Júpiter - El Mayor del Sistema Solar |
|
Resumen : Quinto planeta desde el Sol, y el mayor del Sistema Solar. Recibió el nombre del rey de los dioses de la mitología romana. Su densidad media, es la cuarta parte de la densidad de la Tierra, lo que indica que este planeta esta compuesto por gases. |
|
|
| Júpiter es el cuarto objeto más brillante de el cielo (después del sol, la luna y venus y algunas veces marte es también brillante). |
Júpiter es 1.400 veces más voluminoso que la Tierra, pero su masa es sólo 318 veces la de nuestro planeta. |
Es el quinto planeta desde el Sol, y el mayor del Sistema Solar. Recibió el nombre del rey de los dioses de la mitología romana. Júpiter es 1.400 veces más voluminoso que la Tierra, pero su masa es sólo 318 veces la de nuestro planeta. La densidad media de Júpiter es como una cuarta parte de la densidad de la Tierra, lo que indica que este planeta gigante debe estar compuesto de gases más que de metales y rocas como la Tierra y otros planetas.
Júpiter es el cuarto objeto más brillante den el cielo (después del sol, la luna y venus y algunas veces marte es también brillante). Se conoce desde épocas prehistoricas. El descubrimiento de las cuatro grandes lunas Io, Europa, Ganymede y Callisto (conocidas como las lunas galileanas) y el descubrimiento de un centro de movimiento aparentemente no centrado como el de la tierra. Fué un punto más a favor de la teoría heliocéntrica de Copérnico del movimiento de los planetas.
Sus satélites son Metis, Adrastea, Amalthea, Thebe, Io, Europa, Ganymede, Callisto, Leda, himalia, lysithea, Elara, Anake, Carme, Pasiphae y Sinope
Júpiter fue primeramente visitado por Pioneer 10 en 1973 y más tarde por Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2, y Ulises. La nave espacial Galileo se encuentra actualmente en órbita de Júpiter y estará regresando datos por al menos los dos años restantes.
Los planetas de gas no tienen superficies sólidas, su material gaseoso simplemente se pone un pocom más denso con respecto a la profundidad. Lo que hemos estado viendo de esos planetas son las nubes superiores de su atmósfera.
Júpiter es casi 90% hidrógeno, 10%helio con restos de metano, agua, amonia y roca. Esto se encuentra muy cercano a la composición de la nebulosa solar primordial de la cual todo el sistema solar fue echo. Saturno tiene una composición similar, pero Urano y Neptuno tienen mucho menos helio e hidrógeno.
Nuestro conocimiento del interior de júpiter (y otros planetas de gas) es altamente indirecta y de de algunos datos restantes por algun tiempo. Júpiter probablemente tiene un núcleo de material rocoso de una cantidad de 10 a 15 masas de la tierra.
Sobre el núcleo se coloca el abultamiento principal en forma de hidrógeno metalico líquido. Esta exótica forma de los elementos más comunes es posible solo en presiones excediendo 4 millones de barras, como en el caso de el interior de júpiter y saturno. El Hidrógeno metálico líquido consiste de protones ionizados y electrones (como el interior del sol pero a una menor temperatura). En la temperatura y presión de júpiter el hidrógeno es líquido, no un gas. Es un conductor eléctrico y la fuente del campo magnético de Júpiter. Esta capa también podría contener algo de helio y restos de hielo.
La capa exterior está compuesta primariamente de hidrógeno molecular y helio, el cual es líquido en su interior y gaseoso por afuera. La atmósfera que vemos es tan sólo la parte superior de esta gruesa capa gaseosa. Agua, dióxido de carbono, metano y otras moléculas más simples se encuentran también presentes en pequeñas canitidades.
Se cree que existen tres tipos diferentes de capas que consisten de hielo de amonio, hidrosulfuro de amonio, y una mezcla de agua y hielo. Al menos, los resultados preliminares de la prueba de galileo mostraron solo débiles indicaciones de estas nubes. Pero el punto de entrada de la nave fue algo inusual, ya que observaciones receientes del telescopio espacial hubbble indicaron que la nave espacial galilelo pudo haber entrado a algún sitio de los más calientes y menos nudlados de las áreas de júpiter.
