que la Luna). Esto permite que haya eclipses de sol totales.

La hipótesis más reciente del origen de la Luna es que se formó por la colisión de un protoplaneta del tamaño de Marte (denominado Theia) cuando la Tierra era joven. Esta hipótesis explica (entre otras cosas) la falta de hierro en la Luna. La hipótesis del impacto brutal también podría explicar la fuerte inclinación del eje de rotación terrestre.[cita requerida] Otra hipótesis supone que la Luna es hija de la Tierra, formándose de una protuberancia cuando nuestro planeta se encontraba en estado plástico (caliente), habiendo dado la excentricidad origen al lanzamiento de nuestro satélite como si fuera un satélite artificial, debido a la gran fuerza centrífuga. Algunos autores incluso señalan que dicha protuberancia se originaría en el lugar que actualmente ocupa el océano Pacífico. Aunque se trata de una especulación, se ha señalado que el hecho de que siempre veamos la misma cara de la Luna se debería a este origen: al separarse, la Luna habría seguido teniendo un movimiento de traslación equivalente al de rotación terrestre, y siempre veríamos la misma zona de la Luna que permaneció unida a la Tierra hasta el último momento.[cita requerida] La Tierra tiene también por lo menos otro satélite co-orbital: el asteroide (3753) Cruithne.

Tierra

30

Movimientos de la Tierra La Tierra interactúa con otros objetos en el espacio exterior, incluidos el sol y la Luna.

La Tierra realiza dos movimientos principales en el espacio, denominados, traslación y rotación; y dos movimientos secundarios, denominados precesión y nutación. Debido al movimiento de traslación y a la oblicuidad de la eclíptica, se suceden las cuatro estaciones anuales. Dichas estaciones están delimitadas por los instantes en que la Tierra pasa por los equinoccios de otoño y primavera y por los solsticios de verano e invierno.

Actualmente la Tierra completa una órbita alrededor del Sol cada La Tierra vista desde la Luna. vez que realiza 365,26 giros sobre su eje. Este lapso de tiempo se denomina un año sideral, el cual es igual a 365,26 días solares.[9] El eje de rotación de la Tierra se encuentra inclinado 23,4° con respecto a la perpendicular a su plano orbital,[10] lo que produce las variaciones estacionales en la superficie del planeta con un período de un año tropical (365,24 días solares).

La biosfera Hasta el 2010, la Tierra es el único lugar del universo que se conoce con vida. Las formas de vida del planeta Tierra forman la biosfera. La biosfera comenzó a evolucionar hace aproximadamente 3500 millones de años (3,5 × 109). La hipótesis Gaia es un modelo científico de la biosfera terrestre formulado por el biólogo James Lovelock que sugiere que la vida sobre la Tierra organiza las condiciones climáticas para favorecer su propio desarrollo.

Véanse también: Vida, Ser vivo y Complejidad biológica

Geografía • El área total de la Tierra es de aproximadamente 510 millones de km², de los cuales 149 millones son de tierra firme y 361 millones de agua.

• Las líneas costeras (litorales) de la Tierra suman cerca de 356 millones de km.

El mundo poblado por los humanos se divide en 5 continentes, que a su vez se distribuyen políticamente en 197 países. El continente con mayor número de países es África con 54, seguido de Asia con 47, Europa con 43, América con 35 y Oceanía con 15.

Véase también: Anexo:Países del mundo

Mapa físico-político de la Tierra (hacer clic sobre la imagen para ampliar).

Tierra

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Futuro

The life cycle of the Sun

El futuro del planeta está estrechamente ligada a la del sol. Como resultado de la acumulación constante de helio en el núcleo del Sol, la Estrellas de la luminosidad total poco a poco irá en aumento. La luminosidad del Sol crecerá en un 10% en los próximos 1.1 años luz (1,1 millones de años) y en un 40% en los próximos 3.5 años luz.

Mapas espaciales de la Tierra El satélite ambiental Envisat de la ESA desarrolló un retrato detallado de la superficie de la Tierra. A través del proyecto GLOBCOVER se desarrolló la creación de un mapa global de la cobertura terrestre con una resolución tres veces superior a la de cualquier otro mapa por satélite hasta aquel momento. Utilizó reflectores radar con antenas de ancho sintéticas, capturando con sus sensores la radiación reflejada.[11]

Planisferio terrestre (composición de fotos satelitales).

La NASA completó un nuevo mapa tridimensional, que es la topografía más precisa del planeta, elaborada durante cuatro años con los datos transmitidos por el transbordador espacial Endeavour. Los datos analizados corresponden al 80% de la masa terrestre. Cubre los territorios de Australia y Nueva Zelanda con detalles sin precedentes. También incluye más de mil islas de la Polinesia y la Melanesia en el Pacífico sur, así como islas del Índico y el Atlántico. Muchas de esas islas apenas se levantan unos metros sobre el nivel del mar y son muy vulnerables a los efectos de las marejadas y tormentas, por lo que su conocimiento ayudará a evitar catástrofes; los datos proporcionados por la misión del Endeavour tendrán una amplia variedad de usos, como la exploración virtual del planeta.[12]

Tierra

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Véase también • • • • • • • • • •

Climas de la Tierra Edad de la Tierra Ecuación del tiempo Extremos en la Tierra (récords de temperaturas y altitudes según continentes) Geografía Geología Geología histórica Población humana Tectónica de placas Portal:Ciencias de la Tierra

Notas [1] Allen, 2000, p. 294 [2] Véase: •

Dalrymple, G.B. (1991). The Age of the Earth. California: Stanford University Press. ISBN 0-8047-1569-6.

•

[3] [4] [5] [6] [7]

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[9] El número de días solares es uno menos que el número de días siderales porque la órbita de la Tierra alrededor del Sol requiere un giro adicional del planeta sobre su eje.

[10] Yoder, Charles F. (1995). T. J. Ahrens. ed. Global Earth Physics: A Handbook of Physical Constants (http:/ / www. agu. org/ reference/ gephys. html). Washington: American Geophysical Union. pp. 8. ISBN 0875908519. . Consultado el 17 de marzo de 2007.

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Tierra

33

Referencias Bibliografía • Allen, Clabon Walter; Cox, Arthur N. (2000) (en inglés). Allen's Astrophysical Quantities (http://books.google. com/books?id=w8PK2XFLLH8C&pg=PA294). Springer. pp. 294. ISBN 0387987460.

Enlaces externos •

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• Wikcionario tiene definiciones para Tierra.Wikcionario • Celestia.Albacete.org (http://celestia.albacete.org/celestia/celestia/solar/tierra5.htm) (actividad educativa: la Tierra en el Sistema Solar).

• FlashEarth.com (http://www.flashearth.com/) (imágenes basadas en fotografías aéreas y satelitales de la Tierra, en Flash).

• Geody.com (http://www.geody.com/) (buscador que permite localizar lugares en la Tierra y otros planetas mediante su nombre o de sus coordenadas, y visualizar el lugar buscado a través de Google Earth, Google Maps, NASA World Wind, Celestia, Stellarium y otros más.

• Jpl.Nasa.gov (http://www2.jpl.nasa.gov/srtm/spanish.htm) (sitio de la misión en castellano; ver «Un viaje simulado por la Cordillera de los Andes», con animación y sonido en español).

• Jpl.Nasa.gov (http://www2.jpl.nasa.gov/srtm/) (otra animación; en inglés) • PhotoJournal.Jpl.Nasa.gov (http://photojournal.jpl.nasa.gov/targetFamily/Earth) (galería de imágenes).

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• WorldWind.Arc. NASA.gov (http://worldwind.arc.nasa.gov/index.html) (mapa tridimensional de la Tierra.

Descargable gratuitamente (184,3 MB). Alta resolución, nombres, límites, y muchas opciones más.

• El primitivo sistema solar (http://celestia.albacete.org/celestia/celestia/tierra/2primi.htm) Actividad educativa: La Tierra y la Luna primitivas.

Marte (planeta)

34

Marte (planeta) Marte

Elementos orbitales Época

J2000

Longitud del nodo ascendente 49.562° Inclinación

1,850°

Argumento del periastro

286.537°

Semieje mayor

227 939 100 km (1,523679 UA)

Excentricidad

0.093315

Periastro o Perihelio

206 669 000 km (1,381497 UA)

Apoastro o Afelio

249 209 300 km (1,665861 UA)

Período orbital sideral

686,971 días

Período orbital sinódico

779,96 días

Velocidad orbital media

24,077 km/s

Radio orbital medio

227.936.640 km

Satélites

2 Características físicas

Masa

6,4185 × 1023 kg

Volumen

1,6318 × 1011 km³

Densidad

3.9335 ± 0.0004 g/cm³

Área de superficie

144 798 500 km²

Diámetro

6.794,4 km

Diámetro angular

3,5–25,1"

Gravedad

3,711 m/s²

Velocidad de escape

5,027 km/s

Periodo de rotación

24,6229 horas

Inclinación axial

25,19°

Albedo

0,15 Características atmosféricas

Presión

0,636 (0,4–0,87) kPa

Marte (planeta)

35 Temperatura Mínima 186 K, -87 °C Media

227 K, -46 °C

Máxima 268 K, -5 °C[1]

Composición CO2

95,32%

Nitrógeno

2,7%

Argón

1,6%

Oxígeno

0,13%

CO

0,08%

Vapor de agua

0,021%

Óxido nitroso

0,01%

Neón

2,5 ppm

Agua pesada

0,85 ppm

Criptón

0,3 ppm

Formaldehído

0,13 ppm

Xenón

0,08 ppm

Ozono

0,03 ppm

Peróxido de hidrógeno 0,018 ppm Metano

0,01 ppm

Comparación con la Tierra

Marte, apodado a veces como el Planeta Rojo, es el cuarto planeta del Sistema Solar. Forma parte de los llamados planetas telúricos (de naturaleza rocosa, como la Tierra) y es el planeta interior más alejado del Sol. Es, en muchos aspectos, el más parecido a la Tierra.

Tycho Brahe midió con gran precisión el movimiento de Marte en el cielo. Los datos sobre el movimiento retrógrado aparente ("lazos")[2] permitieron a Kepler hallar la naturaleza elíptica de su órbita y determinar las leyes del movimiento planetario conocidas como leyes de Kepler.

Forma parte de los planetas superiores a la Tierra, que son aquellos que nunca pasan entre el Sol y la Tierra. Sus fases (porción iluminada vista desde la Tierra) están poco marcadas, hecho que es fácil de demostrar geométricamente. Considerando el triángulo Sol-Tierra-Marte, el ángulo de fase es el que forman el Sol y la Tierra vistos desde Marte. Alcanza su valor máximo en las cuadraturas cuando el triángulo STM es rectángulo en la Tierra.

Para Marte, este ángulo de fase no es nunca mayor de 42°, y su aspecto de disco giboso es análogo al que presenta la Luna 3,5 días antes o después de la Luna llena. Esta fase, visible con un telescopio de aficionado, no logró ser vista por Galileo, quien sólo supuso su existencia.

Marte (planeta)

36

Características físicas Tiene forma ligeramente elipsoidal, con un diámetro ecuatorial de 6.794 km y polar de 6.750 km. Medidas micrométricas muy precisas han mostrado un achatamiento de 0,01; tres veces mayor que el de la Tierra. A causa de este achatamiento, el eje de rotación está afectado por una lenta precesión debida a la atracción del Sol sobre el abultamiento ecuatorial del planeta. La precesión lunar, que en la Tierra es dos veces mayor que la solar, no tiene su equivalente en Marte.

Con este diámetro, su volumen es de 15 centésimas el terrestre y su masa solamente de 11 centésimas. En consecuencia, la densidad es inferior a la de la Tierra: 3,94 en relación con el agua. Un cuerpo transportado a Marte pesaría 1/3 de su peso en la Tierra, debido a la poca fuerza gravitatoria.

Rotación y traslación

Rotacion de Marte, en la imagen el planeta da la rotacion en segundos, pero en la realidad tarda mas de 24 horas.

• Se conoce con exactitud lo que demora la rotación de Marte debido a que las manchas que se observan en su superficie, oscuras y bien delimitadas, son excelentes puntos de referencia. Fueron observadas por primera vez en 1659 por Huygens que asignó a su rotación la duración de un día. En 1666, Giovanni Cassini la fijó en 24 h 40 min, valor muy aproximado al verdadero. Trescientos años de observaciones de Marte han dado por resultado establecer el valor de 24 h 37 min 22,7 s para el día sideral (el período de rotación de la Tierra es de 23 h 56 min 4,1 s).

De la duración del día sideral se deduce fácilmente que el día solar tiene en Marte una duración de 24 h 39 min 35,3 s.

El día solar medio o tiempo entre dos pasos consecutivos del Sol medio por el meridiano del lugar, dura 24 h 41 min 18,6 s. El día solar en Marte tiene, igual que el de la Tierra, una duración variable, lo cual se debe a que los planetas siguen órbitas elípticas alrededor del Sol que no se recorren con uniformidad. No obstante, en Marte la variación es mayor por su elevada excentricidad.

Para mayor comodidad en sus trabajos, los responsables de las misiones norteamericanas de exploración de Marte por sondas automáticas han decidido unilateralmente dar al día marciano el nombre de sol, sin preocuparse por el hecho de que esa palabra significa suelo en francés y designa en castellano la luz solar o, escrito con mayúscula, el astro central de nuestro sistema planetario.

• El año marciano dura 687 días terrestres o 668.6 soles. Un calendario marciano podría constar de dos años de 668 días por cada tres años de 669 días.

• Los polos de Marte están señalados por dos casquetes polares de color blanco deslumbrante, que han facilitado mucho la determinación del ángulo que forma el ecuador del planeta con el plano de su órbita, ángulo equivalente para Marte a la oblicuidad de la eclíptica en la Tierra. Las medidas hechas por Camichel sobre clichés obtenidos en el observatorio francés del Pic du Midi, han dado para este ángulo 24° 48’. Desde la exploración espacial se acepta un valor de 25,19°, un poco mayor que la oblicuidad de la eclíptica (23° 27’), motivo por el cual, Marte tiene períodos estacionales similares a los de la Tierra, aunque sus estaciones son más largas, dado que un año marciano es casi dos veces más largo que un año terrestre.

Marte (planeta)

37

Geología La ciencia que estudia la superficie de Marte se llama areografía (de Ares, dios de la guerra entre los griegos).

Marte es un mundo mucho más pequeño que la Tierra. Sus principales características, en proporción con las del globo terrestre, son las siguientes: diámetro 53%, superficie 28%, masa 11%. Como los océanos cubren alrededor del 70% de la superficie terrestre y Marte carece de mares las tierras de ambos mundos tienen aproximadamente la misma superficie.

La superficie de Marte presenta características morfológicas tanto de la Tierra como de la Luna: cráteres de impacto, campos de lava, volcanes, cauces secos de ríos y dunas de arena. Su composición es fundamentalmente basalto volcánico con un alto contenido en óxidos de hierro que proporcionan el característico color rojo de la superficie. Por su naturaleza, se asemeja a la limonita, óxido de hierro muy hidratado. Así como en las cortezas de la Tierra y de la Luna predominan los silicatos y los aluminatos, en el suelo de Marte son preponderantes los ferrosilicatos. Sus tres constituyentes principales son, por orden de abundancia, el oxígeno, el silicio y el hierro. Contiene: 20,8% de sílice, 13,5% de hierro, 5% de aluminio, 3,8% de calcio, y también titanio y otros componentes menores.

• Desde la Tierra, mediante telescopios, se observan unas manchas oscuras y brillantes que no se corresponden a accidentes topográficos sino que aparecen si el terreno está cubierto de polvo oscuro (manchas de albedo). Éstas pueden cambiar lentamente cuando el viento arrastra el polvo. La mancha oscura más característica es Syrtis Major, una pendiente menor del 1% y sin nada resaltable.

• La superficie de Marte presenta también unas regiones brillantes de color naranja rojizo, que reciben el nombre de desiertos, y que se extienden por las tres cuartas partes de la superficie del planeta, dándole esa coloración rojiza característica o, mejor dicho, el de un inmenso pedregal, ya que el suelo se halla cubierto de piedras, cantos y bloques.

Marte observado por el Telescopio espacial Hubble.

• Un enorme escalón, cercano al ecuador, divide a Marte en dos regiones claramente diferenciadas: un norte llano, joven y profundo y un sur alto, viejo y escarpado, con cráteres similares a las regiones altas de la Luna. En contraste, el hemisferio norte tiene llanuras mucho más jóvenes, y con una historia más compleja. Parece haber una brusca elevación de varios kilómetros en el límite. Las razones de esta dicotomía global son desconocidas.

• Hay cráteres de impacto distribuidos por todo Marte, pero en el hemisferio sur hay una vieja altiplanicie de lava basáltica semejante a los mares de la Luna, sembrada de cráteres de tipo lunar. Pero el aspecto general del paisaje marciano difiere al que presenta nuestro satélite como consecuencia de la existencia de atmósfera. En concreto, el viento cargado de partículas sólidas produce una ablación que, en el curso de los tiempos geológicos, ha arrasado muchos cráteres. Éstos son, por consiguiente, mucho menos numerosos que en la Luna y la mayor parte de ellos tienen las murallas más o menos desgastadas por la erosión. Por otra parte, los enormes volúmenes de polvo arrastrados por el viento cubren los cráteres menores, las anfractuosidades del terreno y otros accidentes poco importantes del relieve. Entre los cráteres de impacto destacados del hemisferio sur está la cuenca de impacto Hellas Planitia, la cual tiene 6 km de profundidad y 2.000 km de diámetro. Muchos de los cráteres de impacto más recientes tienen una morfología que sugiere que la superficie estaba húmeda o llena de barro cuando ocurrió el impacto.

• El campo magnético marciano es muy débil, unas 2 milésimas del terrestre y con una polaridad invertida respecto a la Tierra.

Marte (planeta)

38

Geografía Véase también: Geografía de Marte

La superficie de Marte conserva las huellas de grandes cataclismos que no tienen equivalente en la Tierra: Una característica que domina parte del hemisferio norte, es la existencia de un enorme abultamiento que contiene el complejo volcánico de Tharsis. En él se encuentra Olympus Mons, el mayor volcán del Sistema Solar. Tiene una altura de 25 km (más de dos veces y media la altura del Everest sobre un globo mucho más pequeño que el de la Tierra) y su base tiene una anchura de 600 km. Las coladas de lava han creado un zócalo cuyo borde forma un acantilado de 6 km de altura. Hay que añadir la gran estructura colapsada de Alba Patera. Las áreas volcánicas ocupan el 10% de la superficie del planeta. Algunos cráteres muestran señales de reciente actividad y tienen lava petrificada en sus laderas. A pesar de estas evidencias, no fue hasta Mapa topográfico de Marte. Accidentes notables: Volcanes de mayo de 2007 cuando el Spirit, descubrió, con un grado Tharsis al oeste (incluyendo Olympus Mons), Valles Marineris al alto de certeza, el primer depósito volcánico signo de este de Tharsis, y Hellas en el hemisferio sur. una antigua actividad volcánica en la zona denominada Home Plate [3], (una zona con lecho rocoso de unos dos metros de altura y fundamentalmente basáltica, que debió formarse debido a flujos de lava en contacto con el agua líquida), situada en la base interior del cráter Gusev. Una de las mejores pruebas es la que los investigadores llaman "bomb sag" (la marca de la bomba). Cuando se encuentran la lava y el agua, la explosión lanza trozos de roca por el aire. Uno de esos trozos que explotan en el aire vuelve a caer y se encaja en depósitos más blandos.

Cercano al Ecuador y con una longitud de 2.700 km, una anchura de hasta 500 km y una profundidad de entre 2 y 7 km, Valles Marineris es un cañón que deja pequeño al Cañón del Colorado. Se formó por el hundimiento del terreno a causa de la formación del abultamiento de Tharsis.

Hay una clara evidencia de erosión en varios lugares de Marte tanto por el viento como por el agua. Existen en la superficie largos valles sinuosos que recuerdan lechos de ríos (actualmente secos pues el agua líquida no puede existir en la superficie del planeta en las actuales condiciones atmosféricas). Esos inmensos valles pueden ser el resultado de fracturas a lo largo de las cuales han corrido raudales de lava y, más tarde, de agua.

Valle Marineris

inundaciones

catastróficas.

Algunos

sugieren

la

La superficie del planeta conserva verdaderas redes hidrográficas, hoy secas, con sus valles sinuosos entallados por las aguas de los ríos, sus afluentes, sus brazos, separados por bancos de aluviones que han subsistido hasta nuestros días. Todos estos detalles de la superficie sugieren un pasado con otras condiciones ambientales en las que el agua causó estos lechos mediante existencia, en un pasado remoto,

Marte (planeta)

39

de lagos e incluso de un vasto océano en la región boreal del planeta. Todo parece indicar que fue hace unos 4.000 millones de años y por un breve período, en la denominada era Noeica.

Al igual que la Luna y Mercurio, Marte no presenta tectónica de placas activa, como la Tierra. No hay evidencias de movimientos horizontales recientes en la superficie tales como las montañas por plegamiento tan comunes en la Tierra. No obstante la Mars Global Surveyor en órbita alrededor de Marte ha detectado en varias regiones del planeta extensos campos magnéticos de baja intensidad. Este hallazgo inesperado de un probable campo magnético global, activo en el pasado y hoy desaparecido, puede tener interesantes implicaciones para la estructura interior del planeta.

El Monte Olimpo visto desde la órbita de Marte.

Recientemente, estudios realizados con ayuda de las sondas Mars Reconnaissance Orbiter y Mars Global Surveyor han mostrado que muy posiblemente el hemisferio norte de Marte es una enorme cuenca de impacto de forma elíptica conocida cómo Cuenca Borealis de 8500 kilómetros de diámetro que cubre un 40% de la superficie del planeta -la mayor del Sistema Solar, superando con mucho a la Cuenca Aitken de la Luna- que pudo haberse formado hace 3900 millones de años por el impacto de un objeto de 2000 kilómetros de diámetro. Posteriormente a la formación de dicha cuenca se formaron volcanes gigantes a lo largo de su borde, que han hecho difícil su identificación.[4]

Características atmosféricas Véase también: Ionosfera marciana

La atmósfera de Marte es muy tenue, con una presión superficial de sólo 7 a 9 hPa frente a los 1033 hPa de la atmósfera terrestre. Esto representa una centésima parte de la terrestre. La presión atmosférica varía considerablemente con la altitud, desde casi 9 hPa en las depresiones más profundas, hasta 1 hPa en la cima del Monte Olimpo.

Su composición es fundamentalmente: dióxido de carbono (95,3%) con un 2,7% de nitrógeno, 1,6% de argón y trazas de oxígeno molecular (0,15%) monóxido de carbono (0,07%) y Ionograma de la ionosfera marciana realizado por el radar MARSIS de la Mars vapor de agua (0,03%). La proporción de Express. otros elementos es ínfima y escapa su dosificación a la sensibilidad de los instrumentos hasta ahora empleados. El contenido de ozono es 1000 veces menor que en la Tierra, por lo que esta capa, que se encuentra a 40 km de altura, es incapaz de bloquear la radiación ultravioleta.

La atmósfera es lo bastante densa como para albergar vientos muy fuertes y grandes tormentas de polvo que, en ocasiones, pueden abarcar el planeta entero durante meses. Este viento es el responsable de la existencia de dunas de

Marte (planeta)

40

arena en los desiertos marcianos. La nubes pueden presentarse en tres colores: blancas, amarillas y azules. Las nubes blancas son de vapor de agua condensada o de dióxido de carbono en latitudes polares. Las amarillas, de naturaleza pilosa, son el resultado de las tormentas de polvo y están compuestas por partículas de tamaño en torno a 1 micra. La bóveda celeste marciana es de un suave color rosa salmón debido a la dispersión de la luz por los granos de polvo muy finos procedentes del suelo ferruginoso.

En invierno, en las latitudes medias, el vapor de agua se condensa en la atmósfera y forma nubes ligeras de finísimos cristales de hielo. En las latitudes extremas, la condensación del anhídrido carbónico forma otras nubes que constan de cristales de nieve carbónica.

La débil atmósfera marciana produce un efecto invernadero que aumenta la temperatura superficial unos 5 grados; mucho menos que lo observado en Venus y en la Tierra.

La atmósfera marciana ha sufrido un proceso de evolución considerable por lo que es una atmósfera de segunda generación. La atmósfera primigenia, formada poco después que el planeta, ha dado paso a otra, cuyos elementos provienen de la actividad geológica del planeta. Así, el vulcanismo vierte a la atmósfera determinados gases, entre los cuales predominan el gas carbónico y el vapor de agua. El primero queda en la atmósfera, en tanto que el segundo tiende a congelarse en el suelo frío. El nitrógeno y el oxígeno no son producidos en Marte más que en ínfimas proporciones. Por el contrario, el argón es relativamente abundante en la atmósfera marciana. Esto no es de extrañar: los elementos ligeros de la atmósfera (hidrógeno, helio, etc.) son los que más fácilmente se escapan en el espacio interplanetario dado que sus átomos y moléculas alcanzan la velocidad de escape; los gases más pesados acaban por combinarse con los elementos del suelo; el argón, aunque ligero, es lo bastante pesado como para que su escape hidrodinámico hacia el espacio interplanetario sea difícil y, por otra parte, al ser un gas neutro o inerte, no se combina con los otros elementos por lo que va acumulándose con el tiempo.

En los inicios de su historia, Marte pudo haber sido muy parecido a la Tierra. Al igual que en nuestro planeta la mayoría de su dióxido de carbono se utilizó para formar carbonatos en las rocas. Pero al carecer de una tectónica de placas es incapaz de reciclar hacia la atmósfera nada de este dióxido de carbono y así no puede mantener un efecto invernadero significativo.

No hay cinturón de radiación, aunque sí hay una débil ionosfera que tiene su máxima densidad electrónica a 130 km de altura.

[5]

Distribución desigual del gas metano en la atmósfera de Marte.

