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Sistema solar: Otros cuerpos

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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.

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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.

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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.

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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:

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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

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Sistema solar exterior: Neptuno

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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

 

urano1
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.

  anillosurano urano05

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.

Urano-ariel
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.

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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.

Cassini_Atlas_N00084634_CL Atlas – foto de la nave Cassini satuno helena

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

 

encelado

Encelado

enceladus9cassiniiy2 
Otro aspecto de Encelado
Saturno hiperionm

Hyperion- foto de la nave Cassini

saturno-calypso

Calypso – foto de la nave Cassini

saturno-epimeteo

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

mimas  
Mimas
Saturno-lapetus

Lapetus – foto de la nave Cassini

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Pandore – foto de la nave Cassini

Saturno-phoebe_cassini

Phoebe – foto de la nave Cassini

Saturno-Rhea_Cassini

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

Sistema solar exterior: Júpiter

Estándar

En este grupo de planetas mas externos de nuestro sistema solar destacan por su gran tamaño, por su composición ya que son gaseosos, resultan muy interesantes primero por sus características tan particulares y en segundo lugar porque albergan una cantidad de satélites que tienen unas características únicas que los hacen con una enorme posibilidad de que en alguno de ellos florezca alguna posibilidad de vida, así que veamos cada uno de ellos en detalle empezando con el gigante del sistema solar: Júpiter.

sistema solar exterior

JÚPITER

Es el planeta más grande del Sistema Solar, tiene más materia que todos los otros planetas juntos y su volumen es mil veces el de la Tierra.

Júpiter tiene un tenue sistema de anillos, invisible desde la Tierra. También tiene 16 satélites. Cuatro de ellos fueron descubiertos por Galileo en 1610. Era la primera vez que alguien observaba el cielo con un telescopio.

Júpiter tiene una composición semejante a la del Sol, formada por hidrógeno, helio y pequeñas cantidades de amoníaco, metano, vapor de agua y otros compuestos.

La rotación de Júpiter es la más rápida entre todos los planetas y tiene una atmósfera compleja, con nubes y tempestades. Por ello muestra franjas de diversos colores y algunas manchas. (1)

Jupiter

La observación de Júpiter a través del telescopio es muy espectacular. Al apuntar hacia el planeta deben observarse las diferentes zonas en la atmósfera joviana y tratar de encontrar la Gran Mancha Roja que caracteriza a Júpiter (un inmenso anticiclón en el hemisferio Sur del planeta).

Para identificar las zonas atmosféricas mas importantes se puede valer de un diagrama de Júpiter mostrando la ubicación de los principales cinturones y zonas atmosféricas. En cuanto a la ubicación de la mancha roja, se debe saber que no siempre es visible a causa de la rotación del planeta.

jupiter_5 Júpiter4

Datos de Júpiter (2)

  • Diámetro ecuatorial : 142855 km
  • Densidad media (Tierra=1) : 0.24
  • Gravedad (Tierra=1) : 2.34
  • Período de rotación : 9.8 horas / 0.41 días
  • Velocidad de escape : 214297 km/hr
  • Inclinación de eje de rotación : 3.1º
  • Excentricidad orbital : 0.048
  • Velocidad orbital media : 47037 km/hr
  • Distancia mínima al Sol : 741.0 millones de km
  • Distancia máxima al Sol : 816.5 millones de km
  • Distancia media al Sol : 778.2 millones de km
  • Período de revolución : 11.86 años
  • Inclinación orbital : 1.31º

Júpiter es el mayor planeta del Sistema Solar, conteniendo mas masa que el resto de los planetas juntos (masa de Júpiter = 1.898×1030 gramos). Es principalmente gaseoso, en su mayoría Hidrogeno, con una atmósfera densa y turbulenta donde se generan miles de tormentas capaces de contener a un planeta como la Tierra en su interior.

El núcleo de Júpiter, de una vez y medio a medio del diámetro terrestre, hierve a temperaturas de alrededor de 30.000 grados Celsius, como consecuencia de una presión de aproximadamente 100.000.000 de atmósferas (1 Atmósfera 101.300 Newton por metro cuadrado). Se encuentra a unos 70.000 Km. por debajo de las nubes altas, y contiene solo un 4% de la masa total del planeta. Los científicos creen que el núcleo del planeta esta compuesto principalmente de hierro y silicato, pero desconocen si es liquido o sólido.

Alrededor del núcleo hay una capa de Hidrogeno metálico liquido de unos 40.000 Km. de espesor. A temperaturas de entre 10.000 y 30.000 grados Celsius y presiones que exceden los tres millones de atmósferas, el Hidrogeno se convierte eléctricamente conductivo. Desconocido en la Tierra, esta clase rara de Hidrogeno conductor, se forma bajo las extremas presiones de las profundidades de Júpiter. Las moléculas de Hidrogeno están tan fuertemente empaquetadas que la atracción entre ellas, y las moléculas y sus átomos se rompen. Los protones libres forman una red irregular. El flujo de electrones a través de la red crea la conductividad eléctrica de un metal y genera un campo magnético.

A continuación del Hidrogeno Metálico liquido, hay una capa de unos 20.000 Km. de grosor, formada por Hidrogeno molecular (gráfico de la izquierda) y Helio. A medida que la presión cae al rango de decenas de atmósferas y la temperatura justo por encima de 40 grados Celsius, estos componentes cambian de liquido a gas.

interiorjupiter jupiter1

La inclinación de eje de rotación es de solo 3 grados, por tanto Júpiter difícilmente muestra alguno de sus polos hacia la Tierra. Otra consecuencia es que los satélites principales (galileanos) nunca evitan al planeta al pasar por delante o detrás. Si la inclinación seria mayor, en ocasiones los satélites podrían pasar al norte o al sur de Júpiter.

Júpiter posee una gran cantidad de lunas, la mayoría pequeños fragmentos de roca probablemente asteroides capturados por el intenso campo gravitatorio. Hasta la fecha (julio 2008) los satélites del planeta gigante suman 63 en total.

Es de notar que Ganímedes es el mayor satélite des Sistema Solar, seguido de cerca por Titán, la principal luna de Saturno. En la siguiente lista se exponen los satélites mas importantes, pero cabe destacar que el descubrimiento de nuevos satélites, todos ellos pequeños, es frecuente.

Al ser Júpiter un planeta exterior, sólo presenta fases llenas y convexas. Por ser tan grande la distancia del planeta a la Tierra, solamente queda en sombra una pequeña parte de la superficie del planeta, aún en su fase convexa. Por tanto, Júpiter nunca presenta fases de creciente y menguante desde la Tierra. (3)

A simple vista, Júpiter es fácilmente de localizar entre las estrellas, debido a que presenta un albedo (poder de reflexión de la superficie de un objeto) relativamente alto, de 0.4, un diámetro aparente grande y una alta magnitud (brillantez de un astro). Estas características hacen de Júpiter un objeto muy brillante en el cielo.

Observado a través de un telescopio, se puede apreciar el achatamiento de los polos del planeta, producto de su rápida rotación, una vez cada 10 horas aproximadamente. Otra característica que se puede observar, son formaciones de nubes que tienen la forma de cinturones oscuros y claros paralelos al ecuador del planeta.

Las formaciones de nubes en Júpiter son de duración mucho más larga que las existentes en la Tierra. Característica exclusiva de este planeta es la llamada Gran Mancha Roja, de forma ovalada y color rojizo, con un diámetro mayor que el terrestre. Esta mancha ha sido estudiada por los astrónomos durante un siglo y es probable que las observaciones de la misma daten de fecha muy temprana, quizás el año 1664.

La gran mancha roja

es el mayor vórtice anticiclónico de Júpiter y el detalle de su atmósfera más conocido a nivel popular. Comparable a una enorme tormenta, se trata de un enorme remolino que podría existir desde hace más de 300 años y caracterizado por vientos en su periferia de hasta 400 km/h. Su tamaño es lo bastante grande como para englobar dos veces y media el diámetro de la Tierra. El remolino gira en sentido antihorario (4)

Los cuatro principales satélites de Júpiter fueron descubiertos por Galileo Galilei el 7 de enero de 1610, razón por la que se les llama satélites galileanos. (5

voyager-jupiter

La Gran Mancha Roja fue observada por primera vez por el científico inglés Robert Hooke en el siglo XVII. No obstante no parecen existir informes posteriores de la observación de tal fenómeno hasta el siglo XIX. En todo caso, varía mucho tanto de color como de tamaño habiendo decrecido de manera importante desde comienzos del siglo XX. Las imágenes obtenidas por el Observatorio Yerkes a finales del XIX muestran una mancha encarnada alargada, ocupando el mismo rango de latitudes pero con el doble de extensión longitudinal.

Inicialmente se pensó que la Gran Mancha Roja era la cima de una montaña gigantesca o una meseta que sobresalía por encima de las nubes. Esta idea también fue rechazada en el siglo XIX al constatarse por medio de la espectroscopia la composición de hidrógeno y helio de la atmósfera y determinarse que se trataba de un planeta fluido.

Recientemente (marzo de 2006) se anunció que se había formado una segunda mancha roja, aproximadamente de la mitad del tamaño de la Gran Mancha Roja. La segunda mancha roja se formó a partir de la fusión de tres grandes óvalos blancos presentes en Júpiter desde los años 40 y fusionados en uno solo entre los años 1998 y 2000 dando lugar a un único óvalo blanco denominado Óvalo Blanco BA, cuyo color evolucionó hacia los mismos tonos que la mancha roja a comienzos del 2006. La coloración rojiza de ambas manchas puede producirse cuando los gases de la atmósfera interior del planeta se elevan en la atmósfera y sufren la interacción de la radiación solar. Medidas en el infrarrojo sugieren que ambas manchas están elevadas, por encima de las nubes principales. El paso por tanto de Óvalo Blanco a mancha roja podría ser un síntoma de que la tormenta está ganando fuerza. El 8 de abril de 2006, la Cámara de Seguimiento Avanzada del Hubble tomó nuevas imágenes de la joven tormenta.

Los satelites de Júpiter (5)

jupiter41

Probablemente la contribución más significativa que Galileo Galilei hizo a la Ciencia fue el descubrimiento de los cuatro satélites que giran alrededor de Júpiter que actualmente reciben este nombre en su honor. Galileo observó por pimera vez las lunas de Júpiter el 7 de Enero de 1610 a través de un telescopio casero. En un principio pensó que se trataba de tres estrellas cercanas a Júpiter, que formaban una línea que atravesaba el planeta. La siguiente noche, estas estrellas parecían haberse movido en la dirección errónea, lo que llamó su atención. Galileo continuó observando a estas estrellas y a Júpiter durante la siguiente semana. El 11 de Enero apareció una cuarta estrella (que luego resultaría ser Ganimedes) Después de una semana, Galileo había observado que las cuatro estrellas nunca abandonaban la vecindad de Júpiter y parecían moverse con el planeta, cambiando su posición respecto a las otras y a Júpiter. Finalmente, Galileo determinó que lo que había estado observando no eran estrellas, sino cuerpos planetarios que estaban en órbita alrededor de Júpiter. Este descubrimiento confirmó la validez del sistema Copernicano y demostró que todas las cosas no giran alrededor de la Tierra.

