Archivos Mensuales: octubre 2010

Movimiento, fuerza y energia

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Entramos a esta importante unidad de la física en donde entraremos en contacto con una de las unidades mas interesantes la física del movimiento, la manera como se desplazan los cuerpos, la fuerza que los impulsa y su manera de comportarse y la energía. Todos estos conceptos se encuentran imbricados en una red que no se puede hablar de una sin la otra, así que primero veamos cada uno de los conceptos y luego trataremos de comprenderla con una serie de ejercicios en donde se vean como funcionan, así que empecemos:

1. Concepto de Movimiento: (1)

movimiento

En mecánica, el movimiento es un fenómeno físico que se define como todo cambio de posición en el espacio que experimentan los cuerpos de un sistema con respecto a ellos mismos o a otro cuerpo que se toma como referencia. Todo cuerpo en movimiento describe una trayectoria.

La descripción y estudio del movimiento de un cuerpo exige determinar su posición en el espacio en función del tiempo. Para ello es necesario un sistema de referencia o referencial.

Cuando estamos sentados en el interior de un automovil en el cual estamos viajando podemos decir que nos estamos moviendo o no, y esto lo haces con referencia a tus sensaciones o al ver como pasan rapidamente arboles,  como cambia el paisaje etc. Con relación al punto de referencia que tomes para ver estos cambios por ejemplo:

– Si tomas como referencia el asiento del automovil, puedes decir que has permanecido en reposo

– Con respecto a la calle puedes decir que ha cambiado.

Estos dos puntos de referencia silla y calle, te sirven para determinar si te has movido o no. (2)

image

Definiremos a continuación los conceptos básicos de la cinemática como lo son: partícula, trayectoria, posición, desplazamiento, velocidad media, velocidad instantánea, aceleración media y aceleración instantánea.

Partícula: (3)

Es un punto material.

Cuando un cuerpo es considerado como una partícula, es porque se le desprecian sus dimensiones geométricas y no hay interés en su estructura interna.

Trayectoria

Es la línea imaginaria que describe la partícula en su movimiento. En la figura 1 se ilustran ejemplos de varias trayectorias:

 

Figura 1

Se acostumbra clasificar los movimientos de acuerdo a la trayectoria seguida por la partícula: si la trayectoria es rectilínea se le denomina movimiento rectilíneo, si es circular, movimiento circular,…

Desplazamiento (4)

El desplazamiento (s) es una magnitud vectorial que esta relacionada con el movimiento, pero una, no conlleva necesariamente a la otra. El desplazamiento de un punto “A” a otro “B”, se realizará a través de una línea recta, por lo tanto utilizará la distancia más corta entre “A” y “B”.
Una partícula que se mueve de un punto a otro, no necesariamente tuvo un desplazamiento, se dice que una partícula se desplazo, sólo cuando su posición final, es diferente a la posición inicial. El que haya existido un movimiento no es suficiente para afirmar que existe un desplazamiento.
Se simboliza por S = Xf – Xi
S = Desplazamiento Xf = Posición Final Xi = Posición Inicial
Para introducir un nuevo concepto analizaremos el siguiente problema:
El vehículo ya estudiado que viaja de Santiago a los andes, utilizando la carretera San Martín, tiene un desplazamiento entre ambas ciudades de 50Km. La pregunta que surge es ¿Por qué, el marcador de Kilómetros del automóvil marca 72 Km.?
Lo anterior se debe a que el vehículo viaja por la carretera, que no es precisamente una línea recta, si no que contiene un sin número de curvas. Este camino utilizado se conoce como “Trayectoria”.


Fig. 2: Diferencia entre desplazamiento y trayectoria.

Velocidad Media o promedio: Es el cuociente entre el Desplazamiento y el intervalo tiempo, en que se produjo el desplazamiento. Esta magnitud es del tipo vectorial.

[m/s] Siendo Xf: Posición Final XI: Posición Inicial

Por ejemplo si un vehículo lleva una velocidad media de 30 [m/s], no implica que éste, en algunos tramos pueda haber llevado una velocidad mayor o menor que 30. (Hasta podría haberse detenido), si no que su promedio fue de 30[m/s].
Rapidez Media: La rapidez media es una magnitud escalar, que nos indica que tan rápido se realizo un movimiento. Está se define como el cuociente entre el camino recorrido (trayectoria) y el tiempo empleado en recorrerlo
Aceleración Media: Esta magnitud vectorial mide cómo varía la velocidad a medida que el tiempo transcurre. Por lo tanto se define como; el cuociente entre la variación de la velocidad y el intervalo de tiempo en que se produce la variación.
Aceleración Instantánea: Se define como la aceleración media que actúa en un instante de tiempo específico, es decir, el límite cuando el intervalo de tiempo tiende a cero.

TIPOS DE MOVIMIENTO

velocidad


Existen diferentes tipos de movimiento que se pueden clasificar a grandes rasgos por su trayectoria, estos movimientos pueden ser rectilíneos o curvilíneos. En esta unidad, nos enfocaremos a estudiar los del tipo rectilíneo.
Movimiento Rectilíneo Uniforme (MRU), es aquel que realiza una partícula cuando su trayectoria esta representada por una recta y además realiza el viaje a una velocidad constante, de hay el nombre de uniforme. La grafica característica de este movimiento es:


Grafica 1: Movimiento Rectilíneo Uniforme.

Al observar la grafica, podemos ver que a medida que el tiempo pasa, el desplazamiento de la partícula aumenta en forma proporcional al tiempo, quedando como resultado una recta, esta recta, nos indica que la velocidad en un MRU es constante (diferente de cero).
Las formulas a utilizar en este tipo de movimiento son:
donde:
x(t) = La posición en función del tiempo xI = Posición inicial
x0 = Posición inicial o de partida xF = Posición final
v = Velocidad t = Tiempo.

Rapidez

rapidez1
Para describir el movimiento de un objeto no es suficiente con indicar la posición inicial, la posición final, el desplazamiento y la trayectoria, hay que considerar el intervalo del tiempo durante el cual se producen los cambios de posición.
De acuerdo  con el tiempo empleado,  podemos determinar cuando un objeto se mueve mas rapido que otro. la rapidez de un objeto se define como el cociente entre la distancia recorrida y e tiempo empleado.

image

Unidades

Tanto la rapidez como la velocidad se calculan dividiendo una longitud entre un tiempo, sus unidades también serán el cociente entre unidades de longitud y unidades de tiempo. Por ejemplo:

  • m/s
  • cm/año
  • km/h

En el Sistema Internacional, la unidad para la rapidez media es el m/s (metro por segundo). 

Tipos de rapidez (5)
Un objeto material cualquiera puede moverse de diferentes maneras, puede hacerlo con una rapidez constante o variable, puede moverse en línea recta o curva, puede ir y venir en una dirección determinada, etc. Son prácticamente infinitas las formas de moverse, sin embargo hay dos tipos de rapidez para describirlos. Una es la rapidez que en cada instante de tiempo tienen los cuerpos cuando se mueven en un cierto intervalo de tiempo, y otra la que nos informa sobre la rapidez con que ocurrió todo el proceso en ese intervalo de tiempo. La primera se llama rapidez instantánea y la segunda se llama rapidez promedio o rapidez media.

En la siguiente animación se observan un camión y una moto desplazándose a lo largo de una calle. El camión se desplaza con rapidez variable y la moto se desplaza con rapidez constante. En este caso la rapidez media del camión es igual a la de la moto pues ambos parten al mismo tiempo y llegan simultáneamente al final de la calle. (Para ver la animación entrar a: http://www.rena.edu.ve/TerceraEtapa/Fisica/Rapidez.html

Definición de rapidez media:
Rapidez media es el cociente entre la distancia recorrida por un objeto material y el intervalo de tiempo empleado en recorrer esa distancia. Operacionalmente es:

Esta definición es válida para cualquier tipo de movimiento curvo o rectilíneo.

Definición de rapidez instantánea.
Existen movimientos con desplazamientos variables por unidad de tiempo, se dice en estos casos que la rapidez es variable en el tiempo. La rapidez instantánea se refiere a la rapidez que en cada instante tiene un cuerpo en este tipo de movimientos. Parece contradictorio hablar de algo que se está moviendo en un instante de tiempo, pues para que haya movimiento es necesario que haya desplazamiento y esto ocurre al transcurrir el tiempo. El concepto se refiere a la rapidez que el objeto tiene en intervalos de tiempo tan cortos ( ¡casi cero! ) que se puede considerar que la rapidez se mantiene constante en ese intervalo.

De hecho una manera de medirlo se basa en esta idea, la rapidez se deriva del cociente entre un desplazamiento muy pequeño y el intervalo correspondiente de tiempo, el cual será muy pequeño también..

Si un cuerpo se mueve con rapidez constante, la rapidez media e instantánea coincidirán en valor numérico aunque ambos conceptos tengan significados diferentes


Significado de la rapidez media.
En la figura se muestra una vista área de el camino seguido por un móvil(carro, persona, animal, avión, cohete, etc), el cual partiendo del punto A llega al punto B en 4 minutos. Luego avanza de B a C y tarda 5 minutos en hacerlo. Finalmente avanza de C a D y tarda 7 minutos en recorrer ese tramo. Cada trayecto recto del camino tiene la misma longitud y es igual a 200 metros.

La longitud completa del camino desde A hasta D es de 12 km. y el tiempo empleado en recorrerlo es de 7 horas, la rapidez media para este trayecto es:

Este resultado nos dice que si el móvil se desplaza con una rapidez constante de 2,25 km/hora recorrerá el trayecto completo de 600 metros en 16 minutos. Aunque el movimiento haya sido con rapidez variable, la rapidez promedio o media nos da información global sobre la rapidez del movimiento.

¿Cómo se mide la rapidez?
Cada fenómeno requiere de un diseño particular y especial para medir la rapidez. No es lo mismo medir la rapidez del viento que la rapidez de un carro o la de la Luz. A continuación algunos ejemplos sobre la medida de la rapidez.

rapidez canica

Graficas distancia-tiempo

Es posible  analizar el movimiento de un objeto  a partir de gráficas de distancia – tiempo que se representan en el plano cartesiano. Para ello registramos la distancia  recorrida por un  movil en diferentes valores de tiempo, La distancia se representa en el eje vertical y  el timpo en el eje horizontal .
Para comprender este tema vamos a la siguiente animación cortesia de Colombia aprende y elaborado por
INTEL-Skoool: (6)

http://www.colombiaaprende.edu.co/recursos/skoool/quimica_y_fisica/graficos_de_distancia_tiempo/index.html

Luego de ver esta aplicación realiza el siguiente applet que simula el movimiento rectilíneo de una moto para algunos valores de la posición inicial, velocidad inicial y aceleración constante. (7)

Con él puedes estudiar algunos casos de movimientos uniformes (cuando a= 0) y de movimientos uniformemente acelerados para valores positivos y negativos de la aceleración.

  • Una vez que hayas introducido los parámetros del movimiento que desees estudiar, pulsa Lanzar y comenzará el movimiento así como la construcción de las gráficas e-t, v-t y a-t del mismo.
  • Con el botón Reinicio puedes volver a la situación inicial cuando desees.
  • El applet sólo admite valores negativos para la aceleración cuando la velocidad inicial es positiva o cuando la velocidad inicial es cero pero la posición inicial no.
  • Puedes detener y reanudar el proceso pulsando con el ratón.

Prueba con distintos movimientos y saca tus propias conclusiones sobre la relación que existe entre cada uno de ellos y sus gráficas. Más adelante estudiaremos el significado de la pendiente en las gráficas e-t y v-t, el significado del área en las gráficas v-t y la relación que existe entre las propias gráficas.

image

http://www.educaplus.org/movi/3_2applet.html

En el siguiente recurso encontraras diferentes actividades que te llevan a comprender mejor el tema:

http://www.educaplus.org/movi/3_2graficas.html

Aceleración (8)

Los conceptos de velocidad y aceleración están relacionados, pero muchas veces se hace una interpretación incorrecta de esta relación.

Muchas personas piensan que cuando un cuerpo se mueve con una gran velocidad, su aceleración también es grande; que si se mueve con velocidad pequeña es porque su aceleración es pequeña; y si su velocidad es cero, entonces su aceleración también debe valer cero. ¡Esto es un error!

La aceleración relaciona los cambios de la velocidad con el tiempo en el que se producen, es decir que mide cómo de rápidos son los cambios de velocidad:

  • Una aceleración grande significa que la velocidad cambia rápidamente.
  • Una aceleración pequeña significa que la velocidad cambia lentamente.
  • Una aceleración cero significa que la velocidad no cambia.

La aceleración nos dice cómo cambia la velocidad y no cómo es la velocidad. Por lo tanto un móvil puede tener un velocidad grande y una aceleración pequeña (o cero) y viceversa.