Aunque no hay evidencia de actividad volcánica actual, recientemente la nave europea Mars Express y medidas terrestres obtenidas por el telescopio Keck desde la Tierra han encontrado trazas de gas metano en una proporción de 10 partes por 1000 millones. Este gas sólo puede tener un origen volcánico o biológico. El metano no puede permanecer mucho tiempo en la atmósfera; se estima en 400 años el tiempo en desaparecer de la atmósfera de Marte, ello implica que hay una fuente activa que lo produce. La pequeña proporción de metano detectada, muy poco por encima del límite de sensibilidad instrumental, impide por el momento dar una explicación clara de su origen, ya sea volcánico y/o biológico.[5] La misión del aterrizador Mars Science Laboratory incluirá equipo para comparar las proporciones de los isótopos C-12, C-13, y C-14 presentes en dióxido de carbono y en metano, para así determinar el origen del metano.

Marte (planeta)

El agua en Marte El punto de ebullición depende de la presión y si ésta es excesivamente baja, el agua no puede existir en estado líquido. Eso es lo que ocurre en Marte: si ese planeta tuvo abundantes cursos de agua fue porque contaba también con una atmósfera mucho más densa que proporcionaba también temperaturas más elevadas. Al disiparse la mayor parte de esa atmósfera en el espacio, y disminuir así la presión y bajar la temperatura, el agua desapareció de la superficie de Marte. Ahora bien, subsiste en la atmósfera, en estado de vapor, aunque en escasas proporciones, así como en los casquetes polares, constituidos por grandes masas de hielos perpetuos.

Todo permite suponer que entre los granos del suelo existe agua congelada, fenómeno que, por lo demás, es común en las regiones muy frías de la Tierra. En torno de ciertos cráteres marcianos se observan unas formaciones en forma de lóbulos cuya formación solamente puede ser explicada admitiendo que el suelo de Marte está congelado. También se dispone de fotografías de otro tipo de accidente del relieve perfectamente explicado por la existencia de un gelisuelo. Se trata de un hundimiento del suelo de cuya depresión parte un cauce seco con la huella de sus brazos separados por bancos de aluviones.

Se encuentra también en paredes de cráteres o en valles profundos donde no incide nunca la luz solar, accidentes que parecen barrancos formados por torrentes de agua y los depósitos de tierra y rocas transportados por ellos. Sólo aparecen en latitudes altas del hemisferio Sur. La comparación con la geología terrestre sugiere que se trata de los restos de un suministro superficial de agua similar a un acuífero. De hecho, la sonda Mars Reconnaissance Orbiter ha detectado grandes glaciares enterrados con extensiones de docenas de kilómetros y profundidades del orden de 1 kilómetro, los cuales se extienden desde los acantilados y las laderas de las montañas y que se hallan a latitudes más bajas de lo esperado. Ésa misma sonda también ha descubierto que el hemisferio norte de Marte tiene un mayor volumen de agua helada.[6] Otra prueba a favor de la existencia de grandes cantidades de agua en el pasado marciano, en la forma de océanos que cubrían una tercera parte del planeta ha sido dada por el espectrómetro de rayos gamma de la sonda Mars Odyssey, el cual ha delimitado lo que parece ser las líneas de costa de dos antiguos oceános.[7] También subsiste agua marciana en la atmósfera del planeta, aunque en proporción tan ínfima (0,01%) que, de condensarse totalmente sobre la superficie de Marte, formaría sobre ella una película líquida cuyo espesor sería aproximadamente de la centésima parte de un milímetro. A pesar de su escasez, ese vapor de agua participa de un ciclo anual. En Marte, la presión atmosférica es tan baja que el vapor de agua se solidifica en el suelo, en forma de hielo, a la temperatura de –80 °C. Cuando la temperatura se eleva de nuevo por encima de ese límite el hielo se sublima, convirtiéndose en vapor sin pasar por el estado líquido.

El análisis de algunas imágenes muestra lo que parecen ser gotas de agua líquida que salpicaron las patas de la sonda Phoenix tras su aterrizaje.[8]

41

Marte (planeta)

42

Casquetes polares La superficie del planeta presenta diversos tipos de formaciones permanentes, entre las cuales las más fáciles de observar son dos grandes manchas blancas situadas en las regiones polares, una especie de casquetes polares del planeta. Cuando llega la estación fría, el depósito de hielo perpetuo empieza por cubrirse con una capa de escarcha debida a la condensación del vapor de agua atmosférico. Luego, al seguir bajando la temperatura desaparece el agua congelada bajo un manto de nieve carbónica que extiende al casquete polar hasta rebasar a veces el paralelo de los 60°. Ello es así porque se congela parte de la atmósfera de CO2.

Recíprocamente en el hemisferio opuesto, la primavera hace que la temperatura suba por encima de –120 °C, lo cual provoca la sublimación de la nieve carbónica y el retroceso del casquete polar; luego, cuando el termómetro se eleva a más de – 80 °C, se sublima, a su vez, la escarcha; sólo subsisten entonces los hielos permanentes, pero ya el frío vuelve y éstos no sufrirán una ablación importante.

Polo norte de Marte

La masa de hielo perpetuo tiene un tamaño de unos 100 km de diámetro y unos 10 m de espesor. Así pues los casquetes polares están formados por una capa muy delgada de hielo de CO2 ("hielo seco") y quizá debajo del casquete Sur haya hielo de agua. En cien años de observación el casquete polar Sur ha desaparecido dos veces por completo, mientras el Norte no lo ha hecho nunca.

Los casquetes polares muestran una estructura estratificada con capas alternantes de hielo y distintas cantidades de polvo oscuro.

La masa total de hielo del casquete polar Norte equivale a la mitad del hielo que existe en Groenlandia. Además el hielo del polo Norte de Marte se asienta sobre una gran depresión del terreno estando cubierto por "hielo seco".

El 19 de junio de 2008 la NASA afirmó que la sonda Phoenix debió haber encontrado hielo al realizar una excavación cerca del Polo Norte de Marte. Unos trozos de material sublimaron después de ser descubiertos el 15 de junio por un brazo de robot.[9] [10] El 31 de julio de 2008 la NASA confirma que una de las muestras de suelo marciano introducidas en uno de los hornos del TEGA (Thermal and Evolved-Gas Analyzer), un instrumento que forma parte de la sonda, contenía hielo de agua.[11]

Animación de una zanja excavada el día 15 de junio de 2008 por la sonda Phoenix cerca del Polo Norte de Marte. Unos trozos de material subliman en la esquina inferior izquierda.

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Géisers en el polo sur Durante 1998-1999, el sistema orbital Mars Global Surveyor de la NASA detectó manchas oscuras en las dunas de la capa de hielo del polo sur, entre las latitudes 60°- 80°. La peculiaridad de estas manchas, es que el 70% de ellas recurre anualmente en el mismo lugar del año anterior. Las manchas de las dunas aparecen al principio de cada primavera y desaparecen al principio de cada invierno, por lo que un equipo de científicos de Budapest, ha propuesto que estas manchas podrían ser de origen biológico y de carácter extremófilo.[12] [13] Por su parte, la NASA ha concluído que las manchas son producto de erupciones frías de géisers, los cuales son alimentados no por energía geotérmica sino por energía solar. Científicos de la NASA explican que la luz del sol calienta el interior del hielo polar y lo sublima a una profundidad máxima de 1 metro, creando una red de túneles horizontales con gas de dióxido de carbono (CO2) bajo presión. Eventualmente, el gas escapa por una fisura y acarrea consigo partículas de arena basáltica a la superficie.[14] [15] "Manchas oscuras" en las dunas del polo sur de Marte.

[16] [17] [18]

Climatología Véase también: Clima de Marte

No se dispone todavía de datos suficientes sobre la evolución térmica marciana. Por hallarse Marte mucho más lejos del Sol que la Tierra, sus climas son más fríos, y tanto más por cuanto la atmósfera, al ser tan tenue, retiene poco calor: de ahí que la diferencia entre las temperaturas diurnas y nocturnas sea más pronunciada que en nuestro planeta. A ello contribuye también la baja conductividad térmica del suelo marciano.

Concepto de la NASA: "Geysers on Mars". Las manchas son producto de erupciones frías de hielo subterráneo que ha sido sublimado.

La temperatura en la superficie depende de la latitud y presenta variaciones estacionales. La temperatura media superficial es de unos 218 K (-55 °C). La variación diurna de las temperaturas es muy elevada como corresponde a una atmósfera tan tenue. Las máximas diurnas, en el ecuador y en verano, pueden alcanzar los 20 °C o más, mientras las mínimas nocturnas pueden alcanzar fácilmente -80 °C. En los casquetes polares, en invierno las temperaturas pueden bajar hasta -130 °C. Enormes tormentas de polvo, que persisten durante semanas e incluso meses, oscureciendo todo el planeta pueden surgir de repente. Están causadas por vientos de más de 150 km/h. Dichas tormentas pueden alcanzar dimensiones

planetarias.

Durante un año marciano. parte del CO2 de la atmósfera se condensa en el hemisferio donde es invierno, o se sublima del polo a la atmósfera cuando es verano. En consecuencia la presión atmosférica tiene una variación anual.

Marte (planeta) Las estaciones en Marte Al igual que en la Tierra, el ecuador marciano está inclinado respecto al plano de la órbita un ángulo de 25°,19. La primavera comienza en el hemisferio Norte en el equinoccio de primavera cuando el Sol atraviesa el punto Vernal pasando del hemisferio Sur al Norte (Ls=0 y creciendo). En el caso de Marte esto tiene también un sentido climático.

Los días y las noches duran igual y comienza la primavera en el hemisferio Norte. Esta dura hasta que LS=90° solsticio de verano en que el día tiene una duración máxima en el hemisferio Norte y mínima en el Sur. Análogamente, Ls = 90°, 180°, y 270° indican para el hemisferio Norte el solsticio de verano, equinoccio otoñal, y el solsticio invernal, respectivamente mientras que en el hemisferio Sur es al revés. Por ser la duración del año marciano aproximadamente doble que el terrestre también lo es la duración de las estaciones.

La diferencia entre sus duraciones es mayor porque la excentricidad de la órbita marciana es mucho mayor que la terrestre. La comparación con las estaciones terrestres muestra que, así como la duración de éstas difiere a lo sumo en 4,5 días, en Marte, debido a la gran excentricidad de la órbita, la diferencia llega a ser primeramente de 51 soles.

Actualmente el hemisferio Norte goza de un clima más benigno que el hemisferio Sur. La razón es evidente: el hemisferio Norte tiene otoños e inviernos cortos y además cuando el Sol está en el perihelio lo cual dada la excentricidad de la órbita del planeta, hace que sean más benignos. Además la primavera y el verano son largos, pero estando el Sol en el afelio son más fríos que los del hemisferio Sur. Para el hemisferio Sur la situación es la inversa.

Hay pues una compensación parcial entre ambos hemisferios debido a que las estaciones de menos duración tienen lugar estando el planeta en el perihelio y entonces recibe del Sol más luz y calor. Debido a la retrogradación del punto Vernal y al avance del perihelio, la situación se va decantando cada vez más.

Clima marciano en el pasado Hay un gran debate respecto a la historia pasada de Marte. Para unos, Marte albergó en un pasado grandes cantidades de agua y tuvo un pasado cálido, con una atmósfera mucho más densa, el agua fluyendo por la superficie y excavando los grandes canales que surcan su superficie.

La orografía de Marte presenta un hemisferio norte que es una gran depresión y donde los partidarios de Marte húmedo sitúan al Oceanus Borealis, un mar cuyo tamaño sería similar al Mar Mediterráneo.

El agua de la atmósfera marciana posee cinco veces más deuterio que en la Tierra. Esta anomalía, también registrada en Venus, se interpreta como que los dos planetas tenían mucha agua en el pasado pero que acabaron perdiéndola.

Los recientes descubrimientos del robot de la NASA Opportunity, avalan la hipótesis de un pasado húmedo.

A finales de 2005 surgió la polémica sobre las interpretaciones dadas a determinadas formaciones de rocas que exigían la presencia de agua, proponiéndose una explicación alternativa que rebajaba la necesidad de agua a cantidades mucho menores y reducía el gran mar o lago ecuatorial a una simple charca donde nunca había existido más de un palmo de agua salada. Algunos científicos han criticado el hecho de que la NASA sólo investiga en una dirección buscando evidencias de un Marte húmedo y descartando las demás hipótesis.

Así pues tendríamos en Marte tres eras. Durante los primeros 1000 millones de años un Marte calentado por una atmósfera que contenía gases de efecto invernadero suficientes para que el agua fluyese por la superficie y se formaran arcillas, la era Noeica que sería el anciano reducto de un Marte húmedo y capaz de albergar vida. La segunda era duró de los 3800 a los 3500 millones de años y en ella ocurrió el cambio climático, y la era más reciente y larga que dura casi toda la historia del planeta y que se extiende de los 3500 millones de años a la actualidad con un Marte tal como lo conocemos en la actualidad frío y seco.[cita requerida] En resumen el paradigma de un Marte húmedo que explicaría los accidentes orográficos de Marte está dejando paso al paradigma de un Marte seco y frío donde el agua ha tenido una importancia mucho más limitada.

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Órbita La órbita de Marte es muy excéntrica (0,09): entre su afelio y su perihelio, la distancia del planeta al Sol difiere en unos 42,4 millones de kilómetros. Gracias a las excelentes observaciones de Tycho Brahe, Kepler se dio cuenta de esta separación y llegó a descubrir la naturaleza elíptica de las órbitas planetarias consideradas hasta entonces como circulares.

Este efecto tiene una gran influencia en el clima marciano, la diferencia de distancias al Sol causa una variación de temperatura de unos 30 °C en el punto subsolar entre el afelio y el perihelio.

Si dentro de esa órbita se dibuja la de la Tierra, cuya elipse es mucho menos alargada, puede observarse también que la distancia de la Tierra a Marte se halla sujeta a grandes variaciones. En el momento de la conjunción, es decir, cuando el Sol está situado entre ambos planetas, la distancia entre éstos puede ser de 399 millones de kilómetros y el diámetro aparente de Marte es de 3,5". Durante las oposiciones más favorables esa distancia queda reducida a menos de 56 millones de kilómetros y el diámetro aparente de Marte es de 25", alcanzando una magnitud de -2,8 (siendo entonces el planeta más brillante con excepción de Venus). Dada la pequeñez del globo marciano, su observación telescópica presenta interés especialmente entre los períodos que preceden y siguen a las oposiciones.

Satélites Naturales Véase también: Satélites de Marte

Marte posee dos pequeños satélites naturales, llamados Fobos y Deimos.

Su órbita está muy próxima al planeta. Se cree que son dos asteroides capturados.

Ambos satélites fueron descubiertos en 1877 por Asaph Hall.

Sus nombres fueron puestos en honor a los personajes de la mitología griega que acompañaban a Ares (Marte para la mitología romana).

Desde la superficie de Marte, los satélites se mueven de oeste a este Fobos es el más grande de los dos.

Asteroides troyanos Marte posee, como Júpiter, algunos asteroides troyanos en los puntos de Lagrange L4 y L5; los tres asteroides reconocidos oficialmente por la Unión Astronómica Internacional y el Minor Planet Center son: 5261 "Eureka", 101429 y el 121514.[19]

Vida

Fobos y Deimos (comparación de tamaño)

Véase también: Vida en Marte

Las teorías actuales que predicen las condiciones en las que se puede encontrar vida, requieren la disponibilidad de agua en estado líquido. Es por ello tan importante su búsqueda, todavía no hallada en este planeta. Tan solo se ha podido encontrar agua en estado sólido (hielo) y se especula que bajo tierra pueden darse las condiciones ambientales para que el agua se mantenga en estado líquido.

Trazas de gas metano fueron detectadas en la atmósfera de Marte en 2003[20] [21] [22] [23] [24] lo cual es considerado un misterio, ya que bajo las condiciones atmosféricas de Marte y la radiación solar, el metano es inestable y desaparece después de varios años, lo que indica que debe de existir en Marte una fuente productora de metano que mantiene esa concentración en su atmósfera, y que produce un mínimo de 150 toneladas de metano cada año.[25] [26] Se planea que la futura sonda Mars Science Laboratory, incluya un espectrómetro de masas capaz de medir la

Marte (planeta) diferencia entre 14C y 12C para determinar si el metano es de origen biológico o geológico.[27] No obstante, en el pasado existió agua líquida en abundancia y una atmósfera más densa y protectora; éstas son las condiciones que se creen más favorables que hubo de desarrollarse la vida en Marte. El meteorito ALH84001 que se considera originario de Marte, fue encontrado en la Antártida en diciembre de 1984 por un grupo de investigadores del proyecto ANSMET y algunos investigadores consideran que las formas regulares podrían ser microorganismos fosilizados.[28] [29] [30]

Observación Cristiaan Huygens hizo las primeras observaciones de áreas oscuras en la superficie de Marte en 1659, y también fue uno de los primeros en detectar los casquetes polares. Otros astrónomos que contribuyeron al estudio de Marte fueron G. Cassini (calculó en 1666 la rotación del planeta en 24 horas y 40 minutos y en 1672 dedujo la existencia de una atmósfera en el planeta), W. Herschel (descubrió la oblicuidad del eje de rotación de Marte y observó nubes marcianas), y J. Schroeter.

En 1837 los astrónomos alemanes Beer y Mädler publicaron el primer mapamundi de Marte, con datos obtenidos de sus observaciones telescópicas, al que seguirían los del británico Dawes a partir de 1852.

El año 1877 presentó una oposición muy cercana a la Tierra, y fue un año clave para los estudios de Marte. El astrónomo estadounidense A. Hall descubrió los satélites Fobos y Deimos, mientras el astrónomo italiano G. Schiaparelli se dedicó a cartografiar cuidadosamente Marte; en efecto, hoy en día, se usa la nomenclatura inventada por él para los nombres de las Cara de Marte regiones marcianas (Syrtis Major; Mare Tyrrhenum; Solis Lacus, etc.). Schiaparelli también creyó observar unas líneas finas en Marte, a las cuales bautizó como canali. El problema fue que esta palabra se tradujo al inglés como "canals", palabra que implica algo artificial.

Esta última palabra despertó la imaginación de mucha gente, especialmente del astrónomo C. Flammarion y del aristócrata P. Lowell. Ellos se dedicaron a especular con que había vida en Marte (los marcianos). Lowell estaba tan entusiasmado con esta idea que se construyó en 1894 su propio observatorio en Flagstaff, Arizona, para estudiar al planeta Marte. Sus observaciones lo convencieron de que no sólo había vida en Marte, sino que esa vida era inteligente: Marte era un planeta que se estaba secando, y una sabia y antigua civilización marciana había construido esos canales para drenar agua de los casquetes polares y enviarla hacia las sedientas ciudades. Con el paso del tiempo, el furor de los canales marcianos se fue disipando, ya que muchos astrónomos ni siquiera podían verlos; de hecho, los canales fueron una ilusión óptica. Hacia los años 1950, ya casi nadie creía en civilizaciones marcianas, pero muchos estaban convencidos de que sí que había vida en Marte en forma de musgos y líquenes primitivos, hecho que se puso en duda al ser Marte visitado por primera vez por una nave espacial en 1965.

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Exploración Véase también: Exploración de Marte

La primera sonda en visitar Marte fue la Marsnik 1, que pasó a 193,000 km de Marte el 19 de junio de 1963, sin conseguir enviar información.

La Mariner 4 en 1965 sería la primera en transmitir desde sus cercanías. Junto a las Mariner 6 y 7 que llegaron a Marte en 1969 sólo consiguieron observar un Marte lleno de cráteres y parecido a la Luna.

Fue el Mariner 9 la primera sonda que consiguió situarse en órbita marciana. Realizó observaciones en medio de una espectacular tormenta de polvo y fue la primera en atisbar un Marte con canales que parecían redes hídricas, vapor de agua en la atmósfera, y que sugería un pasado de Marte diferente. La primera nave en aterrizar y transmitir desde Marte es la soviética Marsnik 3, que tocó la superficie a 45°S y 158°O a las 13:50:35 GMT del 2 de diciembre de 1971, si bien poco después se estropearía. Posteriormente lo harían las Viking 1 y Viking 2 en 1976. La NASA concluyó como negativos el resultado de sus experimentos biológicos. Sin embargo, en 2007 un médico del Hospital Neuropsiquiátrico Borda en Buenos Aires, Argentina Mars Global Surveyor. concluyó que los experimentos de las Viking I y Viking 2 fueron consistentes con la presencia de vida microbiana en la superficie del planeta, y propuso una taxonomía que acomodaría la existencia de este supuesto organismo marciano.[31] Esta taxonomía propuesta, no es reconocida por los expertos en la materia.

El 4 de julio de 1997 la Mars Pathfinder aterrizó con pleno éxito en Marte y probó que era posible que un pequeño robot se pasease por el planeta. En 2004 una misión científicamente más ambiciosa llevó a dos robots Spirit y Opportunity que aterrizaron en dos zonas de Marte diametralmente opuestas para analizar las rocas en busca de agua, encontrando indicios de un antiguo mar o lago salado.

La Agencia Espacial Europea (ESA) lanzó la sonda Mars Express en junio de 2003 que actualmente orbita en Marte.

A este último satélite artificial de Marte se le suma la nave de la NASA Mars Odyssey, en órbita alrededor de Marte desde octubre de 2001. La NASA lanzó el 12 de agosto de 2005 la sonda Mars Reconnaissance Orbiter, que llegó a la orbita de Marte el 10 de marzo de 2006 y tiene como objetivos principales la búsqueda de agua pasada o presente y el estudio del clima.

En 25 de mayo de 2008, la sonda Phoenix aterrizó cerca del polo norte de Marte; su objetivo primario fue desplegar su brazo robótico y hacer prospecciones a diferentes profundidades para examinar el subsuelo, determinar si hubo o pudo haber vida en Marte, caracterizar el clima de Marte, estudio de la geología de Marte, y efectuar estudios de la historia geológica del agua, factor clave para descifrar el pasado de los cambios climáticos del planeta.

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Meteoritos En 2008, la NASA mantiene un catálogo de 57 meteoritos considerados provenientes de Marte y recuperados en varios países.[32] Estos meteoritos son extremadamente valiosos ya que son las únicas muestras físicas de Marte disponibles para analizar. Los tres meteoritos listados a continuación, exhiben características que algunos investigadores consideran tener indicios de posibles moléculas orgánicas naturales o probables fósiles microscópicos:

Meteorito ALH84001 El meteorito ALH84001 fue encontrado en la Antártida en diciembre de 1984 por un grupo de investigadores del proyecto ANSMET; el meteorito pesa 1,93 kg.[33] Algunos investigadores asumen que las formas regulares podrían ser microorganismos fosilizados, similares a los nanobios o nanobacterias.[28] [29] [30] También se le ha detectado contenido de cierta magnetita que, en la Tierra, solamente se le encuentra en relación con ciertos microorganismos.[34] Imagen obtenida por un microscopio electrónico de estructuras minerales en el interior del meteorito ALH84001.

Meteorito Nakhla El meteorito Nakhla, proveniente de Marte, cayó en la Tierra en 28 de junio de 1911, aproximadamente a las 09:00 AM en la localidad de Nakhla, Alejandría, Egipto.[35] [36] Un equipo de la NASA, de la división de 'Johnson Space Center', obtuvo una pequeña muestra de este meteorito en marzo de 1998, la cual fue analizada por medio de microscopía óptica y un microscopio electrónico y otras técnicas para determinar su contenido; los investigadores observaron partículas esféricas de tamaño homogéneo.[37] Así mismo, realizaron análisis Meteorito Nakhla. mediante cromatografía de gases y espectrometría de masas, (GC-MS) para estudiar los hidrocarburos aromáticos de alto peso molecular. Además, se identificaron en el interior "estructuras celulares y secreciones exopolimericas". Los científicos de la NASA concluyeron que "al menos un 75% del material orgánico no puede ser contaminación terrestre."[38] [34] Esto causó interés adicional por lo que en 2006, la NASA pidió una muestra más grande del meteorito Nakhla al Museo de Historia Natural de Londres. En este segundo espécimen, se observó un alto contenido de carbón en forma de ramificaciónes. Al publicarse las imágenes respectivas en 2006, se abrió un debate por parte de unos investigadores independientes que consideran la posibilidad de que el carbón es de origen biológico. Sin embargo, otros investigadores han recalcado que el carbón es el cuarto elemento más abundante del Universo, por lo que encontrarlo en curiosas formas o patrones, no sugiere la posibilidad de origen biológico.[39] [40]

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Meteorito Shergotty El meteorito Shergotty, de origen marciano y con masa de 4 kg, cayó en Shergotty, India en agosto 25 de 1865, donde testigos lo recuperaron inmediatamente.[41] Éste meteorito está compuesto de piroxeno y se calcula fue formado en Marte hace 165 millones de años y fue expuesto y transformado por agua líquida por muchos años.

Ciertas características de este meteorito sugieren la presencia de restos de membranas o películas de posible origen biológico, pero la interpretación de sus formas mineralizadas varía.[34]

Astronomía desde Marte Observación del Sol Visto desde Marte, el Sol tiene un diámetro aparente de 21' (en lugar de 31,5' a 32,6' que tiene visto desde la Tierra). Los científicos que manejaron al Spirit y Opportunity le hicieron observar una puesta solar. Se pudo observar como desaparece oculto entre el polvo en suspensión en la atmósfera.

Puesta de Sol observada desde la superficie de Marte por el Mars Exploration Rover: Spirit en el cráter Gusev.

Observación de los satélites Marte tiene dos minúsculos satélites, dos peñascos de forma irregular, Fobos y Deimos. El primero mide 27 x 21 x 19 km y el segundo 15 x 12 x 11 km. Deimos gravita a 20.000 km de altitud y Fobos a 6.100 km.

A pesar de hallarse tan próximos, estos satélites sólo son visibles en el cielo marciano como puntos luminosos muy brillantes. El brillo de Deimos puede ser comparable al de Venus visto desde la Tierra; el de Fobos es varias veces más intenso.