Veamos en detalle cada uno de estos primeros cuatro (4) satelites de Jupiter.

IO (6)

io

Io puede ser clasificada como la menos común de las lunas de nuestro sistema solar. La actividad volcánica de Io fue el mayor descubrimiento inesperado de Júpiter. Era la primera vez que se observaban volcanes activos en otro cuerpo del sistema solar. Las naves Voyager observaron sobre Io la erupción simultánea de nueve volcanes. Existe también la evidencia de que otras erupciones tuvieron lugar entre las visitas de las dos naves. Los penachos de los volcanes se extienden más allá de los 300 kilómetros (190 millas) sobre la superficie, con materiales expulsados a velocidades cercanas al kilómetro (0.6 millas) por segundo.

Los volcanes de Io son debidos aparentemente al calentamiento del satélite por bombeo mareal. Io ve perturbada su órbita por Europa y Ganimedes, dos grandes satélites cercanos, para volver de nuevo a su órbita regular empujado por Júpiter. Esta competencia produce una deformación mareal de la superficie de Io que alcanza los 100 metros (330 pies).

iolava La temperatura en la superficie de Io ronda los -143° C (-230° F); sin embargo, una gran macha caliente asociada con algún fenómeno volcánico alcanza los 17° C (60° F). Los científicos creen que esta mancha podría ser un lago de lava, aunque la temperatura indica que su superficie no está derretida. Este fenómeno es similar a lo que ocurre con los lagos de lava en la Tierra.

Io está compuesto principalmente por material rocoso con un bajo contenido de hierro. Io está situado dentro del intenso cinturón de radiación formado por los electrones e iones atrapados en el campo magnético de Júpiter. A medida que la magnetosfera rota con Júpiter, envuelve a Io y arrastra consigo casi 100 kilogramos de material por segundo. El material forma un toro, una nube en forma de rosquilla que brilla con luz ultravioleta. Los iones pesados del toro se desplazan hacia el exterior, y su empuje da lugar a que la magnetosfera Joviana duplique su tamaño esperado. Algunos de los compuestos de azufre e iones de oxigeno más energéticos caen a lo largo del campo magnético sobre la atmósfera del planeta, dando lugar a auroras.

Io actúa como un generador eléctrico a medida que se desplaza en el interior del campo magnético de Júpiter, desarrollando una diferencia de potencial de 400,000 voltios en el ecuador y generando una corriente eléctrica de 3 millones de amperios que fluye a lo largo del campo magnético hacia la ionosfera del planeta.

Descubierto por: Simon Marius y Galileo Galilei 

Fecha de descubrimiento: 1610 

Masa (kg): 8.94e+22 

Masa (Tierra = 1): 1.4960e-02 

Radio Ecuatorial (km): 1,815 

Radio Ecuatorial (Tierra = 1): 2.8457e-01 

Densidad Media (gm/cm^3): 3.55 

Distancia media desde Júpiter (km): 421,600 

Período rotacional (días):1.769138 

Período orbital (días): 1.769138 

EUROPA (7)

europa_galileo

Europa es una luna de forma extraña de Júpiter con un gran número de líneas intersectándose. Está diferente a Calisto y Ganimedes en las cortezas altamente craterizadas de éstos. Europa casi tiene una completa ausencia de cráteres así como casi no tiene relieves verticales.
Acerca de sus líneas un científico apuntó, "podrían haber sido pintadas con un marcador de fieltro". Existe la posibilidad de que Europa pueda estar activa en su interior debido al
calentamiento de la marea a un nivel de un décimo o menos que Io. Los modelos del interior de Europa muestran que bajo una delgada corteza de 5 km (3 millas) de hielo de agua, Europa puede tener océanos con 50 km (30 millas) de profundidad o más. Las marcas visibles de Europa podrían ser el resultado de una expansión global donde la corteza se podría haber fracturado, llenado con agua y congelado.

Descubierto por : Simon Marius & Galileo Galilei 

Fecha de descubrimiento: 1610 

Masa (kg): 4.8e+22 

Masa (Tierra = 1): 8.0321e-03 

Radio ecuatorial (km): 1,569 

Radio ecuatorial (Tierra = 1): 2.4600e-01 

Densidad media (gm/cm^3): 3.01 

Distancia media desde Júpiter (km): 670,900 

Período rotacional (días): 3.551181 

Período orbital (días): 3.551181 

GANIMEDES (8)

ganymedeenhanced_galileo

Ganimedes es la más grande de las lunas de Júpiter y es la más grande de nuestro sistema solar con un diámetro de 5,262 km (3,280 millas). Si Ganimedes orbitase alrededor del sol en vez de hacerlo alrededor de Júpiter podría ser clasificada como un planeta. Al igual que Calisto, Ganimedes está compuesto probablemente de un núcleo rocoso con un manto de agua/hielo y una corteza de roca y hielo. Su baja densidad de 1.94 gm/cm3, indica que el núcleo ocupa cerca del 50% del diámetro del satélite. El manto de Ganimedes está compuesto probablemente de hielo y silicatos, y su corteza es una gruesa capa de agua congelada.

Ganimedes no tiene atmósfera conocida, pero recientemente el Telescopio Espacial Hubble ha detectado ozono en su superficie. La cantidad de ozono es pequeña comparada con la de la Tierra. Se produce a medida que partículas cargadas atrapadas por el campo magnético de Júpiter se precipitan sobre la superficie de Ganimedes. Cuando estas partículas cargadas penetran la corteza helada, rompen las moléculas de agua produciendo ozono. Este proceso químico parece apuntar que Ganimedes posee una tenue atmósfera de oxigeno como la detectada en Europa.

Ganimedes tiene una compleja historia geológica. Tiene montañas, valles, cráteres y ríos de lava. Ganimedes está moteado por regiones iluminadas y oscuras. En las regiones oscuras presenta un gran número de cráteres lo que indica un origen antiguo. Las regiones claras muestran un tipo diferente de terreno – esta surcado por cordilleras y depresiones. Estos rasgos componen patrones complejos que tienen varios cientos de metros de altura y se prolongan por miles de kilómetros. Estas zonas estriadas son posiblemente más recientes que las zonas oscuras llenas de cráteres y se formaron por la tensión creada por los procesos tectónicos globales. La razón real es desconocida; sin embargo, parece haber tenido lugar una extensión de la corteza lo que produjo su rotura y separación.

Descubierto por : Simon Marius y Galileo Galilei 

Fecha de descubrimiento:1610 

Masa (kg): 1.48e+23 

Masa (Tierra = 1): 2.4766e-02 

Radio ecuatorial (km): 2,631 

Radio ecuatorial (Tierra = 1): 4.1251e-01 

Densidad media (gm/cm^3): 1.94 

Distancia media desde Júpiter (km): 1,070,000 

Período rotacional (días): 7.154553 

Período orbital (días): 7.154553 

Velocidad orbital media (km/seg): 10.88 

Excentricidad orbital : 0.002 

CALISTO (9)

callisto

Calisto es un Satélite del planeta Júpiter. Descubierto en 1610 por Galileo Galilei es la cuarta luna del sistema Galileano en distancia de Júpiter con un radio de 2410,3 kilómetros. La investigación de la sonda espacial Galileo reveló que Calisto tiene un núcleo, compuesto principalmente de silicatos, y además, la posibilidad de un océano interno de agua líquida a una profundidad superior a 100 kilómetros.

Nombre y significado

Calisto (del griego Καλλιστώ) fue descubierto en enero de 1610 por Galileo Galilei. Su nombre fue propuesto por Simon Marius aunque este se lo atribuyo a Johannes Kepler. Este Satélite forma parte de las lunas Jovianas: Ganímedes, Ío, y Europa y su nombre proviene de Calisto de la mitologia griega. Comunmente Calisto fue llamada como júpiter IV en la líteratura astronómica como el cuarto satélite del planeta Júpiter.

Rotacion y Orbita

La rotación de Calisto es síncrona, es decir, su periodo orbital es igual a su periodo de rotación. La duración del día calistiano, idéntico a su periodo orbital, es de unos 16,7 días terrestres. Tiene una órbita muy poco excéntrica (sólo 0,0074) y poco inclinada respeto al ecuador joviano (de unos 0,2º).

Caracteristicas generales

La densidad y el momento de inercia de Calisto parecen ser adecuado por la existencia de un pequeño núcleo formado por silicatos en el centro del satélite. Es imposible, o al menos muy improbable, que el diámetro de este pequeño núcleo sobrepase los 1200 km, y la densidad puede estar entre los 3,1-3,6 g/cm3.

Superficie Lunar

El accidente geológico más prominente de Calisto son las estructuras anilladas; unos conjuntos de cráteres en forma de anillo. Dos de ellos son enormes. El cráter Valhalla es el mayor, con una región brillante de 600 kilómetros de diámetro, mientras que los anillos se extienden a 1.800 km del centro. La superficie de Calisto esta repleta de cráteres, y ha recibido los impactos de numerosos meteoritos a lo largo de su existencia.[2] la superficie es variada y se compone de pequeños y brillantes depósitos congelados en las cimas de las alturas.

Atmósfera

Calisto posee una Atmósfera muy fina compuesta en gran parte por dióxido de Carbono y Oxígeno. La sona Galileo por su paso en los planetas de Júpiter determinocon una densidad de partículas de 4×108 cm3. La presión de la superficie es de 7,5×10-12 bar. La ionosfera de Calisto fue detectada durante los vuelos de la sonda Galileo sobre este satélite. La densidad de electrones relativamente alta de la ionosofera (concretamente de 7-17×10 cm−3)

Es de anotar que  en la medida que diferentes naves alcanzan a Jupiter se están encontrando nuevos satelites orbitando a este planeta, que en si pareciera un minisisitema solar, hasta el momento se han encontrado unas 39 lunas orbitando a este planeta.

galileo-Io-Jupiter

webgrafia

1 http://www.astromia.com/solar/jupiter.htm
2 http://www.astrosurf.com/astronosur/pla_jupiter.htm
http://www.angelfire.com/sc2/astrotec/jupiter1.html
4. http://es.wikipedia.org/wiki/Gran_Mancha_Roja
5 http://www.solarviews.com/span/galdisc.htm
6 http://www.solarviews.com/span/io.htm
7 http://www.solarviews.com/span/europa.htm
8 http://www.solarviews.com/span/ganymede.htm
9 http://enciclopedia.us.es/index.php/Calixto_%28sat%C3%A9lite%29

video

Sistema solar interior (2a parte)

Estándar

El sistema solar como ya hemos visto está formado por ocho(8) planetas, después de que en el 2006 quitaran a Plutón como el noveno planeta debido a su tamaño, veamos ahora el grupo de planetas mas locales, (Mercurio, Venus, la tierra, Marte) que orbitan en el área mas cercana al sol, todos tienen una connotaciones  especiales y es el de ser rocosos, no son de gran tamaño en comparación con los gaseosos, sin embargo tienen unas características muy particulares, así que veamos en detalle cada uno de ellos.