Como la velocidad es una magnitud que contempla la rapidez de un móvil y su dirección, los cambios que que se produzcan en la velocidad serán debidos a variaciones en la rapidez y/o en la dirección.

La aceleración es una magnitud vectorial que relaciona los cambios en la velocidad con el tiempo que tardan en producirse. Un móvil está acelerando mientras su velocidad cambia.

En Física solemos distinguir ambos tipos de cambios con dos clases de aceleración: tangencial y normal.

La aceleración tangencial para relacionar la variación de la rapidez con el tiempo y la aceleración normal (o centrípeta) para relacionar los cambios de la dirección con el tiempo.

Normalmente, cuando hablamos de aceleración nos referimos a la aceleración tangencial y olvidamos que un cuerpo también acelera al cambiar su dirección, aunque su rapidez permanezca constante.

Como estas páginas están dedicadas al estudio de los movimientos rectilíneos, y en ellos no cambia la dirección, sólo vamos a referirnos a la aceleración tangencial. Pero recuerda: ¡si el movimiento es curvilíneo, no podemos olvidarnos de la aceleración normal!

Una característica de los cuerpos acelerados es que recorren diferentes distancias en intervalos regulares de tiempo:

Intervalo

Rapidez media

durante el intervalo

Distancia recorrida
durante el intervalo

Distancia total
(desde t = 0)

0 – 1 s

5 m/s

5 m

5 m

1 s – 2 s

15 m/s

15 m

20 m

2 s – 3 s

25 m/s

25 m

45 m

3 s – 4 s

35 m/s

35 m

80 m

Observa que al ser diferente la rapidez media de cada intervalo, la distancia recorrida durante el mismo es también diferente.

Aceleración constante

La tabla anterior muestra datos de un movimiento de caída libre, donde observamos que la rapidez cambia en 10 m/s cada segundo, es decir que tiene una aceleración de 10 m/s/s o 10 m/s².

Como el cambio de la velocidad en cada intervalo es siempre el mismo (10 m/s/s), se trata de un movimiento de aceleración constante o uniformemente acelerado.

Otra conclusión que podemos sacar de los datos anteriores es que la distancia total recorrida es directamente proporcional al cuadrado del tiempo. Observa que al cabo de 2 s la distancia total recorrida es cuatro (2²) veces la recorrida en el primer segundo; a los 3 s la distancia recorrida es nueve (3²) veces mayor que la del primer segundo y a los 4 s es 16 veces (4²) esa distancia.

Los cuerpos que se mueven con aceleración constante recorren distancias directamente proporcionales al cuadrado del tiempo.

Aceleración media

La aceleración (tangencial) media de un móvil se calcula utilizando la siguiente ecuación:

Con ella calculamos el cambio medio de rapidez en el intervalo de tiempo deseado.

Para conocer la aceleración instantánea se puede utilizar la misma aproximación que hicimos para el caso de la velocidad instantánea: tomar un intervalo muy pequeño y suponer que la aceleración media en él equivale a la aceleración instantánea.

Unidades

Como puedes deducir de la ecuación anterior, la aceleración se expresa en unidades de velocidad dividida entre unidades de tiempo. Por ejemplo:

  • 3 (m/s)/s
  • 1 (km/h)/s
  • 5 (cm/s)/min

En el Sistema Internacional, la unidad de aceleración es 1 (m/s)/s, es decir 1 m/s².

Dirección de la aceleración

Como la aceleración es una magnitud vectorial, siempre tendrá asociada una dirección. La dirección del vector aceleración depende de dos cosas:

  • de que la rapidez esté aumentando o disminuyendo
  • de que el cuerpo se mueva en la dirección + o – .

El acuerdo que hemos tomado es:

Si un móvil está disminuyendo su rapidez (está frenando), entonces su aceleración va en el sentido contrario al movimiento.

Si un móvil aumenta su rapidez, la aceleración tiene el mismo sentido que la velocidad.

webgrafia

1 http://es.wikipedia.org/wiki/Movimiento_%28f%C3%ADsica%29
2 http://www.medtelecom.net/slopez/apuntes1bat/tema6.pdf
3 http://www.unalmed.edu.co/~daristiz/preuniversitario/unidades/cinematica/definiciones/concepto/
4 http://simonlopeza.blogspot.com/2006/03/cinematica.html
5 http://www.rena.edu.ve/TerceraEtapa/Fisica/Rapidez.html
6 http://www.colombiaaprende.edu.co/html/mediateca/1607/article-153826.html
7 http://www.educaplus.org/movi/3_2graficas.html
8 http://www.educaplus.org/movi/2_6aceleracion.html

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Mezclas y combinaciones

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En nuestra vida diaria tenemos  que mezclar diversas sustancias para obtener muchos productos, por ejemplo cuando hacemos un jugo tendremos que mezclar el agua (solvente) con una fruta o una caja de saborizante (soluto), Hay mezclas que se pueden separar por diversos medios mecánicos o por medios físicos  como hemos visto en clase. Veamos un poco mas de las combinaciones que son un poco mas complejas y que por sus propiedades cambian las diferentes sustancias y en muchos casos es de difícil separación. Por ejemplo cuando vamos a desayunar mezclamos el agua con el café y obtenemos una sabrosa taza de café, sin embargo para lograr que ambos elementos se unan necesitamos del calor que nos ayude a fusionar ambas sustancias, en otras situaciones cotidianas  vemos como se hacen estas combinaciones cuando se hacen recetas en la cocina y obtenemos productos totalmente diferentes y de unos sabores muy particulares que no fuesen posiblemente con cada sustancias individualmente, veamos entonces un poco mas de las combinaciones y sus resultados tanto en el hogar como en procesos industriales.

 mezcla1

Muchas (1) veces hemos prestado especial atención, cuando desayunamos, al mezclar el agua caliente con el café y el azúcar, hemos observado cómo cambian de aspecto cada uno de los elementos que hemos mezclado y la característica que toma este líquido, o la leche, que nos gusta tanto, su color y consistencia peculiar. Y es aún más llamativo cuando estamos presentes en la construcción de una casa, y miramos cómo los trabajadores mezclan el cemento, la arena y el agua, obteniendo un nuevo compuesto entre sólido y líquido, que después de unos días, al secarse, se convierte en concreto, muy sólido, pesado y resistente, que formará parte del sostén y protección de la casa.

Cuando estamos enfermos y visitamos al médico y él nos receta varios medicamentos, que debemos tomar al pie de la letra, no nos percatamos de que cada medicamento es una combinación de varias sustancias en cantidades exactas, para que vayan curando nuestras dolencias. Los profesionales que fabrican las tabletas, los jarabes, las cremas, el líquido de las inyecciones, con gran experiencia, realizan los cálculos de las cantidades exactas que cada medicamento debe contener de cada sustancia para combinarlas; para que nosotros podamos, luego de este largo proceso, adquirir las medicinas en la farmacia y restablecer nuestra salud para continuar aprendiendo lo maravilloso que la naturaleza nos ofrece.

Recordemos: Los elementos químicos son sustancias constituidas por átomos, que son la menor unidad de materia que puede intervenir en una combinación química, los átomos tienen características específicas, son cuerpos simples imposibles de descomponerse en otros más simples por métodos químicos. Existieron desde el inicio de la humanidad y se han convertido en la materia prima para obtener un sin número de beneficios que han significado adelantos importantes, para bien común de los seres humanos. Los compuestos químicos surgen a partir de la unión de dos o más elementos químicos, adquieren características propias, sin depender de las características de los elementos que los conforman, se pueden descomponer en sus elementos constitutivos por métodos químicos.

nariz

Mezclas

Al hablar de una mezcla diremos que es la unión de dos o más sustancias o compuestos, en la que cada una mantiene sus propiedades; y luego pueden separarse fácilmente por acción mecánica, obteniéndose las sustancias primarias sin ninguna alteración. Para ilustrar este concepto te invitamos a realizar el siguiente experimento Materiales: Una hoja de papel Un imán Una cucharada de tierra seca Un cuarto de cucharada de limallas de hierro. Procedimiento: Coloca sobre la hoja de papel la tierra uniendo con las limallas de hierro (esto es la mezcla), siendo la tierra y las limallas las sustancias o componentes primarios; extiende la mezcla sobre la mitad de la hoja, por debajo del papel pasa el imán hacia la mitad que no contiene mezcla (el paso del imán es una acción mecánica) lo que observarás es que las limallas son atraídas por el imán, separándose éstas de la tierra, obteniendo nuevamente, sin alteración alguna, las dos sustancias primarias.

Características de las mezclas

Para que se pueda llevar a cabo una mezcla es necesario que se cumplan ciertas características:

Que las sustancias que intervengan no pierdan sus propiedades.

Ejemplo: al mezclar, en un vaso con agua, una cucharada de sal,

el agua sigue siendo líquida y la sal no perdió su sabor salado.

La cantidad de sustancias que forman una mezcla puede ser variable.

Ejemplo: Si al vaso de agua se le agrega una o tres cucharadas de sal.

Cuando se unen las sustancias para formar la mezcla no hay desprendimiento ni absorción de energía eléctrica, calorífica o luminosa.

Ejemplo: al mezclar el agua con la sal no hay desprendimiento de electricidad, calor o luz.

Las sustancias que intervienen pueden separarse por acciones mecánicas o físicas.

Ejemplo: mediante la evaporación del agua por la acción del calor, podemos volver a obtener la sal.

tipos de mezclas

Las mezclas pueden ser homogéneas o heterogéneas

Mezclas homogéneas.- Son en las que las sustancias que intervienen no se pueden diferenciar a simple vista.

Ejemplo: la sangre, solo al verla no podemos diferenciar el plasma de los elementos figurados.

Otros ejemplos de mezcla homogéneas: la leche, el aire, el agua.

Mezclas heterogéneas.- Son las mezclas en las que las sustancias que intervienen se pueden diferenciar a simple vista.

Ejemplo: el agua con el aceite, es un ejemplo muy claro de mezcla heterogénea. Como tú sabes el aceite es una sustancia oleosa,  que nunca pueden unirse con el agua  ya que por ser más liviano flota sobre el agua.

Otros ejemplos de mezclas heterogéneas : las limaduras de hierro con agua, el arroz con el agua.

Según el estado de los componentes de la mezcla, éstas pueden ser:

Sólido – sólido          Ejemplo: Arroz y arena

Sólido – líquido         Ejemplo: Piedras y agua

Líquido – líquido       Ejemplo: Agua y jugo de limón

Líquido – Gas             Ejemplo: Agua y gas carbónico

Gas – Gas                    Ejemplo: El aire que respiramos.

Procesos para separar mezclas

Las sustancias o componentes que integran una mezcla pueden separarse por métodos como:

Evaporación.- Este proceso separa las mezclas de sólidos con líquidos. Al colocar la mezcla al fuego, se calienta el líquido y pasa a estado gaseoso (se evapora) y el sólido permanece en el fondo del recipiente.

Sedimentación.-  Separación de los componentes de una mezcla de sólidos  con líquidos por acción de la gravedad; en este proceso la sustancia más pesada se precipita o baja al fondo del recipiente y el líquido se mantiene sobre este.

Magnetismo.-  Proceso que separa los componentes por acción  del poder que tienen algunos cuerpos de atraer  metales como el hierro, acero y otro  .  Recuerda el experimento que realizamos para separar las limaduras del hierro de la tierra.

Flotación.- En este proceso se puede dar mezclas entre sólido – líquido o líquido – líquido, en las que la sustancia menos pesada flota sobre el líquido.

Filtración.-  Proceso para separar, mezclar entre sólido – sólido  o sólido – líquido, con la ayuda de un filtro.- Aparato a través del cual se hace pasar un líquido que se desea clasificar .  O también las partículas pequeñas de un sólido.

Combinaciones

20070924klpcnafyq_29.Ees.SCO Combinación es la unión de dos o más componentes que forman una nueva sustancia, en la cual es imposible identificar las características que tiene los componentes y no se pueden separar usando procedimientos físicos o mecánicos sencillos. En las combinaciones las sustancias o componentes que intervienen deben ir en cantidades exactas. Ejemplo: Al combinarse varios compuestos químicos en cantidades exactas para fabricar las medicinas. Otros ejemplos de combinaciones. Al quemar una madera intervienen tanto el aire como el fuego y se producen sustancias diferentes como son el humo y el carbón en que queda convertida la madera. Ya no podemos obtener la madera que por acción del fuego se convirtió en otro elemento, (carbón). Al dejar un objeto de metal en contacto con agua o humedad en este se forma óxido. Otros ejemplos de combinaciones son: el agua, el aire, la leche, la sal.

Características de las combinaciones.