Datos atmosféricos de la nave espacial galileo indican que hay menos agua de los esperado. La expectativa era que la atmósfera de júpiter podría contener el doble de oxígeno (combinado con el abundanto hidrógeno para crear agua) como el sol. Pero actualmente parece que la concentración es mucho menor a la del sol. Y también sorprendente fueron las altas temperaturas y densidad de las partes superiores dela atmósfera.
Júpiter y otros planetas de gas tienen altas velocidades de vientos, los cuales estan confinados en largas bandas de latitud. Los vientos soplan en direcciones opuestas de bandas adyacentes. Pequeñas diferencias químicas y de temperatura en las bandas, son responsables por los colores de estas bandas, que dominan la apariencia del planeta. Las bandas claras se denominan zonas y las más obscuras se les denomina cinturones. Las bandas ya habían sido conocidas desde hace tiempo en júpiter, pero los complejos vórtices en los límites de las regiones entre las bandas fueron vistas por primera vez por la nave espacial voyager. Datos de galileo indican que los vientos son aún más rápidos de lo que se sospechaba (más de 400mph) y se extendían cada vez más ci la nave iba a una profundidad mayor; y se podrían extender a miles de kilómetros en el interior de júpiter. La atmósfera de júpiter se descubrió que era bastante turbulenta. Esto indica que los vientos en júpiter son creados en gran parte por su calor interno en lugar de el calor del sol, com osucede en la tierra.
Los colores vistos en las nubes de júpiter son el resultado de reacciones químicas de los restos de elementos en la atmósfera, quizá participando sulfuro, del cual algunos componentes toman una amplia gama de colores, pero los detalles son aún desconocidos.
Los colores son correlativos con la altitud de las nubes: azul:inferiores, seguidas por las cafés y blancas y rojas en las partes superores. Algunas veces vemos las capas inferiores cuando se sucitan agujeros o torbellinos en las capas superiores.
El grán punto rojo (GRS Great Red Spot). ha sido visto en la tierra por observadores desde hace 300 años (su descurimiento es usualmente atribuído a Cassini o Rober Hooke en el siglo 17). El GRS es un óvalo de 12,000 a 25,000km, lo suficientemente grande para tener a dos tierras. Otros similares pero más pequeños han sido conocidos por décadas. Observaciones en infrerojo y la dirección de su rotación indican que el GRS es una región de alta presión y en dónde las nubes superiores son significantemente más frías que las regiones que lo rodean. Estructuras similares han sido vistas en saturno y neptuno. Y no se sabe si este tipo de estructuras puedan persistir por tanto tiempo.
Júpiter radia más energía al espacio de lo que recibe del sol. El interior de júpiter es caliente: el núcleo es de 20,000K. El calor es generado por el mecanismo Kelvin - Helmholts, la baja compresión gravitacional del planeta. (Júpiter no produce energía por fusión nuclear como el sol); es muy pequeño y su núcleo no es lo suficientemente caliente como para crear reacciones nucleares.)El caliente interior posiblemente causa conveción profunda dentro de las capas líquidas de júpiter y es probablemente responsable de los movimientos complejos que vemos en las nubes superiores.
Júpiter es casi tan grande en diámetro como un planeta de gas lo podría ser. Si se agregara más material, sería comprimido por la gravedad de modo que el radio total aumentaría levemente. Una estrella puede ser más grande a causa de su fuente de calor. Es decir que júpiter tendría que ser al menos 80 veces más grande para llegar a convertirse en una estrella.
Júpiter tienen una gran campo magnético, mucho más fuerte que el de la tierra. Su magnetósfera se extiende a más de 650 millones de km (pasa la órbita de saturno). Las lunas de júpiter se colocan dentro de la magnetósfera un echo que parcialmente explica la actividad que existe en Io. Desafortunadamente para las rutas futuras al espacio y los diseñadores de galileo y voyager, el ambiente cerca de júpiter contien altos niveles de particulas energéticas atrapadas por el campo magnético del planeta. Esta radiación es similar y un poco más intensa a la de los cinturones de la tierra. Serían fatales para desproteger al ser humano.