Sistema_Solar_interior

Una pequeña guía para ubicar  estos planetas

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MERCURIO

Primer planeta (1) del Sistema Solar. Forma parte de los denominados planetas interiores o terrestres. De tamaño ligeramente mayor que la Luna terrestre, es el planeta más cercano al Sol, lo que hace de él uno de los más inhóspitos debido a las grandes variaciones de temperatura que sufre su superficie. No posee apenas atmósfera y la atracción gravitatoria en su superficie es 0.377 veces la correspondiente en la superficie de la Tierra. En los años 1974 y 1975 un vehículo espacial, el Mariner 10, se aproximó a Mercurio, siendo hasta la fecha el único en hacerlo.

Si nos situásemos sobre Mercurio, el Sol nos parecería dos veces y media más grande. El cielo, sin embargo, lo veríamos siempre negro, porque no tiene atmósfera que pueda dispersar la luz.

Los romanos le pusieron el nombre del mensajero de los dioses porque se movía más rápido que los demás planetas. Da la vuelta al Sol en menos de tres meses.

En cambio, Mercurio gira lentamente sobre su eje, una vez cada 58 días y medio. Antes lo hacía más rápido, pero la influencia del Sol le ha ido frenando.(2)

Sin embargo hay planes para visitarlo en el año 2011 con l nave MESSENGER, acrónimo de: MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, y Ranging, fue lanzada el 3 Agosto, 2004 y llegará a Mercurio en Mayo del 2011, donde entrará en órbita del planeta para una misión de un año de duración. Será la primera nave en entrar en órbita del planeta más cercano al Sol. (3) El planeta se encoje al enfriarse y tiene hemisferios diferentes entre sí, pero además se pudo comprobar, que los cráteres no son sólo de impacto, también hay auténticas calderas volcánicas y otros que son mezclas de ambos. El planeta Mercurio comienza a revelar sus secretos.

Nuevos resultados de los análisis de las imágenes y datos recolectados por la MESSENGER durante su vuelo de enero 2008, y publicados el 4 de Julio en la revista Science, revelan que el volcanismo es la causa de las grandes y suaves planicies vistas en su superficie, terminando una controversia de 30 años. Además los resultados indican que su campo magnético, es generado en el núcleo del planeta.

 

mercury
Los científicos también pudieron observar durante el sobrevuelo, la composición química de la superficie del planeta. La pequeña nave estudió además la composición de la delgada atmósfera de Mercurio y tomó muestras de partículas cargadas (iones) e las cercanías del planeta.

Se pudo comprobar que el núcleo de Mercurio constituye además al menos el 60 por ciento de la masa del planeta, el doble de los núcleos de los demás planetas terrestres conocidos. El sobrevuelo reveló que el campo magnético, que se origina en el núcleo exterior y es impulsado por el enfriamiento del núcleo, provoca interacciones muy dinámicas y complejas entre el interior del planeta, la superficie, la exosfera y la magnetosfera.

Destacando la importancia del núcleo en las estructuras geológicas de la supeficie, Sean Solomon, investigador principal de la misión, de la Carnegie Institution de Washington afirmó que: "Las estructuras tectonicas dominantes en Mercurio, incluyendo áreas que fotografiamos por primera vez con MESSENGER, son estructuras llamadas "lobate scarps", grandes barrancos que se ven sobre las fallas de la corteza se formaron durante la contracción del área producto del "encogimiento" del planeta. Luego del fin del período del intenso bombardeo de asteroides y cometas del comienzo del Sistema Solar, el enfriamiento del núcleo del planeta no sólo alimentó el dínamo magnético, además llevó a una contracción total que es al menos un tercio más grande de lo que pensabamos anteriormente."

interiormercurio transito-mercurio-sol-esa Núcleo metálico de Mercurio                                                      Transito de Mercurio por el sol
Cuando un lado de Mercurio está de cara al Sol, llega a temperaturas superiores a los 425 ºC. Las zonas en sombra bajan hasta los 170 bajo cero. Los polos se mantienen siempre muy fríos. Esto lleva a pensar que puede haber agua (congelada, claro).

La superficie de Mercurio es semejante a la de la Luna. El paisaje está lleno de cráteres y grietas, en medio de marcas ocasionadas por los impactos de los meteoritos.

La presencia de campo magnético indica que Mercurio tiene un núcleo metálico, parcialmente líquido. Su alta densidad, la misma que la de la Tierra, indica que este núcleo ocupa casi la mitad del volumen del planeta.

crateres de mercurio

Datos de Mercurio La tierra

Tamaño: radio ecuatorial

2.440 km.

6.378 km

Distancia media al Sol

Sol 57.910.000 km.

149.600.000 km.

Dia: periodo de rotación sobre el eje

1.404 horas

23,93 horas

Año: órbita alrededor del Sol

87,97 dias

365,256 dias

Temperatura media superficial

superficial 179 º C

15 º C

superficial en el ecuador

2,78 m/s2

9,78 m/s2

pla_mercurio Mercurio (4) presenta una inclinación orbital (con respecto al plano de la eclíptica, el plano de translación de la Tierra) de 7 grados, y la segunda órbita mas excéntrica de los planetas del Sistema Solar, superado solo por Plutón. Esto hace que el planeta sufra severos cambios de temperatura, pasando de los 185 grados Celsius durante las noches hasta los 427 durante el día.

Existe un efecto único en Mercurio: los amaneceres dobles, donde el Sol sale, se detiene, se esconde nuevamente (cerca del punto por donde salió) y luego vuelve a salir para continuar su recorrido por el cielo. Esto se debe a que la velocidad orbital de Mercurio es muy alta (por su cercanía al Sol), y sus días muy largos.

Cuando Mercurio se aproxima al perihelio, un observador (punto naranja) puede ver la salida del Sol por primera vez en el punto 1, cuando la rotación a contra reloj saca al observador de la oscuridad. La gravedad del Sol acelera la velocidad orbital del planeta cuando se acerca el perihelio (2-4), hasta que la velocidad orbital sobrepasa la velocidad de su giro axial (rotación). el observador entra en la oscuridad nuevamente (5), el Sol se pone en el horizonte. Cuando Mercurio pasa el perihelio y se acerca su afelio la velocidad orbital disminuye (6-7), llevando al observador nuevamente al la línea del día y la noche, para observar un nuevo amanecer

VENUS

venus

Venus (5), la joya del cielo, fue conocida antaño por los astrónomos por el nombre de estrella de la mañana y estrella de la tarde. Los primeros astrónomos pensaron que Venus podría ser en realidad dos cuerpos separados. Venus, que recibe el nombre de la diosa romana del amor y la belleza, está oculto por una gruesa cubierta turbulenta de nubes.

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

Tiene un diámetro ecuatorial de 12.102 kilómetros, siendo un planeta muy redondo ya que sus radios polares y ecuatoriales son idénticos (Rp=6.051 Km).

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

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

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La superficie de Venus es relativamente joven, entre 300 y 500 millones de años. Tiene amplísimas llanuras, atravesadas por enormes ríos de lava, y algunas montañas.

Venus tiene muchos volcanes. El 85% del planeta está cubierto por roca volcánica. La lava ha creado surcos, algunos muy largos. Hay uno de 7.000 km.

En Venus también hay cráteres de los impactos de los meteoritos. Sólo de los grandes, porque los pequeños se deshacen en la espesa atmósfera.

Las fotos muestran el terreno brillante, como si estuviera mojado. Pero Venus no puede tener agua líquida, a causa de la elevada temperatura. El brillo lo provocan compuestos metálicos.

venus_cutbk_sm.sp El núcleo (6) de Venus es muy parecido al de la Tierra, un núcleo de hierro de 3000 Km. de radio cubierto por un manto de roca fundida. Venus no presenta campo magnético.

Cuando se lo observa es posible distinguir claramente una fase que cambia con los días, al igual que un notable cambio de tamaño, haciéndose mayor cuando la elongación es mas pequeña. Al mismo tiempo que la elongación se reduce, la fase también lo hace debido al ángulo de iluminación que presenta esa configuración geométrica del conjunto Sol-Venus-Tierra.

Debe dibujarse las fases, especialmente las mas próximas a la conjunción inferior (donde la elongación es mínima), cuando los cambios son máximos. En escasas oportunidades también es posible observarlo pasar sobre el disco solar. Los tránsitos de Venus son menos frecuentes que los de Mercurio.

fases_venus

Distancia al Sol: 0.723 U.A. (1.082  x 108 km)

Excentricidad orbital: 0.0068

Velocidad orbital: 35 km/seg

Periodo orbital: 224.7 días

Rotación Aproximada.: 243.01 días

Inclinación sobre la Eclíptica: 3.39º

Inclinación sobre el Ecuador: 177.3º

Diámetro ecuatorial: 12.104 km (0.9 terrestres)

Masa: 0.815 masas terrestres

Densidad promedio: 5240 kg/m3

Temperatura promedio: 480º C

esa_mancha_blanca En las últimas observaciones a Venus los astrónomos han encontrado una mancha blanca, algunos creen que se debe a una gran erupción volcánica

Venus (7) ha sido un misterio durante siglos. Aunque es el planeta más cercano a la Tierra, su estudio ha resultado siempre sumamente difícil por estar permanentemente cubierta de nubes que hace imposible ver la superficie del planeta.

“Es sorprendente ver lo distinto que es hoy Venus de la Tierra”, comenta Fred Taylor, científico interdisciplinar de Venus Express perteneciente a la Universidad de Oxford, en el Reino Unido. Venus tiene una masa muy parecida a la de la Tierra, pero es un lugar infernal, con una temperatura en la superficie que supera los 400 °C y una presión en la superficie cien veces mayor que la de la Tierra.

En la atmósfera de Venus radica la clave para entenderla mejor. Es mucho más densa que la de la Tierra e intercepta la mayor parte de la energía solar antes de llegar a la superficie. Ahí es donde entra en juego la sonda Venus Express.

La misión se centra en tres aspectos distintos – el primero es la dinámica de la atmósfera de Venus. Venus Express ha revelado la estructura y los movimientos de la atmósfera desde su altura máxima hasta casi el nivel de la superficie. El segundo aspecto es la composición y la composición química de la atmósfera. Venus Express ha realizado retratos de la composición de la atmósfera en torno al planeta. El tercer estudio se centra en los procesos por los que la atmósfera de Venus escapa al espacio.

venusexpressesa La sonda Venus Express ha dado pasos de gigante hacia la comprensión de dichos fenómenos, pero no ha logrado resolver todos los misterios. Una respuesta clave que a los científicos todavía les gustaría conocer es el grado de actividad de los volcanes venusianos. “El aporte de energía de los volcanes a la atmósfera podría ser enorme. El desconocimiento de ese dato deja un vacío gigantesco en nuestra comprensión del clima”, afirma Taylor.