Las sustancias que intervienen pierden sus propiedades. Ej. Luego de quemar un papel; ya no podemos volver a obtener el papel, este se ha convertido en humo y ceniza. La cantidad de sustancias que intervienen en las combinaciones es exacta. Ejemplo: la combinación del aire es : Nitrógeno (N) = 78.08%, Oxígeno (O2 ) =20.95, Gases raros = 0.97% Las sustancias que intervienen no pueden separarse por acciones mecánicas o físicas sencillas. Ejemplo: Una tableta de aspirina no se puede separar en sus compuestos.

quimica quimica-inorganica

LEYES DE LAS COMBINACIONES QUÍMICAS (2)

Leyes de las combinaciones químicas

Las hipótesis de los filósofos griegos sobre la discontinuidad de la materia y su composición por partículas indivisibles, indestructibles e inmutables, denominadas átomos, se convirtió en teoría en 1803, gracias a Dalton (1766-1844). Éste se basó en las experiencias de Boyle (1627-1691) con gases, de Lavoisier (1743-1794) con combustiones, de Proust (1754-1826) sobre combinaciones entre los elementos y en las suyas propias. Fruto de estas experiencias son las leyes fundamentales de las combinaciones químicas, leyes cuantitativas basadas en la medida de volúmenes de gases y en la pesada con balanza de sustancias puras y mezclas.

Ley de Lavoisier o de conservación de la masa

Lavoisier enunció la ley de conservación de la masa para las reacciones químicas, según la cual en todas las reacciones químicas se cumple que la suma de las masas de los reactivos es igual a la suma de las masas de los productos.

En la figura se representa la comprobación experimental de la ley de Lavoisier. El carbonato de calcio (CaCO3) se transforma en óxido de calcio (CaO) y dióxido de carbono (CO2) por la acción del calor, sin que varíe la masa durante el proceso.

Ley de Proust o de las proporciones definidas

En 1799, Proust (1754-1826) concluyó que la composición de una sustancia pura es siempre la misma, independientemente del modo en que se haya preparado o de su lugar de procedencia en la naturaleza. Así, por ejemplo, el agua pura contiene siempre un 11,2% de hidrógeno y un 88,8% de oxígeno.

Según esto, para obtener en el laboratorio 100 gramos de agua pura hay que hacer reaccionar las cantidades mencionadas. Como la relación entre oxígeno e hidrógeno es constante en el caso del agua pura, se puede deducir que:

Este hecho, comprobado en cientos de compuestos, se conoce como la ley de las proporciones definidas y se puede enunciar de dos formas:

  • Cuando dos o más elementos químicos se combinan para formar un determinado compuesto, lo hacen según una relación constante entre sus masas.
  • Cuando un determinado compuesto se separa en sus elementos, las masas de éstos se encuentran en una relación constante que es independiente de cómo se haya preparado el compuesto, de si se ha obtenido en el laboratorio o de su procedencia.

Las consecuencias de esta ley son importantes para la química, no sólo como método para identificar un compuesto, sino también para conocer las cantidades de las sustancias que reaccionan entre sí.

Ley de Dalton o de las proporciones múltiples

Dalton comprobó en el laboratorio que, al hacer reaccionar cobre con oxígeno en diferentes condiciones, se obtenían dos óxidos de cobre diferentes que, dependiendo de las condiciones, podían combinarse de forma distinta, pero que sus masas siempre estaban en una relación de números enteros.

Llegó a la misma conclusión con otros experimentos realizados en el laboratorio y dedujo la ley de las proporciones múltiples, cuyo enunciado es: las cantidades de un mismo elemento que se combinan con una cantidad fija de otro para formar varios compuestos, están en una relación de números enteros sencillos 1:1, 2:1, 1:2, 1:3, 3:1, 2:3, 5:3, etcétera.

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Ley de las proporciones múltiples de Dalton para dos óxidos de cobre.

Ley de Gay-Lussac o de los volúmenes de combinación

Gay-Lussac (1778-1850) observó que al reaccionar un volumen de oxígeno con dos volúmenes de hidrógeno (esto es, un volumen doble que el primero), se obtenían dos volúmenes de vapor de agua, siempre y cuando los volúmenes de los gases se midieran a la misma presión y temperatura.

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Dispositivo para la medida del volumen del gas desprendido en una reacción.

Según la ley de los volúmenes de combinación o de Gay-Lussac, en la que intervienen gases, los volúmenes de las sustancias que reaccionan y los volúmenes de las que se obtienen de la reacción están en una relación de números enteros sencillos, siempre y cuando la presión y la temperatura permanezcan constantes.

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Ley de los volúmenes de combinación aplicada al agua.


 

Fuentes:

1 http://www.edufuturo.com/educacion.php?c=1923
2 http://www.hiru.com/quimica/leyes-de-las-combinaciones-quimicas

 

 

Los biomateriales

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Los biomateriales son materiales farmacológicamente inertes, utilizados para ser incorporados o implantados dentro de un organismo vivo para reemplazar o restaurar alguna función permaneciendo en contacto permanente o intermitente con fluidos corporales. Desde la antigüedad el hombre ha experimentado con cierto tipo de implantes como el oro, la madera o el vidrio para mejorar la visión, en odontología fue muy popular el reemplazo de piezas dentales y colocándoles trozos de oro o reemplazándoles completamente. En la actualidad vemos toda una explosión de implantes debido al descubrimiento de nuevos materiales inertes que permiten reemplazar partes del organismo que se han visto afectados en un accidente o enfermedad o por la estética ya que se desea que determinadas partes del cuerpo tengan un contorno diferente. veamos entonces algunas características de estos materiales y lo que la medicina y la industria están usando con ellos.

corazonartifiacial

LOS BIOMATERIALES se pueden definir como materiales biológicos comunes tales como piel, madera, o cualquier elemento que remplace la función de los tejidos o de los órganos vivos. En otros términos, un biomaterial es una sustancia farmacológicamente inerte diseñada para ser implantada o incorporada dentro del sistema vivo. (1)

Los biomateriales se implantan con el objeto de remplazar y/o restaurar tejidos vivientes y sus funciones, lo que implica que están expuestos de modo temporal o permanente a fluidos del cuerpo, aunque en realidad pueden estar localizados fuera del propio cuerpo, incluyéndose en esta categoría a la mayor parte de los materiales dentales que tradicionalmente han sido tratados por separado.

Debido a que los biomateriales restauran funciones de tejidos vivos y órganos en el cuerpo, es esencial entender las relaciones existentes entre las propiedades, funciones y estructuras de los materiales biológicos, por lo que son estudiados bajo tres aspectos fundamentales: materiales biológicos, materiales de implante y la interacción existente entre ellos dentro del cuerpo. Dispositivos como miembros artificiales, amplificadores de sonido para el oído y prótesis faciales externas, no son considerados como implantes.

implantes dentales

¿Qué son los biomateriales, cuál es su utilización actual y su futuro previsible? (2)

El uso odontológico de la madera, plata y el oro o el del vidrio para mejorar la visión se remonta en algunos casos a hace más de dos milenios. Sin embargo, la eclosión tuvo lugar cuando a finales del siglo XIX se descubrieron los polímeros sintéticos como el PMMA (polimetilmetacrilato) usado por los dentistas desde 1930, el acetato de celulosa utilizado en los tubos de diálisis desde 1940, el dacron para injertos vasculares o el polieteruretano empleado en los cinturones femeninos, útil como material cardiaco.

Es inmediato que debido a la finalidad de su utilización los principales problemas de los biomateriales guardan relación con su biocompatibilidad, propiedades mecánicas y adaptabilidad. Los progresos actuales en la ciencia de los materiales están posibilitando la mejora de las utilizaciones clásicas de los biomateriales así como el diseño de nuevas y prometedoras aplicaciones. En general, se podrían señalar tres situaciones diferentes: el pasado, con el énfasis en la eliminación de tejidos; el presente, con el objetivo principal de la sustitución de tejidos; y el futuro, con el fascinante tema de la regeneración de tejidos.

implantacion_bioprotesis_protesis_valvular_aortica protesis de mano

Los biomateriales tienen un campo de aplicación muy amplio que se extiende desde dispositivos de uso masivo y cotidiano en centros de salud como es el caso de jeringas, vendajes, catéteres, bolsas para suero y sangre, y recipientes para residuos -hasta sofisticadas piezas que se emplean para promover la regeneración de tejidos o para reemplazar órganos

Veamos algunos ejemplos en donde se pueden aplicar estos biomateriales: (3)

LOCALIZACIÓN

DISPOSITIVO

ETIOLOGÍA

MATERIALES

OJO

Lente intraocular

Lentes de contacto

Vendaje corneal

Lente intraocular

Lentes de contacto

Vendaje corneal

Lente intraocular

Lentes de contacto

Vendaje corneal

NARIZ Rinoplastía

Nariz congénita en silla

Silicona
BARBILLA Protesis de barbilla Barbilla recesiva Silicona
BOCA

Protesis mandibular

Traumatismo, anquilosis ProplastTM
CARA Prótesis facial

Traumatismo

Acrílico, PVC, poliuretanos
CORAZÓN Y SISTEMA VASCULAR Marcapasos cardiaco Arritmía, bloqueo cardíaco Epoxi, Sil, PTFE, A.Inox, Ti
Prótesis valvulares

Enfermedades valvulares

Carbón pirolítico, Ti, PFTE, silicona, tejido reprocesado
Bombas intra-aórticas Pacientes con necesidad de asistencia cardíaca Poliuretanos segmentados, copolímeros uretano-silicona
Oxigenadores sanguíneos Cirugía a corazón abierto Policarbonato (PC), cauchos de silicona, poliacetales
Almacenado de sangre y sistemas de liberación Traumatismo, cirugía, enfermedades Vinilos, poliacetales
Prótesis arteriales Arteriosclerosis, aneurismas Tejido de poliéster o PTFE
Suturas biodegradables Traumatismo o enfermedad Poliuretanos (PU), polilactidas
SISTEMA DIGESTIVO Segmentos gastroinstestinales Traumatismo o enfermedad Silicona, PVC, nylon, poliacrilatos
Segmentos de esófago Traumatismo o enfermedad PE, polipropileno (PP), PVC
ESQUELETO Placa craneal Traumatismo

Acrílico, Ti (malla)

Articulaciones de rodilla, dedos y otras Artritis, traumatismo Compuestos PE-fibra de carbono, PU, silicona
Reparación de huesos Hidroxiapatita, acrílico
Tendones artificiales Tendonitis, traumatismo Silicona, poliéster
Músculo artifical pasivo Atrofía muscular, traumatismo Silicona, poléster

implante coclear lentes-de-contacto

En la actualidad, en el mundo de los biomateriales se formulan tres importantes cuestiones: (4)
– ¿Qué calidad de vida proporcionarán?
– ¿Cuánto durarán?
– ¿Cuál es su precio?
Las respuestas no son en ningún caso satisfactorias al cien por cien; sin embargo, sí son positivas en líneas generales para
un elevado número de pacientes. Para llegar, o al menos aproximarse a ese cien por cien deseado, hay todavía mucho trabajo
por hacer, desde los campos investigador, médico, técnico e industrial.
A los biomateriales, materiales implantables intracorporalmente, se les exige que lleven a cabo una función adecuada y no
ocasionen ningún daño al organismo. Entre sus características es imprescindible que sean biocompatibles, esto es,
biológicamente aceptables.
Factores decisivos a la hora de evaluarlos son su biocompatibilidad y su duración, ya que estos materiales tienen que
permanecer en contacto con los tejidos vivos, por lo que es imprescindible que posean una buena compatibilidad, es decir, que
no se produzcan reacciones no deseadas en la interfaz tejido-material, y que mantengan sus prestaciones durante el tiempo
que tengan que estar en servicio.

Como podemos ver la medicina usa de forma frecuente este tipo de biomateriales para muchos usos que van desde arreglar nuestro aspecto o poder salvarnos la vida, sin embargo es muy frecuente también encontrar otras situaciones que desdibujan un tanto el noble propósito de estos materiales, veamos un poco mas sobre esta situación.