Fobos da una vuelta en torno a Marte en 7 h Órbitas de Fobos y Deimos en torno a Marte 39 min 14 s. Al ser su revolución mucho más rápida que la rotación del planeta sobre sí mismo, el satélite parece como si describiera un movimiento retrógrado: se le ve amanecer por el Oeste y ponerse por el Este. Deimos invierte 30 h 17 min 55 s en recorrer su órbita. Su revolución es, por consiguiente, un poco más duradera que la rotación del planeta, lo cual hace que el satélite se mueva lentamente en el cielo: tarda 64 horas entre su salida, por el Este y su puesta, por el Oeste. Lo más curioso es que durante ese tiempo en que permanece visible, desarrolla dos veces el ciclo completo de sus fases. Otra particularidad de esos satélites es que, por gravitar en el plano ecuatorial del planeta y tan cerca de la superficie de éste, son eternamente invisibles desde las regiones polares: Deimos no puede ser visto desde más arriba del paralelo 82° y Fobos desde las latitudes de más de 69°. Dadas sus pequeñas dimensiones, estas lunas minúsculas apenas

Marte (planeta) pueden disipar las tinieblas de la noche marciana, y ello durante cortos períodos, ya que, al gravitar tan cerca del planeta y en órbitas ecuatoriales, pasan la mayor parte de la noche ocultos en el cono de la sombra proyectada por el planeta, o sea sin ser iluminados por la luz solar.

Se ha observado que Fobos sufre una aceleración secular que lo acerca lentamente a la superficie del planeta (tan lentamente que pueden transcurrir aún cien millones de años antes de que se produzca su caída). Esta aceleración es producida por el efecto de las mareas. También se plantea a los astrónomos el problema de los orígenes de esos pequeños astros, ya que ciertas razones se oponen a que sean asteroides capturados y otras a que sean cuerpos formados en torno al planeta al mismo tiempo que él. Además, Fobos presenta características que sugieren que este satélite puede ser un fragmento separado de otro astro mayor.

Observación de los eclipses solares

Eclipses entre Fobos, Deimos y el Sol, tal como los vio Opportunity el 10 Marzo de 2004 Fobos (izquierda) y 4 de Marzo de 2004 Deimos (derecha)

Las cámaras de la nave Opportunity captaron el 10 de marzo de 2004 el eclipse parcial de Sol causado por el satélite Fobos. El satélite tapa una gran parte del Sol a causa de que es más grande que Deimos y órbita mucho más cerca de Marte. El eclipse de Deimos captado el 4 de marzo de 2004 es comparable a un tránsito de un planeta.

Observación de la Tierra Vista desde Marte por los futuros astronautas, la Tierra sería un magnífico lucero azulino y tan brillante como Júpiter, por lo menos durante los períodos favorables (conjunciones inferiores de la Tierra), ya que nuestro globo presentará, visto desde Marte, las mismas fases que Venus vista desde la Tierra. También, al igual que Venus y Mercurio, la Tierra es un astro alternativamente matutino y vespertino. Con un telescopio instalado en Marte podrían apreciarse el espectáculo resultante de la conjugación de los movimientos de la Tierra y de la Luna, así como de la combinación de las fases de ambos astros: paso de la media luna sobre la mitad oscura del disco terrestre; paso del sistema Tierra-Luna ante el disco solar durante los eclipses.

Tránsitos de la Tierra por el disco solar El 10 de noviembre de 2084 ocurrirá el próximo tránsito de la Tierra por el disco solar visto desde Marte. Estos tránsitos se repiten aproximadamente cada 79 años. Los tránsitos de octubre-noviembre ocurren cuando el planeta Marte está en oposición y cerca del nodo ascendente. Los tránsitos de abril-mayo cuando está en el nodo descendente. El tránsito de 11 de mayo de 1984 previsto por J. Meeus sirvió de inspiración al escritor Arthur C. Clarke para escribir Transit of Earth en el cual un astronauta dejado solo en Marte describe el raro fenómeno astronómico poco antes de morir debido a la falta de oxígeno.

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Referencias culturales Origen del nombre del planeta Marte Marte era el dios romano de la guerra y su equivalente griego se llamaba Ares. El color rojo del planeta Marte, relacionado con la sangre, favoreció que se le considerara desde tiempos antiguos como un símbolo del dios de la guerra. En ocasiones se hace referencia a Marte como el Planeta Rojo. La estrella Antares, próxima a la eclíptica en la constelación de Scorpio, recibe su nombre como rival (ant-) de Marte, por ser sus brillos parecidos en algunos de sus acercamientos.

Presencia en la literatura Además de la ya mencionada Transit of Earth, existen numerosas referencias a Marte en la ciencia ficción, tales como: • Crónicas Marcianas, de R. Bradbury, donde los humanos, cansados de las guerras y contaminación en la Tierra, deciden colonizar Marte.

• Homo Plus, de Frederik Pohl. Astronautas terrestres son genéticamente alterados para sobrevivir en la superficie hostil de Marte.

• Trilogía marciana: Marte Rojo, Marte Verde y Marte Azul, de Kim Stanley Robinson. Trilogía de novelas en las que se narra, de forma realista, la colonización y terraformación de Marte junto con las implicaciones tecnológicas, sociales y filosóficas que ello conlleva en la humanidad.

• Serie marciana: Una princesa de Marte, Los dioses de Marte, El guerrero de Marte, Thuvia, la virgen de Marte y El ajedrez vivo de Marte, de Edgar Rice Burroughs. El creador de Tarzán relata las aventuras de Juan Carter en el planeta Marte.

• Diversas novelas y relatos de Philip K. Dick tienen lugar en Marte, como Tiempo de Marte o Podemos recordarlo por usted al por mayor

Notas [1] « Mars: Facts & Figures (http:/ / solarsystem. jpl. nasa. gov/ planets/ profile. cfm?Object=Mars& Display=Facts& System=Metric)» (Marte: Datos y cifras) (en inglés), en Solar System Exploration (http:/ / solarsystem. jpl. nasa. gov/ index. cfm), NASA. Consultado el 29-6-2008.

[2] Se conocen popularmente como "lazos" a las trayectorias aparentes con forma de lazo que describen los planetas cuando son sobrepasados por la Tierra (véase imagen del "lazo" de 2010 en la referencia)« Astronomy Picture of the Day (http:/ / apod. nasa. gov/ apod/ ap100613. html)» (en inglés). Consultado el 22 de septiembre de 2010.

[3] http:/ / www. jpl. nasa. gov/ news/ news. cfm?release=2007-051 [4] Sondas Espaciales - Sondas de la NASA revelan el mayor cráter del sistema solar (http:/ / www. sondasespaciales. com/ index. php?option=com_content& task=view& id=11142& Itemid=42) [5] EL PAÍS (ed.): « Telescopios terrestres detectan metano en Marte (http:/ / www. elpais. com/ articulo/ sociedad/ Telescopios/ terrestres/ detectan/ metano/ Marte/ elpepisoc/ 20090116elpepisoc_7/ Tes)» (en español) (digital) (2009). Consultado el 9 de diciembre de 2009.

[6] La sonda espacial MRO descubre glaciares enterrados en latitudes medias de Marte. (http:/ / www. sondasespaciales. com/ index. php?option=com_content& task=view& id=11336& Itemid=42) [7] Sondas espaciales. Marte tuvo antiguos océanos, según sugieren los datos de rayos gamma. (http:/ / www. sondasespaciales. com/ index. php?option=com_content& task=view& id=11341& Itemid=42) [8] La nave Phoenix envía imágenes que podrían ser gotas de agua líquida en Marte (http:/ / www. elmundo. es/ elmundo/ 2009/ 02/ 18/ ciencia/ 1234953587. html) [9] Bright Chunks at Phoenix Lander's Mars Site Must Have Been Ice (http:/ / www. nasa. gov/ mission_pages/ phoenix/ news/ phoenix-20080619. html) (en inglés), NASA (19-6-2008) [10] La NASA cree haber encontrado la prueba de la existencia de agua en Marte (http:/ / www. rtve. es/ noticias/ 20080620/ nasa-cree-haber-encontrado-prueba-existencia-agua-marte/ 96770. shtml), RTVE (20-6-2008) [11] « NASA Spacecraft Confirms Martian Water, Mission Extended (http:/ / phoenix. lpl. arizona. edu/ 07_31_pr. php)». Consultado el 1 de Agosto de 2008.

[12] Gánti, T. et al, "Evidence For Water by Mars Odyssey is Compatible with a Biogenic DDS-Formation Process" (http:/ / www. lpi. usra. edu/ meetings/ lpsc2003/ pdf/ 1134. pdf). (PDF) Lunar and Planetary Science Conference XXXVI (2003)

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Marte (planeta) [13] Horváth, A., et al, "Annual Change of Martian DDS-Seepages" (http:/ / www. lpi. usra. edu/ meetings/ lpsc2005/ pdf/ 1128. pdf). (PDF) Lunar and Planetary Science Conference XXXVI (2005).

[14] NASA Findings Suggest Jets Bursting From Martian Ice Cap (http:/ / www. jpl. nasa. gov/ news/ news. cfm?release=2006-100). NASA. 16 de agosto de 2006. . Consultado el 15-09-2009.

[15] Piqueux, Sylvain; Shane Byrne, and Mark I. Richardson (8 de agosto de 2003). « Sublimation of Mars’s southern seasonal CO2 ice cap formation of spiders (http:/ / www. lpl. arizona. edu/ ~shane/ publications/ piqueux_etal_jgr_2003. pdf)» (PDF). JOURNAL OF GEOPHYSICAL RESEARCH 180 (no. E8): pp. 5084. doi doi:10.1029/2002JE002007 (http:/ / dx. doi. org/ doi:10. 1029/ 2002JE002007). .

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[16] « BEHAVIOR OF SOLID CO (http:/ / www. lpi. usra. edu/ meetings/ polar2003/ pdf/ 8083. pdf)», Third Mars Polar Science Conference (2003), 2003 [17] « SIMULATIONS OF GEYSER-TYPE ERUPTIONS IN CRYPTIC REGION OF MARTIAN SOUTH (http:/ / www. lpi. usra. edu/ meetings/ polar2006/ pdf/ 8040. pdf)» (PDF), Fourth Mars Polar Science Conference, 2006 [18] Kieffer, H. H. (2000), « ANNUAL PUNCTUATED CO2 SLAB-ICE AND JETS ON MARS. (http:/ / www. lpi. usra. edu/ meetings/ polar2000/ pdf/ 4095. pdf)» (PDF), Mars Polar Science 2000 [19] Lista de asteroides troyanos de Marte: (http:/ / cfa-www. harvard. edu/ iau/ lists/ MarsTrojans. html) [20] Mumma, M. J.; Novak, R. E.; DiSanti, M. A.; Bonev, B. P., "A Sensitive Search for Methane on Mars" (http:/ / adsabs. harvard. edu/ cgi-bin/ nph-bib_query?bibcode=2003DPS. . . . 35. 1418M& db_key=AST& data_type=HTML& format=) (abstract only). American Astronomical Society, DPS meeting #35, #14.18.

[21] Michael J. Mumma. « Mars Methane Boosts Chances for Life (http:/ / www-mgcm. arc. nasa. gov/ MGCM. html)». Skytonight.com.

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Véase también • • • • • • • •

Exploración de Marte Anexo:Objetos artificiales en Marte Escala de tiempo geológica de Marte Planeta Satélites de Marte Bandera de Marte Colonización de Marte Vida en Marte

Enlaces externos • CommonsMultimedia en Commons • WikcionarioDefiniciones en Wikcionario • WikinoticiasNoticias en Wikinoticias • Sistema Solar Web (http://www.secundaria-ramirez.com.ar) • 35 imágenes de Marte en alta resolución obtenidas gracias a la cámara HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) a bordo de la MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) de la NASA (http://www.boston.com/ bigpicture/2009/11/martian_landscapes.html) • Vídeo de Colonia Marciana creada por el hombre (http://www.tecnologiaslibres.net/2008/06/29/ colonias-en-marte/) • Mars Odissey Mission. NASA (http://themis.asu.edu/)

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Marte (planeta)

54

• Google Mars - Geografía de Marte (http://www.google.com/mars/) • Marte (http://celestia.albacete.org/celestia/celestia/solar/marte7.htm) Actividad educativa: el Sistema Solar

Júpiter (planeta) Júpiter

Elementos orbitales Inclinación

1,30530°

Excentricidad

0,04839266

Período orbital sideral

11a 315d 1,1h

Período orbital sinódico 398,9 días Velocidad orbital media 13,0697 km/s Radio orbital medio

778.412.026 km 5,20336301 UA

Satélites

63 conocidos Características físicas

Masa

1,899×1027 kg

Densidad

1,33 g/cm3

Área de superficie

6,41×1010 km2

Diámetro

142.984 km

Gravedad

23,12 m/s2

Velocidad de escape

59,54 km/s

Periodo de rotación

9h 55,5m

Inclinación axial

3,12°

Albedo

0,52 Características atmosféricas

Presión

70 kPa

Júpiter (planeta)

55 Temperatura Mínima 110 K -163,15 °C Media

152 K -121,15 °C

Máxima 198 K -75,15 °C

Composición Hidrógeno

>81%

Helio

>17%

Metano

0,1%

Vapor de Agua

0,1%

Amoníaco

0,02%

Etano

0,0002%

Fosfina

0,0001%

Sulfuro de hidrógeno <0,0001%

Comparación con la Tierra

Júpiter es el quinto planeta del Sistema Solar. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos.

Recibe su nombre del dios romano Júpiter (Zeus en la mitología griega).

Se trata del planeta que ofrece un mayor brillo a lo largo del año dependiendo de su fase. Es, además, después del Sol, el mayor cuerpo celeste del Sistema Solar, con una masa casi dos veces y media la de los demás planetas juntos (con una masa 318 veces mayor que la de la Tierra y 3 veces mayor que la de Saturno).

Júpiter es un cuerpo masivo gaseoso, formado principalmente por hidrógeno y helio, carente de una superficie interior definida. Entre los detalles atmosféricos se destacan la Gran mancha roja, un enorme anticiclón situado en las latitudes tropicales del hemisferio sur, la estructura de nubes en bandas y zonas, y la fuerte dinámica de vientos zonales con velocidades de hasta 140 m/s (504 km/h). Se piensa que puede ser una "Estrella fallida" debido a sus grandes cantidades de hidrógeno y helio.

Características generales Júpiter es el planeta con mayor masa del Sistema Solar: equivale a unas 2,47 veces la suma de las masas de todos los demás planetas juntos. A pesar de ello, no es el planeta más masivo que se conoce: más de un centenar de planetas extrasolares han sido descubiertos con masas similares o superiores a la de Júpiter. Júpiter también posee la velocidad de rotación más rápida de los planetas del Sistema Solar: sobre su eje gira en poco menos de 10 horas.

Esta velocidad de rotación se deduce a partir de las medidas del campo magnético del planeta. La atmósfera se encuentra dividida en regiones con fuertes vientos zonales con periodos de rotación que van desde las 9h 50m 30s, en la zona ecuatorial, a las 9h 55m 40s en el resto del planeta.

Júpiter (planeta) El planeta es conocido por una enorme formación meteorológica, la Gran Mancha Roja, fácilmente vislumbrable por astrónomos aficionados dado su gran tamaño, superior al de la Tierra. Su atmósfera está permanentemente cubierta de nubes que permiten trazar la dinámica atmosférica y muestran un alto grado de turbulencia.

Tomando como referencia la distancia al Sol, Júpiter es el quinto planeta del Sistema Solar. Su órbita se sitúa aproximadamente a 5 UA, unos 750 millones de km del Sol.

Masa La masa de Júpiter es tal, que su baricentro con el Sol se sitúa en realidad por encima de su superficie (1,068 de radio solar, desde el centro del Sol). A pesar de ser mucho más grande que la Tierra (con un diámetro once veces mayor) es considerablemente menos denso. El volumen de Júpiter es equivalente al de 1.317 Tierras, pero su masa es sólo 318 veces mayor. La unidad de masa de Júpiter (Mj) se utiliza para medir masas de otros planetas gaseosos, sobre todo planetas extrasolares.

Si bien Júpiter necesitaría tener 75 veces su masa para provocar las reacciones de fusión de hidrógeno necesarias y convertirse en una estrella, la enana roja más pequeña que se conoce tiene sólo un 30 por ciento más de radio que Júpiter (aunque tiene mucha más masa). Júpiter irradia más calor del que recibe de la escasa luz solar que recibe a esa distancia. La diferencia de calor desencadenada es generada por la inestabilidad Kelvin-Helmholtz mediante contracción adiabática (encogimiento). La consecuencia de este proceso es la contracción del planeta unos dos centímetros al año. Después de su formación, Júpiter era mucho más caliente y tenía un diámetro casi el doble del actual.

Si fuese cuatro veces mayor, el interior podría llegar a comprimirse mucho más a causa de fuerzas gravitacionales mayores, lo que podría dar lugar a una disminución de su volumen, independientemente de que su masa aumentase.

Como resultado, se especula que Júpiter podría alcanzar uno de los diámetros más amplios que un planeta de estas características y evolución puede lograr. El proceso de reducción del volumen con aumento de masa podría continuar hasta que se alcanzara una combustión estelar, como en las enanas marrones con una masa 50 veces la de Júpiter.

Esto ha llevado a algunos astrónomos a calificarlo como “estrella fracasada”, aunque no queda claro si los procesos involucrados en la formación de planetas como Júpiter se asemejan a los procesos de creación de sistemas estelares múltiples.

Atmósfera La atmósfera de Júpiter no presenta una frontera clara con el interior líquido del planeta; la transición se va produciendo de una manera gradual.[1] Se compone en su mayoría de Hidrógeno (87%) y Helio (13%), además de contener Metano, Vapor de agua, Amoníaco, y Sulfuro de hidrógeno, todas estas con < 0,1% de la composición de la atmósfera total.[2]

Bandas y Zonas El aficionado inglés A. S. Williams hizo el primer estudio sistemático sobre la atmósfera de Júpiter en 1896. La atmósfera de Júpiter está dividida en cinturones oscuros llamados Bandas y regiones claras Júpiter visto por la sonda espacial Voyager 1 llamadas Zonas, todos ellos en la dirección de los paralelos. Las bandas y zonas delimitan un sistema de corrientes de viento alternantes en dirección con la latitud y en general de gran intensidad; por ejemplo, los vientos en el ecuador soplan a velocidades en torno a 100 m/s (360 km/h). En la Banda Ecuatorial Norte, los vientos pueden llegar a soplar a 140 m/s (500 km/h). También Júpiter es el planeta con mayor fuerza de rotación, ya que tiende a rotar con una fuerza de 2.000.000

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Júpiter (planeta)

57

de toneladas.

La Gran Mancha Roja El científico inglés Robert Hooke observó en 1664 una gran formación meteorológica que podría ser la Gran Mancha Roja (conocida en inglés por las siglas GRS). Sin embargo no parecen existir informes posteriores de la observación de tal fenómeno hasta el siglo XX. En todo caso, varía mucho tanto de color como de intensidad. Las imágenes obtenidas por el Observatorio Yerkes a finales del siglo XIX muestran una mancha roja alargada, ocupando el mismo rango de latitudes pero con el doble de extensión longitudinal. A veces, es de un color rojo fuerte, y realmente muy notable, y en otras ocasiones palidece hasta hacerse insignificante. Históricamente, en un principio se pensó que la gran mancha roja era la cima de una montaña gigantesca o una meseta que salía por encima de las nubes. Esta idea fue sin embargo desechada en el siglo XIX al constatarse espectroscópicamente la composición de hidrógeno y helio de la atmósfera y determinarse que se trataba de un planeta fluido. El tamaño actual de la mancha roja es aproximadamente unas dos veces y media el de la Tierra. Meteorológicamente la Gran Mancha Roja es un enorme anticiclón muy estable en el tiempo. Los vientos en la periferia del vórtice tienen una intensidad cercana a los 400 km/h.

En marzo de 2006 se anunció que se había formado una segunda mancha roja, aproximadamente de la mitad del tamaño de la Gran Mancha Roja. La segunda mancha roja se formó a partir de la fusión de tres grandes óvalos blancos presentes en Júpiter desde los años 1940, denominados BC, DE y FA, y fusionados en uno solo entre los años 1998 y 2000, dando lugar a un único óvalo blanco denominado Óvalo blanco BA, [3] cuyo color evolucionó hacia los mismos tonos que la mancha roja a comienzos del 2006. [4] La coloración rojiza de ambas manchas puede producirse cuando los gases de la atmósfera interior del planeta se elevan en la atmósfera y sufren la interacción de la radiación solar. Las mediciones en el infrarrojo sugieren que ambas manchas se elevan por encima de las nubes principales. El paso, por tanto, de Óvalo Blanco a mancha roja podría ser un síntoma de que la tormenta está ganando fuerza. El 8 de abril de 2006, la Cámara de Seguimiento Avanzada del Hubble tomó nuevas imágenes de la joven tormenta.

La porción superior de la atmósfera está constituida por capas nubosas que son el escenario de violentas tempestades. La espectacular Gran mancha roja es un inmenso huracán que castiga al planeta desde hace tres siglos.

Su diámetro es dos veces el de la tierra.

Estructura de nubes Las nubes superiores de Júpiter están formadas probablemente de cristales congelados de amoníaco. El color rojizo viene dado por algún tipo de agente colorante desconocido aunque se sugieren compuestos de azufre o fósforo. Por debajo de las nubes visibles Júpiter posee muy posiblemente nubes más densas de un compuesto químico llamado hidrosulfuro de amonio, NH4HS. A una presión en torno a 5-6 Pa existe posiblemente una capa aún más densa de nubes de agua. Una de las pruebas de la existencia de tales nubes la constituye la observación de descargas eléctricas compatibles con tormentas profundas a estos niveles de presión. Tales tormentas convectivas pueden en ocasiones extenderse desde los 5 Pa hasta los 300-500 hPa, unos 150 km en vertical.

Galería de imágenes de las nubes de Júpiter

Júpiter (planeta)

Imagen del telescopio espacial Hubble mostrando las dos Manchas Rojas de Júpiter

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Imagen de alta resolución de la Gran Mancha Roja de Júpiter tomada por la sonda Voyager 1 en 1979

Fotografía de Júpiter obtenida por la misión Cassini en diciembre de 2000

Proyección del planeta desde el polo sur hecha por la sonda Cassini.

Estructura interna En el interior del planeta el hidrógeno, el helio y el argón (gas noble que se acumula en la superficie de Júpiter), se comprimen progresivamente. El hidrógeno molecular se comprime de tal manera que se transforma en un líquido de carácter metálico a profundidades de unos 15.000km con respecto a la superficie. Más abajo se espera la existencia de un núcleo rocoso formado principalmente por materiales helados y más densos de unas siete masas terrestres (aunque un modelo reciente aumenta la masa del núcleo central de este planeta entre 14 y 18 masas terrestres,[5] y otros autores piensan que puede no existir tal núcleo,[6] además de existir la posibilidad de que el núcleo fuera mayor en un principio, pero que las corrientes convectivas de hidrógeno metálico caliente le hubieran hecho perder Interior de Júpiter masa). La existencia de las diferentes capas viene determinada por el estudio del potencial gravitatorio del planeta medido por las diferentes sondas espaciales. De existir el núcleo interno, probaría la teoría de formación planetaria a partir de un disco de planetesimales. Júpiter es tan masivo que todavía no se ha liberado el calor acumulado en su formación y posee por lo tanto una importante fuente interna de energía calórica que ha sido medida de manera precisa y equivale a 5,4 W/m². Esto significa que el interior del planeta está mezclado de manera eficaz por lo menos hasta niveles cercanos a las nubes de agua a 5 bar.

El mismo modelo mencionado antes que da una masa mayor al núcleo del planeta, considera que éste tiene una estructura interna formada por cilindros concéntricos que giran a distinta velocidad -los ecuatoriales (que son los externos) más rápido que los internos-, de modo similar al Sol; se espera que la misión JUNO -que será lanzada en 2011- pueda determinar con sus mediciones de la gravedad joviana la estructura interna del planeta.

Júpiter (planeta)

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Magnetosfera Júpiter tiene una magnetosfera extensa formada por un campo magnético de gran intensidad. El campo magnético de Júpiter podría verse desde la Tierra ocupando un espacio equivalente al de la Luna llena a pesar de estar mucho más lejos. El campo magnético de Júpiter es de hecho la estructura de mayor tamaño en el Sistema Solar. Las partículas cargadas son recogidas por el campo magnético joviano y conducidas hacia las regiones polares donde producen impresionantes auroras. Por otro lado las partículas expulsadas por los volcanes del satélite Ío forman un toroide de rotación en el que el campo magnético atrapa material adicional que es conducido a través de las líneas de campo sobre la atmósfera superior del planeta.

Auroras observadas en el UV en Júpiter.

Se piensa que el origen de la magnetosfera se debe a que en el interior profundo de Júpiter, el hidrógeno se comporta como un metal debido a la altísima presión.

Los metales son, por supuesto, excelentes conductores de electrones, y la rotación del planeta produce corrientes, las cuales a su vez producen un extenso campo magnético.

Las sondas Pioneer confirmaron la existencia del campo magnético joviano y su intensidad, más de 10 Imagen esquemática mostrando el toro de partículas ionizadas veces superior al terrestre conteniendo más de 20.000 atrapadas en la magnetosfera del planeta. Es de destacar la interacción de la magnetosfera con partículas cargadas provenientes veces la energía asociada al campo terrestre. Los de los satélites interiores Ío y Europa.

Pioneer descubrieron que la onda de choque de la magnetosfera joviana se extiende a 26 millones de kilómetros del planeta, con la cola magnética extendiéndose más allá de la órbita de Saturno.

Las variaciones del viento solar originan rápidas variaciones en tamaño de la magnetosfera. Este aspecto fue estudiado por las sondas Voyager. También se descubrió que átomos cargados eran expulsados de la magnetosfera joviana con gran intensidad y eran capaces de alcanzar la órbita de la Tierra. También se encontraron corrientes eléctricas fluyendo de Júpiter a algunos de sus satélites, particularmente Ío y también en menor medida Europa.

Júpiter (planeta)

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Satélites Satélites galileanos Los principales satélites de Júpiter fueron descubiertos por Galileo Galilei el 7 de enero de 1610, razón por la que se los llama en ocasiones satélites galileanos.