La sonda Venus Express ya ha completado su misión nominal. Que consistía en observar el planeta durante dos días venusianos, es decir, unos 500 días terrestres.

“Ya hemos conseguido mucho en términos científicos. Gracias a los modernos instrumentos, hemos obtenido unos niveles de detalle muy superiores a los anteriores y la sonda espacial sigue en muy buen estado”, confirma Håkan Svedhem, científico de proyecto de la ESA que participa en la misión de la Venus Express.

Venus Express iniciará ahora una ampliación de su misión consistente en observar el planeta durante dos días venusianos más.

Se han vuelto a invertir las tornas entre creer que el planeta se parecía a la Tierra y considerar que es completamente distinto. Gracias a Venus Express, Taylor ahora describe a Venus como “hermano gemelo de la Tierra, pero separados al nacer”.

 

LA TIERRA

fototierra

La Tierra, (8)  el mayor planeta rocoso, fue creado hace alrededor de 4.5 mil millones de años. Su superficie es única entre los planetas debido a que solamente aquí hay agua líquida. Algunos ejemplos de las características superficiales terrestres son las montañas, terremotos, ríos, volcanes y los desiertos. Sin embargo, hay mucho más debido a la complejidad de nuestro planeta.

La mayor parte de la superficie terrestre está cubierta por agua, y el resto es rocoso. La capa exterior de la Tierra formó una corteza dura a medida que se enfriaba la superficie. La corteza está compuesta por grandes placas que se mueven lentamente. Si dos placas colisionan, se puede provocar la formación de cadenas montañosas. Muchas otras características superficiales también son el resultado de las placas a la deriva.

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Formación de la Tierra (9)

La Tierra se formó hace unos 4.650 millones de años, junto con todo el Sistema Solar. Aunque las piedras más antiguas de la Tierra no tienen más de 4.000 millones de años, los meteoritos, que se corresponden geológicamente con el núcleo de la Tierra, dan fechas de unos 4.500 millones de años, y la cristalización del núcleo y de los cuerpos precursores de los meteoritos, se cree que ocurrió al mismo tiempo, unos 150 millones de años después de formarse la Tierra y el Sistema Solar.
Después de condensarse a partir del polvo cósmico y del gas mediante la atracción gravitacional, la Tierra era casi homogénea y bastante fría. Pero la continuada contracción de materiales y la radiactividad de algunos de los elementos más pesados hizo que se calentara.
Después, comenzó a fundirse bajo la influencia de la gravedad, produciendo la diferenciación entre la corteza, el manto y el núcleo, con los silicatos más ligeros moviéndose hacia arriba para formar la corteza y el manto y los elementos más pesados, sobre todo el hierro y el níquel, cayendo hacia el centro de la Tierra para formar el núcleo.
Al mismo tiempo, la erupción de los numerosos volcanes, provocó la salida de vapores y gases volátiles y ligeros. Algunos eran atrapados por la gravedad de la Tierra y formaron la atmósfera primitiva, mientras que el vapor de agua condensado formó los primeros océanos.

Magnetismo de la Tierra

El magnetismo terrestre significa que la Tierra se comporta como un enorme imán. El físico inglés William Gilbert fue el primero que lo señaló, en 1600, aunque los efectos del magnetismo terrestre se habían utilizado mucho antes en las brújulas primitivas.
La Tierra está rodeada por un potente campo magnético, como si el planeta tuviera un enorme imán en su interior cuyo polo sur estuviera cerca del polo norte geográfico y viceversa. Por paralelismo con los polos geográficos, los polos magnéticos terrestres reciben el nombre de polo norte magnético y polo sur magnético, aunque su magnetismo real sea opuesto al que indican sus nombres.
El polo norte magnético se sitúa hoy cerca de la costa oeste de la isla Bathurst en los Territorios del Noroeste en Canadá. El polo sur magnético está en el extremo del continente antártico en Tierra Adelia.
Las posiciones de los polos magnéticos no son constantes y muestran notables cambios de año en año. Las variaciones en el campo magnético de la Tierra incluyen el cambio en la dirección del campo provocado por el desplazamiento de los polos. Esta es una variación periódica que se repite cada 960 años. También existe una variación anual más pequeña.

magnetismo tierra tierra-nucleo
La corteza del planeta Tierra está formada por placas que flotan sobre el manto, una capa de materiales calientes y pastosos que, a veces, salen por una grieta formando volcanes.

La densidad y la presión aumentan hacia el centro de la Tierra. En el núcleo están los materiales más pesados, los metales. El calor los mantiene en estado líquido, con fuertes movimientos. El núcleo interno es sólido.

Las fuerzas internas de la Tierra se notan en el exterior. Los movimientos rápidos originan terremotos. Los lentos forman plegamientos, como los que crearon las montañas.

El rápido movimiento rotatorio y el núcleo metálico generan un campo magnético que, junto a la atmosfera, nos protege de las radiaciones nocivas del Sol y de las otras estrellas.

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LA ATMÓSFERA TERRESTRE (10)

La atmósfera terrestre es una parte pequeñísima de la materia que forma nuestro planeta. Sin embargo, sin esta atmósfera sería imposible la existencia de vida en la Tierra. El sol, los rayos de sol que este astro emite, chocan con las moléculas de la atmósfera y producen los colores, que van variando según el momento del día. Conocemos el color del amanecer y los colores del crepúsculo, las responsables de ellos son la luz y la atmósfera.

La atmósfera es una delgada capa de gases que envuelve a la tierra. Generalmente a esta mezcla de gases y partículas que la conforman le llamamos aire y aunque no lo veamos muchas veces lo podemos sentir.

LA ATMÓSFERA Y EL AIRE

La atmósfera terrestre es una mezcla de gases. Los más abundantes son:

  • Nitrógeno: 78% total del aire.

  • Oxígeno: 21 % del total.

  • Dióxido de carbono: 0,033% del total.

Además puede contener hasta un 4% de vapor de agua y también una proporción variable de gases nobles (argón 0,93%, criptón 0,000114%, neón 0,00182% y helio 0,000524%), hidrógeno (0,00005%) y ozono (0,00116% ), (un compuesto del oxígeno).
La densidad de la atmósfera disminuye conforme ascendemos en altura. Cuando subimos a la cima de una montaña, o a un punto de una ladera muy elevada decimos que el aire está "enrarecido", es porque la mayor parte de la masa del aire está en las zonas bajas atraído por la gravedad de la tierra y está como "aplastado" por su propio peso y cuanto más ascendemos más liviano, tenue y ligero es el aire. En las capas altas existe menos presión y la densidad es menor. La densidad y la presión del aire disminuyen con la altura.

CAPAS DE LA ATMÓSFERA

La atmósfera puede llegar a tener en algunas zonas hasta un espesor de 1000 Km y está dividida en capas. Estas capas son:

  • Troposfera: la más cercana a la tierra (10 Km), es donde se desarrollan los fenómenos atmosféricos conocidos. Los aviones pueden superar esta capa e introducirse en la siguiente.

  • La estratosfera: llega hasta los 50 Km y es en ella donde existe una mayor concentración de ozono (25 km), de gran importancia para la vida en la tierra. Se queda con las radiaciones nocivas emitidas por el sol de alta intensidad, actuando como un filtro.

  • La mesosfera: hasta los 80 Km, recibe todas las radiaciones de alta intensidad. Por ella viajan los globos sonda.

  • La termosfera y la exosfera: son las capas externas de la atmósfera y llegan a tener entre 100º y 300º C de temperatura. Por la termosfera se pasean las naves espaciales a unos 100 Km de la tierra.

LA HIDROSFERA TERRESTRE

La mayor parte de la superficie terrestre está cubierta de agua. Casi las tres cuartas partes del planeta ¿Tierra? están cubiertas de agua (por cierto, ¿no deberíamos llamarlo planeta Agua?).

En la zona del planeta donde hay tierra emergida (zonas continentales) también podemos encontrar agua formando ríos, lagos, embalses, aguas subterráneas y en los polos de la Tierra y en la cumbres de las montañas también podemos encontrar agua, esta vez en su forma sólida. Por último podemos encontrar agua en ciertas capas de la atmósfera, esta vez en forma de vapor de agua (gas) formando las nubes.

Todo ello es lo que denominamos Hidrosfera Terrestre.

La hidrosfera terrestre constituye el sustento de la vida, sin ella, sin agua, no habría vida en este planeta, ni en ningún otro. Además, todos los seres vivos estamos formados por un alto porcentaje de agua. Nuestro cuerpo es agua en más de un 70%. Pero a pesar de la abundancia de agua en el planeta, no toda es utilizable. La mayor parte, el agua de los océanos, es agua salada, incluye sales minerales formadas por elementos como el sodio, potasio y cloro en diferentes concentraciones. Solamente podemos utilizar directamente las aguas dulces presentes en las zonas continentales o en los polos.

Por ello, los seres humanos, debemos ser conscientes de su importancia y hacer un uso racional del agua, no abusando en su consumo y no malgastándola.

También debemos darnos cuenta de que muchas de nuestras actividades, costumbres y hábitos de vida, supuestamente modernas y avanzadas, pueden ser gravemente perjudiciales para el agua, contaminándola y haciendo que no se apta para su consumo, afectando a la cadena ecológica y, en definitiva, afectando a todos los seres vivos y a nosotros mismos.

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LA TIERRA: UN PLANETA HABITADO

La Tierra, nuestro planeta, está lleno de seres vivos diversos. Piensa, mira a tu alrededor:… animales, plantas, hongos, bacterias….
La vida se extiende por el fondo de los mares, los ríos, los desiertos, las altas montañas, las ciudades, los bosques. Ante esta gran diversidad ¿no te preguntas que tendrá nuestro planeta de especial para albergar tanta vida diferente?, ¿existirá otro lugar en el universo donde exista vida como ésta? o incluso… ¿existirán otros tipos de vida en otros lugares del universo?.
Es probable sin embargo hasta el momento se nos escapa esa respuesta.

FACTORES QUE HACEN POSIBLE LA VIDA EN EL PLANETA TIERRA:

La tierra es el único planeta del sistema solar que alberga vida. Desde el espacio se ve azul y verde con un poco de brillo: el azul es agua, el verde los bosques con su clorofila y el brillo proviene de la luz reflejada en por la atmósfera que la rodea. La existencia de vida en la tierra depende de factores físico-químicos que a su vez son el resultado de la distancia de la tierra al sol y su tamaño, el cual determina su masa.