LA VANIDAD NOS PUEDE CAUSAR ………….LA……………MUERTE (5)

silicona silicona_2

Algunas mujeres arriesgan mucho en pos de la perfección de sus cuerpos. Se someten a dietas rigurosas para adelgazar, y lo logran, hasta casi desaparecer. Otras se inyectan tanto botox que terminan pareciendo un goldfish con sobrepeso. Y si el asunto se les va de las manos y termina obsesionándolas, hacen cita con el cirujano estético con la misma frecuencia con que van al peluquero.
El de la belleza a toda costa es un dilema cotidiano para muchas famosas. La lista de las que han pasado por el bisturí es extensa, y algunas hasta han ganado el mote de “reinas de la cirugía plástica”, como es el caso de Cher, Melanie Griffith, Pamela Anderson, Donatella Versace, Jocelyn Wildenstein y la mexicana Paty Manterola.
Pero el riesgo más grande que enfrenta una mujer cuando se somete a cirugía estética no es el de quedar peor que antes, o el sufrir una deformación de la zona intervenida. Sucesos recientes como el escándalo protagonizado por la cantante mexicana Alejandra Guzmán, quien en busca de unos glúteos de ensueño casi pierde la vida, alertan sobre el lado oscuro de estos procedimientos.
Aunque actualmente la mayoría de las cirugías estéticas están consideradas como intervenciones de rutina, con un mínimo de complicaciones post operatorias, los riesgos existen como en cualquier visita al quirófano, y pueden ser tanto para la salud como estéticos. Entre los primeros se incluyen desde posibles alteraciones funcionales, neurológicas y psicológicas, hasta reacciones alérgicas a la anestesia, necrosis de tejidos, rechazo de implantes, infecciones y, en casos extremos, la muerte.
Las cicatrices pueden considerarse un riesgo estético. Una cicatriz será mayor o menor en dependencia de los genes, pero sobre todo del cuidado del paciente. Durante el proceso de recuperación pueden surgir moretones, hinchazones y bultos bajo la piel, y la mejor forma de prevenirlas es el reposo y el tratamiento adecuados.Una de las cirugías estéticas más demandas, y también una de las más riesgosas, es la del implante de seno. La paciente puede sufrir dolor, deformidad o infecciones graves. Entre las complicaciones más frecuentes está la deflación, rotura o pérdida en los implantes, con la consecuente reducción en el tamaño del seno, acompañado de dolor o hinchazón.

La recurrida liposucción, al ser un procedimiento simple, es realizada en ocasiones por personal no calificado o en clínicas que no reúnen las condiciones necesarias para enfrentar eficazmente una urgencia médica debido a complicaciones. Mejor pónte en manos de un especialista e indague bien sobre el lugar donde se realizará su lipo.

Fuentes:

1 http://bibliotecadigital.ilce.edu.mx/sites/ciencia/volumen1/ciencia2/37/htm/sec_14.htm
2 http://servicios.laverdad.es/cienciaysalud/6_3_33.html
3 http://www.cienciahoy.org.ar/hoy49/biomat00.htm
4 http://www.aecientificos.es/empresas/aecientificos/documentos/Biomateriales.pdf
5 http://exportaciondeturismoaccesiblepara-discapacitdos.over-blog.com/article-la-vanidad-nos-puede-causar-la-muerte-43346714.html

   

Sistema solar: Otros cuerpos

Estándar

Además de los planetas y los satélites que los orbitan, nuestro sistema solar contiene otros cuerpos que  requieren ser registrados, para ello la Unión Astronómica Internacional (UAI) ha establecido diferentes categorías, como planetas enanos para aquellos cuerpos que no son satélites pues no giran alrededor de los planetas, los asteroides en el cinturón de asteroides y otros cuerpos como los cometas que se han encontrado en el cinturón de Kuiper. Dentro de estos cuerpos el mas famoso por la controversia que se ha generado por su desclasificación como planeta es Plutón, veamos entonces algunos de los mas famosos encontrados hasta el momento.

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Planetas Enanos (1)

En el 2006, la Unión Astronómica Internacional (IAU por sus siglas en Inglés, International Astronomical Union) aprobó un nuevo esquema de clasificación para los planetas y objetos más pequeños de nuestro Sistema Solar. Su esquema incluye tres clases de objetos: "pequeños cuerpos del Sistema Solar"(incluyendo la mayoría de asteroides y cometas), los planetas mucho más grandes (incluyendo a la Tierra , Júpiter, y así sucesivamente), y la nueva categoría de "planetas enanos" de tamaño intermedio.

Actualmente hay cinco planetas enanos oficiales. Plutón, solía ser el más pequeño de los "nueve planetas traditionales", pero fue degradado a planeta enano. Ceres, el asteroide más grande del cinturón principal de asteroides entre Marte y Júpiter, también fue declarado planeta enano. Los otros tres planetas enanos (¡por ahora!) son Eris, Makemake, y Haumea. Plutón, Makemake, y Haumea orbitan el Sol en las zonas exteriores congeladas de nuestro Sistema Solar, en el Cinturón de Kuiper. Eris, también un objeto Tran-neptuniano, está incluso más lejos.

¿Cuál es la diferencia entre los planetas regulares y los planetas enanos? Como puedes suponer, es en parte una cuestión de tamaño, siendo más pequeños los planetas enanos. ¿Pero cuán grande necesita ser un planeta para convertirse en un planeta hecho y derecho en vez de un enano? Pudieras pensar que el requisito mínimo de tamaño es arbitrario, pero la decisión de tamaño está realmente basado en otras características del objeto y de su historia en el Sistema Solar.

Tanto los planetas como los planetas enanos orbitan el Sol, no otros planetas (en ese caso los llamamos lunas). Ambos deben ser lo suficientemente grandes para que su propia gravedad les haya provocado forma de esfera; esto elimina numerosos cuerpos más pequeños como la mayoría de los asteroides, muchos de los cuales tienen formas irregulares. Los planetas despejan objetos más pequeños de sus órbitas aspirando a los pequeños cuerpos o arrojándolos fuera de órbita. Los planetas enanos, con sus gravedades más débiles, no pueden limpiar sus órbitas.

Aunque actualmente sólo hay cinco planetas enanos, se espera que su número crezca. Los científicos estiman que podrían haber 70 planetas enanos entre los objetos externos del Sistema Solar ya descubiertos. Ya que no sabemos los tamaños reales o las formas de muchos de los objetos que hemos encontrado (debido a que se encuentran muy lejos), no podemos determinar si realmente son planetas enanos o no.

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Veamos algunos de estos cuerpos en detalle:

Ceres, descubierto en 1801, fue considerado el primer asteroide descubierto por el hombre. Se encuentra entre Marte y Júpiter, y debe su nombre a la diosa romana de las plantas y el amor maternal. Ceres era hermana del dios Júpiter y también del dios Plutón, que era el dios de las profundidades de la tierra, de los infiernos. Ceres era la diosa de la tierra, de la agricultura (2)

Ceres es el más pequeño de los planetas enanos dentro de nuestro sistema solar, aunque hasta la reunión de la Unión Astronómica Internacional el 24 de agosto de 2006, era considerado el mayor asteroide descubierto por el hombre. Fue descubierto el 1 de enero de 1801 por Giuseppe Piazzi (3)

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Ceres fue descubierto el 1 de enero de 1801 desde un observatorio en Palermo (Italia) por Giuseppe Piazzi (17461826), sacerdote católico y educador, mientras trabajaba en la compilación de un catálogo estelar. El día 3 de enero el cuerpo se había desplazado un tercio de luna hacia el oeste. Hasta el 24 de enero no publicó su descubrimiento creyendo que se trataba de un cometa.

Si bien Ceres fue considerado demasiado pequeño para ser un verdadero planeta y las primeras medidas presentaban un diámetro de 480 km, permaneció listado como un planeta en libros y tablas astronómicas por más de medio siglo, aproximadamente hasta la década de 1850, antes de que se encontraran otros muchos objetos similares en la misma región espacial.[3] Ceres y ese grupo de cuerpos fueron denominados cinturón de asteroides. Muchos científicos imaginaron que serían los vestigios finales de un antiguo planeta destruido, si bien actualmente se cree que el cinturón es un planeta en construcción y que nunca completó su formación.

Tiene un diámetro de 960 × 932 km y una superficie de 2.800.000 km², encontrándose situado en el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter.

Con una masa de 8,7×1020 kg (25% de la masa del cinturón de asteroides), Ceres comprende casi un tercio de la masa total estimada (2,3×1021 kg) de los asteroides del Sistema Solar. Hay algunos indicios de que su superficie es cálida y de que podría tener una débil atmósfera y escarcha.

 

Plutón, compuesto de rocas y hielo y un tamaño 450 veces menor al de la Tierra, posee una gran excentricidad (órbita elíptica y no circular) lo que hace que durante 20 de los 249 años que tiene dura su órbita esté más cerca del Sol que Neptuno.

Caronte era el barquero del Hades en la mitología griega, encargado de guiar las sombras errantes de los difuntos recientes de un lado a otro del río Aqueronte si tenían un óbolo para pagar el viaje, razón por la cual en la Antigua Grecia los cadáveres se enterraban con una moneda bajo la lengua. Aquellos que no podían pagar tenían que vagar cien años por las riberas del Aqueronte, hasta que Caronte accedía a portearlos sin cobrar. Caronte, considerado hasta ahora como satélite de Plutón al estar 20 veces más cerca de Plutón que la Luna de la Tierra, con la nueva definición, se considera sistema de planeta enano binario con Plutón.

2003 UB313, descubierto en 2005, es algo mayor que el planeta enano Plutón. Se encuentra más allá de Plutón y Ceres, cuenta, a su vez, con un satélite natural y posee una órbita muy excéntrica, empleando unos 560 años en recorrerla.

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Plutón (4)

Es el planeta más pequeño (ahora, ex-planeta) y el que se aleja más del Sol. Se descubrió en 1930, pero está tan lejos que, de momento, tenemos poca información. Es el único que todavía no ha sido visitado por una nave terrestre.
Generalmente, Plutón es el planeta más lejano. Pero su órbita es muy excéntrica y, durante 20 de los 249 años que tarda en hacerla, está más cerca del Sol que Neptuno.
La órbita de Plutón también es la más inclinada, 17º. Por eso no hay peligro de que se encuentre con Neptuno. Cuando las órbitas se cruzan lo hacen cerca de los extremos. En vertical, les separa una distancia enorme.
Hizo la máxima aproximación en septiembre de 1989 y siguió en la órbita de Neptuno hasta marzo de 1999. Ahora se aleja y no volverá a cruzar esta órbita hasta septiembre del 2226.
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.

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Datos de Plutón (5)

  • Diámetro ecuatorial : 2274 km
  • Densidad media (Tierra=1) : 0.36
  • Gravedad (Tierra=1) : 0.0637
  • Período de rotación : 153.6 horas / 6.4 días
  • Velocidad de escape : 4250 km/hr
  • Inclinación de eje de rotación : 62.0º
  • Excentricidad orbital : 0.246
  • Velocidad orbital media : 17072 km/hr
  • Distancia mínima al Sol : 4437.1 millones de km
  • Distancia máxima al Sol : 7333.5 millones de km
  • Distancia media al Sol : 5886.1 millones de km
  • Período de revolución : 247.70 años
  • Inclinación orbital : 17.15º

Plutón fue descubierto por Clyde William Tombaugh, el cual comenzó su búsqueda en el observatorio Lowell en 1929 en una zona del cielo la cual habia sido calculada por Percival Lowell (1855-1916) basándose en pequeñas discrepancias en la órbita de Urano y utilizando placas fotográficas.

Eris

ERIS (6)

Eris (cuya denominación provisional fue 2003 UB313) es el mayor plutoide descubierto, y el mayor objeto transneptuniano ya que es algo mayor que Plutón. Cuenta con un satélite natural al que se le ha dado el nombre de Disnomia. Durante algo más de un año este objeto fue considerado como el décimo planeta del Sistema Solar por sus descubridores y los medios de comunicación.[1]

El 24 de agosto de 2006, la Unión Astronómica Internacional (UAI) determinó que Eris, junto con Plutón, eran planetas enanos del Sistema Solar, pero no planetas.[2] Actualmente, según determinó la UAI en su asamblea de junio de 2008, Eris, además de planeta enano es el mayor de los plutoides, nueva categoría creada en dicha sesión.[3] Son miembros de esta categoría, además de Eris, Plutón, Makemake y Haumea.[4]

Eris, o Éride, es el nombre de la diosa griega de la discordia que según la mitología inició con sus acciones los acontecimientos que llevarían a la guerra de Troya. Este nombre le fue otorgado al planeta enano debido a que su descubrimiento produjo un tenso debate sobre la definición de planeta originando una nueva formulación del término.

Eris es uno de los cuerpos que más radiación refleja en todo el sistema solar, lo que podría explicarse por el metano helado que cubre su superficie. El objeto está actualmente a una distancia de 97 unidades astronómicas y gira alrededor del Sol en una órbita muy inclinada y excéntrica cada 557 años. Se clasifica como un SDO (Scattered disk objects), es decir un cuerpo del disco disperso del Cinturón de Kuiper. Pertenece a una clase de cuerpos que han sido arrastrados a una órbita más lejana de lo habitual por interacciones gravitatorias con Neptuno en las etapas iniciales de la formación del Sistema Solar.