Reciben sus nombres de la mitología griega si bien en tiempos de Galileo se los denominaba por números romanos dependiendo de su orden de cercanía al planeta. Originalmente, Galileo bautizó a los satélites como "Mediceos", en honor a Cosme de Médicis, duque de Florencia. El descubrimiento de estos satélites constituyó un punto de inflexión en la ya larga disputa entre los que sostenían la idea de un sistema geocéntrico, es decir, con la Tierra en el centro del universo, y la copernicana (o sistema heliocéntrico, es decir, con el Sol en el centro del Universo), en la cual era mucho más fácil explicar el movimiento y la propia existencia de los satélites naturales de Júpiter.

Los cuatro satélites principales son muy distintos entre sí. Ío, el más interior, es un mundo volcánico con una superficie en constante renovación y calentado por efectos de marea provocados por Júpiter y Europa.

Imágen de Júpiter y los satélites galileanos: Ío, Europa, Ganímedes y Europa, el siguiente satélite, es un mundo helado bajo Calisto. el cual se especula la presencia de océanos líquidos de agua e incluso la presencia de vida. Ganímedes, con un diámetro de 5268 km, es el satélite más grande de todo el sistema solar. Está compuesto por un núcleo de hierro cubierto por un manto rocoso y de hielo. Calisto se caracteriza por ser el cuerpo que presenta mayor cantidad de cráteres producidos por impactos en todo el sistema solar.

Nombre

Diámetro (km)

Masa (kg)

Radio orbital medio radio (km)

Período orbital

Ío

3.643,2

8,94×1022

421.600

1,769138 días

Europa

3.122

4,8×1022

671.100

3,551181 días

Ganímedes

5.262

1,48×1023

1.070.400

7,154553 días

Calisto

4.821

1,08×1023

1.882.700

16,68902 días

Júpiter (planeta)

Satélites menores Además de los mencionados satélites galileanos, las distintas sondas espaciales enviadas a Júpiter y observaciones desde la Tierra han ampliado el número total de satélites de Júpiter hasta 63. Estos satélites menores se pueden dividir en dos grupos: • Grupo de Amaltea: son cuatro satélites pequeños que giran en torno a Júpiter en órbitas internas a las de los satélites galileanos. Este grupo está compuesto por (en orden de distancia) Metis, Adrastea, Amaltea y Tebe.

• Satélites irregulares: es un grupo numeroso de satélites en órbitas muy lejanas de Júpiter; de hecho, están tan lejos de este que la gravedad del Sol distorsiona perceptiblemente sus órbitas. Con la excepción de Himalia, son satélites generalmente pequeños. A su vez, este grupo se puede dividir en dos, los progrados y retrógrados. La mayoría de estos objetos tienen un origen muy distinto al de los satélites mayores siendo posiblemente cuerpos capturados y no formados en sus órbitas actuales. Otros pueden ser los restos de impactos y fragmentaciones de cuerpos mayores anteriores. Miembros de este grupo incluyen a Aedea, Aitné, Ananké, Arce, Autónoe, Caldona, Cale, Cálice, Calírroe, Carmé, Carpo, Cilene, Elara, Erínome, Euante, Euporia, Eurídome, Harpálice, Hegemone, Heliké, Hermipé, Himalia, Isonoe, Leda, Lisitea, Megaclite, Mnemea, Ortosia, Pasífae, Pasítea, Praxídice, Sinope, Sponde, Táigete, Telxínoe, Temisto, Tione, Yocasta y otros 23 que no tienen aún nombre definitivo.

Asteroides troyanos Además de sus satélites, el campo gravitacional de Júpiter controla las órbitas de numerosos asteroides que se encuentran situados en los puntos de Lagrange precediendo y siguiendo a Júpiter en su órbita alrededor del Sol. Estos asteroides se denominan asteroides troyanos y se dividen en cuerpos griegos y troyanos para conmemorar la Ilíada. El primero de estos asteroides en ser descubierto fue 588 Aquiles, por Max Wolf en 1906. En la actualidad se conocen cientos de asteroides troyanos. El mayor de todos ellos es el asteroide 624 Héctor.

Sistema de anillos Júpiter posee un tenue sistema de anillos que fue descubierto por la sonda Voyager 1 en marzo de 1979. El anillo principal tiene unos 6.400 km de anchura, orbita el planeta a 122.800 km de distancia del centro y tiene un espesor vertical inferior a la decena de kilómetros. Su espesor óptico es tan reducido que solamente ha podido ser observado por las sondas espaciales Voyager 1 y 2 y Galileo.

Imagen del anillo principal de Júpiter obtenida Los anillos tienen tres segmentos: el más interno denominado halo por la sonda Galileo. (con forma de toro en vez de anillo), el intermedio que se considera el principal por ser el más brillante y el exterior, más tenue pero de mayor tamaño. Los anillos parecen formados por polvo en vez de hielo como los anillos de Saturno. El anillo principal está compuesto probablemente por material de los satélites Adrastea y Metis, este material se ve arrastrado poco a poco hacia Júpiter gracias a su fuerte gravedad. A su vez se va reponiendo por los impactos sobre estos satélites que se encuentran en la misma órbita que el anillo principal. Los satélites Amaltea y Tebas realizan una tarea similar, proveyendo de material al anillo exterior.

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Júpiter (planeta)

Formación de Júpiter Las teorías de formación del planeta son de dos tipos: • formación a partir de un núcleo de hielos de una masa en torno a 10 veces la masa terrestre capaz de atraer y acumular el gas de la nebulosa protosolar • formación temprana por colapso gravitatorio directo como ocurriría en el caso de una estrella.

Ambos modelos tienen implicaciones muy distintas para los modelos generales de formación del Sistema Solar y de los sistemas de planetas extrasolares. En ambos casos los modelos tienen dificultades para explicar el tamaño y masa total del planeta, su distancia orbital de 5 ua, que parece indicar que Júpiter no se desplazó sustancialmente de la región de formación, y la composición química de su atmósfera, en particular de gases nobles, enriquecidos con respecto al Sol. El estudio de la estructura interna de Júpiter, y en particular, la presencia o ausencia de un núcleo interior permitiría distinguir ambas posibilidades.

Las propiedades del interior del planeta pueden explorarse de manera remota a partir de las perturbaciones gravitatorias detectadas por una sonda espacial cercana.

Actualmente existen propuestas de misiones espaciales para la próxima década que podrían responder a estos interrogantes.

Impacto del cometa SL9 En julio de 1994 el cometa Shoemaker-Levy 9 impactó contra la atmósfera de Júpiter. El cometa había sido disgregado por la acción de la gravedad de Júpiter en 20/22 fragmentos en un paso anterior y cercano por el planeta.

Numerosos observatorios realizaron campañas intensivas de observación del planeta con motivo de este suceso único incluyendo el telescopio espacial Hubble y la sonda Galileo que en aquel momento se encontraba acercándose todavía al planeta. Los impactos mostraron la formación de impresionantes bolas de fuego en los minutos posteriores a cada impacto de cuyo análisis se pudo deducir la masa de cada uno de los fragmentos del cometa. Los restos dejados en la atmósfera se observaron como nubes negras en expansión durante semanas propagándose como ondas de Imagen de los restos de uno de los impactos del cometa choque. Sus propiedades permitieron analizar tanto propiedades Shoemaker-Levy 9 en la atmósfera de Júpiter capturada por el telescopio espacial Hubble del cometa como de la atmósfera joviana y su interior profundo por métodos análogos a los de la sismología terrestre. Los restos del cometa pudieron ser detectados durante varios años en la alta atmósfera del hemisferio Sur de Júpiter, presentes como partículas finas oscuras y mediante una mayor concentración atmosférica de determinados compuestos químicos aportados por el cometa.

Se ha estimado que Júpiter, debido a su gran masa, perturba las regiones cometarias como la nube de Oort atrayendo la mayoría de los cometas que caen sobre el Sistema Solar interior. No obstante, también los acerca sobre sí mismo por lo que es difícil estimar la importancia que tiene Júpiter en la llegada de cometas a la Tierra.

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Júpiter (planeta)

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Impactos recientes El día 19 de julio de 2009 Anthony Wesley, un astrónomo aficionado australiano anunció el descubrimiento de una mancha negra de un tamaño similar al diámetro de la Luna que había aparecido en la atmósfera de Júpiter en la región subpolar sur. Esta mancha estaba causada posiblemente por un impacto asteroidal o cometario con el planeta. Científicos del Laboratorio de Propulsión (JPL) de Pasadena, confirmaron el impacto utilizando el telescopio IRTF (Infrared Telescope Facility) de NASA ubicado en la isla hawaiana de Mauna Kea.[8] Foto tomada por el Telescopio Espacial Hubble del impacto en Júpiter de 2009 que dejó una El objeto causante del impacto, con un diámetro estimado de unos 500 [7] mancha de 8.000 km de extensión. metros, provocó un aumento de la temperatura en las capas altas de la atmósfera joviana en el lugar del impacto y una gran nube de partículas de polvo oscuras que forman la mancha de impacto de gran extensión y que continuo siendo observable durante varios meses de forma progresivamente más ténue al ser dispersados los restos del impacto por los vientos de la atmósfera de Júpiter. Por el momento se desconoce si el objeto que impactó con Júpiter era un asteroide o un cometa.

El impacto, descubierto por casualidad, ocurrió 15 años después del impacto del cometa Shoemaker-Levy 9.

El 3 de junio de 2010, casi un año más tarde, Anthony Wesley y Christopher Go (astrónomo aficionado de Filipinas) observaron simultáneamente la aparición de un intenso flash de luz en Júpiter en una región muy localizada que se corresponde con el impacto de un cuerpo asteroidal o cometario de menor tamaño que en 2009.[9] El flash, de unos pocos segundos de duración, se produjo en latitudes ecuatoriales y por el momento no parece haber dejado ningún remanente de material observable en la atmósfera joviana.

Exploración espacial de Júpiter Júpiter ha sido visitado por varias misiones espaciales de NASA desde 1973.

Las misiones Pioneer 10 y Pioneer 11 realizaron una exploración preliminar con sobrevuelos del planeta. La sonda Pioneer 10 sobrevoló Júpiter por primera vez en la historia en diciembre de 1973. La sonda Pioneer 11 le siguió justo un año después. Se tomaron las primeras fotos cercanas de Júpiter y de los satélites galileanos, se estudió su atmósfera, se detectó su campo magnético y se estudiaron sus cinturones de radiación.

Las misiones Voyager 1 y Voyager 2 visitaron Júpiter en 1979 revolucionando el conocimiento que se tenía del planeta y sus satélites y descubriendo también su sistema de anillos. Se descubrió que Ío tenía una actividad volcánica extraordinaria y que Júpiter también poseía anillos.

En 1995 la misión Galileo, que constaba de una sonda y un orbitador, inició una misión de exploración del planeta de 7 años. Aunque la misión tuvo importantes problemas con la antena principal que retransmitía los datos a la Tierra, consiguió enviar informaciones con una calidad sin precedentes sobre los satélites de Júpiter, descubriendo los océanos subsuperficiales de Europa y varios ejemplos de vulcanismo activo en Ío. La misión concluyó lanzando al orbitador contra el propio planeta para evitar una colisión futura con Europa que pudiera contaminar sus hielos.

En diciembre de 2000 la misión espacial Cassini/Huygens realizó un sobrevuelo lejano en su viaje con destino a Saturno obteniendo un conjunto de datos comparable en cantidad a los sobrevuelos realizados por las Voyager pero con una calidad de las observaciones mejor. A finales de febrero de 2007 el planeta Júpiter fue visitado por la sonda New Horizons en su viaje a Plutón.

Están en estudio misiones dedicadas a la observación de Júpiter y su satélite Europa por parte de las agencias espaciales NASA y ESA.

Júpiter (planeta)

Desaparición del cinturón subecuatorial A finales de Abril de 2010, diferentes astrónomos aficionados advirtieron que Júpiter había alterado el color del cinturón subecuatorial, tradicionalmente oscuro, apareciendo la parte sur completamente blanca y muy homogénea.[10] El fenómeno había ocurrido cuando Júpiter estaba en oposición con el Sol y por lo tanto inobservable desde la Tierra. Se barajan varias hipótesis para explicar este cambio, la considerada más probable es un cambio en la coloración de las nubes sin cambios sustanciales en la altura o cantidad de partículas que las forman.

Este fenómeno de desaparición aparente de una banda ocurre de manera semi cíclica en Júpiter habiéndose observado con anterioridad en varias ocasiones, en particular en el año 1993 cuando fue estudiado en detalle.

Véase también • • • • •

Satélites galileanos Impacto de SL-9 Voyager 1 Voyager 2 Misión Galileo

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[2] Atreya, S., Wong, A. (2005). « Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets – a Case for Multiprobes (http:/ / www-personal. umich. edu/ ~atreya/ Chapters/ 2005_JovianCloud_Multiprobes. pdf)». Space Science Reviews 116. 121–136. .

[3] Youssef, A. y Marcus, P. S. (2003). « The dynamics of jovian white ovals from formation to merger (http:/ / adsabs. harvard. edu/ abs/ 2003Icar. . 162. . . 74Y)». Icarus 162. 74-93. .

[4] Simon-Miller, A. A.; Chanover, N. J.; Orton, G. S.; Sussman, M.; Tsavaris, I. G. y Karkoschka, E. (2006). « Jupiter's White Oval turns red (http:/ / adsabs. harvard. edu/ abs/ 2006Icar. . 185. . 558S)». Icarus 185. 558-562. .

[5] Las últimas simulaciones de ordenador duplican el tamaño del núcleo de Júpiter (http:/ / www. sondasespaciales. com/ index. php?option=com_content& task=view& id=11355& Itemid=42) [6] NOTE: New Constraints on the Composition of Jupiter from Galileo Measurements and Interior Models (http:/ / adsabs. harvard. edu/ abs/ 1997astro. ph. . 7210G) [7] Dennis Overbye (2009-07-24) (en Inglés). Hubble Takes Snapshot of Jupiter’s ‘Black Eye’ (http:/ / www. nytimes. com/ 2009/ 07/ 25/ science/ space/ 25hubble. html?ref=science). New York Times. . Consultado el 2009-07-25.

[8] Nuevo "bombardeo" en Júpiter (http:/ / www. elpais. com/ articulo/ sociedad/ Nuevo/ bombardeo/ Jupiter/ elpepusoc/ 20090721elpepusoc_3/ Tes) [9] "Another impact on Jupiter". Astronomy Magazine online. (http:/ / www. astronomy. com/ asy/ default. aspx?c=a& id=9918) [10] Desaparición de la Banda Ecuatorial Sur (http:/ / www. elpais. com/ articulo/ sociedad/ Desvanecimiento/ Jupiter/ elpepusoc/ 20100601elpepusoc_14/ Tes#)

• The New Solar System, J.K. Beatty, C. Collins Petersen y A. Chaikin, Cambridge University Press y Sky Publishing Corporation, ISBN 0-933346-86-7 (1999).

• The Giant Planet Jupiter, J.H. Rogers, Cambridge University Press, ISBN 0-521-41008-8 (1995).

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Júpiter (planeta)

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Enlaces externos • CommonsMultimedia en Commons • WikcionarioDefiniciones en Wikcionario • WikilibrosLibros de texto en Wikilibros • Solar Views Vistas del Sistema Solar (http://www.solarviews.com/span/jupiter.htm) • Júpiter: datos de la web de la Asociación Larense de Astronomía (ALDA) (http://www.tayabeixo.org/ssolar/ jupiter.htm) • Fantástico Sobrevuelo Sobre Júpiter (http://www.ciencia.nasa.gov/headlines/y2007/01may_fantasticflyby. htm?list339576) • Júpiter (http://celestia.albacete.org/celestia/celestia/solar/jupite9.htm) Actividad educativa: el Sistema Solar • Resumen de los resultados de la misión Galileo a Júpiter (http://galileo.jpl.nasa.gov/) • British Astronomical Association (http://www.britastro.com/jupiter/) • Archivos con los genuinos sonidos de Júpiter (marzo de 2004) (http://ciencia.nasa.gov/headlines/y2004/ 20feb_radiostorms.htm)

Saturno (planeta) Saturno

Elementos orbitales Inclinación

2,48446°

Excentricidad

0,05415060

Período orbital sideral

29a 167d 6,7h (~9,3·108 s)

Período orbital sinódico 378,1 días (~3,27·107 s) Velocidad orbital media 9672,4 m/s Radio orbital medio

9,53707032 UA 1,4267254·1012 m

Satélites

61 conocidos Características físicas

Masa

5,688·1026 kg

Volumen

8,27·1023 m³

Densidad

690 kg/m³

Área de superficie

4,38·1016 m²

Saturno (planeta)

66 Diámetro

1,20536·108 m

Gravedad

9,05 m/s²

Velocidad de escape

35490 m/s

Periodo de rotación Ecuatorial 10h 13m 59s Interno

Inclinación axial

26,73°

Albedo

0,47

10h 39m 25s

Características atmosféricas Presión

1,4·105 Pa

Temperatura Mínima 82 K Media

143 K

Máxima ?

Nubes

93 K

Composición Hidrógeno

>93%

Helio

>5%

Metano

0,2%

Vapor de agua 0,1% Amoníaco

0,01%

Etano

0,0005%

Fosfina

0,0001%

Comparación con la Tierra

Saturno es el sexto planeta del Sistema Solar, es el segundo en tamaño y masa después de Júpiter y es el único con un sistema de anillos visible desde nuestro planeta. Su nombre proviene del dios romano Saturno. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos, también llamados jovianos por su parecido a Júpiter. El aspecto más característico de Saturno son sus brillantes anillos. Antes de la invención del telescopio, Saturno era el más lejano de los planetas conocidos y, a simple vista, no parecía luminoso ni interesante. El primero en observar los anillos fue Galileo junto con su ayudante Alejandro Campelo en 1610 pero la baja inclinación de los anillos y la baja resolución de su telescopio le hicieron pensar en un principio que se trataba de grandes lunas. Christiaan Huygens con mejores medios de observación pudo en 1659 observar con claridad los anillos. James Clerk Maxwell en 1859 demostró matemáticamente que los anillos no podían ser un único objeto sólido sino que debían ser la agrupación de millones de partículas de menor tamaño. Campelo ayudó a Galileo a hacer las operaciones y gracias a él, el científico pudo

Saturno (planeta) dejar medio resuelto el enigma de los anillos. Las partículas que habitan en los anillos de Saturno giran a una velocidad de 48.000 km/h, 15 veces más rápido que una bala.

Origen del nombre de Saturno Debido a su posición orbital más lejana que Júpiter los antiguos romanos le otorgaron el nombre del padre de Júpiter al planeta Saturno. En la mitología romana, Saturno era el equivalente del antiguo titán griego Cronos. Cronos era hijo de Urano y Gaia y gobernaba el mundo de los dioses y los hombres devorando a sus hijos en cuanto nacían para que no lo destronaran. Zeus, uno de ellos consiguió esquivar este destino y finalmente derrocó a su padre para convertirse en el dios supremo.

Los griegos y romanos, herederos de los sumerios en sus conocimientos del cielo, habían establecido en siete el número de astros que se movían en el firmamento: el Sol, la Luna, y los planetas Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno, las estrellas errantes que a distintas velocidades orbitaban en torno a la Tierra, centro del Universo. De los cinco planetas, Saturno es el de movimiento más lento, emplea unos treinta años (29,457 años) en completar su órbita, casi el triple que Júpiter (11,862 años) y respecto a Mercurio, Venus y Marte la diferencia es mucho mayor.

Saturno destacaba por su lentitud y si Júpiter era Zeus, Saturno tenía que ser Cronos, el padre anciano, que paso a paso deambula entre las estrellas.

Características generales Saturno es un planeta visiblemente achatado en los polos con un ecuador que sobresale formando un esferoide ovalado. Los diámetros ecuatorial y polar son respectivamente 120.536 y 108.728 km. Este efecto es producido por la rápida rotación del planeta, su naturaleza fluida y su relativamente baja gravedad. Los otros planetas gigantes son también ovalados pero no en tan gran medida. Saturno posee una densidad específica de 690 kg/m³ siendo el único planeta del Sistema Solar con una densidad inferior a la del agua (1000 kg/m³). Si existiera un recipiente lleno de agua con las dimensiones suficientes para introducir a Saturno, este flotaría. El planeta está formado por un 90% de hidrógeno y un 5% de helio. El volumen del planeta es suficiente como para contener 740 veces la Tierra, pero su masa es sólo 95 veces la terrestre, debido a la ya mencionada densidad media relativa.

El periodo de rotación de Saturno es incierto dado que no posee superficie y su atmósfera gira con un periodo distinto en cada latitud. Desde la época de los Voyager se consideraba que el periodo de rotación de Saturno, basándose en la periodicidad de señales de radio emitidas por él, era de 10 h 39 min 22,4 s (810,8°/día). Las misiones espaciales Ulysses y Cassini han mostrado que este periodo de emisión en radio varía en el tiempo siendo en la actualidad: 10 h 45 m 45 s (± 36 s). La causa de este cambio en el periodo de rotación de radio podría estar relacionada con la actividad criovolcánica en forma de géisers del satélite Encélado, que libera material en órbita de Saturno capaz de interaccionar con el campo magnético externo del planeta, utilizado para medir la rotación del núcleo interno donde se genera. En general se considera que el periodo de rotación interno del planeta puede ser conocido tan sólo de forma aproximada.

Estructura interna El interior del planeta es semejante al de Júpiter, con un núcleo sólido en el interior. Sobre él se extiende una extensa capa de hidrógeno líquido y sólido (debido a los efectos de las elevadas presiones y temperaturas). Los 30.000 km exteriores del planeta están formados por una extensa atmósfera de hidrógeno y helio. El interior del planeta contiene probablemente un núcleo formado por materiales helados acumulados en la formación temprana del planeta y que se encuentran en estado líquido en las condiciones de presión y temperatura cercanas al núcleo. Éste se encuentra a temperaturas en torno a 12.000 K (aproximadamente el doble de la temperatura de la superficie del Sol). Por otro lado, y al igual que Júpiter y Neptuno, Saturno irradia más calor al exterior del que recibe del Sol. Una parte de esta energía está producida por una lenta contracción del planeta que libera la energía potencial gravitacional producida

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Saturno (planeta)

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en la compresión. Este mecanismo se denomina mecanismo de Kelvin-Helmholtz. El calor extra generado se produce en una separación de fases entre el hidrógeno y el helio relativamente homogéneos que se están diferenciando desde la formación del planeta liberando energía gravitatoria en forma de calor.

Atmósfera La atmósfera de Saturno posee un patrón de bandas oscuras y zonas claras similar al de Júpiter aunque la distinción entre ambas es mucho menos clara en el caso de Saturno. La atmósfera del planeta posee fuertes vientos en la dirección de los paralelos alternantes en latitud y altamente simétricos en ambos hemisferios a pesar del efecto estacional de la inclinación axial del planeta. El viento está dominado por una intensa y ancha corriente ecuatorial al nivel de la altura de las nubes que llegó a alcanzar velocidades de hasta 450 m/s en la época de los Voyager. A diferencia de Júpiter no son aparentes grandes vórtices estables aunque sí los hay más pequeños.

Las nubes superiores están formadas probablemente por cristales de amoníaco. Sobre ellas parece extenderse una niebla uniforme sobre todo el planeta producida por fenómenos fotoquímicos en la atmósfera superior (alrededor de 10 mbar). A niveles más profundos (cerca de 10 bar de presión) el agua de la atmósfera condensa probablemente en una capa de nubes de agua que no ha podido ser observada.

Al igual que en Júpiter ocasionalmente se forman tormentas en la atmósfera de Saturno algunas de las cuales han podido ser observadas desde la Tierra. En 1933 se observó una mancha blanca situada en la zona ecuatorial por el astrónomo aficionado W.T. Hay. Era lo suficientemente grande como para ser visible con un refractor de 7 cm, pero no tardó en disiparse y desvanecerse. En 1962 empezó a desarrollarse una nueva mancha, pero no llegó nunca a destacar. En 1990 se pudo observar una gigantesca nube blanca en el ecuador de Saturno que ha sido asimilada a un proceso de formación de grandes tormentas. Se han observado manchas similares en placas fotográficas tomadas durante el último siglo y medio a intervalos de aproximadamente 30 años. En 1994 se pudo observar una segunda gran tormenta de aproximadamente la mitad de tamaño que la producida en el año 1990.

La sonda Cassini ha podido captar varias grandes tormentas en Saturno, una de las mayores con rayos 10.000 veces más potentes que los de cualquier tormenta de la Tierra y que apareció el día 27 de noviembre de 2007, habiendo durado 7 meses y medio -lo que fue por un tiempo el récord de duración de una tormenta en el Sistema Solar[1] -. Ésta tormenta apareció en el hemisferio S de Saturno, en una zona conocida cómo "callejón de las tormentas" por la elevada frecuencia con la que aparecen allí éstos fenómenos.[2] Éste récord, sin embargo, ha sido batido por otra tormenta aparecida en la misma zona, que fue detectada en enero de 2009 y que a mediados de septiembre de ése año aún continuaba activa,[3] durando hasta octubre de ése año[4] Las regiones polares presentan corrientes en chorro a 78ºN y 78ºS. Las sondas Voyager detectaron en los años 80 un patrón hexagonal en la región polar norte que ha sido observado también por el telescopio espacial Hubble durante los años 90. Las imágenes más recientes obtenidas por la sonda Cassini han mostrado el vórtice polar con gran detalle. Saturno es el único planeta conocido que posee un vórtice polar de estas características si bien los vórtices polares son comunes en las atmóferas de la Tierra o Venus.

En el caso del hexágono de Saturno los lados tienen unos 13.800 kilómetros de longitud (algo más del diámetro de la Tierra) y la estructura rota con un periodo idéntico al de la rotación planetaria siendo una onda estacionaria que no cambia su longitud ni estructura, como hacen el resto de nubes de la atmósfera. Estas formas poligonales entre tres y seis lados se han podido replicar mediante modelos de fluidos en rotación a escala de laboratorio.[7] [8]

Característica nube hexagonal en el polo norte, descubierta por Voyager 1 y confirmada en 2006 por Cassini. [5] [6]

Saturno (planeta)

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Al contrario que el polo norte, las imágenes del polo sur muestran la presencia de una corriente de chorro, pero no vórtices ni ondas hexagonales persistentes.[9] Sin embargo, NASA informó en noviembre del 2006 que la sonda Cassini había observado un huracán en el polo sur, con un ojo bien definido.[10] Ojos de tormenta bien definidos solo habían sido observados en la Tierra (incluso no se ha logrado observarlo en la Gran Mancha Roja de Júpiter por la sonda Galileo).[11] Ése vórtice, de aproximadamente 8000 kilómetros de diámetro, ha podido ser fotografiado y estudiado con gran detalle por la sonda Cassini, midiéndose en él vientos de más de 500 kilómetros por hora [12].