Nuestro planeta no está ni lejos ni cerca del sol. Eso hace que la temperatura media del planeta sea de 15º C, eso hace que podamos encontrar agua en estado líquido. El agua es imprescindible para la vida, en ella se realizan la totalidad de las reacciones químicas de nuestro metabolismo. Es tan importante que su falta ocasiona la muerte o falta de vida. .

La influencia del tamaño:

Si la tierra fuera más pequeña, su masa no podría atraer por gravedad a su atmósfera protectora y además sería tan espesa y densa que no dejaría pasar la luz del sol. La atmósfera deja pasar la luz visible, con la que se realizan los procesos vitales para los vegetales y sin embargo atrapa las radiaciones de alta energía por su composición rica en un isótopo del oxígeno (el ozono). La atmósfera es rica en oxígeno, lo cual facilita el proceso vital de la respiración (común a todos los seres vivos animales y vegetales)..

LA ENERGÍA INTERNA DEL PLANETA

La Tierra es un planeta en continuo cambio, tanto en el exterior como en el interior. Los cambios que se producen en el exterior son generados por la energía que proviene del Sol, la energía solar y la que emite La Tierra.

La suma de estas energías determina la formación de los agentes geológicos externos, es decir, el viento, el agua y el hielo. La acción combinada de estos agentes provoca los procesos de erosión, transporte y sedimentación, variando la morfología del planeta y permitiendo la creación de un tipo de rocas denominadas rocas sedimentarias. Pero si sólo se producen cambios en el exterior, ¿cómo es posible que aún podamos ver montañas? ¿Crees que en 4.600 millones de años la erosión no habría podido acabar con el Himalaya?

La Tierra tiene un motor interno, una energía interna que permite que la corteza terrestre cambie. Estos cambios a veces serán bruscos, como en un terremoto o en una erupción volcánica. En otras ocasiones serán lentos y poco apreciables. ¿Sabías que Europa y Norteamérica se separan a una velocidad de 2,8 cm al año?

La energía de La Tierra es tan grande que puede cambiar la estructura de las rocas que hay en el planeta o formar otras nuevas. Así aparecen las rocas magmáticas y las rocas metamórficas.

La superficie del planeta es fría y su temperatura varía dependiendo de la energía solar que llegue a La Tierra. Si cavamos un pequeño agujero y medimos la temperatura, probablemente sea más baja que en la superficie en condiciones normales, ya que la radiación solar alcanza sólo unos pocos centímetros. Si medimos la temperatura a más profundidad, por ejemplo, en el interior de una mina, podemos observar que la temperatura aumenta según aumenta la profundidad. ¿De dónde proviene el calor?

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La energía calorífica procede del interior de La Tierra que, por conducción, alcanza la superficie terrestre.

Origen del calor interno

El origen del calor interno del Planeta debemos buscarlo en el origen de La Tierra. Nuestro planeta se formó hace, aproximadamente, unos 4.600 millones de años. Actualmente se piensa que la formación de La Tierra y de todo el Sistema Solar comenzó a partir de una nebulosa que comenzó a girar, concentrando las partículas de polvo y gas interestelar, originando el Sol y los planetas, entre ellos La Tierra.

Al concentrarse las partículas se produjo un aumento del campo gravitatorio en la zona, lo que incrementó la captura de más partículas, formando una enorme masa girando en torno al Sol. Los impactos de nuevas partículas capturadas aumentó la temperatura del planeta recién formado. Además, se desintegraban átomos inestables que liberaron gran cantidad de energía radiactiva. Toda esta liberación de energía permitió la fusión de la materia.

VULCANISMO Y TERREMOTOS

Las placas litosféricas se mueven y chocan, o rozan, unas con otras, o se separan. Debajo de ellas existen materiales a grandes temperaturas, en un estado semisólido, lo que permite que sus componentes tengan movilidad. Las zonas más conflictivas de La Tierra se encuentran en los bordes de las placas. Allí están situados la mayor parte de los volcanes y donde se localizan la mayor parte de los terremotos.

volcan

Datos sobre la Tierra

Diámetro:     12,753 km (7,926 millas)  

Longitud del día     24 horas
Masa     5.9824 kg(6.521 toneladas)    

Longitud del año     365 días y 5 horas
Densidad    5.5 (agua=1)   

Inclinación del eje     23° 27"
Distancia mínima al Sol     146 millones km (91 millones millas)    

Período de Rotación     23 horas 56 min
Distancia máxima al Sol     152 millones km (94.5 millones millas)    

Temperatura     -89° C a 57.7° C (-128° F a 136° F)
Satélites     1 (La Luna)

Para ofrecernos una idea del origen de nuestro planeta y toda la vida que ha florecido en él y dentro de esta evolución hace unos 200.000 años el hombre ha logrado transformar este planeta, les recomiendo seguir en siguiente enlace y ver este bello documental “Home” 

http://www.documentales.us/Documental-708-Home-2009.html

LA LUNA

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No podríamos irnos de la tierra sin mencionar su satélite natural: la luna. Para la tierra estar acompañada de su luna le significa grandes cosas y como veremos en una coincidencia cósmica vemos a la luna de igual tamaño que el sol, y por los mismo cuando se superponen en un eclipse tenemos que ambos encajan perfectamente, además muchas teorías sostienen que gran parte de la influencia de la luna ha hecho que florezca la vida en la tierra debido a su notable influencia, veamos ahora como es nuestro satélite natural.

La luna (11) ha fascinado a la humanidad a través de los tiempos. Mediante la simple observación con el ojo desnudo, uno puede distinguir dos grandes tipos de terrenos: las mesetas relativamente brillantes y las llanuras más oscuras. A mediados del siglo XVII, Galileo y otros astrónomos tempranos realizaron observaciones telescópicas, notando un solapamiento casi infinito de cráteres. Se ha sabido también durante más de un siglo que la Luna es menos densa que la Tierra. Aunque se han averiguado muchas cosas sobre la Luna antes de la edad espacial, esta nueva era ha revelado muchos secretos difícilmente imaginables antes de esta época. El conocimiento actual de la Luna es mayor que el del resto de los objetos del Sistema Solar exceptuando la Tierra. Esto conduce a una mayor comprensión de los procesos geológicos y una mejor apreciación de la complejidad de los planetas terrestres.

Es el único satélite natural de la Tierra y el único cuerpo del Sistema Solar que podemos ver en detalle a simple vista o con instrumentos sencillos.(12)

La Luna refleja la luz solar de manera diferente según donde se encuentre. Gira alrededor de la Tierra y sobre su eje en el mismo tiempo: 27 dias, 7 horas y 43 minutos. Esto hace que nos muestre siempre la misma cara.

No tiene atmosfera ni agua, por eso su superficie no se deteriora con el tiempo, si no es por el impacto ocasional de algún meteorito. La Luna se considera fosilizada.

 

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

El plano orbital de la Luna alrededor de la Tierra, está inclinado con respecto al de la Tierra alrededor del Sol. Por esto, los eclipses de Sol y de Luna sólo pueden verse cuando la Luna Nueva o Llena ocurren cuando la Luna está cerca de la línea de intersección de estos dos planos.

La atracción gravitacional de la Luna y la del Sol son causantes de las mareas (Ver Las Mareas).

La Luna no tiene atmósfera. Cualquier atmósfera primitiva que la Luna pudiera haber tenido, ha escapado de la débil atracción gravitacional de la Luna. Esta es sólo un sexto de la de la Tierra.
Debido a la falta de atmósfera, la temperatura en la superficie de la Luna varía entre +110° C y -180° C. (Dependiendo de si la zona se encuentra o no iluminada) (13)
La Luna ofrece poca protección contra el viento Solar, rayos cósmicos, o micrometeoritos, y por tanto no es sorprendente que no haya formas de vida en la Luna.

La superficie de la Luna se caracteriza por regiones montañosas claras, separadas por los oscuros ‘mares’. El ‘Hombre de la Luna’ está formado por zonas de estos dos tipos de terreno. Los ‘mares’ son vastas cuencas de impacto que fueron rellenadas por rocas basálticas hace unos 3.000 millones de años.
Mucho de la superficie de la Luna está cubierta de cráteres. Estos son el resultado de los impactos de meteoros. Los más grandes tienen cerca de 200 Km. de diámetro, los más pequeños sólo cerca de un metro de diámetro. La mayoría de estos cráteres fueron formados hace 3.000 a 4.000 millones de años.

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La Luna es probablemente el objeto más satisfactorio de observar a través de un telescopio. Los cráteres y montañas pueden verse incluso con un telescopio pequeño.
El mejor lugar para mirar es cerca del terminador, en donde el Sol está poniéndose o saliendo en la Luna. Allí las sombras de las montañas y de las paredes de los cráteres son más largas y pueden producir vistas muy dramáticas. Luego de un tiempo tan corto como una hora, se pueden ver cambios en las sombras, a medida que la luz del Sol alcanza o abandona los picos cercanos al terminador.

Las fases lunares (14)

El aspecto que presenta la Luna en el cielo cambia continuamente en un intervalo de 29,5 días; es la duración del mes (calendario), que se ha establecido por el tiempo que demora la Luna en completar su ciclo de fases al trasladarse alrededor de la Tierra.

El cambio de aspecto lunar se debe a las variaciones de su superficie iluminada por el Sol. Cuando el disco lunar se encuentra en las cercanías del disco solar no aparece iluminado o sólo brilla un pequeño sector (Luna Nueva); éste irá ampliándose a medida que transcurren los días y se aleja del Sol. En la puesta de Sol y aparecer simultáneamente la Luna, se habrá completado el brillo de todo el disco lunar; entonces se dice que es Luna Llena. Posteriormente, se podrá observar que la sección brillante del disco disminuirá de tamaño y cambiará de forma a medida que se acerca nuevamente al Sol hasta que, en sus cercanías, prácticamente desaparece de la visión (Luna Nueva). De este modo se repite una rutina de transformaciones denominada ciclo de las fases lunares.

fases-de-la-luna

En las cercanías de la Luna Nueva el disco lunar aparece suavemente iluminado: es la luz cenicienta debido a que la Tierra refleja sobre la Luna la radiación que recibe del Sol.

La Luna es un cuerpo sólido de forma esférica, con un diámetro de unos 3.400 km (que corresponde a una cuarta parte del diámetro terrestre), y con una densidad similar a la de las capas externas de la corteza de la Tierra.