Descubrimiento

Eris fue descubierto por el equipo de Michael Brown, Chad Trujillo, y David Lincoln Rabinowitz el 8 de enero del 2005 a partir de imágenes tomadas el 21 de octubre del 2003. El descubrimiento fue anunciado el 29 de julio del 2005, el mismo día que otros dos grandes objetos del cinturón de Kuiper: Haumea y Makemake.

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MAKEMAKE (7)

Descubierto recientemente, Makemake es uno de los objetos más grandes conocidos en el Sistema Solar exterior. Pronunciado MAH-kei MAH-kei, este objeto perteneciente al cinturón de Kuiper es sólo un poquito más pequeño que Plutón, orbita alrededor del Sol sólo ligeramente más lejos que Plutón , y parecer ser un poco más ténue que Plutón.

Makemake, sin embargo, tiene una órbita mucho más torcida al plano de la eclíptica de los planetas que Plutón.

Designado como 2005 FY9 poco después de su descubrimiento por un equipo liderado por Mike brown (Caltech ) en 2005, la esfera del Sistema Solar exterior fue renombrada recientemente a Makemake en honor al creador de la humanidad en la mitología Rapa Nui de la Isla de Pascua .

Adicionalmente, Makemake ha sido recientemente clasificado como un planeta enano bajo la nueva subcategoría de los plutonianos, haciendo de Makemake el tercer catalogado como plutoniano después de Plutón y Eris.

Makemake parece ser un mundo algo rojo en apariencia, con un espectro que indica que puede estar cubierto de metano congelado. Como no existen imagenes de la superficie de Makemake todavía, una ilustración artística originalmente para Sedna ha sido reusada para ilustrar a Makemake. Se puede ver encima y cerca del planeta una hipotética luna en dirección a nuestra distante Sol.

Makemake no tiene satélites conocidos, lo cual lo hace único entre los objetos del cinturón de Kuiper más grandes. Tiene un promedio de temperatura extremadamente bajo, cerca de −243.2 °C (30 K), de manera que su superficie está cubierta con metano, etano, y posiblemente de nitrógeno congelados (8)

Su descubrimiento se anunció el 29 de julio de 2005, el mismo día que otros dos objetos transneptunianos como Eris y Haumea.

Makemake se descubrió por el telescopio espacial Spitzer. Las estimaciones iniciales le dieron un diámetro entre 50% y 75% de Plutón. Por consiguiente, es similar en tamaño a Haumea aunque más luminoso. Esto lo hace de los objetos Kuiper más grandes tras de Eris y Plutón. El objeto orbita el Sol cada 308 años. Al igual que Plutón, su órbita es un poco excéntrica e inclinada, por lo cual fue finalmente catalogado como plutoide y como planeta enano por la Unión Astronómica Internacional, en su reunión del 13 de julio de 2008, siendo el tercer objeto que recibe el estátus de plutoide, y el cuarto de planeta enano.

Otros  posibles planetas enanos (9)

caronteCaronte, denominado por algunos como satélite de Plutón sin embargo las modernas investigaciones mas como un cuerpo doble o sistema doble debido a la forma en que se mueven en sus orbitas. Caronte es el satélite más grande de Plutón, descubierto por el astrónomo estadounidense James W. Christy en 1978. Su nombre proviene de un personaje de la mitología griega que se encargaba de llevar las almas al reino de Hades. Su forma es esférica y está formado principalmente por hielo de agua. Tiene la particularidad de mostrar siempre la misma cara a Plutón y ver siempre la misma cara de éste mientras rotan ambos sobre su centro de masa.

***

sednaSedna. es el nombre de un objeto transneptuniano, el planeta menor número 90377 de la serie, conocido también por su designación provisional previa 2003 VB12. Fue descubierto desde el observatorio de Monte Palomar por Mike Brown (Instituto de Tecnología de California), Chad Trujillo (Observatorio Gemini) y David Rabinowitz (Universidad de Yale) el 14 de noviembre de 2003. Sedna tiene un diámetro estimado de entre 1180 y 1800 km. Demasiado lejano para considerarlo objeto del Cinturón de Kuiper, los descubridores alegan que Sedna pertenece en realidad a la Nube de Oort, aunque está mucho más cerca de lo esperado para ser objeto de la Nube de Oort. Está tan lejos del sol que la temperatura nunca sube de los –240 °C.

Orcus_art Orcus. es un objeto del Cinturón de Kuiper, más concretamente, un plutino. Aunque fue descubierto el 17 de febrero de 2004, se han encontrado imágenes en las que aparece fechadas en 1951. Las observaciones con infrarrojos hechas por el European Southern Observatory dan resultados consistentes con mezclas de hielo y compuestos de carbono. Además, el espectro de infrarrojos tomado con el telescopio Gemini confirmó una modesta presencia de hielo, compatible con una cubierta del 15–30%, pero no más del 50% de la superficie. Esto significa que hay menos hielo que en Caronte, pero una cantidad similar que en Tritón.

***

Varuna_artistic Varuna es el planeta menor número 20.000 de la serie, con designación provisional (2000 WR106 ), descubierto el 28 de noviembre de 2000 por el equipo Spacewatch desde Kitt Peak. No es considerado un planeta, sino un candidato a planeta enano. El nombre fue sugerido por Mrinalini Sarabhai, recordando al dios de la mitología hindú del mar y de las aguas. Varuna tiene un período rotatorio de aproximadamente 3.17 horas (o de 6.34 horas, dependiendo de si curva ligera es solo o doble-enarbolado). Dado la rotación rápida, rara para los objetos tan grandes, Varuna se piensa para ser un esferoide alargado (cociente del eje 2:3), con una densidad mala alrededor de ³ del 1g/cm (áspero la densidad del hielo del agua)
quaoar_sm Quaoar. Es el
planeta menor número 50000 de la serie, con designación provisional (2002 LM60). Fue descubierto desde Palomar Mountain/NEAT el 4 de junio de 2002 con el telescopio Schmidt de 1,2 metros + CCD por Chadwick A. Trujillo y Michael E. Brown. Charles T. Kowal lo había observado en los días 17 y 18 de mayo de 1983, sin reconocerlo. Cuenta con un sólo satélite denominado Weywot.  Tiene un diámetro de 1.280 km. Incluso es mayor que Caronte (satélite de Plutón, con 1.186 km de diámetro), y además es aproximadamente la mitad del diámetro del propio Plutón (2300 km de diámetro ecuatorial). Pertenece al cinturón de Kuiper.

Ixión (con designación provisional 2001 KX76, y cuyo nombre en inglés es (28978) Ixion) es un objeto del cinturón de Kuiper, más concretamente, un plutino. Fue descubierto el 22 de mayo de 2001 por el Deep Eclipctic Survey, y recibe su nombre de Ixión, una figura de la mitología griega.

Ixión es moderadamente rojo (un poco más que (50000) Quaoar) y tiene un albedo mayor que el de los cubewanos rojos medianos.

Los últimos resultados espectroscópicos indican que la superficie de Ixión es una mezcla de carbono oscuro y un heteropolímero formado por irradiación de clatratos de agua y compuestos orgánicos, conocido en inglés como tholin (ver espectros de los objetos transneptunianos). No se encuentran las líneas de absorción de agua helada (1.5 y 2μm). De forma diferente a lo que pasa en Varuna

ASTEROIDES (10)
ASteroide-gaspra asteroides

Un asteroide es un cuerpo rocoso, carbonáceo o metálico más pequeño que un planeta y mayor que un meteoroide, que orbita alrededor del Sol en una órbita interior a la de Neptuno.

Vistos desde la Tierra, los asteroides tienen aspecto de estrellas, de ahí su nombre (ἀστεροειδής en griego significa "de figura de estrella"), que les fue dado por John Herschel poco después de que los primeros fueran descubiertos. Los asteroides también se llaman planetoides o planetas menores, denominaciones que se ajustan más a lo que en realidad son, y los engloba en una misma categoría con los cometas y con aquellos cuerpos con órbitas mayores que la de Neptuno (objetos transneptunianos).

La mayoría de los asteroides de nuestro Sistema Solar poseen órbitas semiestables entre Marte y Júpiter, conformando el llamado cinturón de asteroides, pero algunos son desviados a órbitas que cruzan las de los planetas mayores

Existe un especial interés en identificar asteroides cuyas órbitas interseccionan la órbita de la Tierra. Los tres grupos más importantes de asteroides cercanos a la Tierra son los asteroides Amor, los asteroides Apolo y los asteroides Atón.

Asteroides troyanos

Se denominan Asteroides Troyanos a los pertenecientes a un grupo de asteroides que se mueven sobre la órbita de Júpiter. Están situados en los dos puntos de Lagrange triangulares a 60 grados por delante, L4 (precediendo a Júpiter en su órbita), y por detrás de Júpiter, L5 (siguiéndolo a Júpiter en su órbita).

Asteroides centauros

Se denominan Asteroides Centauros a los que se encuentran en la parte exterior del Sistema Solar orbitando entre los grandes planetas. (2060) Quirón orbita entre Saturno y Urano, (5335) Damocles entre Marte y Urano.

Asteroides coorbitantes de la Tierra

Son asteroides que al acercarse a la Tierra permanecen capturados por la gravedad terrestre por algunos años y luego se alejan nuevamente. Actualmente se conocen dos cuerpos de este tipo: el 2003 YN107 y el 2004 GU9.

asteroides_02 asteroides2
COMETAS (11)

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

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

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

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

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

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

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Cometas famosos

Halley (12)

halley En 1705 Edmond Halley predijo, usando las leyes del movimiento de Newton, que el cometa visto en 1531, 1607 y 1682 volvería en 1758. El cometa volvió tal y como predijo, y posteriormente se le dio nombre en su honor.
El periodo medio de la órbita del Halley es de 76 años, pero no se pueden calcular las fechas de sus reapariciones con exactitud. La fuerza gravitacional de los planetas mayores altera el periodo del cometa en cada órbita. Otros efectos, como la reacción de los gases eyectados durante el paso cerca del Sol, también desempeñan un papel importante en la alteración de la órbita.
La órbita del Halley es retrógrada e inclinada 18º respecto de la eclíptica. Y, como la de todos los cometas, altamente excéntrica. El núcleo del cometa Halley mide aproximadamente 16x8x8 kilómetros.

Hale-Bopp

El Hale-Bopp es un cometa periódico que regresa cada 3.000 años y que se acercó a la Tierra en 1997, causando gran espectación. Alan Hale en Nuevo México e, independientemente, Thomas Bopp de Arizona, descubrieron el cometa que ahora lleva el nombre de ambos. Al poco tiempo del descubrimiento quedó claro que este cometa podría ser de los mas brillantes en los últimos años.

Dependiendo de su período de traslación, los cometas se clasifican en cuatro categorías: (13)

  1. cometas de corto período (menos de 20 años).

  2. cometas de período intermedio (entre 20 y 200 años).

  3. cometas de largo período (entre 200 y 1.000.000 años).

  4. cometas de órbitas parabólicas.  

Entre los cometas de corto período más conocidos se encuentran:

1. Encke (3,3 años). 

2. Giacobini-Zinner (6,41 años).

3. Wolf (8,43 años).  

Entre los cometas de período intermedio más conocidos se encuentran:

1. Stephan-Oterma (38,84 años). 

2. Halley (76,09 años). 

3. Swift-Tuttle (119,98 años). 

Los cometas de largo período más recientes son:

1. Hale-Bopp (1997).

2. McNaugt-Hartley (1999).

3. Ikeya-Zhang (2002).

Los cometas de órbitas parabólicas más famosos son:

1. Ikeya-Seki (1965).

2. West (1977).

3. Hyakutake (1996).

*  Vea la siguiente animación para que comprendas mas el por qué de las largas colas de los cometas:

http://www.skoool.es/content/ks4/physics/earth_beyond/comets/launch.html

   cometa2cometawest

Evaluación_1

Realice el siguiente quiz  y observe el nivel de conocimientos alcanzados

image

Evaluación_2

Resuelva la siguiente evaluación:

image

webgrafia

1 http://windows2universe.org/our_solar_system/dwarf_planets/dwarf_planets.html&lang=sp
2
http://www.cienciapopular.com/n/Astronomia/Planetas_Clasicos_y_Enanos/Planetas_Clasicos_y_Enanos.php
3
http://es.wikipedia.org/wiki/Ceres_%28planeta_enano%29
4
http://www.astromia.com/solar/pluton.htm
5
http://www.astrosurf.com/astronosur/pla_pluton.htm
http://es.wikipedia.org/wiki/Eris_%28planeta_enano%29
7
http://www.20minutos.es/noticia/399347/0/imagen/astronomica/diaria/
8
http://es.wikipedia.org/wiki/Makemake_%28planeta_enano%29
9
http://es.wikipedia.org/
10
http://es.wikipedia.org/wiki/Asteroide
11
http://www.solarviews.com/span/comet.ht
12
http://www.astromia.com/solar/cometasfamosos.htm
13
http://www.tayabeixo.org/sist_solar/cometas/clasificacion.htm

Sistema solar exterior: Neptuno

Estándar

Neptuno es el último de los grandes planetas gaseosos de nuestro sistema solar, fue descubierto en 1846 a raiz de una predicción matemática, al observar las diferencias entre las orbitas de Urano y Saturno. Su nombre lo debe a la deidad romana Neptuno Dios del mar. Este planeta tiene unas características my similares en su composición a Urano, sin embargo tiene unas particularidades únicas como los mayores vientos con una fuerza de mas de 2000 Km por hora, un raro fenómeno si lo intentamos explicarlos de la manera como se producen los vientos en la tierra, ya que aquí es nuestro sol el que les proporciona su energía, pero a la distancia que se encuentra Neptuno nuestro sol aparece como una simple estrella. Veamos en detalle todas estas peculiaridades de este planeta fascinante.