En abril de 2010, NASA ha hecho públicos unos vídeos e imágenes en los que se puede apreciar el aparato eléctrico asociado a las tormentas que se producen en la atmósfera de Saturno, la primera vez que se consigue esto[13]

Órbita Saturno gira alrededor del Sol a una distancia media de 1.418 millones de kilómetros en una órbita de excentricidad 0,056, que sitúa el afelio a 1.500 millones de km y el perihelio a 1.240 millones de km. Saturno se encontró en el perihelio en 1974. El periodo de traslación alrededor del Sol es de 29 años y 167 días, mientras que su período sinódico es de 378 días, de modo que, cada año la oposición se produce con casi dos semanas de retraso respecto al año anterior. El período de rotación sobre su eje es corto, de 10 horas, 14 minutos, con algunas variaciones entre el ecuador y los polos.

Los elementos orbitales de Saturno son modificados en una escala de 900 años por una resonancia orbital de tipo 5:2 con el planeta Júpiter, bautizado por los astrónomos franceses del siglo XVIII como la grande inégalité (Júpiter completa 5 vueltas por cada 2 de Saturno). Los planetas no se encuentran en una resonancia perfecta, pero están lo suficientemente cercanos a ella como para que las perturbaciones a sus respectivas órbitas sean apreciables.

Satélites Saturno tiene un gran número de satélites, el mayor de los cuales, Titán es la único satélite del Sistema Solar con una atmósfera importante.

Mapa del sistema de satélites y anillos de Saturno.

Saturno (planeta)

70 Los satélites más grandes, conocidos antes del inicio de la investigación espacial son: Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea, Titán, Hiperión, Jápeto y Febe. Tanto Encélado como Titán son mundos especialmente interesantes para los científicos planetarios ya que en el primero se deduce la posible existencia de agua líquida a poca profundidad de su superficie a partir de la emisión de vapor de agua en géiseres y el segundo presenta una atmósfera rica en metano y similar a la de la primitiva Tierra.

Otros 30 satélites de Saturno tienen nombre pero el número exacto es incierto por existir una gran cantidad de objetos que orbitan este planeta. En el año 2000, fueron detectados 12 nuevos satélites, cuyas Titán, el satélite más grande de Saturno. órbitas sugieren que son fragmentos de objetos mayores capturados por Saturno. La misión Cassini-Huygens también ha encontrado nuevos satélites, la última de ellas anunciada el 3 de marzo de 2009 y que hace la número sesenta y uno del planeta ([14]).

El disco aparente de Titán (un borroso círculo anaranjado de bordes algo más oscuros) puede verse con telescopios de aficionados a partir de los 200 mm de abertura, utilizando para ello más de 300 aumentos y cielos estables: en sus mayores aproximaciones llega a medir 0,88 segundos de arco. El resto de los satélites son mucho menores y siempre parecen "estrellas" incluso a gran aumento.

Los satélites más internos pueden capturarse, sin embargo, con cualquier cámara CCD empleando focales superiores a los 2 m.

Sistema de anillos La característica más notable de Saturno son sus anillos, que dejaron muy perplejos a los primeros observadores, incluido Galileo. Su Vista panorámica de los anillos en color verdadero obtenida por la misión Cassini. Son telescopio no era tan potente como claramente apreciables los diferentes anillos y las divisiones entre ellos. para revelar la verdadera naturaleza de lo que observaba y, por error de perspectiva, creyó que se trataba de dos cuerpos independientes que flanqueaban el planeta. Pocos años después, Saturno presentaba los anillos de perfil, y Galileo quedó muy sorprendido por la brusca desaparición de los dos hipotéticos compañeros del planeta. Por fin, la existencia del sistema de anillos fue determinada por Christiaan Huygens en 1659, con la ayuda de un telescopio más potente.

Los anillos de Saturno se extienden en el plano ecuatorial del planeta desde los 6630 km a los 120.700 km por encima del ecuador de Saturno y están compuestos de partículas con abundante agua helada. El tamaño de cada una de las partículas varía desde partículas microscópicas de polvo hasta rocas de unos pocos metros de tamaño. El elevado albedo de los anillos muestra que éstos son relativamente modernos en la historia del Sistema Solar. En un principio se creía que los anillos de Saturno eran inestables a lo largo de períodos de decenas de millones de años, otro indicio de su origen reciente, pero los datos enviados por la sonda Cassini sugieren que son mucho más antiguos de lo que se pensaba en un principio ([15] y [16]). Los anillos de Saturno poseen una dinámica orbital muy compleja presentando ondas de densidad, e interacciones con los satélites de Saturno (especialmente con los denominados satélites pastores). Al estar en el interior del límite de Roche, los anillos no pueden evolucionar hacia la formación de un cuerpo mayor.

Saturno (planeta)

71 Los anillos se distribuyen en zonas de mayor y menor densidad de material existiendo claras divisiones entre estas regiones. Los anillos principales son los llamados anillos A y B, separados entre sí por la división de Cassini. En la región interior al anillo B se distinguen otro anillo más tenue aunque extenso: C y otro anillo tenue y fino: D. En el exterior se puede distinguir un anillo delgado y débil denominado anillo F. El tenue anillo E se extiende desde Mimas hasta Rea y alcanza su mayor densidad a la distancia de Encelado, el cual se piensa lo provee de partículas, debido a las emisiones de unos géiseres que se encuentran en su polo sur.

Imagen de los anillos de Saturno marcando los anillos principales.

Hasta los años 1980 la estructura de los anillos se explicaba por medio de las fuerzas gravitacionales ejercidas por los satélites cercanos. Las sondas Voyager encontraron sin embargo estructuras radiales oscuras en el anillo B llamadas cuñas radiales (en inglés: spokes) que no podían ser explicadas de esta manera ya que su rotación alrededor de los anillos no era consistente con la mecánica orbital. Se considera que estas estructuras oscuras interactúan con el campo magnético del planeta, ya que su rotación sobre los anillos seguía la misma velocidad que la magnetosfera de Saturno. Sin embargo el mecanismo preciso de su formación todavía se desconoce. Es posible que las cuñas aparezcan y desaparezcan estacionalmente.

El 17 de agosto de 2005 los instrumentos a bordo de la nave Cassini Spokes en los anillos de Saturno observados por la sonda Voyager 2 en 1981. desvelaron que existe algo similar a una atmósfera alrededor del sistema de anillos, compuesta principalmente de oxígeno molecular.

Los datos obtenidos han demostrado que la atmósfera en el sistema de anillos de Saturno es muy parecida a la de las lunas de Júpiter, Europa y Ganímedes.

El 19 de septiembre de 2006 la NASA anunció[17] el descubrimiento de un nuevo anillo en Saturno, por la nave espacial Cassini durante una ocultación solar, cuando el Sol pasa directamente detrás de Saturno y Cassini viaja en la sombra dejada por Saturno con lo que los anillos tienen una iluminación brillante. Habitualmente una ocultación solar puede durar una hora pero el 17 de septiembre de 2006 duró 12 horas, siendo la más larga de la misión Cassini.

La ocultación solar dio la oportunidad a Cassini de realizar un mapa de la presencia de partículas microscópicas que no son visibles normalmente, en el sistema de anillos.

El nuevo anillo, apenas perceptible, está entre el Anillo F y el Anillo G. Esta ubicación coincide con las órbitas de las lunas de Saturno Jano y Epimeteo, dos satélites coorbitales de Saturno cuyas distancias al centro de Saturno se diferencian menos que el tamaño de dichos satélites, por lo que describen una extraña danza que los lleva a intercambiar sus órbitas. Los investigadores de la NASA aseguraron que el impacto de meteoros en esas lunas ha hecho que otras partículas se unan al anillo.

Saturno (planeta)

72 Las cámaras a bordo de la nave Cassini captaron imágenes de un material helado que se extiende decenas de miles de kilómetros desde Encélado, otra confirmación de que la luna está lanzando material que podría formar el E. El satélite Encélado pudo ser visto a través del anillo E con sus chorros saliendo de su superficie semejando "dedos", dirigidos al anillo en cuestión. Estos chorros están compuestos de partículas heladas muy delgadas, que son expulsadas por los geiser del Polo Sur de Encelado y entran en el anillo E. "Tanto el nuevo anillo como las estructuras inesperadas del E nos dan una importante pista de cómo las lunas pueden lanzar pequeñas partículas y esculpir sus propios ambientes locales", dijo Matt Hedman, un investigador asociado a la Universidad Cornell en Ithaca, Nueva York.

La nave también tomó una fotografía en color de la Tierra, a cerca de 1500 millones de kilómetros de distancia, en la que parece una esfera azul claro. En otra imagen, tomada en la misma fecha, puede apreciarse también la Luna[18]. "Nada tiene tanto poder para alterar nuestra perspectiva de nosotros mismos y de nuestro sitio en el cosmos como esas imágenes de la Tierra que obtenemos de sitios tan lejanos como Saturno", dijo Carolyn Porco, responsable del equipo que opera las cámaras de la sonda Cassini en el Instituto de Ciencia Espacial de Boulder, en Colorado.

Las imágenes pueden verse en Internet en http:/ / www. nasa. gov/ cassini; en http://saturn.jpl.nasa.gov o en http://ciclops.org.

La NASA también ha anunciado el 24 de octubre de 2007 el descubrimiento de un cinturón de microlunas en el borde exterior del anillo A y cuyo tamaño varía desde el de un camión pequeño al de un estadio, probablemente causado por la destrucción de una luna pequeña [19] y [20] En octubre de 2009 el telescopio espacial Spitzer descubre un nuevo y enorme anillo alrededor de Saturno, mucho más grande de los que le rodean. Después de muchos siglos, éste había pasado desapercibido hasta ahora, porque está tan enrarecido que resulta casi invisible. Podríamos llamarlo a priori; un "superanillo". Este nuevo cinturón se despliega en el confín del sistema saturniano. Su masa comienza a unos seis millones de kilómetros del planeta y se extiende hasta alcanzar 13 millones de kilómetros de diámetro. Uno de los más lejanos satélites de Saturno, Febe, orbita dentro del nuevo anillo, y probablemente sea la fuente de su composición. [21]

Saturno (planeta)

Magnetosfera El campo magnético de Saturno es mucho más débil que el de Júpiter, y su magnetosfera es una tercera parte de la de Júpiter. La magnetosfera de Saturno consta de un conjunto de cinturones de radiación toroidales en los que están atrapados electrones y núcleos atómicos. Los cinturones se extienden unos 2 millones de kilómetros desde el centro de Saturno, e incluso más, en dirección contraria al Sol, aunque el tamaño de la magnetosfera varía dependiendo de la intensidad del viento solar (el flujo desde el Sol de las partículas cargadas). El viento solar y los satélites y anillos de Saturno suministran las partículas que están atrapadas en los cinturones de radiación. El periodo de rotación de 10 horas, 39 minutos y 25 segundos del interior de Saturno fue medido por el Voyager 1 mientras Fenómenos de tipo aurora producidos en la atravesaba la magnetosfera, que gira de forma sincrónica con el interior atmósfera superior de Saturno y observados por de Saturno. La magnetosfera interactúa con la ionosfera, la capa el HST. superior de la atmósfera de Saturno, causando emisiones aurorales de radiación ultravioleta; recientes estudios muestran que en el polo norte del planeta existe en vez de un anillo de varias auroras menores cómo en Júpiter ó la Tierra una única gran aurora de forma anillada.[22] Rodeando la órbita de Titán, y extendiéndose hasta la órbita de Rea, se encuentra una enorme nube toroidal de átomos de hidrógeno neutro. Un disco de plasma, compuesto de hidrógeno y posiblemente de iones oxígeno, se extiende desde fuera de la órbita de Tetis hasta casi la de Titán. El plasma gira en sincronía casi perfecta con el campo magnético de Saturno.

Exploración espacial de Saturno Visto desde la Tierra, Saturno aparece como un objeto amarillento, uno de los más brillantes en el cielo nocturno. Observado a través de un telescopio, los anillos A y B se ven fácilmente, mientras que los D y E sólo se ven en condiciones atmosféricas óptimas. Con telescopios de gran sensibilidad situados en la Tierra se distinguen, en la niebla de la envoltura gaseosa de Saturno, pálidos cinturones y estructuras de bandas paralelas al ecuador.

Tres naves espaciales estadounidenses incrementaron enormemente el Concepción artística de la maniobra de inserción conocimiento del sistema de Saturno: la sonda Pioneer 11 y las orbital de la misión Cassini/Huygens y su paso por los anillos del planeta.

Voyager 1 y 2, que sobrevolaron el planeta en septiembre de 1979, noviembre de 1980 y agosto de 1981, respectivamente. Estas naves espaciales llevaban cámaras e instrumentos para analizar las intensidades y polarizaciones de la radiación en las regiones visible, ultravioleta, infrarroja y de radio del espectro electromagnético. También estaban equipadas con instrumentos para el estudio de los campos magnéticos y para la detección de partículas cargadas y granos de polvo interplanetario.

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Saturno (planeta)

En octubre de 1997 fue lanzada la nave Cassini, con destino a Saturno, que incluía también la sonda Huygens para explorar Titán, la mayor y más interesante de las lunas del planeta. Se trata del último proyecto de gran presupuesto de la NASA, en colaboración con la Agencia Espacial Europea y la Agencia Espacial Italiana. Tras un viaje de casi siete años, está previsto que la Cassini recoja datos sobre Saturno y sus satélites durante otros cuatro años. En octubre de 2002 la nave obtuvo su primera fotografía del planeta, tomada a una distancia de 285 millones de kilómetros, y en la que aparece también Titán. En junio de 2004 la Cassini sobrevoló Febe, otro satélite de Saturno (el más alejado), obteniendo imágenes espectaculares de su superficie, llena de cráteres. En julio del mismo año, la nave entró en órbita de Saturno. En enero de 2005 la sonda Huygens atravesó la atmósfera de Titán y alcanzó su superficie, enviando a la Tierra datos e imágenes de gran interés del satélite.

Fechas importantes en la observación y exploración de Saturno • • • • • •

• • •

1610 Galileo observa a través de su telescopio los anillos de Saturno.

1655 Titán fue descubierto por el astrónomo holandés Christiaan Huygens.

1659 Christiaan Huygens observa con mayor claridad los anillos de Saturno y describe su verdadera apariencia.

1789 Las lunas Mimas y Encélado son descubiertas por William Herschel.

1971 Sobrevuelo por la Pioneer 11. El 11 de septiembre de 1979 la sonda norteamericana Pioneer 11 se aproximo a una distancia de 20,000 km de las nubes superiores.

1980 Acelerada por el campo gravitatorio de Júpiter, la sonda Voyager 1 alcanzó Saturno el 12 de noviembre a una distancia de 124 200 km. En esta ocasión descubrió estructuras complejas en el sistema de anillos del planeta y consiguió datos de la atmósfera de Saturno y de su mayor satélite, Titán de la que pasó a menos de 6500 km.

1982 Voyager 2 se acerca a Saturno.

2004 Cassini/Huygens alcanza Saturno. Se convirtió en el primer vehículo en orbitar el lejano mundo y acercarse a sus anillos. La misión espacial tiene programado su término durante el año 2017.

2009 Gracias al telescopio espacial Spitzer se descubre otro anillo, alrededor de Saturno, que era invisible desde nuestro planeta, que a su vez es el más grande de nuestro Sistema Solar.

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Saturno (planeta)

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Observación de Saturno Saturno es un planeta fácil de observar, pues es visible en el cielo la mayor parte del tiempo y sus anillos pueden observarse con cualquier telescopio de aficionado. Se observa mejor cuando el planeta está cerca o en oposición, es decir, la posición de un planeta cuando está a una elongación de 180°, por lo que aparece opuesto al Sol en el cielo. En la oposición del 13 de enero de 2005, Saturno pudo verse con un máximo que no será igualado hasta 2031, debido a una orientación de sus anillos con respecto a la Tierra bastante favorable.

Saturno se observa a simple vista en el cielo nocturno como un punto luminoso (que no parpadea) brillante y amarillento cuyo brillo varía normalmente entre la magnitud +1 y la 0, toma aproximadamente 29 años y medio en realizar una traslación completa en su órbita con respecto a las estrellas de fondo pertenecientes al zodiaco. Con apoyo óptico, como con grandes binoculares o un telescopio, se necesita una magnificación de al menos 20x para que la mayoría de las personas puedan distinguir claramente los anillos de Saturno.

Oposiciones de Saturno: 2001-2029

Saturno en varias culturas En la astrología hindú, hay nueve planetas, conocidos como Navagrahas. Conocen a Saturno como Sani o Shani, el Juez entre todos los planetas, y determina a cada uno según sus propios hechos realizados malos o buenos.

La Cultura china y japonesa designan a Saturno como la estrella de la tierra dentro del esquema tradicional oriental de utilizar cinco elementos para clasificar los elementos naturales.

En el hebreo, llaman Shabbathai a Saturno. Su Angel es Cassiel. Su Inteligencia, o el espíritu beneficioso, son Agiel (layga), y su espíritu (el aspecto más oscuro) es Zazel (lzaz). Ver: Cábala.

En turco y malayo, su nombre es Zuhal, sacado del árabe ‫لحز‬.

Saturno fue también conocido como Φαίνων por los griegos.

Véase también • • • •

Anillos de Saturno Satélites de Saturno, Titán, Encélado Misión Cassini/Huygens, Voyager 1, Voyager 2 Tormenta Dragón

Referencias [1] [2] [3] [4] [5] [6] [7] [8]

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Saturno (planeta) [12] [13] [14] [15] [16] [17] [18] [19] [20] [21] [22]

http:/ / saturn. jpl. nasa. gov/ news/ press-release-details. cfm?newsID=703 Flash: NASA's Cassini Sees Lightning on Saturn (http:/ / saturn. jpl. nasa. gov/ news/ newsreleases/ newsrelease20100414/ ) http:/ / www. jpl. nasa. gov/ news/ news. cfm?release=2009-035 http:/ / es. wikinews. org/ wiki/ Los_anillos_de_Saturno_son_mucho_m%C3%A1s_antiguos_que_lo_antes_pensado http:/ / saturn. jpl. nasa. gov/ news/ press-release-details. cfm?newsID=798 http:/ / www. nasa. gov/ mission_pages/ cassini/ media/ cassini-20060919. html http:/ / saturn. jpl. nasa. gov/ multimedia/ images/ image-details. cfm?imageID=2279 http:/ / www. sondasespaciales. com/ index. php?option=com_content& task=view& id=10843& Itemid=42 http:/ / saturn. jpl. nasa. gov/ news/ press-release-details. cfm?newsID=789 http:/ / www. newscientist. com/ article/ dn17928-largest-ring-in-solar-system-found-around-saturn. html Cassini Equinox Mission: News Releases (http:/ / saturn. jpl. nasa. gov/ news/ press-release-details. cfm?newsID=881)

Bibliografía • • • •

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• Planets Beyond. Mark Littmann. Courier Dover Publications (2004). ISBN 0486436020.

Enlaces externos • • • • • • • •

CommonsMultimedia en Commons WikcionarioDefiniciones en Wikcionario WikinoticiasNoticias en Wikinoticias Encuentran agua en diminuta luna de Saturno La misión Cassini/Huygens (http://saturn.jpl.nasa.gov/home/index.cfm) (en inglés) Últimas noticias sobre la misión Cassini/Huygens (http://www.astroenlazador.com/cassini.php3) (en español) Solar Views en español (http://www.solarviews.com/span/saturn.htm) Saturno: datos de la WEB de la Asociación Larense de Astronomía (ALDA) (http://www.tayabeixo.org/ sist_solar/saturno/saturno.htm) • Saturno — Actividad educativa: El Sistema Solar (http://celestia.albacete.org/celestia/celestia/solar/satur10. htm)

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Urano (planeta)

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Urano (planeta) Urano

Descubrimiento Descubridor

William Herschel

Fecha

13 de marzo de 1781 Elementos orbitales

Inclinación

0,76986°

Excentricidad

0,04716771

Período orbital sideral

84a 3d 15,66h

Período orbital sinódico 369,7 días Velocidad orbital media 6,8352 km/s Radio orbital medio

19,19126393UA 2,8709722·1012 m

Satélites

27 conocidos Características físicas

Masa

8,686×1025 kg

Densidad

1,27 g/cm³

Área de superficie

8.130.000.000 km²

Diámetro

51.118 km

Gravedad

8,69 m/s²

Velocidad de escape

21,29 km/s

Periodo de rotación

-17h 14m (movimiento retrógrado)

Inclinación axial

97,86°

Albedo

0,51 Características atmosféricas

Presión

120 kPa

Urano (planeta)

78 Temperatura Mínima 59 K Media

68 K

Máxima N/A K Nubes

55 K

Composición Hidrógeno

83%

Helio

15%

Metano

1,99%

Amoníaco

0,01%

Etano

0,00025%

Acetileno

0,00001%

Monóxido de carbono Trazas Sulfuro de hidrógeno

Trazas

Comparación con la Tierra

Urano es el séptimo planeta del Sistema Solar, el tercero en tamaño, y el cuarto más masivo. Toma nombre del dios griego de los cielos Urano, padre de Crono (Saturno). Aunque es detectable a simple vista en el cielo nocturno, no fue catalogado como planeta por los astrónomos de la antigüedad, debido a su escasa luminosidad. Sir William Herschel anunció su descubrimiento el 13 de marzo de 1781, ampliando las fronteras conocidas del Sistema Solar hasta entonces por primera vez en la historia moderna. Urano es también el primer planeta descubierto por medio de un telescopio.

La principal característica de Urano es la inclinación de su eje de rotación de casi noventa grados con respecto a su órbita; la inclinación no sólo se limita al mismo planeta, sino también a sus anillos, satélites y campo magnético.

Urano posee además la superficie más uniforme de todos los planetas del Sistema Solar, con su característico color verde-azulado, producido por la combinación de gases presentes en su atmósfera, y tiene un sistema de anillos que no se pueden observar a simple vista. Además posee un anillo azul, una auténtica rareza planetaria.

Urano es uno de los dos planetas del Sistema Solar que tiene un movimiento retrógrado, el otro es Venus.

Urano (planeta)

Descubrimiento Urano fue el primer planeta descubierto que no era conocido en la antigüedad, aunque sí había sido observado y confundido con una estrella en muchas ocasiones. El registro más antiguo que se encuentra de él se debe a John Flamsteed, quien lo catalogó como la estrella 34 Tauri en 1691. También el astrónomo francés Pierre Le Monnier lo observó al menos en doce ocasiones entre los años 1750 y 1769.[1] Sir William Herschel, un músico y astrónomo alemán en la corte del rey Jorge III de Inglaterra, descubrió el planeta el 13 de marzo de 1781, utilizando un telescopio construido por él mismo, aunque en un principio reportó que se trataba de un cometa.[2] Inicialmente le dio el nombre de Georgium Sidus (la estrella de Jorge) en honor al rey que acababa de perder las colonias británicas en América, pero había ganado una estrella. Sin embargo, el nombre no perduró más allá de Gran Bretaña. Lalande, un astrónomo francés, propuso llamarlo Herschel en honor a su descubridor; el astrónomo sueco Erik Prosperin, por su parte, propuso el nombre de Neptuno para el nuevo planeta descubierto, algo que secundaron muchos de sus colegas. Finalmente fue el astrónomo alemán Johann Elert Bode quien acuñó el nombre de Urano, padre de Cronos (cuyo equivalente romano daba nombre a Saturno), aduciendo que ya que Saturno era el padre de Júpiter, lo más lógico era que el nuevo planeta tomara nombre a su vez del padre de Saturno.[3] Es, de hecho, el único planeta cuyo nombre se deriva de una figura de la mitología griega (su homólogo romano es Caelus). Hacia 1827, Urano era el nombre más utilizado para el planeta incluso en Gran Bretaña. El HM Nautical Almanac, sin embargo, siguió listándolo como Georgium Sidus hasta el año 1850.

El símbolo astronómico de Urano se representa como . Es un híbrido entre los símbolos del planeta Marte y el Sol, puesto que Urano era dios y personificación misma del cielo en la mitología griega, el cual creían dominado por los poderes combinados del Sol y de Marte. El símbolo astrológico, sin embargo es , sugerido por Lalande en 1784. En una carta a Herschel, Lalande lo describía como «un globe surmonté par la première lettre de votre nom» («un globo coronado por la primera letra de su apellido»). En las lenguas de China, Vietnam, Japón y Corea la traducción literal del nombre del planeta es la estrella reina del cielo (天王星) en japonés y chino.

Características físicas Órbita e inclinación axial del eje de rotación La órbita de Urano es de 84 años terrestres. Su distancia media con respecto al Sol es de 3.000 millones de kilómetros aproximadamente (unas 20 UA).

Las características de la órbita de Urano fueron en inicio calculadas por Pierre Simon Laplace en 1783. No tardaron en hacerse evidentes las discrepancias entre previsiones y observaciones, hasta que en 1841 John Couch Adams sugiere que estas diferencias sean acaso debidas a la influencia gravitacional de un planeta aún no descubierto. En 1845, Urbain Le Verrier comienza un estudio independiente sobre la órbita de Urano. El 23 de Septiembre de 1846, Johann Gottfried Galle, localizó el nuevo planeta, que posteriormente recibiría el nombre de Neptuno, muy cerca de la posición calculada para él por Le Verrier.

El período rotacional del interior de Urano es de 17 horas y 14 minutos, sin embargo, al igual que en los demás planetas gigantes, la atmósfera superior experimenta fuertes vientos en el sentido de su rotación, por lo que en algunas latitudes, grandes extensiones de esta atmósfera pueden llegar a rotar en tan sólo 14 horas.