A simple vista, en su superficie se distinguen zonas claras y otras oscuras; con binoculares o con un pequeño telescopio, las regiones oscuras se ven lisas y sugieren haber sido cubiertas por material volcánico, hoy ya solidificado. Son las denominadas marias. Las zonas claras, en cambio, aparecen cubiertas casi en su totalidad por cráteres, que se suponen de impacto. Se aprecian cráteres de una gran variedad de tamaños, inclusive unos superpuestos sobre otros, en número realmente enorme. Uno de los mayores es el bautizado Clavius, de 200 km de diámetro; sin embargo, los más frecuentes son de unos 20 km a 30 km de diámetro. Como consecuencia de la ausencia de erosión en la Luna, los cráteres se conservan tal como cuando se formaron. Un hecho interesante que han mostrado los satélites artificiales que han circundado la Luna, es que la cara no visible aparece cubierta de cráteres, no presentando regiones lisas como los marias.

hombre_en_la_luna lunacerca

También hay cadenas de montañas en la cara visible, algunas bastante elevadas (como las terrestres) que se ubican hacia los bordes exteriores de las zonas planas.

El color del suelo lunar depende mucho del ángulo de incidencia de los rayos solares sobre su superficie. En realidad, la Luna es bastante oscura según ha sido confirmado por los astronautas, además de las imágenes recogidas por las diferentes naves que la sobrevolaron. Objetivamente, el color de la Luna es de un amarillo oscuro, similar al de la arena húmeda; el hecho de que la veamos a simple vista tan clara y brillante, se debe sólo al contraste de su brillo con el fondo oscuro del cielo que la rodea.

MARTE

marte y sus satelites

http://www.astrosurf.com/astronosur/pla_marte_flash.htm

Marte desde siempre ha llamado la atención inicialmente por su color característico, que le dio precisamente su nombre.los griegos lo asociaron con el Dios de la guerra, hoy conocemos su nombre romano Marte, y después ha sido asociado con los hombrecitos verdes, invasiones, son cientos las historias que nos relatan sobre sus habitantes, de igual manera la ciencia le ha dedicado muchas investigaciones para ofrecernos una imagen mas cercana de este planeta, veamos entonces que hay de realidad y  cuales son mitos que han quedado cuando el hombre al contemplarlo y no poderlo comprender se ideo todas estas historias que nos siguen fascinando.

Inicialmente veamos a Marte en una fotografia a 180o

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/image/0901/bonestell_spirit_big.jpg

Es el cuarto planeta de nuestro sistema a partir del Sol, y el séptimo en tamaño, cuya superficie posee una tonalidad rojiza que le otorgado el mote de “el planeta rojo”. Tiene un 53 por ciento del diámetro de la Tierra y un 11 por ciento de su masa. En la antigüedad los egipcios lo llamaron Her Descher (el rojo) y los romanos le dieron el nombre de su dios de la guerra, asociando su color con el de la sangre. Desde la Tierra es fácilmente visible y por lo que ha sido estudiado por los primeros habitantes. Kepler basó sus leyes sobre movimiento planetario en el análisis de este planeta. En 1659 Huygens realizó las primeras observaciones telescópicas. Su órbita es una elipse excéntrica por lo que su distancia máxima con nuestro planeta varía considerablemente. (15)

Presenta la misma formación que la Tierra en tanto está constituido por un manto bastante delgado y un núcleo, calculado en unos 1300 kilómetros. Su diámetro es de 6794 kilómetros.

Posee dos lunas: Probos y Deimos, de reducido tamaño ambas (21 y 12 kilómetros, respectivamente), que se tratarían de asteroides capturados por el planeta rojo. Su campo magnético es muy débil aunque se cree que es residual, por su extensión, de un campo global desaparecido.

La temperatura media es de 63 grados centígrados con variaciones de máximas de 20 y mínimas de -140 en el mismo día, debido a su órbita elíptica. El dióxido de carbono sólido (hielo seco) aumenta sus casquetes polares alternativamente en cada uno de los extremos del planeta. El viento es muy violento produciendo un gran efecto erosivo e increíbles tormentas de polvo. El año marciano dura 687 días terrestres.

Marte

El planeta Marte tiene una atmósfera muy fina, formada principalmente por dióxido de carbono, que se congela alternativamente en cada uno de los polos. Contiene sólo un 0,03% de agua, mil veces menos que la Tierra. (16)

Los estudios demuestran que Marte tuvo una atmósfera más compacta, con nubes y precipitaciones que formaban rios. Sobre la superficie se adivinan surcos, islas y costas.

Las grandes diferencias de temperatura provocan vientos fuertes. La erosión del suelo ayuda a formar tempestades de polvo y arena que degradan todavía más la superficie

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Antes de la exploración espacial, se pensaba que podía haber vida en Marte. Las observaciones demuestran que no tiene, aunque podría haberla tenido en el pasado.

En las condiciones actuales, Marte es estéril, no puede tener vida. Su suelo es seco y oxidante, y recibe del Sol demasiados rayos ultravioletas.

¿Hay vida en Marte?

En 1965 la sonda Mariner 4 dejó en claro que todas las expectativas sobre la existencia actual de vida en Marte eran absolutamente infundadas. Las fotografías sólo mostraron una superficie plagada de cráteres pero ningún canal artificial (como habían creído observar algunos científicos como Schiparelli y Lowell). Muestra cráteres de impacto, montañas (El monte Olimpos es el más alto todo el sistema solar, de 24000 metros de altura), valles (la planicie de Hellas de 2000 kilómetros de diámetro y 6 de profundidad), crestas, colinas, cañones (los valles Marineris de 4000 kilómetros de longitud) y volcanes sin actividad. El norte del planeta presenta grandes superficies llanas en oposición con la geografía accidentada del sur. Está compuesto principalmente por basalto volcánico con óxidos de hierro que otorgan el color característico.

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En 1976 las sondas Viking I y II tocaron suelo marciano. Las pruebas fueron contundentes: la radiación ultravioleta solar, la extrema sequedad del suelo y la química oxidante del mismo (periódico de hidrógeno), impiden la existencia de algún tipo de vida. También se pudo determinar la naturaleza de su atmósfera, formada en un 95 por ciento por dióxido de carbono y el resto por nitrógeno, argón, oxígeno (en escasísima proporción) y neón. Existe vapor de agua en su atmósfera en concentraciones muy inferiores que las de la Tierra, aunque pueden producirse condensaciones y formar bancos de niebla, tenues nubes y escarcha. Marte posee un eje inclinado en 24 grados respecto a su plano orbital, por lo que demora 24 horas y 37 minutos en su recorrido completo. En 1997 la Mars Pathfinder y en el 2004, dos robots (Spirit y Opportunity) aportaron importantísimos datos, algunos que indiciaron sobre la existencia de un antiguo mar o lago gigantesco.

La gran incógnita es el pasado. La geografía descubierta, la cual presentaba accidentes como costas, cascadas e islas, sugiere la presencia de ríos en una era muy antigua, seguramente desconocida para la humanidad. Se han hallado microorganismos muy diferentes a los conocidos por el hombre, en meteoritos de Marte, denominados SNC.
El planeta favorito de los creadores de ciencia ficción, tal vez guarde secretos que supere las más osadas. Se habla con bastante certeza de que un futuro no demasiado lejano se pueda alterar la atmósfera de Marte para que el hombre instale una base allí y no muy lejano en el tiempo el hombre pisará suelo marciano.

cara-en-el-planeta-marte
Esta foto es tal vez la mas controvertida de las que se han tomado del planeta rojo,muestra un rostro. Hasta el momento las explicaciones que se dan no logran satisfacer la curiosidad que se ha generado, a este lugar se le llama Sidonia.

Datos de Marte (17)

  • Diámetro ecuatorial : 6789 km
  • Densidad media (Tierra=1) : 0.71
  • Gravedad (Tierra=1) : 0.38
  • Período de rotación : 24.6 horas / 1.03 días
  • Velocidad de escape : 18007 km/hr
  • Inclinación de eje de rotación : 25.2º
  • Excentricidad orbital : 0.093
  • Velocidad orbital media : 86907km/hr
  • Distancia mínima al Sol : 206.7 millones de km
  • Distancia máxima al Sol : 249.3 millones de km
  • Distancia media al Sol : 227.9 millones de km
  • Período de revolución : 1.88 años
  • Inclinación orbital : 1.85º

La órbita de Marte es mas excéntrica que la de la Tierra, por este motivo presenta estaciones con características mas marcadas. El verano en el sur tiene lugar cuando Marte se encuentra en el perihelio unos 42 millones de kilómetros mas cerca del Sol que en su afelio. El verano en el sur es así mas cálido y breve que dicha estación en el hemisferio norte, y su invierno mas largo y frío. Estas características afectan a los casquetes polares y provocan enormes tormentas de polvo que pueden envolver todo el planeta.

marte_viking_lander1 Marte-montana-fria

Marte es un planeta rocoso, con una corteza, un manto y un núcleo. Se cree que la capa rígida superior tiene unos 30 kilómetros de grosor y el manto puede extenderse unos 2400 kilómetros. Estas capas están mas frías que las de la Tierra, por tal motivo no existen placas tectónicas que modifiquen la superficie. El núcleo metálico de unos 2000 kilómetros de diámetro puede ser totalmente sólido, lo que explicaría la ausencia de un campo magnético alrededor del planeta.

Aun así la superficie de Marte posee enormes estructuras geológicas, como una de las montañas mas importantes del Sistema Solar, el Olimpus Mons, de una altura de 25 kilómetros y una base de 550 kilómetros de diámetro. También posee un enorme acantilado denominado Valles Marineris, de 4000 kilómetros de largo y de hasta 7 kilómetros de profundidad. Marte posee indicios de haber tenido en épocas pasadas agua liquida en su superficie, formado mares y ríos.

Los satellites de Marte

deimos_hirise Fobos

El planeta posee dos pequeñas lunas: Fobos y Deimos. Fobos es de solo 27 kilómetros de diámetro y al igual que Deimos tiene la apariencia de un asteroide. Deimos, el mas exterior de las lunas marcianas mide solo 10 x 11 x 10 kilómetros. La cercanía a la superficie de Marte de las lunas produce interesantes efectos.

Fobos
  • Diámetro : 28×20 km
  • Área : 1500 km2
  • Volumen : 780 km3
  • Gravedad superficial (Tierra=1) : 0.00067
  • Distancia al centro de Marte : 9350 km
  • Velocidad orbital : 2.13 km/seg
  • Velocidad de escape : 25 km/hr
  • Inclinación orbital : 1.1º
  • Período de rotación : 7.65 hr / 0.31 días marcianos
Deimos
  • Diámetro : 16×10 km
  • Área : 400 km2
  • Volumen : 5400 km3
  • Gravedad superficial (Tierra=1) : 0.00036
  • Distancia al centro de Marte : 23500 km
  • Velocidad orbital : 1.17 km/seg
  • Velocidad de escape : 12 km/hr
  • Inclinación orbital : 1.8º
  • Período de rotación : 30.3 hr / 1.23 días marcianos

Los satélites de Marte se hallan tan cerca del planeta (en comparación con su tamaño) que hay una considerable diferencia en la distancia desde el centro de Marte comparada con la distancia desde la superficie.