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Neptuno, octavo planeta desde el Sol, es un lugar muy frío. Ocasionalmente, Plutón, el noveno planeta cruza la órbita de Neptuno y se convierte en el "octavo planeta". Su color azulado proviene de su atmósfera de metano gaseoso. El planeta tiene ocho lunas y un sistema de anillos muy tenue y estrecho. (1)
Es el planeta más exterior de los gigantes gaseosos y el primero que fue descubierto gracias a predicciones matemáticas.
El interior de Neptuno es roca fundida con agua, metano y amoníaco líquidos. El exterior es hidrógeno, helio, vapor de agua y metano, que le da el color azul.
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.
Muchos de ellos soplan en sentido contrario al de rotación. Cerca de la Gran Mancha Oscura se han medido vientos de 2.000 Km/h.
La nave Voyager II se acercó a Neptuno el año 1989 y lo fotografió. Descubrió seis de las ocho lunas que tiene y confirmó la existencia de anillos. Neptuno tiene un sistema de cuatro anillos estrechos, delgados y muy tenues, difíciles de distinguir con los telescopios terrestres. Se han formado a partir de partículas de polvo, arrancadas de las lunas interiores por los impactos de meteoritos pequeños. En la atmósfera de Neptuno se llega a temperaturas cercanas a los 260ºC bajo cero. Las nubes, de metano congelado, cambian con rapidez. La distancia que nos separa de Neptuno se puede entender mejor con dos datos: una nave ha de hacer un viaje de doce años para llegar y, desde allí, sus mensajes tardan más de cuatro horas para volver a la Tierra.

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Es el único (2) de los ocho planetas del Sistema Solar que fue descubierto gracias a predicciones matemáticas. Una vez que se descubrió el Urano se observó que su órbita, junto con las de Saturno y Júpiter, tenían ligeras variaciones respecto a las órbitas previstas por las leyes de Kepler y de Newton. Los astrónomos Adams, británico, y Le Verrier, francés, calcularon de forma independiente la posición del teórico planeta que originaba esas irregularidades y, finalmente, Galle lo observó el 23 de septiembre de 1846 a menos de un grado de la posición calculada matemáticamente. Más tarde, se advirtió que Galileo ya había observado Neptuno en 1611, pero lo había tomado por una estrella.

Características físicas

Al orbitar tan lejos del sol, Neptuno recibe muy poco calor. Su temperatura en la ‘superficie’ es de -218 grados Celsius (bajo cero). Sin embargo, el planeta parece tener una fuente interna de calor. Se piensa que puede ser un remanente del calor generado por la concreción de materia durante la creación del planeta, que ahora irradia calor lentamente hacia el espacio. La velocidad del viento en la atmósfera de Neptuno, de hasta 2.000 km/h, es la mayor del sistema solar y se cree que se alimentan del flujo de calor interno.

interiorneptuno La estructura interna se parece a la de Urano: un núcleo rocoso cubierto por una costra helada, oculto bajo una atmósfera gruesa y espesa. 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. Como Urano, el campo magnético de Neptuno está fuertemente inclinado en relación con su eje de giro, a 47° y desplazado al menos 0,55 radios (unos 13.500 kilómetros) del centro físico del planeta. Comparando los campos magnéticos de ambos planetas, los científicos han llegado a la conclusión de que esa extrema orientación podría ser característica de los flujos en el interior del planeta y no el resultado de la inclinación del eje de Urano.

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. (3)

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

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Datos de Neptuno (4)

  • Diámetro ecuatorial : 49427 km
  • Densidad media (Tierra=1) : 0.286
  • Gravedad (Tierra=1) : 1.09
  • Período de rotación : 16.1 horas / 0.67 días
  • Velocidad de escape : 84618 km/hr
  • Inclinación de eje de rotación : 29.0º
  • Excentricidad orbital : 0.009
  • Velocidad orbital media : 19556 km/hr
  • Distancia mínima al Sol : 4461.3 millones de km
  • Distancia máxima al Sol : 4538.5 millones de km
  • Distancia media al Sol : 4498.9 millones de km
  • Período de revolución : 164.79 años
  • Inclinación orbital : 1.77º

La exploración de Neptuno – el redescubrimiento

Con un periodo orbital de 165 años, Neptuno volverá al punto de su órbita en que lo descubrió Galle en el año 2011. Es el planeta conocido más alejado del Sol.

Neptuno no es visible a simple vista. Utilizando un telescopio se ve como un disco azul-verdoso, parecido a Urano; el color azul-verdoso es debido al metano de su atmósfera. Neptuno ha sido visitado sólo por una nave espacial, la Voyager 2, que pasó cerca del planeta el 25 de agosto de 1989.

Se conocia muy poco de este alejado planeta hasta la misión Voyager 2, fue lanzada 16 días antes que su gemela, la Voyager 1. 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 de Greenwich, ciento cuarenta y tres años después de su 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.

neptuno2 Para sorpresa de los científicos, el Voyager 2 reveló una gran mancha oscura,[8] 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.[9] 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.

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Satélites de Neptuno (5)

Desde Neptuno, el Sol está muy lejos, 30 veces más que la Tierra, y sólo parece un puntito muy brillante. Todos los demás planetas están entre él y el Sol, a distancias enormes, de manera que no se ven.
Pero Neptuno guardaba una sorpresa. El 10 de octubre de 1846, menos de tres semanas después del descubrimiento de Neptuno, el astrónomo William Lassell descubrió que tenía un satélite, y brillaba más que los dos satélites de Urano conocidos hasta entonces.

Tritón: La luna más grande de Neptuno se llama Tritón. Tritón es mucho más grande que cualquiera de las lunas de los demás planetas, tiene un diámetro de 2.700 Km. y gira a 355.000 Km. de Neptuno en poco menos de 6 días..
Tritón es un lugar muy frío, de manera que está cubierto de hielo. A pesar ser un lugar muy frío, Tritón tiene mucha actividad, tiene géisers como los que hay en el Parque Yellowstone de la Tierra, que expulsan hielo hasta 8 km, hasta la delgada atmósfera de Tritón. Es posible que bajo el hielo de Tritón haya agua. También es probable que haya vida en esa agua. Es posible que el interior de Tritón esté geológicamente activo.
Dos características lo hacen especial: es el único satélite grande que gira en dirección contraria a la rotación de su planeta y es el objeto del Sistema Solar donde se ha medido la temperatura media más fría, 235 ºC bajo cero.
Su órbita está inclinada unos 30º con respecto al plano de la órbita de Neptuno alrededor del Sol. Se cree que se compone aproximadamente en una cuarta parte por hielo y en tres cuartas partes por roca.
Cuando fue capturado por la gravedad de Neptuno y forzado a describir una órbita elíptica en torno al planeta, Tritón rotaba sobre su eje a mucha más velocidad de lo que lo hace actualmente. Durante unos mil millones de años, la gravedad de Neptuno frenó la rotación de Tritón y lo llevó a describir una órbita circular.
Su superficie tiene pocos cráteres, pero abundantes grietas. También presenta llanuras heladas y accidentes geográficos semejantes a volcanes con diámetros de hasta 200 km. Hay géiseres que arrojan chorros oscuros a la tenue atmósfera. Esto puede deberse a que la luz del Sol vaporiza nitrógeno líquido situado bajo la superficie.
El resto de las lunas de Neptuno son mucho más pequeñas que Tritón.
Nereida fue descubierta en 1949 por Gerard Kuiper. En 1989, Despina, Galatea, Larisa, Naiad, Proteo y Talasa fueron descubiertas por la nave espacial Voyager 2 . Otras cinco lunas pequeñas fueron descubiertas recientemente; tres en el 2002 y dos más en el 2003. Las lunas descubiertas más recientemente aún no tienen nombre oficial.

Galatea es el cuarto satélite de Neptuno. Fue descubierto en julio de 1989.Tiene forma irregular y no muestra ninguna señal de modificación geológica. Su órbita cercana al planeta y por debajo del límite de Roche hace que su destino sea convertirse en un anillo despedazado por la fuerza de marea del planeta o impactar contra Neptuno.
Los efectos gravitatorios de Galatea, una luna que viaja por el interior de los anillos, se cree ahora, que es la de confinar los arcos de materia de los anillos. El estrecho Anillo Adams está a 63.000 km del centro de Neptuno, mientras el satélite orbita a sólo 61.600 km. El Anillo de Leverrier está a 53.000 km y el Anillo de Galle, más ancho y más débil, está a 42.000 km. Por tanto, el satélite tiene a estos dos últimos anillos como interiores y al Adams como exterior.
Los datos del satélite son:
El radio orbital: 61.593 km
Tamaño: 102 x 92 x 72 km
Masa: 3,7×10 18 kg
Densidad: 1,3 g/cm³
El período orbital: 0,429 días
La inclinación orbital: 0,062°
Neptuno tiene 13 lunas. También tiene anillos, los cuales son diferentes a los anillos de Saturno.
Hasta agosto de 2004 se habían descubierto un total de 13 satélites de Neptuno:

  1. Náyade
  2. Thalassa
  3. Despina
  4. Galatea
  5. Larisa
  6. Proteo
  7. Tritón
  8. Nereida
webgrafia

1 http://www.wiseupkids.com/informacion/astronomia/neptuno.pdf
2 http://enciclopedia.us.es/index.php/Planeta_Neptuno
3 http://es.wikipedia.org/wiki/Neptuno_%28planeta%29
4 http://www.astrosurf.com/astronosur/pla_neptuno.htm
5 http://metztliazul.blogspot.com/2006/12/neptuno-lunas.html

video

Sistema solar exterior: Urano

Estándar

Urano es de los pocos planetas que no fue descubierto en la antigüedad pues fue confundido con una estrella, es el tercer planeta mas grande del sistema solar y cuenta además con anillos, tiene un color muy particular azul verdoso debido a los diferentes elementos presentes en su atmosfera. Este gigante gaseoso debe su nombre a Urano el padre de Cronos quien a su vez fue el padre de Saturno, como se puede ver su nombre deriva de los dioses griegos y no romanos como si ha  sucedido con el nombre de los otros planetas. Veamos en detalle algunas de las características de este planeta.

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Es el séptimo planeta desde el Sol y el tercero más grande del Sistema Solar, dista del Sol veinte veces más que la Tierra; a pesar de ser su diámetro cuatro veces mayor que el de ésta, aparece como una estrellita de sexta magnitud tiene un eje que gira casi en el mismo plano de su órbita alrededor del Sol. Esto hace que se existan estaciones poco comunes, y que surja un campo magnético, y estructuras de campos eléctricos únicos. Urano tiene un débil sistema de anillos y 27 lunas conocidas. Urano es también el primero que se descubrió gracias al telescopio. (1)

Urano, descubierto por Sir William Herschel en 1781,  Herschel, un músico alemán en la corte del rey Jorge III de Inglaterra, descubrió el planeta en 1781 utilizando un telescopio construido por él mismo. Inicialmente le dio el nombre 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, y Lalande, un astrónomo francés, propuso llamarlo Herschel en honor de su descubridor. Finalmente, el astrónomo alemán Johann Elert Bode propuso el nombre de Urano en honor al dios griego, padre de Cronos –cuyo equivalente romano daba nombre a Saturno–. (2)

Hacia 1827, Urano era el nombre más utilizado para el planeta incluso en Gran Bretaña. El HM Nautical Almanac siguió listántolo como Georgium Sidus hasta el año de 1850.es visible sin telescopio. Seguro que alguien lo había visto antes, pero la enorme distancia hace que brille poco y se mueva lentamente. Además, hay más de 5.000 estrellas más brillantes que él.
La atmósfera de Urano está formada por hidrógeno, metano y otros hidrocarburos. El metano absorbe la luz roja, por eso refleja los tonos azules y verdes.