La nave galileo descubrió una nueva radiación intensa entre el anillo de júpiter y las capas superiores. Este nuevo cinturón es de aproximadamente 10 veces más fuerte que el de la tierra.
Júpiter tienen débiles anillos como los de saturno, pero mucho más pequeños. Eran totalmente inesperados y solamente fueron descubiertos cuando dos de los científicos de voyager 1 insistieron que después de viajar 1 billón de kilómetros no tomaría tiempo para mirar si algun anillo estuviera presente. Y cualquiera de los otros científicos pensó que este esfuerzo sería inútil, pero no fue así. Y desde entonces se han tomado imágenes de éstos por medio de infrarojo desde telescopoios de la tierra.
A diferencia de saturno, los anillos de júpiter son oscuros (albedo de .05). Podrían estar compuestos de pequeños granos de aterial rocoso.
Probablemente las particulas en los anillos de júpiter no se queden ahí pormás timepo (debido al arrastre atmosférico y magnético). Además si los anillos fueran características permanentes deberían ser constantemente reemplazados. Los pequeños satélites Metis y Adrastea los cuales orbitan dentro de los anillos son las fuentes candidatas más obvias.
En julio de 1994 el cometa Shoemaker Levy 9 se colapsó con júpiter creando una serie de resultados espectaculares. Los efectos fueron claramente visibles , aún con telescopios amateurs. Los restos de la colisión fueron visibles por cerca de un año por el Hubble.
Al anocheer júpiter es a menudo la estrella más brillante en el cielo (es el segundo después de venus). Y las cuatro lunas galileanas son fáilmente visibles con binoculares; y algunas bandas y el gran punto rojo pueden ser vistos con telescopios astronómicos pequeños.
Sumario: quinto planeta desde el Sol, y el mayor del Sistema Solar. Recibió el nombre del rey de los dioses de la mitología romana.La densidad media de Júpiter es como una cuarta parte de la densidad de la Tierra, lo que indica que este planeta gigante debe estar compuesto de gases más que de metales y rocas como la Tierra y otros planetas.
Júpiter es casi 90% hidrógeno, 10% helio con restos de metano, agua, amonia y roca. Esto se encuentra muy cercano a la composición de la nebulosa solar primordial de la cual todo el sistema solar fue hecho.
|
Marte - el Planeta Rojo |
Resumen: Los griegos lo llamaron Ares, y los romanos Mars, el término designa al dios de la guerra, lo que se explica por el paralelismo entre su color rojo y el de la sangre, cuarto planeta desde el Sol, se encuentra a una distancia media de 234.000.000 km
|
Vista de Marte |
Vista parcial de Marte con un telescopio |
Marte Tiene dos pequeños satélites, Fobos de aproximadamente 21 km de diámetro y Deimos, de tan sólo 12 km, que los astrónomos consideran asteroides capturados por Marte al comienzo de su vida. Ambos tienen numerosos cráteres de impacto.
Aunque de masa inferior, Marte es un planeta con características similares a las de la Tierra. Su tamaño es aproximadamente la mitad; la duración de su día es de veinticuatro horas y cuarenta minutos, la inclinación de su eje de rotación es de 25° (frente a los 23,5 terrestres), y efectúa una órbita alrededor del Sol cada 687 días.
Marte posee una atmósfera muy tenue (menos de la centésima parte de la terrestre) compuesta en un 95,3% de dióxido de carbono, 2,7% de nitrógeno, 1,5 % de argón, monóxido de carbono, trazas de oxígeno y otros gases. Las temperaturas en su superficie son bajas y las diferencias diurnas llegan a ser muy importantes. En el ecuador en un mediodía de verano, se pueden alcanzar los 22°C, para bajar a -73°C durante la noche.
La exploración espacial.Observación mediante naves espaciales.
Cuando se le observa a simple vista o con un pequeño telescopio, Marte aparece como un punto rojizo de un brillo muy variable dependiendo de la distancia a que se encuentre de nosotros y de las fases del planeta. Cuando está más cerca de la Tierra (a tan sólo 55 millones de km), es después de Venus el objeto más brillante en el cielo nocturno, con una magnitud aparente de -3, que adquiere su máxima altura en el cielo a medianoche.