Ambas lunas (especialmente Fobos) están mucho más cerca cuando son vistos en el cenit que cuando se los ve en el horizonte. Y no solo eso, solo es posible ver a Deimos si el observador sobre la superficie de Marte se halla mas allá de los 6,5 grados desde los polos (83.5º de latitud), y a Fobos, que se halla mas oculto por la visual del horizonte, no puede ser visto mas allá de los 70º de latitud norte o sur.

 

viking oportunity

La primera nave espacial en visitar Marte fue la Mariner 4 en 1965. Siguieron otras varias, incluyendo los dos módulos de aterrizaje Viking en 1976 (18)
Unos veinte años después, el 4 de julio de 1997, se produjo el aterrizaje del Mars Pathfinder .
La órbita de Marte es marcadamente elíptica. Este hecho influye marcadamente sobre su clima. Mientras que la temperatura media es de -55 ºC, las temperaturas pueden variar desde -133 ºC en invierno en el polo, hasta 27 ºC durante el día en el verano.
Con la excepción de la Tierra, Marte tiene los accidentes del terreno más variados e interesantes de todos los planetas terrestres, algunos de ellos espectaculares:

El monte Olimpus: La mayor montaña de todo el sistema solar, con una altura de 24 km. Su base tiene un diámetro de más de 500 km, y está rodeado por acantilados de 6 km de altura.
Tharsis: una gigantesca protuberancia en la superficie de Marte, con una longitud de 4.000 km y 10 km de altura.
La planicie de Hellas: un cráter de impacto en el hemisfero sur, de 6 km de profundidad y 2.000 km de diámetro.
Los valles Marineris: un sistema de cañones de 4.000 km de largo, y una profundidad entre 2 y 7 km.

El hemisferio sur de Marte está repleto de antiguos cráteres, semejantes a los de la Luna. Por el contrario, la mayor parte del hemisferio norte consiste en llanuras mucho más jóvenes y menos elevadas. Aparentemente, existe un abrupto cambio de elevación de varios kilómetros en el límite común de ambas zonas.
Al igual que Mercurio y la Luna, Marte carece de placas tectónicas activas; no hay evidencia de movimientos horizontales de la superficie, tales como los plegamientos montañosos, tan comunes en la Tierra.
Este hecho, junto con una menor gravedad en su superficie, son la causa de fenómenos tales como la protuberancia de Tharis y sus enormes volcanes. Sin embargo, no hay evidencia de una actividad volcánica en la actualidad.
Hay una clarísima evidencia de erosión en muchos sitios de Marte, tales como grandes zonas inundadas o sistemas de ríos.
Es indudable que en el pasado había agua en la superficie. Es posible que hubiera grandes lagos, e incluso oceános.
Pero también parece que esto ocurrió durante poco tiempo y hace muchísimo tiempo; se estima que la edad de los canales de erosión es de unos 4.000 millones de años. (Los valles Marineris no fueron creados por la acción del agua corriente. Se formaron por el estiramiento y agrietamiento producidos por la protuberancia de Tharis).

Marte-crater-de-victoria monte_olimpo_marte

webgrafia

1 http://enciclopedia.us.es/index.php/Planeta_Mercurio
2 http://www.xtec.cat/~rmolins1/solar/es/mercuri.htm
3 http://www.circuloastronomico.cl/planetas/mercurio.html
4 http://www.astrosurf.com/astronosur/pla_mercurio.htm
5 http://www.solarviews.com/span/venus.htm
6 http://www.actualidadespacial.cl/venus.htm
http://www.circuloastronomico.cl/planetas/venus.html
http://jmarcano.topcities.com/beginner/superficie.html
9 http://www.astromia.com/solar/tierra.htm
10 http://recursos.cnice.mec.es/biosfera/profesor/index.htm
11 http://www.solarviews.com/span/moon.htm
12 http://www.xtec.es/~rmolins1/solar/es/lluna.htm
13  http://www.oarval.org/section3_7sp.htm
14 http://feinstein.com.ar/LaLuna.html
15 http://www.abcpedia.com/planeta/planeta-marte.htm
16 http://www.xtec.es/~rmolins1/solar/es/mart.htm
17 http://www.astrosurf.com/astronosur/pla_marte.htm
18 http://www.galeon.com/home3/ssolar/marte.html

Sistema solar (1a parte)

Estándar

Cuando hablamos del sistema solar necesariamente nuestra vista se torna al cielo a todo ese conjunto de planetas (ocho en total) y que giran alrededor de nuestra única estrella el sol. Durante miles y miles de años, los planetas no fueron más que cinco puntos de luz –fácilmente observables a simple vista–, lucecitas que, noche a noche, vagaban lentamente entre las estrellas. Y por eso se llaman así: “planeta” viene del griego y significa “vagabundo” o “errante”. Con la llegada de los telescopios, hace apenas cuatro siglos, esos puntos comenzaron a revelarse como verdaderos mundos. E incluso, aparecieron otros. Todos orbitando fielmente al Sol. Además de los planetas el sistema solar está constituido por una enorme cantidad de cuerpos que tienen diferentes composiciones y tamaños que van desde los helados cometas, los asteroides, los planetas enanos (dentro del cual quedó incluido Plutón) y otros cuerpos que los modernos telescopios tratan de indagar en los dos cinturones que hacen parte del sistema solar: el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter y el otro externo más allá de Neptuno u “Objetos del Cinturón de Kuiper” (KBOs)  al cual parece que pertenece Plutón.

A su vez el sistema solar se encuentra haciendo parte de la vía láctea, en uno de sus brazos llamado cinturón de Orión, encontrándose aproximadamente a unos 33 millones de años luz del centro de la galaxia Y es aquí en todo este conglomerado rodeado de gigantescos cuerpos de enorme complejidad que apenas estamos comprendiendo  está nuestra casa: la tierra, por eso iniciamos un pequeño estudio sobre el sistema solar.

Animaciones del sistema solar

http://www.elpais.com/fotogalerias/popup_animacion.html?xref=20060824elpepusoc_1

http://www.gunn.co.nz/astrotour/?data=tours/retrograde.xml

Una comparación muy interesante sobre el tamaño del sistema solar

http://kokogiak.com/solarsystembodieslargerthan200miles.html

Teorías sobre el origen (1)

A pesar de sus diferencias, los miembros del sistema solar forman probablemente una familia común; parece ser que se originaron al mismo tiempo.Entre los primeros intentos de explicar el origen de este sistema está la hipótesis nebular del filósofo alemán Immanuel Kant y del astrónomo y matemático francés Pierre Simón de Laplace. De acuerdo con dicha teoría una nube de gas se fragmentó en anillos que se condensaron formando los planetas. Las dudas sobre la estabilidad de dichos anillos han llevado a algunos científicos a considerar algunas hipótesis de catástrofes como la de un encuentro violento entre el Sol y otra estrella. Estos encuentros son muy raros, y los gases calientes, desorganizados por las mareas se dispersarían en lugar de condensarse para formar los planetas.Las teorías actuales conectan la formación del sistema solar con la formación del Sol, ocurrida hace 4.700 millones de años. La fragmentación y el colapso gravitacional de una nube interestelar de gas y polvo, provocada quizá por las explosiones de una supernova cercana, puede haber conducido a la formación de una nebulosa solar primordial. El Sol se habría formado entonces en la región central, más densa. La temperatura es tan alta cerca del Sol que incluso los silicatos, relativamente densos, tienen dificultad para formarse allí. Este fenómeno puede explicar la presencia cercana al Sol de un planeta como Mercurio, que tiene una envoltura de silicatos pequeña y un núcleo de hierro denso mayor de lo usual. (Es más fácil para el polvo y vapor de hierro aglutinarse cerca de la región central de una nebulosa solar que para los silicatos más ligeros.) A grandes distancias del centro de la nebulosa solar, los gases se condensan en sólidos como los que se encuentran hoy en la parte externa de Júpiter. La evidencia de una posible explosión de supernova de formación previa aparece en forma de trazas de isótopos anómalos en las pequeñas inclusiones de algunos meteoritos. Esta asociación de la formación de planetas con la formación de estrellas sugiere que miles de millones de otras estrellas de nuestra galaxia también pueden tener planetas. La abundancia de estrellas múltiples y binarias, así como de grandes sistemas de satélites alrededor de Júpiter y Saturno, atestiguan la tendencia de la nubes de gas a desintegrarse fragmentándose en sistemas de cuerpos múltiples.

sistemasolar2

Composición del sistema solar 2

Nuestro Sistema está compuesto por una gran estrella la cual le proporciona el calor necesario para la existencia de vida a nuestro planeta, dicha estrella es El Sol (por ello el nombre de Sistema Solar), asimismo existen ocho planetas (08), y tres planetas enanos (03) algunos con sus respectivos satélites que en total suman más de 60; así como un cinturón de asteroides ubicado entre Marte y Júpiter. En el borde del Sistema Solar podemos encontrar el cinturón de Kruiper el cual está formado por cuerpos de no más de 1,000 kilómetros de diámetro mayormente compuestos de hielo.
En orden de proximidad al Sol, los cuatro primeros planetas (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) son denominados los planetas interiores debido a que están ubicados entre el Sol y el cinturón de asteroides, dicho cinturón de asteroides está conformado por cuerpos de entre 1,5 a 950 kilómetros de diámetro. Los planetas exteriores son Júpiter Saturno, Urano y Neptuno. Existen también tres planetas enanos; Ceres (que se encuentra entre Marte y Júpiter); Plutón y 2003 UB313 (aún sin nombre oficial). De estos tres planetas enanos Plut+ón es el único que posee satélites. Existe respecto al cinturón de asteroides una teoría que indica que este cinturón se formó al desintegrarse un planeta que hubiera estado entre Marte y Júpiter. Así  entonces tenemos:

1 El Sol, la estrella central,

2. Planetas:
• gaseosos: Jupiter, Saturno, Urano, Neptuno.
• rocosos: Mercurio, Venus, Tierra, Marte.
3. Planetas enanos: Ceres (Pallas, Vesta, Hygeia?), Plut´on, Caronte, Xena (2003 UB313), Sedna, etc.
4. Satélites: Luna, Phobos, Deimos, Io, Europa, Ganimedes, Calixto, Titán, Rea, Miranda,

5. Cuerpos menores del sistema solar: Asteroides, cometas, objetos transneptunianos como el Cinturón de Kuipert y la Nube de Oort. (un enjambre de cometas que envuelve el sistema solar).