Urano está inclinado de manera que el ecuador hace casi ángulo recto, 98 º, con la trayectoria de la órbita. Esto hace que en algunos momentos la parte más caliente, encarada al Sol, sea uno de los polos. Su distancia al Sol es el doble que la de Saturno. Está tan lejos que, desde Urano, el Sol parece una estrella más. Aunque, mucho más brillante que las otras.
La inclinación sorprendente de Urano provoca un efecto curioso: su campo magnético se inclina 60 º en relación al eje y la cola tiene forma de tirabuzón, a causa de la rotación del planeta.

En 1977 se descubrieron los 9 primeros anillos de Urano. En 1986, la visita de la nave Voyager permitió medir y fotografiar los anillos, y descubrir dos nuevos. Los anillos de Urano son distintos de los de Júpiter y Saturno. El exterior, Epsilon está formado por grandes rocas de hielo y tiene color gris. Parece que hay otros anillos, o fragmentos, no muy amplios, de unos 50 metros.

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Atmósfera (3)

La atmósfera del rebelde Urano está compuesta esencialmente por hidrógeno, 12% de helio y algo de amoníaco, metano y vapor de agua.

En ella se producen vientos de 600 Km/h de velocidad y temperaturas, en lo alto de las nubes, de -220° C. El color azul se debe a que el metano absorbe las longitudes de onda que dan los otros colores.

Campo Magnético

Urano posee un poderoso campo magnético. En la Tierra los polos magnéticos están separados 20° de los polos geográficos; en Urano esa separación es de 60°. Probablemente, esto se deba a una inversión de los polos magnéticos que estaría experimentando el planeta; igual que como sucedió en la Tierra en muy antiguas etapas de su evolución.

La sonda Voyager 2 detectó un cinturón de radiación en la magnetosfera semejante a los terrestres; en él están atrapados los protones y electrones del viento solar. Se cree que cuando esas partículas escapan del cinturón y se filtran en la alta atmósfera generan auroras semejantes a las terrestres.

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El brillo de Urano alcanza una magnitud de entre +5.5 y +6.0, por lo que puede ser visto a simple vista de manera muy ténue en un cielo excepcionalmente oscuro, aunque puede encontrarse con facilidad con simples binoculares. Desde la Tierra presenta un diámetro aparente de 4": 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. En la mayoría de los telescopios profesionales no 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.

Características orbitales

Dist. media del Sol : 9,539 UA

Radio medio: 1.427.000.000 km

Excentricidad: 0,055

Período orbital (sideral): 29,46 años

Periodo de rotación: 10h.39m.

Velocidad orbital media: 9,64 km/s

Inclinación del eje en grados: 97.86

Número de satélites: 39

Características físicas

Diámetro ecuatorial 120.000 km

Masa 95,15Tierra

Densidad media: 0,69 g/cm³

Gravedad superficial: 0,92 Tierra

Velocidad de escape: 35,6 km/s

Atmósfera: H2He

Temperatura media de las nubes: -193°C

 

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Los anillos de Urano (4)

Los anillos de Urano son un sistema de anillos planetarios que rodean a dicho planeta. Tienen una complejidad intermedia entre los extensos anillos de Saturno y los sistemas más sencillos que circundan a Júpiter y Neptuno. Fueron descubiertos el 10 de marzo de 1977 por James L. Elliot, Edward W. Dunham, y Douglas J. Mink. Hace más de 200 años, William Herschel también anunció la observación de anillos, pero los astrónomos modernos se muestran escépticos ante el hecho de que realmente pudiera haberlos observado, ya que son muy oscuros y débiles. Se descubrieron dos anillos más en 1986 en imágenes tomadas por la sonda espacial Voyager 2, y en 2003–2005 se encontraron dos anillos más externos mediante fotografías del Telescopio Espacial Hubble.

A fecha de 2009, se sabe que el sistema de anillos de Urano consta de 13 anillos distintos.

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Algunos anillos son ópticamente delgados. Los anillos 1986U2R/ζ, μ y ν, de apariencia ancha y débil, están formados por partículas de polvo, mientras que el anillo λ, estrecho y débil, también contiene cuerpos de tamaño mayor. La relativa carencia de polvo en el sistema de anillos se debe a la resistencia aerodinámica de la parte más externa de la exosfera de Urano— la corona.

Se cree que los anillos de Urano son relativamente jóvenes, de una antigüedad no mayor de 600 millones de años. Probablemente se originaron de los fragmentos de la colisión de varios satélites que existieron en algún momento. Tras la colisión se descompusieron en numerosas partículas que sobrevivieron como anillos estrechos y ópticamente densos en zonas estrictamente confinadas de máxima estabilidad.

Aún no se comprende bien el mecanismo por el que se confina a los anillos estrechos. Al principio se asumía que cada anillo estrecho era pastoreado por un par de satélites cercanos que le daban forma. Pero en 1986 la Voyager 2 descubrió sólo uno de esos pares de satélites, (Cordelia y Ofelia) sobre el anillo más brillante

Urano satelites

Los satélites de Urano (5) 

En el cielo de Urano no hay  planetas brillantes. Saturno, el más cercano, parece una estrella pálida (Saturno está tan lejos de Urano como de la Tierra).
Pero hay cinco objetos que brillan más que Saturno. Son las cinco lunas grandes.
Además, Urano tiene otros 10 satélites con diámetros por debajo de los 170 Km, que giran cerca del planeta entre 25.000 y 60.000 Km de la superficie. Los últimos descubrimientos (agosto 2004) revelan la existencia de otros pequeños satélites, hasta un total de 27.

El nombre de los satélites es de personajes femeninos de las obras de Shakespeare  Pope, y 12 más descubiertos recientemente que aún no poseen nombre oficial.  Los satélites de Urano se pueden clasificar en tres tipos: 10 pequeños muy oscuros con diámetros inferiores a los 170 km, 5 satélites mayores, y los recientemente descubiertos que se encuentran mucho más alejados.

La mayor parte de las lunas describen órbitas casi circulares en torno al plano ecuatorial de Urano, aunque los 4 más exteriores poseen órbitas elípticas.

Satélites de Urano             Radio (km)             Distancia (km)

Cordelia                            13                           49,750

Ofelia                                16                           53,760

Bianca                               22                           59,160

Crésida                             33                            61,770

Desdémona                        29                            62,660

Julieta                              42                            64,360V

Porcia                               55                            66,100

Rosalinda                           27                            69,930

Belinda                              34                            75,260

Puck                                  77                            86,010

Miranda                            235.8                        129,780

Ariel                                578.9                        191,240

Umbriel                            584.7                        265,970

Titania                             788.9                        435,840

Oberón                            761.4                         582,600

Titania: Es la luna más grande de Urano, con 1.580 Km. de diámetro. Está cubierta por pequeños cráteres y rocas muy rugosas, con fallas que indican que las fuerzas internas han moldeado su superficie. Su órbita pasa a 436.000 Km. del centro de Urano. Da una vuelta cada 8 días y 17 horas.
Oberón: Se caracteriza por una superficie helada, cubierta de cráteres, algunos de un tamaño considerable. Tiene reflejos brillantes en algunos lugares, igual que Calisto, la luna de Júpiter.
Su diámetro es de 1.523 Km. y gira alrededor de Urano a una distancia media de 582.600 Km. en 13 días y 11 horas.

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Ariel

Urano-Miranda

Miranda

Urano-OBERON
Oberon

urano-oberon2

Otro aspecto de Oberon

urano-titania

Titania

urano-umbriel

Umbriel

 

 

webgrafia

1 http://www.wiseupkids.com/informacion/astronomia/urano.pdf
2. http://www.mallorcaweb.net/masm/Urano.htm
3 http://www.izaping.com/2780/planeta-urano.html
4 http://es.wikipedia.org/wiki/Anillos_de_Urano
5 http://www.astromia.com/solar/saturano.htm

 

Sistema solar exterior: Saturno

Estándar

Nos centraremos ahora en uno de los planetas mas bellos del sistema solar debido a sus impresionantes anillos los cuales pueden observarse desde la tierra, nos referimos a Saturno el verdadero señor de los anillos, debe su nombre al dios romano Saturno, Dios de la agricultura muy conocido en la mitología por su pacto con su hermano Titán de devorar a sus hijos para evitar la descendencia que le pudiera destronar cuando fueran adultos. Saturno es el segundo planeta mas grande del sistema solar y cuenta con 60 lunas, veamos ahora en detalle como es este planeta y su compleja cantidad de satélites.

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Saturno el sexto planeta desde el Sol, es el segundo planeta más grande del Sistema Solar, tiene el único sistema de anillos
visibles desde la Tierra. Se ve claramente achatado por los polos a causa de la rápida rotación.
La atmósfera es de hidrógeno, con un poco de helio y metano, es el único planeta que tiene una densidad menor que el agua. Si encontrásemos un océano suficientemente grande, Saturno flotaría. (1)

También Saturno muestra formaciones atmosféricas de gran duración, parecidas a la gran mancha roja de Júpiter. Las diversas tonalidades de color de las franjas se deben a diferencias en la composición química (compuestos de azufre y fósforo) y en el grosor de las nubes. Además, al igual que Júpiter, Saturno posee un intenso campo magnético e irradia más energía de la que recoge del Sol. En su interior se alcanzan los 12.000 K, probablemente por el mismo proceso de contracción que se observa en Júpiter.

Sabemos que Saturno tiene mas de 60 lunas, además de su complejo sistema de anillos, el color amarillento de las nubes tiene bandas de otros colores, como Júpiter, pero no tan marcadas. Cerca del ecuador de Saturno el viento sopla a 500 Km/h. Los anillos le dan un aspecto muy bonito. Tiene dos brillantes, A y B, y uno más suave, el C. Entre ellos hay aberturas. La mayor es la División de Cassini. Cada anillo principal está formado por muchos anillos estrechos. Su composición es dudosa, pero sabemos que contienen agua. Podrían ser icebergs o bolas de nieve, mezcladas con polvo.

En 1850, el astrónomo Edouard Roche estudiaba el efecto de la gravedad de los planetas sobre sus satélites, y calculó que, cualquier materia situada a menos de 2,44 veces el radio del planeta, no se podría aglutinar para formar un cuerpo, y, si ya era un cuerpo, se rompería.
El anillo interior de Saturno, C, está a 1,28 veces el radio, y el exterior, el A, a 2,27. Los dos están dentro del límite de Roche, pero su origen todavía no se ha determinado. Con la materia que contienen se podría formar una esfera de un tamaño parecido al de la Luna.

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Los anillos de Saturno


El origen de los anillos de Saturno no se conoce con exactitud. Podrían haberse formado a partir de satélites que sufrieron impactos de cometas y meteoroides. Cuatrocientos años después de su descubrimiento, los impresionantes anillos de Saturno siguen siendo un misterio.
La elaborada estructura de los anillos se debe a la fuerza de gravedad de los satélites cercanos, en combinación con la fuerza centrífuga que genera la propia rotación de Saturno.
Las partículas que forman los anillos de Saturno tienen tamaños que van desde la medida microscópica hasta trozos como una casa. Con el tiempo, van recogiendo restos de cometas y asteroides. Si fuesen muy viejos, estarían oscuros por la acumulación de polvo. El hecho que sean brillantes indica que son jóvenes.

Cada anillo principal está formado por muchos anillos estrechos. Su composición es dudosa, pero sabemos que contienen agua. Podrían ser icebergs o bolas de nieve, mezcladas con polvo.

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Características de los anillos (2)

A muchos les gustan los anillos de Saturno. Aún cuando Saturno no es el único planeta con anillos, es el único planeta famoso por tenerlos. Casi cada una de las imágenes o dibujos del planeta, incluye a los anillos. Pero pocas personas saben acerca de ellos o por qué están allí.

Los anillos de Saturno están básicamente hechos de hielo y partículas de rocas. Parecen un gruesa banda de colores, pero de hecho son pequeñas bandas combinadas. Las partículas varían en tamaño, desde un par de centímetros hasta más de un kilómetro.

Los anillos son muy delgados. Aún cuando alcanzan diámetros de hasta cientos de miles de kilómetros, éstos no tienen más de 1.5 km de ancho. ¿Cómo es posible que una capa de hielo tan delgada pueda ser tan bella?. El hielo crea un efecto arcoiris, similar al efecto del agua que sale de una regadera de jardín bajo el Sol. Los rayos del Sol se refractan a través del agua congelada, ¡y dan orígen a un espectáculo de colores!.