Los momentos más interesantes para observar a Marte es cuando está en oposición, y el Sol, la Tierra y Marte forman una línea recta en ese orden, y si al mismo tiempo se encuentra a la distancia mínima de la Tierra. Estas condiciones se producen cada 15 años, cuando el planeta llega al perihelio (su mayor acercamiento al Sol) casi en oposición. Entonces Marte tiene una dimensión de 25 segundos de grado y un diámetro aparente unas setenta veces más pequeño que la Luna (0,5 grados).
Mediante un telescopio, de unos 30 aumentos, aparece como una naranja observada a 3 metros; se pueden apreciar regiones brillantes de color anaranjado y otras zonas más oscuras y menos rojas, cuyo contorno y tono cambia con las estaciones marcianas.
Conocido desde la antigüedad, en 1589 Tycho Brahe fue el primero que realizó, a pesar de no contar con telescopio, medidas sistemáticas de sus movimientos. Esta labor fue seguida por su discípulo Kepler, de cuyo análisis llego a la conclusión de que las órbitas de los planetas debían formularse como elípticas en vez de circulares, tal como se había patrocinado por los astrónomos durante los más de 2000 años anteriores.
En 1659, Huyghens, mientras trataba de dibujar un primer esbozo de un mapa se su superficie, siguiendo con el telescopio la evolución de una mancha obscura triangular, a la que denomino Syrtis Maior, calculó que el día marciano (el periodo de revolución sobre su eje) era de 24,623 horas.
En 1673 el astrónomo italiano Cassini, determinó el paralaje de Marte, a partir del cual consiguió estimar con una cierta precisión las distancias de los planetas y su tamaño.
En 1781 el astrónomo Wiliam Herschel, encontró que el eje de rotación de Marte, al igual que el de la Tierra, estaba inclinado con respecto a la eclíptica un ángulo de 25,17 grados, por lo que Marte al igual que la Tierra tiene estaciones climáticas. Tres años más tarde observó que en los polos de Marte aparecían manchas blancas variables en tamaño dependiendo de la estación similares a los casquetes polares terrestres. Herchel fue también el primero en observar la existencia de atmósfera en el planeta.
Los Satélites de Marte
Durante mucho tiempo se pensó que no tenía satélites, hasta que estos fueron descubiertos por el astrónomo Asaph Hall en 1877 durante uno de los momentos en que Marte se encuentra a tan solo una distancia de la Tierra de tan solo 55 millones de kilómetros. Asaph los llamó Phobos y Deimos (´Miedo´ y ´Terror´), como los dos hijos de Marte según la mitología Griega.
Durante años los astrónomos habían realizado diversos mapas de Marte, que no habían sido aceptados porque cada uno tenía el suyo diferente de los demás. Pero en el mismo año y durante esa misma aproximación en que se descubrieron los satélites de Marte, el astrónomo italiano Schiaparelli, que disponía de dos importantes telescopios de 22 y 44 cm de diámetro en el observatorio de Brea en Milán, realizó un mapa que fue aceptado, por que resto de los astrónomos también creyeron ver las mismas estructuras que las dibujadas por éste.
Canales en Marte
Schiaparelli, creyó ver zonas oscuras interconectadas con una intrincada red de finas líneas negras a las que llamó canales; al mismo tiempo comenzó a asignar nombres a las diferentes zonas extraídos de la mitología y de la antigua geografía de Egipto, Grecia y Roma.
En esos años, los astrónomos individualizaron las estructuras superficiales del planeta y estudiaron su climatología, los casquetes polares que se extienden y se retraen según las estaciones, los sistemas de nubes y las tempestades de arena que azotan durante meses extensas regiones del planeta.
Schiaparelli, al hablar de canales pensó en estructuras naturales, nunca pasó por su mente que estas estructuras pudieran ser obra de criaturas inteligentes, pero al traducir su publicación al inglés, donde daba noticia del descubrimiento ("Observaciones astronómicas y físicas sobre el eje de rotación y sobre la topografía del planeta Marte", Roma, 1878), la palabra "canales", en vez de ser traducida por su equivalente channels, se le dio el término de canals, que tiene el mismo significado de "canal" pero de origen artificial.