La rotación de Urano, igual que la de Venus, es retrógrada y su eje está inclinado casi 90º grados sobre el plano de su órbita. Durante la mitad de cada órbita, es decir, durante 42 años, el polo norte apunta directamente hacia el Sol, y durante la otra mitad de la órbita es el hemisferio meridional el que recibe la luz solar, mientras que el hemisferio septentrional permanece en una larga noche helada. Sólo una franja relativamente estrecha en torno al ecuador experimenta un patrón normal de días y noches.[4] No se conocen los motivos por los que el eje del planeta está inclinado en tan alto grado, aunque se especula que quizás durante su formación el planeta pudo haber colisionado con un gran protoplaneta capaz de haber producido

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esta orientación anómala. Otra posibilidad es que las perturbaciones gravitatorias ejercidas por los otros planetas gigantes del Sistema Solar lo hayan forzado a inclinarse de esta manera.

Uno de los resultados de la inclinación axial de Urano es que sus regiones polares reciben durante el transcurso del año más energía solar que las regiones ecuatoriales, sin embargo, la temperatura de Urano es más elevada en su ecuador que en sus polos. El mecanismo que causa esta circunstancia es aún desconocido.[5]

Composición y estructura interna La composición de Urano, es parecida a la de Neptuno, pero muy diferente a la de Júpiter y Saturno; el hielo domina sobre los gases, lo cual justifica que algunos expertos los consideren dentro de una clasificación adicional, la de gigantes de hielo.

La masa de Urano es 14,5 veces la de la Tierra, es el menos masivo de los planetas gigantes, mientras que su densidad, 1,27 g/cm³, lo hace el segundo menos denso entre ellos, por detrás de Saturno.

El modelo generalizado de la estructura de Urano consiste en un núcleo compuesto de roca con una masa relativamente pequeña, un manto de hielos, y una Estructura interna del planeta Urano atmósfera formada por hidrógeno y helio, que puede representar hasta un 15% de la masa planetaria. Urano (como Neptuno) es en muchos aspectos un gigante gaseoso cuyo crecimiento se interrumpió sin haber acumulado las grandes masas de gases de los planetas gigantes interiores Júpiter y Saturno.

En Urano hay una transición gradual de atmósfera a océano líquido; por ello, el manto de Urano no se parece a nada que exista en la Tierra.[6] Las capas de nubes exteriores están formadas por un compuesto de hidrógeno y helio enriquecido con metano, la atmósfera interior se licua conforme desciende la profundidad, y envuelve al manto de hielos de compuestos químicos, entre ellos agua, amoníaco y metano. Este océano de agua y amoníaco posee una alta conductividad eléctrica.[7] No obstante existen otros modelos que satisfacen las observaciones y que consideran la posibilidad de que el porcentaje de hidrógeno y material rocoso del planeta sean superiores a lo establecido en el modelo anterior. Los datos de que disponemos actualmente no nos permiten determinar cuál de los dos modelos es el correcto.

Otra de las peculiaridades de Urano con respecto al resto de planetas gigantes, es la ausencia de los flujos de calor interno que hacen que los demás planetas gaseosos emitan más energía de la que reciben del Sol, y que quizá son los que impulsan sus complejos sistemas meteorológicos, de hecho en Urano se han registrado temperaturas aún más bajas que las existentes en el planeta más lejano del Sistema Solar, Neptuno. Una de las hipótesis que se barajan como explicación es que, como resultado de la colisión que inclinó el planeta, Urano expelió la mayor parte de su energía calórica primitiva, dejando un núcleo de baja temperatura. Otra teoría sostiene que quizá existan en el interior del planeta barreras que no permiten al calor interno de Urano emerger a la superficie.

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Actividad atmosférica Como los demás planetas jovianos del Sistema Solar, Urano posee bandas de nubes, pero son apenas visibles debido en parte a la existencia de metano en las capas superiores de la atmósfera, que le confieren su característico color verde-azulado.

En la época del paso del Voyager 2, en 1986, el polo sur de Urano estaba prácticamente apuntando hacia el Sol. Entonces las nubes del planeta estaban débilmente distribuidas en bandas y zonas apenas perceptibles. Las observaciones del Telescopio espacial Hubble más recientes muestran una estructura más dinámica a Mancha oscura de Urano. Imagen obtenida en 2006. medida que los rayos solares han ido alcanzando las latitudes ecuatoriales. En el año 2007 el Sol iluminó directamente el ecuador del planeta. El 23 de agosto de 2006, astrónomos de la Universidad de Wisconsin-Madison usando la Cámara Avanzada para Estudios ACS del Telescopio Espacial Hubble, tomaron la imagen de una mancha oscura en Urano de forma alargada y que mide 1.700 por 3.000 kilómetros.[8] Esta actividad reciente podría estar relacionada con un cambio de estación; las estaciones en Urano parecen tener temporadas extremas en las que las corrientes atmosféricas trasladan el calor del hemisferio bañado por el Sol al hemisferio que se encuentra en la sombra. La interacción de éstas con las fuerzas de Coriolis, que circulan transversalmente a ellas, impiden la formación de patrones meteorológicos a gran escala.

Conforme Urano se desplaza y el día y la noche se equilibran brevemente en ambos hemisferios, las fuerzas de Coriolis se hacen dominantes, permitiendo que se formen grandes tormentas y bandas de nubes. La sonda espacial Voyager 2 detectó, ondas de radio procedentes de relámpagos en la atmósfera de Urano, aunque no se conoce la ubicación exacta de este tipo de fenómenos.

Imagen de Urano obtenida en 2005.

El hemisferio sur de Urano puede ser subdividido en dos zonas claramente diferenciables a simple vista: el brillante casquete polar y las oscuras bandas ecuatoriales. Las zonas más claras parecen ser densas regiones de nubes de metano. A finales de los 90, cuando el polo norte comenzó a ser visible, el Telescopio espacial Hubble observó una ausencia de casquete polar y bandas de nubes en el hemisferio norte del planeta, demostrando así que Urano presenta una superficie asimétrica: con un polo sur brillante y una región norte más oscura y uniforme.[9]

En 2007, sin embargo, cuando Urano se encontraba en su equinoccio, las bandas de nubes de metano cercanas al polo sur casi desaparecieron, mientras que aparecían tenues nubes al otro lado del planeta, en el hemisferio norte. En la atmósfera de Urano se podría estar produciendo asimismo un ciclo de metano: cuando la luz del sol incide en la estratosfera el metano se descompone en hidrocarburos que se condensan en forma de niebla y descienden a la troposfera, allí la temperatura se incrementa, liberando metano que se eleva de nuevo hacia la estratosfera, completando así el ciclo.[10] Es muy posible, además, que en las capas inferiores de la atmósfera se produzcan precipitaciones en forma de metano líquido.

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Existen diferencias entre las nubes que se forman en uno y otro hemisferio[11] . Las del hemisferio norte son por lo general de menor tamaño, más brillantes y definidas, parecen además encontrarse a mayor altitud. La vida de estas nubes puede llegar a ser desde unas pocas horas a muchos años -sabemos que al menos una de las nubes fotografiadas por la Voyager 2 a su paso por Urano en 1986, aún persiste-. Observaciones recientes han evidenciado que los patrones de actividad atmosférica de Urano son muy parecidos a los de Neptuno, a pesar de que el clima de Urano es mucho más tranquilo.

Condiciones climáticas El clima en Urano está altamente influenciado por la ausencia de calor interno, lo cual limita su actividad atmosférica; y la elevada inclinación de su eje de rotación, que provoca cambios estacionales extremos.

Determinar la naturaleza de estos cambios estacionales es muy complicado, poseemos datos de la actividad atmosférica de este planeta desde hace menos de los 84 años que corresponden a un año en Urano. El análisis fotométrico realizado desde los años 50 en Urano, muestra una variación regular en su luminosidad, con máximos en los solsticios, y mínimos en los equinoccios.

Se cree que estas variaciones son debidas en gran parte a la geometría de Urano, que es un esferoide oblato, lo cual hace que el área visible sea sensiblemente mayor cuando se observa desde los polos. Esto explica la mayor luminosidad del planeta durante sus solsticios, y además implica que las franjas ecuatoriales del planeta también captan luz solar en estos períodos, aunque en menor medida.

Durante los solsticios de verano e invierno, los hemisferios de Urano están uno de cara al Sol y el otro sumido en una larga noche. Se piensa que la luminosidad de la región soleada se acentúa debido a la actividad de las nubes de metano y capas de niebla de la troposfera, que se espesan localmente al captar la energía solar.[12] En el otoño de 2004, aparecieron grandes nubes en la atmósfera de Urano y se registraron vientos de hasta 824 km/h.

En el ecuador estos vientos son retrógrados, es decir, circulan en sentido contrario a la rotación del planeta. Su velocidad se va incrementando a medida que se distancian del ecuador, llegando a valores cero en ciertas latitudes, en donde se han registrado los valores mínimos de temperatura en la troposfera. Cerca de los polos los vientos de Urano se mueven en el sentido de rotación del planeta, y su velocidad se va incrementando hasta los ±60° de latitud, antes de descender nuevamente a cero en los polos.

La temperatura en la atmósfera de Urano es de -215ºC aproximadamente, en su interior, sin embargo, la temperatura se eleva bruscamente, alcanzando los 2.300ºC en el océano, y hasta 7.000ºC en el núcleo rocoso.

Campo magnético El campo magnético de Urano es también anómalo en posición y características, ya que su eje no está centrado en el planeta sino desplazado e inclinado casi 60º grados con respecto al eje de rotación. Es posible que el campo magnético se origine en zonas no demasiado profundas del planeta, parece ser que Urano genera de algún modo magnetismo en el interior de su manto helado.

Muchas de las características de Urano, tales como la composición atmosférica y su campo magnético, las determinan las propiedades físicas y químicas de su manto de hielo. En particular, se considera que esta

El campo magnético de Urano visto por la Voyager 2 en 1986. N y S son respectivamente los polos magnéticos norte y sur

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extensa capa de hielos que rodea al núcleo rocoso es la fuente del campo magnético detectado por la sonda Voyager 2 alrededor de Urano. La conductividad eléctrica de este manto helado es imprescindible para sostener el mecanismo planetario de generación del campo magnético. [13] Neptuno también tiene un campo magnético desplazado, por lo que es posible que el curioso eje magnético de Urano no esté ligado a las peculiaridades de su eje de rotación. Por lo demás, el campo magnético de Urano es bastante similar al de otros planetas gaseosos. Sin embargo está comprobado que tiene sus características especiales.[14] El campo magnético de Urano es poco menos intenso que el terrestre, pero a diferencia de la Tierra, Urano no posee elementos metálicos en su interior, por esta razón, debe ser generado por otro tipo de material conductor.

El campo magnético de Urano atrapa partículas de carga eléctrica elevada -electrones y protones, principalmente- en cinturones de radiación que rodean el planeta. Todas estas partículas viajan una y otra vez a través de los polos magnéticos, emitiendo ondas de radio. La misión Voyager 2 detectó y grabó algunas de estas emisiones de radio, sin embargo son tan débiles que es imposible captarlas desde la Tierra.[15]

Sistema de anillos y satélites de Urano Satélites de Urano Urano tiene al menos 27 satélites naturales conocidos: 13 pequeños satélites internos, 10 de ellos descubiertos en 1986 por la sonda Voyager 2[16] , 5 satélites mayores y 9 externos descubiertos a partir de 1997. El sistema de satélites de Urano es el menos masivo de entre los de los planetas gigantes.

Los nombres de los satélites de Urano se toman de los personajes de las obras de William Shakespeare y Alexander Pope, especialmente de sus protagonistas femeninas, a diferencia del resto de cuerpos del Sistema Solar cuyos nombres provienen de la mitología clásica greco-romana.

Los satélites más grandes son Titania y Oberón, de tamaño similar (1.580 y 1.520 km de diámetro, respectivamente). Otros satélites importantes son Umbriel, Ariel y Miranda. Estos eran los cinco satélites conocidos de Urano antes de que la sonda Voyager 2 llegara allí. Ninguno de los satélites de Urano tiene atmósfera.

Urano, sus anillos y satélites. Imagen capturada por el Telescopio espacial Hubble.

Incidentalmente la imagen muestra también el desarrollo de grandes tormentas convectivas en la atmósfera del planeta.

Los satélites más grandes fueron visitados por la sonda espacial Voyager 2 en 1986, en su camino hacia los límites del Sistema Solar. Las fotografías que tomó son aún las imágenes de mayor resolución que tenemos de estos satélites tan lejanos.

En los meses anteriores a la llegada de la Voyager 2 su cámara se dedicó a la exploración del plano ecuatorial para descubrir nuevos satélites invisibles desde la Tierra. Encontró 10 satélites con diámetros de 40 a 160 km. Orbitan entre el más exterior de los anillos y Miranda. Posteriormente, a partir de los años 90, el Telescopio Espacial Hubble ha permitido aumentar el número de satélites conocidos hasta 27.

Miranda, un satélite de sólo 470 km de diámetro, principalmente está compuesto por hielo de agua y polvo.[17] Tiene el acantilado más elevado del Sistema Solar (Verona Rupes); una altísima pared de 20 km de altura (10 veces más alta que las paredes del Gran Cañón, en la Tierra).

Algunos de los satélites de Urano presentan una superficie llena de fracturas, con terrenos claros y oscuros, lo cual señala que han estado activos en el pasado. Se cree que las fuerzas de marea de Urano generaron el suficiente calentamiento al principio de su historia como para que el criovulcanismo remodelara la superficie de algunos de los satélites interiores, como Ariel o Titania.

Urano (planeta)

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Principales satélites naturales de Urano (comparados con la Luna) Nombre Diámetro (km)

Masa (kg)

Radio orbital (km)

Periodo orbital (d)

Miranda

470 (14%)

7,0 x 1019 (0,1%)

129.000 (35%)

1,4 (5%)

Ariel

1.160 (33%)

14 x 1020 (1,8%)

191.000 (50%)

2,5 (10%)

Umbriel

1.170 (34%)

12 x 1020 (1,6%)

266.000 (70%)

4,1 (15%)

Titania

1.580 (45%)

35 x 1020 (4,8%)

436.000 (115%)

8,7 (30%)

Oberón

1.520 (44%)

30 x 1020 (4,1%)

584.000 (150%)

13,5 (50%)

Imagen

Sistema de Anillos de Urano Urano, como los demás planetas gigantes del Sistema Solar, posee un sistema de anillos, en este caso muy tenue y compuesto de partículas oscuras.

Los anillos de Urano fueron descubiertos fortuitamente el 10 de marzo de 1977 por James L. Elliot, Edward W. Dunham y Douglas J. Mink, quienes, utilizando el Kuiper Airborne Observatory, observaron cómo la luz de una estrella cercana a Urano se desvanecía al aproximarse el planeta. Tras analizar con detalle sus observaciones, concluyeron que la única explicación era que la estrella había sido ocultada por un sistema de anillos alrededor de Urano.

Los anillos, no obstante, no fueron observados directamente hasta que la sonda espacial Voyager 2 los fotografió en su paso por el sistema de Urano en 1986.[18]

Anillos interiores de Urano. El anillo externo brillante es el épsilon. Se pueden observar otros ocho anillos.

Recientemente y gracias a las imágenes obtenidas por astrónomos de la Universidad de Berkeley, con el sistema de infrarrojos ópticos adaptativos del telescopio Keck, ubicado en Hawái, se ha descubierto que Urano tiene un anillo de color azul[19] y otro de color rojo, similares a los de Saturno. Los anillos azules son una rareza planetaria, mientras que el rojo es un color bastante habitual.

Urano (planeta)

85 Se sabe que Urano posee un sistema de 13 anillos, sus diámetros oscilan entre los 38.000 y los 98.000 km.

Son extremadamente oscuros y muy probablemente están formados por hielo de agua y compuestos orgánicos oscurecidos por la radiación, un material similar al de los satélites interiores.

El sistema de anillos de Urano es muy diferente a sus homólogos de Júpiter y Saturno, sí se parece en cierto modo al sistema de Neptuno, aunque este último es menos complejo, más oscuro y se localiza a mayor distancia del planeta.[20]

Sir William Herschel ya describió en 1789 la existencia de un posible sistema de anillos alrededor de Urano, no obstante su avistamiento se considera dudoso ya que los anillos de Urano son demasiado tenues y en los siguientes 200 años ningún observador pudo certificar su existencia. Sin embargo cabe destacar que Herschel proporcionó una Esquema del sistema de Urano. Las líneas continuas son los anillos, las discontinuas las órbitas de sus satélites muy precisa descripción del tamaño del anillo épsilon, su ángulo relativo respecto a la Tierra, su color rojizo, y los cambios aparentes del mismo durante la traslación de Urano alrededor del Sol. En diciembre de 2005, el Telescopio Espacial Hubble detectó un par de anillos desconocidos hasta entonces. El mayor de ellos localizado al doble de distancia del planeta que los anillos ya conocidos. Por esta razón se les ha denominado sistema anular exterior. Además de este descubrimiento, el Telescopio Espacial Hubble también dio a conocer dos nuevos satélites de Urano, uno de ellos, Mab, comparte órbita con el más lejano de los anillos descubiertos.[21] Se cree que el sistema de anillos de Urano es relativamente joven, de no más de 600 millones de años de antigüedad.

Es muy probable que su formación esté relacionada con una serie de colisiones entre varios satélites que se descompusieron en numerosas partículas. Aunque aún no se comprende bien el mecanismo por el cual las partículas se concentran en anillos más o menos estrechos, la teoría generalizada es que en ocasiones los satélites cercanos pastorean los sistemas anulares, dándoles forma. Sin embargo, en 1986 la misión Voyager 2 descubrió sólo un par de esos satélites (Cordelia y Ofelia) sobre el anillo más brillante del sistema de Urano, el anillo épsilon.

Galería de imágenes del sistema de Urano

Urano (planeta)

Imágenes del Telescopio Espacial Hubble mostrando los cambios estacionales de Urano.

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Descubrimiento de dos nuevos anillos en el sistema de Urano.

Imágenes obtenidas por el Telescopio Espacial Hubble

Sistema de anillos y satélites de Urano.

Imagen captada por la cámara infrarroja NAOS-CONICA en Paranal, Chile, 2007

Esquema del sistema de anillos y satélites de Urano, 2009

Observación de Urano El brillo de Urano alcanza una magnitud de entre +5,5 y +6,0, por lo que puede ser observado a simple vista de manera muy tenue en un cielo excepcionalmente oscuro, aunque puede encontrarse con simples binoculares. Desde la Tierra presenta un diámetro aparente de 4 segundos de arco: para apreciarlo cómodamente se necesitan más de 100 aumentos, apareciendo en el telescopio como un borroso disco de color verdoso o amarillento con los bordes más oscuros.

Se necesitan mapas de localización para encontrar Urano en el cielo nocturno sin dificultades. En ellos figuran las estrellas que se encuentran en la zona, y la línea que va siguiendo el planeta a medida que describe su órbita. En ella se señalan mediante pequeñas marcas las posiciones que el planeta ocupa cada cierto tiempo. Debido a su lejanía, no podemos observar demasiados detalles de Urano desde la Tierra con telescopios de aficionado.[22] En la mayoría de los telescopios profesionales tampoco pueden destacarse detalles sobre su disco, pero gracias a la revolución de la fotografía astronómica digital es posible obtener fotometría diferencial de las latitudes del planeta con telescopios relativamente modestos. La utilización de técnicas de óptica adaptativa en algunos de los mayores telescopios del mundo como el telescopio Keck han permitido obtener algunas de las mejores imágenes de este planeta mostrando multitud de detalles en su revitalizada atmósfera.

Sus satélites mayores y externos pueden apreciarse con dificultad con telescopios de 20 cm, a condición de contar con cielos oscuros; instrumentos de 30-40 cm de diámetro permiten apreciar los cuatro más brillantes sin mucha dificultad. Sin embargo una cámara CCD acoplada a cualquier telescopio pequeño (20-25 cm) permite su captura y seguimiento.

Formación Muchos astrónomos consideran que existen sensibles diferencias entre Júpiter y Saturno, y Urano y Neptuno, en cuanto a su formación dentro del Sistema Solar. Se cree que todo nuestro sistema fue formado a partir de una enorme burbuja de polvo y gas, conocida como nebulosa solar. La mayoría de esta inmensa nebulosa estaba formada por masas de hidrógeno y helio, que dieron origen al Sol, mientras que las partículas de polvo se agrupaban creando los primeros protoplanetas. A medida que estos planetas iban aumentando de tamaño, algunos alcanzaron la suficiente masa como para que su sistema gravitatorio fuese capaz de captar trazas de gas de la nebulosa primigenia. Cuanto más gas eran capaces de atraer hacia sí, mayores se hacían, y en consecuencia su poder gravitatorio aumentaba, captando más gas hasta alcanzar un nivel crítico a partir del cual su tamaño comenzó a incrementarse exponencialmente. Los gigantes de hielo como Urano y Neptuno, no llegaron a alcanzar ese punto crítico.

Recientes simulaciones en el campo de la migración planetaria sugieren que Urano y Neptuno se formaron en una posición más cercana al Sol de la que ocupan en la actualidad[23] , hipótesis que ha sido detallada en el modelo de

Urano (planeta)

87

Niza.

Exploración espacial de Urano La misión espacial Voyager 2 Hasta ahora, sólo una misión espacial, la sonda Voyager 2, se ha aproximado a Urano. El acercamiento ocurrió entre 1985 y 1986 como un paso breve cerca del planeta durante la trayectoria de la sonda hacia Neptuno. Las observaciones derivadas de este acercamiento dieron como resultado una mayor comprensión de la atmósfera del planeta, así como los descubrimientos de un gran número de satélites y las primeras observaciones de sus anillos.

El máximo acercamiento de la sonda tuvo lugar el 24 de enero de 1986, a una distancia de 81.500 km de las capas más altas de la atmósfera.[24]

Urano fotografiado desde la sonda Voyager 2 en 1986.

Durante su visita al sistema de Urano, la misión Voyager 2 descubrió 10 satélites desconocidos hasta entonces, además de uno de los efectos más asombrosos de la inclinación del planeta: el campo magnético de Urano no sólo está también inclinado casi 60º con respecto al eje de rotación, sino que es arrastrado por el movimiento del planeta siguiento una trayectoria en forma de sacacorchos.

Las imágenes que la sonda Voyager 2 tomó de los cinco mayores satélites del sistema de Urano, revelaron complejas superficies, indicativo de un pasado de gran actividad geológica. El satélite Miranda resultó ser uno de los más sorprendentes cuerpos del Sistema Solar, con cañones de hasta 20 km de profundidad.

Observación de un tránsito con el Hubble El 26 de julio de 2006 con la cámara avanzada ACS del Telescopio Espacial Hubble, se logró realizar una imagen compuesta en tres longitudes de onda del infrarrojo cercano, de un tránsito del satélite natural de Urano, Ariel, que pasa junto con su sombra por el disco de este planeta, por encima de sus nubes altas de color verde-azulado. Aunque estos «tránsitos» de satélites sobre el disco son frecuentes en Júpiter, los satélites de Urano rara vez muestran sombras en la superficie del mismo planeta; recordemos que en Urano, su eje gira casi exactamente sobre el plano orbital, por lo cual durante el curso de una órbita alrededor del Sol, primero un polo de Urano es iluminado y después de 42 años el otro.[25]

Imagen tomada con cámara ACS del Telescopio espacial Hubble del tránsito de Ariel, y su sombra. El punto blanco cerca del centro del disco azul verdoso de Urano es el satélite helado Ariel. Ariel tiene un diámetro de 1.158 km, si «estuviéramos sobre la superficie de Urano, se vería como un eclipse solar visto en la Tierra».

Este tránsito de un satélite atravesando la esfera de Urano, y su sombra acompañándola, casi nunca se ha visto antes y ocurre cada medio año de Urano (42 años) cuando desde la Tierra vemos de canto el plano de la órbita de los satélites. La última vez que ocurrió un equinoccio en Urano fue en 1965 y en esa ocasión pudo observarse el tránsito

Urano (planeta) de uno de sus satélites.

Urano en la cultura El planeta Urano ( ) es el planeta regente de Acuario.

El Uranio, elemento químico descubierto en 1789 por el químico alemán Martin Heinrich Klaproth, fue nombrado tras el descubrimiento del planeta Urano.

Urano, el hechicero, es un movimiento de la obra de Gustav Holst, The Planets, escrita entre los años 1914 y 1916.

La Operación Urano, fue una exitosa operación militar de la Segunda Guerra Mundial liderada por el ejército ruso, para recuperar Stalingrado, que supuso un momento decisivo en la guerra contra las fuerzas armadas alemanas.

Véase también • • • • •

Sistema Solar Anillos de Urano Satélites de Urano: Titania, Oberón, Umbriel, Ariel y Miranda.

Urano en la astrología Colonización de Urano

Referencias [1] Dunkerson, Duane. "Uranus—About Saying, Finding, and Describing It". thespaceguy.com (2007). (http:/ / www. thespaceguy. com/ Uranus. htm) [2] Account of a Comet, por Mr. Herschel, F. R. S.; Comunicado por el Dr. Watson, Jun. de Bath, F. R. S., Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Volumen 71, pp. 492-501.

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Urano (planeta) [23] THE FORMATION OF URANUS AND NEPTUNE AMONG JUPITER AND SATURN. E. W. Thommes, M. J. Duncan, H. F. Levison (2002) (http:/ / iopscience. iop. org/ 1538-3881/ 123/ 5/ 2862/ pdf/ 1538-3881_123_5_2862. pdf) [24] NASA Jet Propulsion Laboratory. California Institute of Technology. Voyager: The Interstellar Mission (http:/ / voyager. jpl. nasa. gov/ science/ uranus. html) [25] Hubble captes a rare eclipse on Uranus (http:/ / hubblesite. org/ newscenter/ archive/ releases/ 2006/ 42)

Bibliografía • La exploración del espacio. Lain Nicolson. Editorial Bruguera, (1980). ISBN 8402044578 • Historia breve del Universo. Ricardo Moreno Luquero. Ediciones Rialp (1998). ISBN 84-321-3202-0 • Solar System Dynamics. Carl D. Murray, Stanley F. Dermott. Cambridge University Press (2000). ISBN 0-521-57597-4 • Planets Beyond. Mark Littmann. Courier Dover Publications (2004). ISBN 0-486-43602-0 • Cosmos: una guía de campo. Giles Sparrow. RBA (2007). ISBN 978-84-7901-245-8 • Giant Planets of our Solar System. Atmosphere, Composition and Structure. Patrick G.J. Irvin. Praxis (2009).