Masa (Tierra=1)                                 95.181
Radio ecuatorial (nivel de 1 bar)               60.268 km 
Radio polar                                     54.361 km 
Densidad media (agua=1)                         0.69
Gravedad superficial en el ecuador (Tierra=1)   0.92
Velocidad de fuga en el ecuador                 35.5 Km/s
Periodo de rotación sideral en el ecuador       10.233 horas
Periodo de rotación sideral del interior        10.675 horas
inclinación del eje de rotación                 26.73º

Aurora-Borealis-Saturno
Las auroras de Saturno (3)

Una nueva película e imágenes aportadas por la sonda Cassini muestra las auroras brillantes de Saturno durante un período de dos días, que a juicio de los expertos, colabora en el entendimiento de por qué algunos cuerpos del sistema solar comprenden "impresionantes representaciones de luz".

Por primera vez, se ha obtenido esta información del espectrómetro de cartografiado infrarrojo y visual (VIMS), a bordo de la nave espacial Cassini de la NASA. Estas imágenes y los resultados preliminares han sido presentadas por Tom Stallard, científico principal de un conjunto VIMS y colaborador del magnetómetro de Cassini, durante el Congreso Europeo de Ciencia Planetaria que se celebra esta semana en Roma.

En la película, el fenómeno de la aurora varía "significativamente" a lo largo de un día de Saturno, que dura alrededor de 10 horas y 47 minutos. A los lados del mediodía y la medianoche (a la izquierda y a la derecha los lados de las imágenes, respectivamente), las auroras se pueden ver por períodos de varias horas. Así, en la rotación del planeta se aprecia cómo éstas aparecen y reaparecen al mismo tiempo y en el mismo lugar en el segundo día.

Complejas auroras

"Las auroras de Saturno son muy complejas y apenas estamos empezando a comprender todos los factores involucrados. Este estudio proporcionará una visión más amplia de la gran variedad de diferentes características de la aurora que se puede ver, y nos permitirá entender mejor lo que controla los cambios en la apariencia", ha señalado Stallard.

aurorassaturno

Concretamente, las auroras en Saturno se producen de la misma forma que las auroras en la Tierra. Las partículas del viento solar son canalizadas por el campo magnético de Saturno hacia los polos del planeta, donde interactúan con gas eléctricamente cargado (plasma) en la alta atmósfera y emiten luz.

En Saturno, sin embargo, las características de las auroras también pueden ser causadas por ondas electromagnéticas generadas en las lunas del planeta que se mueven a través de este plasma, que además llena la magnetosfera de Saturno.

Datos anteriores de Cassini han aportado una serie de fotografías detalladas de la aurora. Pero para la comprensión de la naturaleza global de la región auroral serán necesarias muchas más observaciones. Hasta la fecha, se han analizado 1.000 de las 7.000 imágenes tomadas de Saturno.

"Los estudios detallados como éste de la aurora de Saturno nos ayudará a entender cómo se generan en la Tierra y la naturaleza de las interacciones entre la magnetosfera y las regiones superiores de la atmósfera de Saturno", ha puntualizado la científica del proyecto Cassini, con base en el Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA, Pasadena, California, (JPL, por sus siglas en inglés), Linda Spilker.

La misión Cassini-Huygens es un proyecto cooperativo de la NASA, la Agencia Espacial Europea (ESA) y la Agencia Espacial Italiana (ASI). JPL dirige la misión para la Ciencia Espacial de la NASA, Washington.

cassini
Las lunas de Saturno (4)

La próxima vez mires a la Luna en el cielo nocturno, ¡imagínate cómo sería vivir en un mundo con 60 lunas! Esa es la cantidad de lunas descubiertas hasta ahora que orbitan alrededor de Saturno. Es posible que el planeta tenga muchas más que aún no han sido descubiertas.

Hasta 1655, nadie sabía que Saturno tenía lunas. Ese año, un astrónomo holandés llamado Christiaan Huygens apuntó su telescopio hacia este planeta gigante y vio por primera vez su luna más grande, Titán. Desde entonces y a lo largo de los siglos, a medida que hemos podido construir telescopios más poderosos y enviado robots exploradores al espacio, hemos descubierto muchas más lunas alrededor de Saturno.

Hasta ahora conocemos 60, pero es posible que la nave espacial Cassini descubra aún más mientras explora este planeta.

La mayoría de las lunas de Saturno son mucho más pequeñas que la propia Luna de la Tierra. Sin embargo, en muchos sentidos todas son raras y fascinantes. Algunas de ellas ayudan a mantener unidos los famosos anillos de Saturno. Estos anillos están compuestos por millones de piedras heladas y partículas de polvo. La fuerza de la gravedad de algunas lunas impide que el material se aleje de los anillos, de modo similar al que un pastor evita que las ovejas se separen del rebaño. Por eso, estas lunas se llaman “satélites pastores.”

Una de ellas, llamada Encélado, es uno de los objetos más brillantes del sistema solar. Tiene el ancho del estado de Arizona y está cubierta por hielo que refleja la luz del sol, de modo similar al de la nieve recién caída. Por eso, es extremadamente fría—¡unos 330 grados bajo cero en la escala de Fahrenheit! Algunos científicos creen que las partículas heladas que forman el anillo E de Saturno provienen de volcanes o géiseres de hielo de esta luna.

Otra de las lunas, Mimas, tiene un cráter gigante que ocupa la tercera parte de su ancho. En el centro del cráter hay una montaña cuya altura es similar a la de las montañas más altas de la Tierra.

Otras dos lunas, Epimeteo y Jano, intercambian sus órbitas cada varios años, alternándose por estar más cerca del planeta.

Japeto puede ser la más extraña de todas las lunas de Saturno. ¡Parece una enorme bola cubierta de chocolate en una mitad y de vainilla en la otra! Algunos científicos creen que la luna llamada Febe se originó mucho más allá de Plutón, y que luego recorrió miles de millones de millas hacia el Sol, hasta ser capturada por la fuerza de gravedad de Saturno.

Titán es, sin duda alguna, la luna más grande de Saturno. Además, es la segunda luna más grande de todo el sistema solar. (La luna de mayor tamaño, Ganímedes, se encuentra en órbita alrededor de Júpiter). ¡Titán es más grande que el planeta Mercurio!

Aún no hemos podido ver en detalle la superficie de Titán porque se encuentra oculta detrás de una espesa bruma de color rojo oscuro. Los científicos de la Tierra utilizaron el sistema de radar más poderoso del mundo para reflejar microondas en esta luna gigante, que en ese momento se encontraba a 800 millones de millas de distancia. Las imágenes del radar indican que podría tener inmensos océanos o lagos. Pero no están llenos de agua. ¡En lugar de eso, se cree que están llenos de un líquido parecido al alcohol!

La nave espacial Cassini transportaba un componente que puede ayudarnos a obtener más información sobre Titán. Es una máquina llamada “sonda Huygens”, que lleva el nombre del astrónomo que descubrió esta luna.

 
Además de los 18 satélites con nombre, al menos una docena más han sido "vistos" y se les ha dado nombre provisional pero, hoy en día, aun no esta confirmada su existencia. (5)
           Distancia  Radio    Masa

Satélite  (000 km)   (km)     (kg)   Descubridor   Año

---------  --------  ------  -------  ----------  -----

Pan            134     10     ?     Showalter    1990

Atlas          138     14     ?     Terrile      1980

Prometheo      139     46  2.70e17  Collins      1980

Pandora        142     46  2.20e17  Collins      1980

Epimetheo      151     57  5.60e17  Walker       1980

Jano           151     89  2.01e18  Dollfus      1966

Mimas          186    196  3.80e19  Herschel     1789

Encelado       238    260  8.40e19  Herschel     1789

Tethys         295    530  7.55e20  Cassini      1684

Telesto        295     15     ?     Reitsema     1980

Calypso        295     13     ?     Pascu        1980

Dione          377    560  1.05e21  Cassini      1684

Helena         377     16     ?     Laques       1980

Rea            527    765  2.49e21  Cassini      1672

Titán         1222   2575  1.35e23  Huygens      1655

Hyperión      1481    143  1.77e19  Bond         1848

Japeto        3561    730  1.88e21  Cassini      1671

Fobos        12952    110  4.00e18  Pickering    1898

HIPERION, UN SATÉLITE CON HIDROCARBONOS (6)


Nuevos estudios realizados con la sonda Cassini revelan que los elementos necesarios para la vida están también en la región de Saturno.

Hiperión, satélite de Saturno. NASA.(5 Julio, 2007 – NASA – CA) Las impresionantes imágenes y otros estudios realizados por la nave Cassini del satélite de Saturno, Hiperion, revelaron que el raro objeto, tiene cráteres en forma de copa, llenos con hidrocarbonos, que podrían implicar la presencia generalizada en nuestro sistema solar de los químicos básicos necesarios para la vida.

El satélite fue descubierto utilizando un telescopio por el equipo de W. C. Bond, G. P. Bond y W. Lassell, el 16 de Septiembre de 1848.

Hiperion entregó sus secretos a la batería de instrumentos abordo de la Cassini, cuando la nave voló junto al satélite de Saturno en Septiembre del 2005. Se encontraron hielos de agua y CO2, además de materiales oscuros cuyos espectros se asemejan al perfil espectral de los hidrocarbonos.

La luna tiene un aspecto de esponja y una baja densidad, de alrededor de 0,5 gr/cm3, la mitad de la densidad del agua.

Los resultados de estos estudios aparecieron en el número del 5 de Julio de la revista Nature donde se publican artículos dedicados al raro objeto, que por su aspecto irregular parece ser el resultado de un choque de los satélites de Saturno. Es la primera vez que se pueden hacer mapas de los materiales de esta luna, que guardan los datos necesarios para explicar la evolución del objeto en los 4,5 mil millones de años pasados desde que se formó junto al Sistema Solar.

POLYDEUCES, LA NUEVA LUNA DE SATURNO (7)

Tiene forma de huevo

(29 Junio 2006 NASA/CA) Como Polydeuces fue bautizado el pequeño satélite natural de Saturno descubierto en fotografías tomadas por el equipo de imágenes de la nave Cassini dirigidos por Carolyn C. Porco, el 24 de Octubre del 2004 y que recibió el nombre provisorio de S/2004 S 5. También puede ser llamado como Saturno XXXIV.

Es un satélite troyano co-orbital con Dione (1 126 km) y Helena (32 km), que se mueve hasta unos 32 grados del Punto 5 de Lagrange. Tiene unos 3 km de largo y los científicos recién lo están conociendo.

La imagen fue tomada por la cámara de ángulo estrecho de la Cassini el 22 de Mayo,2006 desde una distancia de unos 73 000 kilómetros (45,000 millas) y desde un ángulo Sol-Pollux-Cassini de 41°

El nombre de Polydeuces fue aprobado por el Grupo de Trabajo de Nomenclatura de Ciencias Planetaria de la Unión Internacional de Astrónomos, el 21 de Enero, 2005. Aunque el nombre tiene algún sentido, debido a que Polydeuces es el hermano de Helena en la mitología griega, otro satélite troyano y coorbital de Saturno, los sabios de la UIA (IAU en inglés) no tomaron encuenta que en español Polydeuces es Pólux, que ya figura como nombre de una de las famosas estrellas de la constelación de Géminis y se prestará para más de alguna confusión. Creemos que aquí no se puede traducir el nombre y debemos llamar a este satélite sólo con el hermoso nombre de Polydeuces. Aunque ya la confusión ha llegado a las páginas de la Wikipedia que llama al satélite como Pollux, en castellano, nombre también equivocado ya que en castellano el hermano de Cástor es Pólux y no Pollux, que es el nombre de la estrella en inglés.

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Helena – foto de la nave Cassini
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Dionne – foto de la nave Cassini

 

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Encelado

enceladus9cassiniiy2 
Otro aspecto de Encelado
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Hyperion- foto de la nave Cassini

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Calypso – foto de la nave Cassini

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Epimeteo – foto de la nave Cassini

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Janus – foto de la nave Cassini

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Japeto – Janus – foto de la nave Cassini

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Mimas
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Lapetus – foto de la nave Cassini

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Pandore – foto de la nave Cassini

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Phoebe – foto de la nave Cassini

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Rhea- foto de la nave Cassini

Y finalmente el mas grande de los satélites de Saturno: Titan

saturno-titan
webgrafia

1 http://www.wiseupkids.com/informacion/astronomia/saturno.pdf

2 http://www.windows2universe.org/saturn/saturn_rings.html&lang=sp

3 http://www.elmundo.es/elmundo/2010/09/24/ciencia/1285351466.html

4 http://saturn.jpl.nasa.gov/files/Lesson_5_Book_4-Spanish_FC.pdf

5 http://www.taller54.com/satelitesnaturales.htm

6 http://www.circuloastronomico.cl/planetas/sat/lunas2.html

7 http://www.circuloastronomico.cl/planetas/saturno2.html