La publicación de estas noticias tuvieron una amplia difusión en todo el mundo, incluso fuera de los ambientes científicos, y fueron interpretadas como la prueba de la existencia de una civilización evolucionada en Marte, que había realizado importantes obras de ingeniería para el transporte del agua desde las zonas polares a las ecuatoriales.
Entre los muchos astrónomos que también creyeron ver los canales de Marte, el más entusiasta fue el rico americano Percival Lowell (1855-1916), quien construyó un observatorio privado en Flagstaff, en el despejado y limpio aire del desierto de Arizona, lejos de las luces de las ciudades, con el objetivo de estudiar el planeta rojo con todo detalle. Lowell, que creyó haber localizado más de 500 canales, además de otros descubrimientos, los cuales publicó en media docena de libros que popularizaron la idea de vida inteligente en Marte. Sin embargo, en los años sucesivos, al multiplicarse las observaciones realizadas con instrumentos de mayor potencia y precisión, se demostró que los canales de Marte y una multitud de otras estructuras geométricas observadas por Schiaparelli, Lowell y otros, eran ilusiones ópticas, variables en función de las condiciones de observación, la turbulencia de la atmósfera y la apertura del instrumento.
Por ello en los primeros dos decenios del siglo XX, si bien a ratos la polémica entre canalistas y anticanalistas continuaba, las primeras fotografías astronómicas de Marte relegaron al olvido la idea de un Marte con vida inteligente, hasta el 30 de octubre de 1938, en que un programa de radio realizado por Orson Welles, en el que se describió una ficticia invasión de Nueva Jersery por parte de naves marcianas, hizo cundir el pánico en EEUU. Aquel programa de radio, revivió de nuevo la polémica sobre la existencia de vida en Marte, y a pesar de que entre la clase científica no albergó ninguna duda sobre la no existencia de vida, no faltó algún visionario en contra, como el astrónomo soviético Shklovkjy, que afirmaba, a comienzos de los años setenta, que las dos lunas de Marte, Fobos y Deimos, eran dos satélites artificiales lanzados al espacio por una civilización tecnológicamente avanzada.
Entretanto, los astrónomos norteamericanos William Weber y Carl Otto Lampland habían conseguido medir en 1926, la temperatura superficial que había resultado ser mucho más baja de lo que se pensaba (-55° de media), y el también norteamericano Peter Kuiper, mediante el análisis del espectro infrarrojo del planeta llego a la conclusión en 1946, que su atmósfera estaba formada casi exclusivamente de anhídrido carbónico, por lo que las posibilidades de existencia de vida eran muy improbables, en condiciones tan desfavorables.
El conocimiento más detallado de Marte se debe a seis misiones llevadas a cabo por naves espaciales estadounidenses entre 1964 y 1976. Las primeras imágenes de Marte fueron obtenidas por el Mariner 4 en 1964, y las misiones Mariner 6 y 7, que lo sobrevolaron, proporcionaron mayor información en 1969. El primer satélite artificial de Marte (el Mariner 9, lanzado en 1971) estudió el planeta durante casi un año, proporcionando a los científicos su primera visión global del planeta y las primeras imágenes detalladas de sus dos lunas.
En 1976, dos sondas Viking se posaron con éxito en la superficie y llevaron a cabo las primeras investigaciones directas de la atmósfera y de la superficie. La segunda sonda Viking dejó de funcionar en abril de 1980; la primera sonda operó hasta noviembre de 1982. La misión Viking también incluía dos satélites que estudiaron el planeta durante casi dos años marcianos. En 1988 la Unión Soviética envió dos sondas para posarse en la luna Fobos; ambas misiones fracasaron, aunque una difundió algunos datos y fotografías antes de perder contacto por radio.
Características del Planeta Marte
Forma parte del grupo de los llamados planetas terrestres (Mercurio, Venus, Tierra y Marte), es decir, los que tienen una corteza sólida superficial y densidades elevadas. Marte es el primero de los planetas externos, o lo que es igual, es el primero de los planetas que se encuentra en el exterior de la órbita terrestre.