ISBN 978-3-540-85157-8

Enlaces externos • • • • • • •

CommonsMultimedia en Commons WikcionarioDefiniciones en Wikcionario The Uranian Ring System - Planetary Rings Node (http://pds-rings.seti.org/uranus/#OTHER|) Welcome to the Planets: Uranus (http://pds.jpl.nasa.gov/planets/choices/uranus1.htm|) Vistas del Sistema Solar: Urano (http://www.solarviews.com/span/uranus.htm|) NASA: Uranus (http://www.nasa.gov/worldbook/uranus_worldbook.html|) Astronomía fácil con Hermes: Observación de Urano (http://astronomiafacilconhermes.wordpress.com/2008/ 01/16/observacion-planetaria-urano/|)

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Neptuno (planeta)

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Neptuno (planeta) Neptuno

Descubrimiento Descubridor

Urbain Le Verrier John Couch Adams Johann Galle

Fecha

23 de septiembre de 1846 Elementos orbitales

Inclinación

1,76917°

Excentricidad

0,00858587

Período orbital sideral

164a 288d 13h

Período orbital sinódico 367,5 días Velocidad orbital media 5,4778 km/s Radio orbital medio

4.498.252.900 km

Satélites

13 conocidos Características físicas

Masa

1,024×1026 kg

Densidad

1,64 g/cm³

Área de superficie

7,65×109 km²

Diámetro

49.572 km

Gravedad

11,0 m/s²

Velocidad de escape

23,71 km/s

Periodo de rotación

16h 6,5m

Inclinación axial

29,58°

Albedo

0,41 Características atmosféricas

Presión

>100 MPa

Neptuno (planeta)

91 Temperatura Mínima 50K -223 °C Media

53K -220 °C

Máxima ? K ?°C

Composición Hidrógeno >84% Helio

>12%

Metano

2%

Amoníaco 0,01% Etano

0,00025%

Acetileno

0,00001%

Comparación con la Tierra

Neptuno es el octavo y último planeta del Sistema Solar. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gigantes gaseosos, y es el primero que fue descubierto gracias a predicciones matemáticas. Su nombre proviene del dios romano Neptuno, el dios de los mares.

Tras el descubrimiento de Urano, se observó que las órbitas de Urano, Saturno y Júpiter no se comportaban tal como predecían las leyes de Kepler y de Newton. Adams y Le Verrier, de forma independiente, calcularon la posición de otro planeta, Neptuno, que encontró Galle, el 23 de septiembre de 1846, a menos de un grado de la posición calculada por Adams y Le Verrier. Más tarde se advirtió que Galileo ya había observado Neptuno en 1611, pero lo había tomado por una estrella.

Neptuno es un planeta dinámico, con manchas que recuerdan las tempestades de Júpiter. La más grande, la Gran Mancha Oscura, tenía un tamaño similar al de la Tierra, pero en 1994 desapareció y se ha formado otra. Los vientos más fuertes de cualquier planeta del Sistema Solar son los de Neptuno.

Neptuno es un planeta muy azulado muy similar a Urano; es ligeramente más pequeño pero más denso.

Neptuno (planeta)

Historia Descubrimiento Los dibujos de Galileo muestran que Neptuno fue observado por primera vez el 28 de diciembre de 1612, y nuevamente el 27 de enero de 1613[1] ; en ambas ocasiones, Galileo confundió Neptuno con una estrella cercana a Júpiter en el cielo nocturno.[2] En 1821, Alexis Bouvard publicó en sus tablas astronómicas la órbita de Urano.[3] Las observaciones revelaron perturbaciones sustanciales, que llevaron a Bouvard a lanzar la hipótesis de que la órbita de Urano debía estar siendo perturbada por algún otro cuerpo. En 1843, John Couch Adams calculó la órbita de un octavo planeta en función de las anomalías observadas en la órbita de Urano. Envió sus cálculos a Sir George Airy, el Astrónomo Real, quien pidió más información. Adams comenzó a redactar una respuesta, pero nunca llegó a enviarla. Urbain Le Verrier, el matemático codescubridor de Neptuno, en 1846, independientemente de Adams, produce sus propios cálculos. En el mismo año, John Herschel comenzó a abogar por el enfoque matemático y persuadió a James Challis para buscar el planeta propuesto por Le Verrier. Después de muchas dilaciones, Challis empezó su búsqueda, reacio, en julio de 1846. Sin embargo, en el ínterin, Le Verrier había convencido a Johann Gottfried Galle para Urbain Le Verrier. buscar el planeta. Neptuno fue descubierto esa misma noche, el 23 de septiembre de 1846, donde Le Verrier había predicho que se encontraría. Challis más tarde se dio cuenta de que había observado previamente el planeta dos veces en agosto, sin advertirlo.

A raíz del descubrimiento, hubo mucha rivalidad nacionalista entre los franceses y los británicos sobre quién tenía prioridad y merecía crédito por el descubrimiento.[4] Finalmente surgió un consenso internacional sobre que tanto Le Verrier como Adams conjuntamente lo merecían. Sin embargo, la cuestión está siendo revaluada por los historiadores con el redescubrimiento, en 1998, de los "Documentos de Neptuno" (documentos históricos del Observatorio Real de Greenwich), que al parecer habían sido objeto de apropiación indebida por el astrónomo Olin Eggen durante casi tres décadas y sólo redescubiertos inmediatamente después de su muerte. Después de la revisión de los documentos, algunos historiadores indican que Adams no merece crédito en igualdad con Le Verrier.[5] [6]

Nombre Poco después de su descubrimiento, Neptuno fue llamado, simplemente, "el planeta que le sigue a Urano" o "el planeta de Le Verrier". La primera sugerencia de un nombre provenía de Galle, quien propuso el nombre de Janus.

En Inglaterra, Challis presentó el nombre de Océano. En Francia, Arago propuso que el nuevo planeta se llamara Leverrier, una sugerencia que no fue bien recibida fuera de Francia.

Mientras tanto, en ocasiones separadas e independientes, Adams propuso cambiar el nombre de Urano por el de Georgia, mientras que Le Verrier sugirió Neptuno para el nuevo planeta. Struve salió en favor de ese nombre el 29 de diciembre de 1846, en la Academia de Ciencias de San Petersburgo. En la mitología romana, Neptuno era el dios del mar, identificado con el griego Poseidón. La demanda de un nombre mitológico parecía estar en consonancia con la nomenclatura de los otros planetas, todos los cuales, con excepción de Urano, fueron nombrados en función de deidades romanas.

El nombre del planeta se traduce literalmente como el rey estrella en el mar en chino, coreano, japonés y vietnamita (海王星 en caracteres chinos, 해왕성 en coreano).

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Neptuno (planeta)

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En la India, el nombre que se da al planeta es Varuna (devanagari: वरुण), el dios del mar en la mitología hindú/védica, el equivalente de Poseidón/Neptuno en la mitología grecorromana.

Estatus Desde su descubrimiento hasta 1930, Neptuno fue el planeta conocido más lejano. Con el descubrimiento de Plutón en 1930, Neptuno se convirtió en el penúltimo planeta, a salvo durante un periodo de 20 años entre 1979 y 1999 cuando Plutón cayó dentro de su órbita.[7] No obstante, el descubrimiento del cinturón de Kuiper en 1992 llevó a muchos astrónomos a debatir si Plutón debía considerarse un planeta en su propio derecho o parte de la estructura más grande del cinturón.[8] [9] En 2006, la Unión Astronómica Internacional definió la palabra «planeta» por primera vez, reclasificando Plutón como un «planeta enano» y haciendo a Neptuno de nuevo el último planeta en el Sistema Solar.[10]

Características físicas Composición y estructura interna La estructura interna de Neptuno se parece a la de Urano: un núcleo rocoso cubierto por una costra helada, oculto bajo una atmósfera gruesa y espesa.[11] Los dos tercios interiores de Neptuno se componen de una mezcla de roca fundida, agua, amoníaco líquido y metano. El tercio exterior es una mezcla de gas caliente compuesto de hidrógeno, helio, agua y metano.

Al igual que Urano y a diferencia de Júpiter y de Saturno, la composición de la estructura interna de Neptuno se cree que está formada por capas distintas. La capa superior está formada por nubes de hidrógeno, helio y metano, que se transforman de gas en hielo a medida que aumenta la profundidad. [12] El manto rodea un núcleo compacto de roca y hielo.

Estructura interna de Neptuno.

Este manto que rodea al núcleo rocoso de Neptuno, es una región extremadamente densa y caliente, se cree que en su interior pueden llegar a alcanzarse temperaturas de 1.700 a 4.700ºC. Se trata de un fluido de gran conductividad eléctrica es una especie de océano de agua y amoníaco.[13] A 7.000 km de profundidad, las condiciones generan la descomposición del metano en cristales de diamante que se precipitan en dirección al núcleo.[14]

Campo magnético El campo magnético de Neptuno, como el de Urano, está bastante inclinado, más de 50 grados respecto al eje de rotación y desplazado al menos 0,55 radios (unos 13.500 km) del centro físico. Comparando los campos magnéticos de los planetas, los investigadores piensan que la extrema orientación podría ser característica 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.

Neptuno (planeta)

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Atmósfera Al orbitar tan lejos del sol, Neptuno recibe muy poco calor. Su temperatura en la superficie es de -218 °C (55 K). Sin embargo, el planeta parece tener una fuente interna de calor. Se piensa que puede ser un remanente del calor producido por la concreción de materia durante la creación del mismo, que ahora irradia calor lentamente hacia el espacio. Esta fuente de calor interno produce potentísimos sistemas climáticos en torno al planeta, como la Gran Mancha Oscura que la sonda Voyager 2 descubrió a su paso por el sistema de Neptuno en 1989.

Otra de las teorías apunta a que en las profundidades de Neptuno se dan las condiciones idóneas para que los átomos de carbono se Tormenta en Neptuno. combinen en cristales, liberando calor en el proceso. Esta hipótesis plantea pues la posibilidad de que en Neptuno "lluevan" literalmente los diamantes.

El color de Neptuno difiere del de Urano debido a la cantidad de helio contenida en su atmósfera, que es ligeramente mayor. Debido a esto, Neptuno absorbe más luz roja del Sol que su planeta vecino, por tanto refleja un azul mucho más intenso.

La atmósfera de Neptuno tiene una estructura de bandas similar a la encontrada en los otros gigantes gaseosos. En este planeta se producen fenómenos como huracanes gigantes, con un diámetro igual al de la Tierra, y otras formaciones de nubes, incluyendo algunos extensos, y muy bellos cirros, encima (50 km) de las nubes principales.

De este modo Neptuno tiene un sistema de nubes muy activo, posiblemente más activo que el de Júpiter. La velocidad del viento en la atmósfera de Neptuno, es de hasta 2.000 km/h,[15] siendo la mayor del sistema solar y se cree que se alimentan del flujo de calor interno.

La exploración de Neptuno: el redescubrimiento La nave Voyager 2, fue lanzada 16 días antes que su gemela, la Voyager 1.[16] La trayectoria que siguió fue más lenta que la de su compañera, para poder explorar no solo Júpiter y Saturno, sino proseguir la misión hasta Urano e incluso Neptuno. Para poder alcanzar los cuatro planetas, el Voyager 2 requería un lanzamiento que le diera todo el empuje del que fuera capaz el cohete Titán III. Y mientras que el cohete que expulsó al Voyager 1 no logró un buen lanzamiento, el del Voyager 2 funcionó a la perfección. De haberse usado el primer cohete para el Voyager 2, no habríamos llegado a Urano y Neptuno. Por fortuna el Voyager 2 tuvo el mejor cohete.

Al llegar Voyager 2 a Neptuno, el 25 de agosto de 1989 a las 3:56 hora Imagen de Neptuno y Tritón tomada desde la de Greenwich, ciento cuarenta y tres años después de su Voyager 2. descubrimiento, poco sabíamos acerca de este planeta. El más lejano de los cuatro "planetas gigantes" está treinta veces más alejado del Sol que la Tierra y tarda 165 años en darle una vuelta al Sol. Su diámetro es unas cuatro veces más grande que el de nuestro planeta. Se le conocían dos lunas, entre ellas Tritón uno de los objetos más interesantes del Sistema Solar, y se sospechaba que podría tener anillos. Los datos recabados en unas cuantas horas por el Voyager 2 nos dieron más información que cerca de un siglo y medio de observaciones astronómicas desde la Tierra.

Neptuno (planeta)

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Para sorpresa de los científicos, el Voyager 2 reveló una gran mancha oscura,[17] similar a la mancha roja de Júpiter.

Se trata de un gigantesco huracán con vientos de dos mil kilómetros por hora, los más violentos en nuestro Sistema Solar.[18] En la Tierra la energía que produce los vientos es suministrada por el Sol. En el caso de Neptuno, actualmente el planeta más alejado del Sol, la temperatura en la parte superior de la capa de nubes es de 210 °C bajo cero, por lo que la energía solar es insuficiente para dar lugar a los vientos observados por el Voyager 2. Al parecer el planeta sigue el proceso de contracción a partir del cual se formó, proceso que proporciona la energía suficiente para generar estos poderosos vientos. Sin embargo, la estructura general de los vientos en Neptuno no ha podido ser comprendida por los científicos.

Algunas observaciones desde la Tierra habían proporcionado evidencia de anillos alrededor de Neptuno. Esta evidencia no era concluyente ya que parecía que más que anillos se trataba de pedazos de anillos, como delgados arcos de materia girando alrededor de Neptuno. Voyager 2 encontró cuatro anillos completos, dos de ellos delgados y los otros dos anchos. Los anillos delgados se hallan cerca de la órbita de dos satélites que se cree son responsables de su estabilidad, y por ello se les denomina "lunas pastoras". Los dos anillos más anchos están formados por material sumamente opaco que refleja aproximadamente un diez milésimo de la luz que incide sobre ellos, haciendo imposible su detección desde la Tierra. La justificación en que los anillos contienen una gran cantidad de polvo, sólo puede explicarse si en la vecindad de Neptuno se albergara una importante cantidad de meteoritos, mayor que en las zonas más internas del Sistema Solar.

Durante más de un siglo sólo se conoció una luna de Neptuno, llamada Tritón. En 1949 Gerard Kuiper descubrió un segundo satélite Nereida, el cual gira muy alejado del planeta. Como sucedió en los encuentros anteriores de las naves Voyager con otros planetas, Neptuno tenía más satélites "escondidos". Voyager 2 descubrió seis nuevas lunas, entre ellas Despoina y Galatea, las dos lunas pastoras mencionadas anteriormente. Proteus, la mayor de las "nuevas lunas", tiene una superficie completamente cubierta de cráteres, el mayor de ellos con un tamaño de casi la mitad del de Proteus mismo. A pesar de estos hallazgos, Tritón, la luna mayor de Neptuno, y la que se conoce desde hace más de un siglo, sigue siendo la más interesante. Tritón es un objeto único en el Sistema Solar que bien merece un relato aparte.

Satélites de Neptuno En la actualidad, se conocen trece lunas de Neptuno. La mayor de ellas es Tritón, que posee más del 99,5% de la masa en órbita alrededor de Neptuno en sus 2.700 km de diámetro. Se destaca, no sólo por su gran tamaño, sino también por poseer una órbita retrógrada, algo excepcional dentro de los grandes satélites. En su superficie se han encontrado géiseres de nitrógeno. Posee forma esférica, mientras los demás satélites de Neptuno tienen una forma irregular.

Tritón es considerado un objeto del Cinturón de Kuiper[19] capturado por la gravedad de Neptuno. Por su tamaño y aspecto debe ser muy parecido a Plutón, hoy reclasificado como un planeta enano, el cual también es un objeto del Cinturón de Kuiper. Nereida, con 340 km de diámetro, tiene la órbita más excéntrica de todos los satélites del sistema solar, su distancia a Neptuno varía entre 1'353.600 y 9'623.700 de kilómetros Antes de la llegada de la sonda espacial Voyager 2 en 1989, sólo se conocían estos dos satélites gracias a las observaciones desde la Tierra:

Imagen de telescopio de Neptuno y sus satélites.

Tritón y Nereida. El Voyager 2 descubrió otros seis más: Náyade, Talasa, Despina, Galatea, Larisa y Proteo. Estos seis satélites son los más próximos al planeta y poseen una órbita más interior que la de Tritón. La mayoría de los

Neptuno (planeta)

96

satélites descubiertos miden menos de 200 km de diámetro y podrían ser restos de la luna anterior que fue destruida o desintegrada durante la captura de Tritón. Proteo es el de mayor tamaño con 400 km de diámetro.

Después de eso, se han descubierto cinco pequeñas lunas más (mediante sondeos telescópicos) entre 2002 y 2003, situadas en órbitas lejanas al planeta, las cuales han recibido los nombres de Halímedes, Sao, Laomedeia, Psámate y Neso. Todas ellas poseen órbitas con elevada inclinación y tres tienen una órbita retrógada. Ambas características, iguales a las de Tritón, hacen suponer que su origen también fue el de objetos del Cinturón de Kuiper capturados por la gravedad de Neptuno.

Tritón Es el satélite mas grande de Neptuno, es el mas frío del sistema solar que haya sido observado por una Sonda. La capa Polar de Tritón tiene géiseres que arrojan nieve de nitrogeno.

Anillos de Neptuno Existe la evidencia de un anillo incompleto alrededor de Neptuno, que fue descubierto a mediados de los 80, con un experimento de ocultación estelar, encontrando ocasionalmente un titileo justo antes y después de que el planeta ocultara una estrella. Las imágenes tomadas por el Voyager 2 en 1989 (cuando el sistema de anillos fue hallado) mostraron muchos anillos delgados, desde el más externo que contiene tres prominentes arcos, ahora llamados Libertad, Igualdad y Fraternidad. La existencia de arcos es muy difícil de entender porque las leyes de movimiento pueden predecir que los espacios en un mismo anillo están siempre, por un muy corto período. Los efectos gravitacionales de Galatea, una luna justo en la parte interna del anillo donde se cree que está confinado el arco. Se han detectos múltiples anillo en las cámaras del Voyager.[20] Los anillos de Neptuno[21] son mucho más oscuros que los anillos brillantes de Saturno. Los anillos de Saturno están hechos de hielo, el cual refleja gran cantidad de luz. Probablemente, los anillos de Anillos de Neptuno.

Neptuno estén compuestos de roca y de polvo, y ya que las rocas y el polvo no reflejan tanta luz, es lo que explica su oscuridad. Después de volverse a tomar las imágenes de los anillos, más de una década después, se evidencia que algunas partes se han deteriorado dramáticamente y una sección está próxima a desaparecer totalmente.

Entre 2002 y 2003, Imke de Pater de la Universidad de California, Berkeley, y sus colegas utilizaron el telescopio Keck de 10 metros de Hawái para volver a mirar al anillo. Han analizado ya las imágenes y han encontrado que todos los arcos parecen haber sufrido una desintegración, mientras que uno en especial, llamado Liberté, se ha desvanecido considerablemente desde las observaciones de la Voyager.

El miembro del equipo, Eugene Chiang, dice que si esta tendencia continua, Libertad habrá desaparecido dentro de 100 años. Los resultados sugieren que sea lo que sea que está causando el deterioro de los arcos, está actuando más rápido que cualquier mecanismo que pudiera regenerarlos, ya que “El sistema no está en equilibrio”, dice Chiang.[21]

Neptuno (planeta)

Observación Este planeta requiere algo de búsqueda. Para localizarlo hay que valerse de cartas de ubicación específicas o de software capaz de mostrar a Neptuno junto con el fondo de estrellas. Puede encontrarse con binoculares si se sabe dónde buscar. Al igual que Júpiter y Saturno se trata de un planeta gaseoso, pero al estar mucho más alejado del Sol y de la Tierra su brillo no es muy alto y sus características atmosféricas no son apreciables con telescopios de aficionado.

La mejor época para observar Neptuno es en las proximidades de la oposición. No obstante, puede observarse con mayor o menor dificultad desde unos meses antes hasta unos meses después. Para saber si es visible o no en un momento determinado, puede utilizarse un planisferio para determinar si la constelación de Capricornio se halla sobre el horizonte.

Finalmente, cabe destacar que, debido a la posición de Neptuno con respecto a la Tierra, los observadores del hemisferio Sur están favorecidos, ya que en el Norte el planeta está muy bajo sobre el horizonte.

Cómo localizarlo Neptuno es invisible a simple vista, y su tamaño aparente es tan pequeño que si se observa con pocos aumentos -lo cual es necesario cuando se está buscando un objeto- es tan diminuto que parece una estrella. Por este motivo, para poder localizarlo es necesario el uso de uno de los dos métodos que se han descrito en la sección de cielo profundo: • Mediante el empleo de círculos graduados: en este caso es necesario conocer cuáles son las coordenadas de Neptuno en el momento de la observación. Para ello se han de consultar las efemérides, preferiblemente mediante la utilización de un programa informático como Stellarium [22].

• Mediante el uso de mapas de localización. Por lo general aparecen publicados en las revistas. Con el fin de que tengan validez para un intervalo de tiempo relativamente elevado se dibuja la línea que va siguiendo al realizar su órbita, y sobre ella se hacen marcas en las posiciones que ocupa cada pocos días (por ejemplo, cada dos semanas..).

Véase también • • • • • • •

Sistema Solar Urano Júpiter Planeta Definición de planeta Redefinición de planeta de 2006 Neptuno (mitología)

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Neptuno (planeta)

Referencias Notas [1] Galileo "casi" decubrió Neptuno. Simón García (2009) laverdad.es (http:/ / www. laverdad. es/ murcia/ 20090523/ cultura/ galileo-casi-descubrio-neptuno-20090523. html) [2] Marcelo Dos Santos. « La furia de Poseidón (http:/ / axxon. com. ar/ rev/ 146/ c-146Divulgacion. htm)». AxxónEl descubrimiento de Neptuno.

[3] S. Débarbat, S. Grillot, J. Lévy (13/5/2002). « Alexis Bouvard (1767 - 1843) (http:/ / www. obspm. fr/ histoire/ acteurs/ bouvard. fr. shtml)» (en francés). L’Observatoire de Paris.

[4] 1846. El descubrimiento de Neptuno. Ciencia. El Mundo (2009) (http:/ / www. elmundo. es/ elmundo/ 2009/ 06/ 15/ ciencia/ 1245064953. html) [5] Neptuno es mío. La verdad sobre el descubrimiento del planeta. La Nación (2003). (http:/ / www. lanacion. cl/ p4_lanacion/ antialone. html?page=http:/ / www. lanacion. cl/ p4_lanacion/ site/ artic/ 20030419/ pags/ 20030419171255. html?0. 5?0. 5) [6] El asunto Neptuno. Marcelo Peralta. (http:/ / www. cyberastronomo. org/ LinkClick. aspx?fileticket=Dd+ + toYPJdI=& tabid=105& mid=667) [7] Tony Long (2008). « Jan. 21, 1979: Neptune Moves Outside Pluto's Wacky Orbit (http:/ / www. wired. com/ science/ discoveries/ news/ 2008/ 01/ dayintech_0121)». wired.com. Consultado el 11 de septiembre de 2009.

[8] Weissman, Paul R.. « The Kuiper Belt (http:/ / adsabs. harvard. edu/ abs/ 1995ARA& A. . 33. . 327W)». Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Consultado el 4 de octubre de 2006.

[9] « The Status of Pluto:A clarification (http:/ / www. iau. org/ STATUS_OF_PLUTO. 238. 0. html)». International Astronomical Union, Press release (1999). Consultado el 25 de mayo de 2006.

[10] (PDF) IAU 2006 General Assembly: Resolutions 5 and 6 (http:/ / www. iau. org/ static/ resolutions/ Resolution_GA26-5-6. pdf). IAU. 24 de agosto de 2006. .

[11] Calvin J. Hamilton. « Neptuno (http:/ / www. solarviews. com/ span/ neptune. htm)». solarviews.com.

[12] Cosmos: una guía de campo. Giles Sparrow. RBA (2007).

[13] Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune. Geophysical Research Abstracts, Vol. 8, 05179, 2006 (http:/ / www. cosis. net/ abstracts/ EGU06/ 05179/ EGU06-J-05179-1. pdf) [14] Planetary Science: Neptune May Crush Methane Into Diamonds. Kerr Science. 1 October 1999 [15] « Planetas clásicos y enanos (http:/ / www. cienciapopular. com/ n/ Astronomia/ Planetas_Clasicos_y_Enanos/ Planetas_Clasicos_y_Enanos. php)». CienciaPopular.comEl Sistema Solar.

[16] Bausá, M.V., Belda, T., del Blanco, D. y Rodríguez, J. I.. « Misiones interespaciales: Voyager (http:/ / www. upv. es/ satelite/ trabajos/ Grupo2_99. 00/ misiones/ voyager/ voyager. html)». Las comunicaciones en misiones planetarias.

[17] « Manchas en Neptuno (http:/ / www. astromia. com/ fotosolar/ manchasneptuno. htm)». Astronomía Educativa. Tierra, Sistema Solar y Universo (AstroMía)Fotos del Sistema Solar.

[18] Calvin J. Hamilton. « Vistas del Sistema Solar (http:/ / www. solarviews. com/ span/ homepage. htm)». solarviews.com.

[19] Grup d'Estudis Astronòmics. « El cinturón de Kuiper (http:/ / www. astrogea. org/ asteroides/ kuiper. htm)». AstroGea. [20] Anillo de Neptuno (http:/ / mipagina. cantv. net/ aquilesr/ anillos_neptuno. htm) [21] David Darling (23/3/2005). « Los anillos de Neptuno están desvaneciéndose (http:/ / www. astroseti. org/ vernew. php?codigo=1090)».

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[22] http:/ / www. stellarium. org/ es/

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Enlaces externos • Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre Neptuno (planeta).Commons • Los satélites de Neptuno (http://www.astromia.com/solar/satneptuno.htm) • El Planeta Neptuno (http://www.astromia.com/solar/neptuno.htm) • El descubrimiento de Neptuno (o el triunfo del lápiz y el papel) (http://www.inaoep.mx/~rincon/ neptuno_desc.html) • NASA's Neptune fact sheet (http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/neptunefact.html) • Neptune Profile (http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Neptune) by NASA's Solar System Exploration (http://solarsystem.nasa.gov) • MPC's List Of Neptune Trojans (http://cfa-www.harvard.edu/iau/lists/NeptuneTrojans.html) • Planets - Neptune (http://www.projectshum.org/Planets/neptune.html) A kid's guide to Neptune.