(IM) Sistema_solar

Veamos entonces cada uno de ellos
1. El sol

El Sol (3) (del latín sol, solis y ésta a su vez de la voz indoeuropea sauel)[1] es una estrella del tipo espectral G2 que se encuentra en el centro del Sistema Solar, constituyendo la mayor fuente de energía electromagnética de este sistema planetario.[2] La Tierra y otros cuerpos (incluyendo a otros planetas, asteroides, meteoroides, cometas y polvo) orbitan alrededor del Sol.[2] Por sí solo, representa alrededor del 98,6% de la masa del Sistema Solar. La distancia media del Sol a la Tierra es de aproximadamente 149.600.000 de kilómetros, o 92.960.000 millas, y su luz recorre esta distancia en 8 minutos y 19 segundos. La energía del Sol, en forma de luz solar, sustenta a casi todas las formas de vida en la Tierra a través de la fotosíntesis, y determina el clima de la Tierra y la meteorología.
Se requerirían ciento nueve Tierras para completar el disco solar, y su interior podría contener más de 1.3 millones de Tierras. La capa exterior visible del Sol se llama la fotosfera y tiene una temperatura de 6,000°C (11,000°F). Esta capa tiene una apariencia manchada debido a las turbulentas erupciones de energía en la superficie. (4)
La energía solar se crea en el interior del Sol. Es aquí donde la temperatura (15,000,000° C; 27,000,000° F) y la presión (340 millardos de veces la presión del aire en la Tierra al nivel del mar) son tan intensas que se llevan a cabo las reacciones nucleares. Éstas reacciones causan núcleos de cuatro protones ó hidrógeno para fundirse juntos y formar una partícula alfa ó núcleo de helio. La partícula alfa tiene cerca de .7 por ciento menos masa que los cuatro protones. La diferencia en la masa es expulsada como energía y es llevada a la superficie del Sol, a través de un proceso conocido como convección, donde se liberan luz y calor. La energía generada en el centro del Sol tarda un millón de años para alcanzar la superficie solar. Cada segundo se convierten 700 millones de toneladas de hidrógeno en cenizas de helio. En el proceso se liberan 5 millones de toneladas de energía pura; por lo cual, el Sol cada vez se vuelve más ligero.

sol sol03

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

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

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

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Su interior (5)
Nadie ha visto nunca el interior del Sol. Para hacer nuestro retrato necesitamos recurrir a modelos matemáticos, basados en cálculos que dependen de nuestros conocimientos de las características de la superficie observable del astro y de las leyes físicas que gobiernan el interior de las estrellas. En esta forma se ha estimado que la temperatura central es cercana a 15 millones de grados absolutos y que la densidad central es una 160 veces la densidad del agua, o unas diez veces la densidad de los metales comunes. Esta densidad decrece hacia afuera: a una distancia de la superficie igual a la mitad del radio, se hace comparable a la densidad del agua; y necesitamos avanzar nueve décimos del radio, desde el centro hacia afuera, para llegar a una densidad similar a la del aire que respiramos en la Tierra.
Es en la parte más central de este interior, en el núcleo, donde se produce todo el color y la energía que llegan a la Tierra y a los demás planetas en cantidades increíbles: por ejemplo, cada metro cuadrado de la superficie terrestre recibe alrededor de 1.5 kilovatios de energía solar, cantidad que, aprovechada en forma eficiente, podría calentar e iluminar una pieza pequeña.

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Atmósfera solar
La atmósfera solar se compone de varias capas que, de adentro hacia afuera, son la fotósfera, la cromósfera y la corona.
Cuando miramos al Sol a simple vista, a través de un vidrio ahumado para que nuestros ojos no sufran, o a través de un anteojo adecuado, provisto de filtros que reduzcan la luz de manera de no dañar nuestra retina, lo que observamos es la fotósfera, o esfera de luz. Se trata de la cara del Sol usualmente conocida  una superficie luminosa de unos 6000º de temperatura, que radia la mayor parte de la luz y el calor del Sol hacia el espacio. Para la mayoría de nosotros, esta fotosfera es el Sol. En realidad es una capa muy delgada, de unos 500 km de espesor, menos del 0.1% del radio solar. Su densidad es tan pequeña que aquí en la Tierra la consideraríamos un vacío prácticamente perfecto.
Al mirar la fotografía de la Fig. 1, inmediatamente se hacen evidentes dos características: la granulación que cubre toda la superficie, y el oscurecimiento del borde o limbo. De las manchas hablaremos posteriormente.

corona solar

Corona solar
Sobre la cromosfera se encuentra el gas rarificado y caliente de la corona solar, totalmente invisible a simple vista, pero que se ve en forma espectacular durante los eclipses; en estos casos, se puede comprobar que llega a extenderse a más de un millón de kilómetros sobre la fotosfera, y que su brillo es comparable a la mitad del brillo de la luna llena (Fig. 5). En condiciones normales no se ve debido a la luz de la fotósfera. También es posible observar la corona solar mediante un tipo especial de telescopio, llamado coronógrafo, que permite obtener una especie de eclipse artificial.
Una de las mayores sorpresas que proporcionó el estudio de la física solar, incluso en sus comienzos, fue la temperatura de las diferentes capas de su atmósfera, En efecto, ya vimos que la fotósfera tiene una temperatura de unos 60000º. El estudio del espectro relámpago demostró que, a medida que aumenta la distancia al borde del Sol, la temperatura disminuye, hasta llegar aproximadamente a 45000º a unos 500 km de altura; pero luego comienza a aumentar, llegando a unos 75000º a 4000 km de altura, para seguir después creciendo en forma, por así decirlo, vertiginosa.
El estudio del espectro de la corona reveló hechos aún más sorprendentes. Esta compuesto sólo de líneas brillantes, o sea, de emisión muy débiles, y cuya posición no coincide con ninguna de las líneas oscuras de la fotósfera o brillantes de la cromosfera. Incluso, no coinciden con ninguna de las líneas que normalmente se pueden obtener en los laboratorios, para elementos químicos existentes en la Tierra. Por este motivo, cuando recién se descubrieron, en 1869, se creyó que pertenecían a un elemento desconocido en nuestro planeta, al que se dio el nombre de coronio. En 1942, B. Edlén pudo demostrar que se trataba de líneas de elementos terrestres, pero con un alto grado de ionización.

 esquemasol

sol04

DATOS GENERALES DEL SOL (6)

Masa del Sol comparada con todos los demás astros del sistema. …………………….. ,,,,99,84% de la masa total

Semidiámetro aparente a la distancia media de la Tierra. ……………… …0º16´01´´Paralaje horizontal, ecuatorial media ……………………………………………………………………….:………………………………………….. 8´´ 794

Radio del Sol en Km …………………………………………………     ………………………………. 695553,46

Radio en radios terrestres ……………………………………………………………………………. 109,053 veces

Superficie (Tierra = 1) ……………………………………………………………………………. ……….11.900 veces la de la Tierra

Volumen (Tierra =1) ………………………………………………………………………..………….1.296918,98 veces el de la Tierra

Masa (Tierra = 1) ………………………………………….          …………….. …  ….332.958 veces la de la Tierra

Densidad media (Tierra = 1) ……………………………………………………………………………………………….………………. 0,256

Densidad media (Agua =1) …………………………………………………………………………..……. 1,42 gr/cm3

Gravedad (Aceleración de la pesantez en la superficie en el ecuador solar; Tierra =1). ………. …………………..27,6 g

Duración de la rotación sideral de las manchas, en el ecuador solar en tiempo medio. ……………………..25,38 días

Duración de la rotación sinódica en el ecuador, en tiempo solar medio. …………………………..……….27,25 días

Duración media de un ciclo de manchas solares. ………………………………………………….. ………….11,1 años

Temperatura de la fotosfera en grados celsius aproximados. …………………………………… …………………..6000º

Constante solar por cm2 y por minuto. ……………………………………………….. ………..1,92 cal (Cm2/grado)

Distancia media a la Tierra en Km …………………………………………………………… ………….149,6 * 106 Km

Oblicuidad de la eclíptica (aproximada). …………………………………………………………. …………….23º 27´

Valor de la precesión general (aproximada). ……………………………………………                 = 0º 00´ 50´´26

Magnitud visual aparente ……………………………………………………………………….………… m = – 26,9

Magnitud absoluta ……………………………………………………………………………………………. M = 4,7

Duración del año sideral ……………………………………………………… ………….365,25636 días solares medios

Duración del año trópico (de las estaciones). …………………………….…………..365,2421956 días solares medios

Duración del año Gregoriano (actual) ……………………………………………………..………………. 365,2475 días

Los Efectos Solares en la Tierra (6)

Algunos de los efectos más importantes de las variaciones solares en la Tierra son las auroras, los eventos de protones y las tormentas geomagnéticas.

Auroras

aurora_02 La aurora es una manifestación dinámica y visualmente delicada de las tormentas geomagnéticas inducidas por el Sol. El viento solar energiza los electrones e iones en la magnetosfera. Estas partículas usualmente entran la alta de la atmósfera terrestre cerca de las regiones polares. Cuando las partículas chocan con las moléculas y átomos de la delgada atmósfera alta, algunos empiezan a brillar en colores diferentes. Las auroras comienzan entre los 60 y 80 grados de latitud. A medida que la tormenta se intensifica, las auroras se extienden hacia el ecuador. En 1909, durante una tormenta inusualmente grande, una aurora fue visible en Singapur, en el ecuador geomagnético. Las auroras proveen un espectáculo maravilloso, pero no son más que señales visibles de cambios atmosféricos que pueden ocasionar grandes estragos en los sistemas tecnológicos.

Eventos de Protones

Los protones energizados pueden alcanzar la Tierra dentro de los 30 minutos posteriores a un destello solar importante. Durante este tipo de evento, la Tierra es bañada por partículas solares energizadas (primordialmente protones) emanadas del lugar del destello. Algunas de estas partículas se mueven en espiral por las líneas del campo magnético de la Tierra, penetrando en las altas capas de la atmósfera donde se produce una ionización adicional y pueden producir un aumento significativo en la cantidad de radiación ambiental.

Tormentas Geomagnéticas

erupciones solares De uno a cuatro días, de la ocurrencia de un destello o de una prominencia eruptiva, una nube más lenta de materia y campo magnético solar llega a la Tierra, golpeando la magnetosfera y resultando en una tormenta geomagnética. Estas tormentas son variaciones extraordinarias del campo magnético en la superficie de la Tierra. Durante una tormenta geomagnética, porciones de la energía del viento solar son transferidas a la magnetosfera, provocando cambios súbitos en dirección e intensidad del campo magnético de la Tierra y energizando lo población de partículas del mismo.

Este tipo de efectos crean una cantidad de problemas sobre todo en la red electrica sobrecargandole, creando apagones masivos, de igual forma los satélites pueden resultar dañados por este tipo de eventos afectando las comunicaciones que hoy usan este tipo de tecnología.

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webgrafia

1 http://www.todoelsistemasolar.com.ar/ssolar.htm
2 http://www.cosmopediaonline.com/sistema_solar.html
3 http://es.wikipedia.org/wiki/Sol
4 http://www.solarviews.com/span/sun.htm
5 http://www.creces.cl/new/index.asp?imat=%20%20%3E%20%209&tc=3&nc=5&art=411
6 http://www.swpc.noaa.gov/primer/primer_in_spanish.html

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