• Neptune and global warming (http://www.worldclimatereport.com/index.php/2007/05/08/neptune-news/ #more-241)

99

Plutón (planeta enano)

100

Plutón (planeta enano) Plutón

Elementos orbitales [1]

Inclinación

17,2 °

Excentricidad

0,244

Periastro o Perihelio

4435,0 ×106 Km

Apoastro o Afelio

7304,3 ×106 Km

Período orbital sideral

248a 197d 5,5h

Período orbital sinódico

366,7 días

Velocidad orbital media

4,7 km/s

Radio orbital medio

5,91352·109 km

Satélites

3

[1] [1] [1]

[1]

Características físicas [1]

Masa

1,25·1022 kg

Densidad

1.750 kg/m³

Área de superficie

17.000.000 km2

Diámetro

2.390 km

Gravedad

0,6 m/s²

Velocidad de escape

1.100 m/s

Periodo de rotación

-153 horas

Inclinación axial

122,5°

Albedo

0,3

[1]

[1] [1] [1]

[1]

Características atmosféricas Presión

0 - 0,01 kPa

Plutón (planeta enano)

101 Temperatura Mínima 33 K Media

44 K

Máxima 55 K

Composición Nitrógeno 90% Metano

10%

Comparación de La Tierra y La Luna con Plutón y Caronte

En astronomía, Plutón es un planeta enano del sistema solar, que forma parte de un sistema planetario doble con su satélite Caronte. En la Asamblea General de la Unión Astronómica Internacional (UAI) celebrada en Praga el 24 de agosto de 2006 se creó una nueva categoría llamada plutoide, en la que se incluye a Plutón. Es también el prototipo de una categoría de objetos transneptunianos denominada plutinos. Posee una órbita excéntrica y altamente inclinada con respecto a la eclíptica, que recorre acercándose en su perihelio hasta el interior de la órbita de Neptuno. El sistema Plutón-Caronte posee dos satélites: Nix e Hidra. Estos son cuerpos celestes que comparten la misma categoría. Hasta el momento no ha sido visitado por ninguna sonda espacial, aunque se espera que la misión New Horizons de la NASA lo sobrevuele en 2015.

Fue descubierto el 18 de febrero de 1930 por el astrónomo estadounidense Clyde William Tombaugh (1906-1997) desde el Observatorio Lowell en Flagstaff, Arizona, y considerado el noveno y más pequeño planeta del Sistema Solar por la Unión Astronómica Internacional y por la opinión pública desde entonces hasta 2006, aunque su pertenencia al grupo de planetas del Sistema Solar fue siempre objeto de controversia entre los astrónomos. Tras un intenso debate, la UAI decidió el 24 de agosto de 2006, por unanimidad, reclasificar Plutón como planeta enano, requiriendo que un planeta debe "despejar el entorno de su órbita". Se propuso su clasificación como planeta en el borrador de resolución, pero desapareció de la resolución final, aprobada por la Asamblea General de la UAI. Desde el 7 de septiembre de 2006 tiene el número 134340, otorgado por el Minor Planet Center.

Su gran distancia al Sol y a la Tierra, unida a su reducido tamaño, impide que brille por debajo de la magnitud 13,8 en sus mejores momentos (perihelio orbital y oposición), por lo cual sólo puede ser apreciado con telescopios a partir de los 200 mm de abertura, fotográficamente o con cámara CCD. Incluso en sus mejores momentos aparece como astro puntual de aspecto estelar, amarillento, sin rasgos distintivos (diámetro aparente inferior a 0,1 segundos de arco).

Órbita

Plutón (planeta enano)

102 La órbita de Plutón es muy excéntrica y, durante 20 de los 249 años que tarda en recorrerla, se encuentra más cerca del Sol que Neptuno.

Órbita de Plutón en el plano de la eclíptica, (en rojo) y de Neptuno (en azul).

Es también la más inclinada con respecto al plano en el que orbitan los demás planetas del Sistema Solar, siendo su inclinación de 17º. Por eso no hay peligro alguno de que se encuentre con Neptuno. Cuando las órbitas se cruzan lo hacen cerca de los extremos de manera que, en sentido perpendicular a la eclíptica, les separa una enorme distancia.

Plutón llegó por última vez a su perihelio en septiembre de 1989, y continuó desplazándose por el interior de la órbita de Neptuno hasta marzo de 1999. Actualmente se aleja del Sol, y no volverá a estar a menor distancia que Neptuno hasta septiembre de 2226.

Satélites Existen tres lunas conocidas de Plutón. El satélite más grande de Plutón es Caronte; Caronte, de todas las lunas del sistema solar, es la más grande en comparación con su planeta huésped, es decir, ninguna otra luna es de un tamaño tan aproximado al del planeta que orbita. El tamaño tan parecido que tienen Plutón y Caronte hace que éstos provoquen el efecto de planeta doble, el otro sistema de "satélite-planeta" que tiene un efecto tan similar al de Plutón y Caronte es el caso de la Tierra y la Luna. La Tierra y la Luna ocupan el segundo lugar en similitud de tamaño.

Hidra y Nix son los otros dos satélites de Plutón, pero no son tan grandes como Caronte. El nombre provisional que se les había dado es S/2005 P 1 y S/2005 P 2, respectivamente.

Caronte Caronte es el primer satélite descubierto de Plutón. Tiene 1192 kilómetros de diámetro y está a 19.640 kilómetros del planeta. Desde que se descubrió en 1978 se les ha considerado como un planeta doble, pues sus masas son similares y el baricentro queda fuera de Plutón que es el cuerpo de mayor masa. De esta manera ambos orbitan en torno a dicho punto.

Tras la Asamblea General de la UAI de 2006, la categoría de Caronte es aún incierto. Se le considera posible candidato a planeta enano, pero la definición no deja clara cómo realizar la distinción entre satélite o sistema binario aún no definido. Por ello sigue siendo un satélite del planeta enano Plutón.

Con el tiempo, la gravedad ha frenado las rotaciones de Caronte y Plutón, por lo que ahora presentan siempre la misma cara el uno al otro. La rotación de esta pareja es única en el Sistema Solar. Parece como si estuvieran unidos por una barra invisible y girasen alrededor de un centro situado en esta barra, más cercano a Plutón, que tiene 7 veces más masa que Caronte.

Plutón (planeta enano)

103

Hidra y Nix El 31 de octubre de 2005 el Telescopio Espacial Hubble anunció el posible descubrimiento de dos satélites adicionales de menor tamaño.[2] Estas lunas fueron observadas en mayo de 2005 y confirmada su existencia en junio de 2006. Han recibido los nombres de Nix (nombre provisional S/2005 P 1) e Hidra (nombre provisional S/2005 P 2).

El nombre de ambos satélites fue escogido de forma conjunta, ya que sus iniciales NH rinden tributo a la sonda espacial Nuevos Horizontes, que despegó en 2006 con destino a Plutón. Las observaciones preliminares son consistentes con ambos cuerpos orbitando en el mismo plano que Caronte y a distancias dos y tres veces superiores. Ambos aparentan tener entre 100 y 150 km de diámetro.[3]

Plutón y Caronte junto con Nix e Hidra.

Sus órbitas son muy exteriores, por lo que son satélites del sistema Plutón-Caronte, y sus órbitas son estables, ya que están en una solución del problema de tres cuerpos (órbitas lejanas en torno al baricentro del sistema).

Atmósfera Plutón posee una atmósfera extremadamente tenue, formada por nitrógeno, metano y monóxido de carbono, que se congela y colapsa sobre su superficie a medida que el planeta se aleja del Sol. Es esta evaporación y posterior congelamiento lo que causó las variaciones en el albedo del planeta, detectadas por medio de fotómetros fotoeléctricos en la década de 1950 (Kuiper y otros). A medida que el planeta se aproximó, los cambios se fueron haciendo menores, disminuyendo cuando se encontró en el perihelio orbital (1989). Se espera que estos cambios de albedo se repitan, pero a la inversa, a medida que el planeta se aleje del Sol rumbo a su afelio. Generalmente, se podría decir que la función de su atmósfera sería proteger la superficie, pero en este caso la atmósfera de Plutón sólo le sirve para evitar impactos de pequeños meteoros.

Planeta u objeto transneptuniano Véase también: Redefinición de planeta de 2006

Desde su descubrimiento hasta agosto de 2006 Plutón fue considerado un planeta, el noveno del Sistema Solar por la Unión Astronómica Internacional. Sin embargo, su reducido tamaño, así como su órbita tan alejada del plano orbital del resto de los planetas, a menudo han llevado a que muchos científicos no se refieran a él como un auténtico planeta, y existía la opinión generalizada de que su designación como planeta se debía a que era el único que había sido descubierto por un estadounidense[cita requerida].

En 1999 el astrónomo Brian Marsden del Minor Planet Center llegó a proponer incluirlo en la lista de asteroides y objetos transneptunianos, asignándole el número 10.000.[4] Finalmente esa idea no fue aceptada por la Unión Astronómica Internacional y el asteroide 1951 SY recibió ese número, siéndole asignado el nombre de Myriostos.

La controversia volvió a intensificarse a partir de 2001 por el descubrimiento relativamente frecuente de objetos similares a Plutón en el Sistema Solar exterior. En 2002 fue descubierto 50000 Quaoar, un objeto transneptuniano con un diámetro de 1280 kilómetros, más de la mitad del tamaño de Plutón. En 2004, a una distancia mucho mayor del Sol, fue detectado 90377 Sedna, cuyo diámetro es de aproximadamente 1300 kilómetros. En julio de 2005 se

Plutón (planeta enano)

104

anunció el descubrimiento de un objeto transneptuniano, designado posteriormente Eris, cuyo diámetro sería superior al de Plutón.

El 24 de agosto de 2006 la UAI publicó una nueva definición de planeta, tras la cual Plutón cambió su categoría y pasó a formar parte de la nueva categoría planetas enanos, siendo el segundo en tamaño.

Tamaño comparado Se observa en la fotografía un montaje efectuado por la NASA sobre los mayores satélites del sistema solar y Plutón.

Son de izquierda a derecha línea superior: • Ganímedes (Júpiter) • Titán (Saturno) • Calisto (Júpiter) debajo: • Io (Júpiter) • Luna (Tierra) • Europa (Júpiter) • Tritón (Neptuno) y Plutón.

Plutón y los mayores satélites del sistema solar.

Referencias [1] Datos de los planetas según la nasa (http:/ / nssdc. gsfc. nasa. gov/ planetary/ factsheet/ ) [2] Anuncio sobre el posible descubrimiento de dos satélites adicionales de menor tamaño (http:/ / hubblesite. org/ newscenter/ newsdesk/ archive/ releases/ 2005/ 19/ ) [3] Observaciones preliminares sobre dos satélites adicionales (http:/ / www. nasa. gov/ vision/ universe/ solarsystem/ hubble_pluto. html) [4] Propuesta de Brian Marsden (http:/ / cfa-www. harvard. edu/ iau/ mpec/ J99/ J99C03. html)

Véase también • • • • • • •

Definición de planeta Redefinición de planeta de 2006 Objeto transneptuniano Eris (planeta enano) (90377) Sedna Quaoar New Horizons

Plutón (planeta enano)

Enlaces externos • Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre Plutón (planeta enano).Commons • Datos sobre Plutón - Asociación Larense de Astronomía (ALDA) (http://www.tayabeixo.org/sist_solar/pluton/ pluton.htm) • El planeta Plutón - AstronomíaOnline (http://www.astronomiaonline.com/informacion/sistemasolar/pluton. asp) • Plutón (http://celestia.albacete.org/celestia/celestia/solar/pluto13.htm) Actividad educativa: El Sistema Solar • Plutón, cada vez más rojo (http://www.elmundo.es/elmundo/2010/02/05/ciencia/1265374884.html) • ¿En qué difiere Plutón de todos los demás planetas? Por Isaac Asimov (http://fisicarecreativa.net/ cienpreguntas/tema023.html) (enlace roto disponible en Internet Archive; véase el historial (http://web.archive.org/web/ */http://fisicarecreativa.net/cienpreguntas/tema023.html) y la última versión (http://web.archive.org/web/2/ http://fisicarecreativa.net/cienpreguntas/tema023.html))

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Fuentes y contribuyentes del artículo

Fuentes y contribuyentes del artículo Mercurio (planeta) Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?oldid=41641617 Contribuyentes: Aioros1990, Airunp, Airwolf, Albireo3000, Alvaro qc, Andrés D., Ankxo, Antón Francho, Arbolesenwiki, Ascánder, Bakkala, Balderai, BuenaGente, Cannatacr, Carlos Quesada, Changcho, Cobalttempest, Concolor, Ctrl Z, Daalpiga, Dark Dake, David0811, Deleatur, Dferg, Diegusjaimes, Diosa, Dodo, Dvdgc, Dvssolidaridad, ELBARTO13, Eamezaga, Eduardosalg, Ejmeza, Elfodelbosque, Eligna, Filex, Gengiskanhg, Gothmog, Greek, HAMM, HUB, Hprmedina, Humberto, Héroe del ruido, Ialad, Ingold, Interwiki, Jarke, Jasev, Javierito92, Jesuson63, Joanjoc, Joseaperez, Jredmond, JuanPaBJ16, Julie, Julimortx, Jurock, Katman, KnightRider, Kokoo, Komputisto, Kordas, Kved, LyingB, Magister Mathematicae, Makete, Makyabela, Maldoror, Manuelt15, Manuguay, Manwë, Martinwilke1980, Matdrodes, Maveric149, Mechusriva, Millars, Moriel, Muro de Aguas, Mutari, Máximo de Montemar, Necros.uy, Nicop, NimRast, Nioger, Nixón, No sé qué nick poner, OTAVIO1981, Otroyo, P.o.l.o., Pablo9000, Pabloallo, Paintman, Pepelisu, Petogo, Petruss, Pichu VI, PoLuX124, Poseidon, Prometheus, Quantanew, Qwertyytrewqqwerty, Rconejo, Reygecko, Rondador, Rαge, Sabbut, Santiago9500, Sarasa, Sauron, Savh, Siabef, Super braulio, Sxim, Tano4595, Tatan36, Template namespace initialisation script, Tico, Tirithel, Tomatejc, Uaxuctum, Varusso, Vivero, Wricardoh, Xatufan, Xgarciaf, Yáser, Zeist Antilles, 323 ediciones anónimas Venus (planeta) Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?oldid=41805578 Contribuyentes: 2504guille, A ver, AQUIMISMO, ATW-KOD, Afterthewar, Agguizar, Albireo3000, Andre Engels, Ankxo, Ascánder, AstroNomo, Axxgreazz, Balderai, BetelMayet, Bluenote, Bluestar-96, Bradfield, Carlos Quesada, Casanova-j, Changcho, Clementito, Cobalttempest, Concolor, Crazy Miner, Ctrl Z, Damifb, Dickrichards, Diegusjaimes, ELBARTO13, Eduardosalg, Egaida, Ejmeza, Elsenyor, FAR, Felipealvarez, Fergarci, 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Xenoforme, Xgarciaf, Xvazquez, Yago AB, Yeza, Yrithinnd, Zeist Antilles, Zifra, Zujany, Zyder, conversion script, Ángel Luis Alfaro, 527 ediciones anónimas Marte (planeta) Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?oldid=41787848 Contribuyentes: 3coma14, 4lex, Acanas, Afterthewar, Agguizar, Aioros1990, Airam8, Alba castells, Albertotrueba, Albireo3000, Alcandorea, Ale flashero, Aleph0, Alpertron, Alvaro-97-xulo, Amglez, Angel GN, Angus, Ankxo, Antur, Antón Francho, Anubis-mx, Arkimedes, Ascánder, AstroNomo, Baiji, Balderai, BatteryIncluded, Bcoto, BetoCG, Biasoli, Bucephala, BuenaGente, CEROZzZ, Caca peluda, Carlos Quesada, Carrero, Changcho, Chewie, Cinabrium, Cobalttempest, CommonsDelinker, Concolor, Cookie, DAVORT, Dalmiroy2k, David0811, DayL6, Defcon2, Deleatur, Der Kreole, Descansatore, Dferg, Diegusjaimes, Digigalos, Diosa, Dodo, Dreitmen, Drjackzon, Ecelan, Edmenb, Edoarado, Edu re3, Eduardosalg, Edub, Ejmeza, Elfodelbosque, Eli22, Elliniká, Eloy, Elwikipedista, Emijrp, Er 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Porao, Prietoquilmes, Prometheus, Psmoguel, Purodha, Quantanew, Qubit, Racapa, Rafiko77, Ran 22, Rastrojo, Renato Caniatti, Rockero141, Rodrigo, Rondador, RoyFocker, Ruberyuka, RubiksMaster110, Rαge, Sabbut, Saloca, Sanbec, Sauron, Sigmanexus6, Sistemo, Skr515, Snakefang, Snakeyes, Socram8888, Sotcr, Taichi, Tano4595, Taragui, Template namespace initialisation script, Tico, Tirithel, Tomatejc, VinternB, Vitamine, Vubo, Wadim, Walter closser, Wikipuzzle, Wricardoh, Xabier, XalD, Xarcken, Xgarciaf, YoaR, conversion script, 631 ediciones anónimas Júpiter (planeta) Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?oldid=41778019 Contribuyentes: Agguizar, Airunp, Albireo3000, Alcandorea, AleMC, Alejandromay, AlfaBeta0104, Allorenteo, Angel GN, Antón Francho, Ascánder, AstroNomo, Astroamics, BL, Balderai, Banfield, Bradfield, Candyman, Car710, Carlos Quesada, Carloto0622, Castagna, Changcho, Chusobcn, Cipión, Cobalttempest, CommonsDelinker, Concolor, Crescent Moon, Cristianrock2, Cuchulainn, 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Tzoc, Hegibeltz, Hilmarz, Hispa, Hondaluzla, Hprmedina, Humberto, Héroe del ruido, Ignacio Icke, Interwiki, Isha, Javierito92, Jesuson63, Jkbw, Jmcalderon, Joffrey tgn, Jorge c2010, Joseaperez, Josetxus, Juamax, Jurock, Ketamino, Kokoo, Kordas, Kristian 71, Kved, Lissa4, Lobillo, Lucien leGrey, Luis Fernando Nuñez Hernandez, Mahey94, Manuguay, Marclluell, Matdrodes, Mauron, Mdiagom, Miguel303xm, Millars, Moriel, Muro de Aguas, Mutari, Netito777, Nicop, Nixón, Octavio, Owairan, P.o.l.o., Pan con queso, Pekinpokon, Percy Meza, Petruss, Phae, Piero71, Piolinfax, PoLuX124, Prometheus, Purodha, Qwertyytrewqqwerty, Rastrojo, Reygecko, Rlinx, Robertomercang, Rondador, Rsg, Sabbut, Sanchezevangelista, Sarcosuchus imperator, Sauron, Sigmanexus6, Taichi, Tatan36, Template namespace initialisation script, Tico, Tirithel, Tomatejc, TonyBallioni, Un Mercenario, Vodka, Wilfredor, Wricardoh, Xgarciaf, Yrithinnd, Zam, Ziitoh, conversion script, 382 ediciones anónimas Urano (planeta) Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?oldid=41818626 Contribuyentes: 4lex, AQUIMISMO, Aibdescalzo, Albireo3000, Alejandrachong, Alexman321, Amoceann, Angel GN, Antur, Antón Francho, Ascánder, BL, Baiji, Balderai, Brískelly, Bucephala, BuenaGente, C'est moi, Camilo, Candeelaa, Carlos Quesada, CommonsDelinker, Cookie, Daalpiga, Daniel Aldana, Dianai, Diego Godoy, Diegusjaimes, Dodo, Driverevil, Edward jesus, Ejmeza, Eligna, FViolat, Gaius iulius caesar, Gato ocioso, Gizmo II, Gothmog, Grillitus, Guille, Gusgus, Heliocrono, Hprmedina, Humberto, Héroe del ruido, Ialad, Ingold, JMCC1, Jasev, Javierito92, Jesuson63, JorgeGG, Joseaperez, Josell2, Jurock, Kokoo, Kordas, Kved, L.Segovia, Laura Fiorucci, Lucien leGrey, Macarrones, Magister Mathematicae, Maldoror, ManuelGR, Manuguay, Manwë, Martínhache, Marvelshine, Matdrodes, Maveric149, Millars, Moriel, Mortadelo2005, Muro de Aguas, Mutari, Najko, Nerk, Nixón, Owairan, P.o.l.o., Pablo9000, Paiconos, Paintman, Paz.ar, Peejayem, Petruss, Prometheus, Purodha, Quantanew, Retama, Reygecko, Ricado Aguilar, Ricardo Aguilar, Rimsky, Rimsky-en, Rondador, Sabbut, Santiago9500, Santiperez, Sauron, Savh, Sigmanexus6, Snakeyes, Soulreaper, Super braulio, Tano4595, Tatan36, Tbasauri, Template namespace initialisation script, Tico, Tirithel, Tomatejc, Wricardoh, Xgarciaf, Xsm34, YoaR, 298 ediciones anónimas

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Fuentes y contribuyentes del artículo Neptuno (planeta) Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?oldid=41707235 Contribuyentes: A ver, Afterthewar, Alberto Salguero, Albireo3000, Alcandorea, Alexman321, Aliciacs, Antur, Aparejador, Ascánder, BL, Balderai, Benassal, Bradfield, Camilo, Camilo Garcia, Camr, Carlos Quesada, Carloto0622, Carutsu, Chico512, Ciberrojopower, Cinabrium, Ctrl Z, Danielba894, David0811, Desatonao, Dferg, Diegusjaimes, Dodo, Dr. Gregorio de la Casa, Eamezaga, Ejmeza, Emend, EriqaPC, FAR, FViolat, Fantasmaaaa, Federicar, Foundling, Furado, Gonis, Greek, Guille, Hejacava007, Hprmedina, Humberto, Héroe del ruido, Icvav, Ingold, IvanStepaniuk, J.M.Domingo, J.delanoy, Jamuki, Javierito92, Jesuja, Jesuson63, Jorge c2010, Jorge horacio richino, Joseaperez, José Daniel, Jurock, KnightRider, Kokoo, Laura Fiorucci, Lauro, Lourdes Cardenal, Magister Mathematicae, Manuguay, Manwë, Martínhache, Matdrodes, Mate.mike7, Millars, Moriel, Muro de Aguas, Mutari, Netito777, Nexmaster, Nicop, Nixón, Owairan, P.o.l.o., Pablo piñeros jaramillo, Paintman, Pan con queso, Petogo, Pieter, Pitxolas, PoLuX124, Prometheus, Quantanew, Rankawito, Ravave, Raystorm, Richard Melo da Silva, Rimsky, Rondador, Rosarinagazo, RoyFocker, Sabbut, Sauron, Scarton, Sebanakin, Superandrys, Tabla, Tano4595, Tatan36, Taty2007, Template namespace initialisation script, Tico, Tirithel, Valentin estevanez navarro, Varano, Wilfredor, Xgarciaf, YoaR, Youssefsan, conversion script, Ñuño Martínez, 274 ediciones anónimas Plutón (planeta enano) Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?oldid=41735264 Contribuyentes: -Vraneth-, 3coma14, 4lex, Administrador n1, Afterthewar, Agguizar, Aibdescalzo, Airunp, Alakasam, Albireo3000, Alex15090, Alhen, Aliciapg, AlienDragon, Anaminx, Aparejador, Ascánder, Baiji, Balderai, Banfield, Barcex, Barrado, Barteik, Benedicto, Beto29, BetoCG, Billyrobshaw, Camilo, Carlos Quesada, Carlukas, CartDestr, Carutsu, Ceronx7, Cesarvmj1993, Chavi, Chewie, Chispis, Cinabrium, Claudio Elias, Cmellib, Comae, CommonsDelinker, Compermisos, Damërung, Deivid, Deleatur, Diegazo, Diegusjaimes, Dodo, Dossier2, Dragonhen, Eamezaga, Echando una mano, Echani, Edmenb, Eduardosalg, Ejmeza, Emijrp, Ente X, Er Komandante, FAR, FDV, Felipealvarez, Fmariluis, Foundling, FrancoGG, Friguron, Gaius iulius caesar, Gauss, Generalpoteito, George McFinnigan, GermanX, GoD RauL, Gonmator, Gothmog, Greek, Gusgus, H0m3r, House, Hprmedina, Humberto, Humo, I Am Weasel, Icvav, Ingold, Irfit, Isha, JMCC1, Jamuki, Jcentel, Jeanpieranaya, Jesuson63, Jmcalderon, Joaquin palomeque, Jorgemty, Jovalcis, Jurock, Jvs65, Kauderwelsch, Kokoo, Kordas, Krysthyan, Kwamikagami, LadyInGrey, Lopezmts, Lucasberso, Mafores, Mahey94, Manumoe, MaratRevolution, Matdrodes, Matias019511, MauriManya, Mfarah, Moriel, Muro de Aguas, Mutari, Máximo de Montemar, Natrix, Nemo, Nerk, Netito777, Nicop, Nix92, Nixón, OrlandoSM, Oscar ., Otiñar, Paz.ar, Pedromexi, Piolinfax, Pirenne, Platonides, PoLuX124, Prometheus, Psion7s, Purodha, Qubit, Queso Cool, Rondador, RoyFocker, Rtohme, Rvr, Sabbut, Sanbec, Sauron, Savh, Skenar, Smilodon, Sotocesaretti, Suskiin, Sxim, Taichi, Tano4595, Tatan36, Template namespace initialisation script, Tesi1700, Tico, Tirithel, Tomatejc, Tonis, Tostadora, Ugly, Vandalo2, VeRcRo, VictorLV, Victormoz, Vubo, Wikipedico wikipedico, Wricardoh, Xavigivax, Xenoforme, Xgarciaf, Yrithinnd, Zerocartoo, Zeroth, Zuirdj, 307 ediciones anónimas

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