Gira alrededor del Sol a una distancia media de 227,9 millones de km, un 50% más alejado del Sol que la Tierra, por ello recibe una radiación solar un 60% más tenue. Describe una órbita, relativamente elíptica, con un perihelio (mínima distancia del Sol) de 206,7 millones de km, mientras que en el afelio (máxima distancia) se aleja de él hasta 249,1 millones de km.
La notable excentricidad de su órbita y el hecho de que su periodo de rotación sea de 648 días hace que las estaciones tengan una duración aproximadamente dos veces más largas, con inviernos largos y tremendamente fríos, y veranos cortos y calurosos.
Marte es un planeta con dimensiones inferiores a las de la Tierra. Su diámetro ecuatorial es de 6.787 km (alrededor de la mitad del terrestre), y su masa equivale a casi un centésimo de la terrestre; su densidad media de 3,94 gramos por centímetro cúbico frente a los 5,5 gramos por centímetro cúbico de la Tierra. La menor masa y densidad de Marte hacen que su gravedad sea aproximadamente un tercio de la terrestre (0,38). Sin embargo, otras magnitudes guardan una gran similitud con las de la Tierra: la duración de su día es de veinticuatro horas y cuarenta minutos; la inclinación de su eje de rotación es de 25° (muy similar a los 23,5° terrestres).
Atmósfera y Clima
Marte tiene una capa de gases o atmósfera, que rodean a su superficie, mucho más tenue que la Tierra. La presión media en la superficie es 160 veces inferior a la terrestre (en las llanuras oscila entre 5 y 7 milibares) más o menos equivalente a la presión existente en la Tierra a una altura de 35 km. La baja presión, permite una gran movilidad de los gases atmosféricos, por lo que Marte es frecuentemente azotado por vientos huracanados que superan los 200 km / hora. La presión varía aproximadamente en un 30% más o menos, debido a los cambios estacionales que se producen en los casquetes polares. El invierno parte de los gases de la atmósfera se congelan en los casquetes y la presión baja. En el verano se evaporan, con lo que aumenta la cantidad de gases que rodean al planeta y la presión sube.
El principal componente de la atmósfera marciana es el dióxido de carbono, con un 95,3 %, seguido por el nitrógeno (2,7%), argón (1,5%), oxígeno (0,2%), y trazas de vapor de agua, monóxido de carbono y gases nobles.
Hay evidencias de la existencia pasada de razonables cantidades de agua en la superficie de Marte, en la actualidad, tanto la superficie como la atmósfera sólo contienen cantidades muy pequeñas y variables de vapor de agua, cuya concentración crece ligeramente al aproximarse a los polos, al igual que aumenta al producirse el deshielo en primavera, decreciendo de nuevo en otoño. Más evidentes son las pruebas de existencia de hielo subterráneo, como las formas de pétalo que rodean algunos cráteres, y los llamados suelos adornados.
Esta atmósfera, además, es bastante fina, y en la superficie del planeta ejerce una presión de apenas una centésima con respecto a la que experimentamos en la Tierra (7,5 milibares), circunstancia que determina la imposibilidad de la existencia de agua en estado líquido en Marte. El agua tiene una presión de vapor de 18 milibares a 0 °C, lo cual significa que cuando el agua esta sometida a presiones inferiores a su presión de vapor, entra inmediatamente en ebullición, y se evapora. Para el agua en Marte no se evapore debe estar a temperaturas muy inferiores y por lo tanto en forma de hielo.
Algunos estudiosos (entre ellos el fallecido Carl Sagan) formularon la hipótesis de que, anteriormente, una atmósfera más densa había protegido al planeta, y en esas condiciones, en la superficie de Marte había mares de agua con profundidades de hasta 500 metros. Esto justificaría la erosión de su superficie y lo que se considera como lechos de ríos, ahora secos, fotografiados por las sondas americanas Mariner y Viking. Un cambio climático, habría hecho bajar la presión atmosférica, con la consiguiente evaporación de agua.
Posteriormente los componentes químicos del agua habrían sido separados por efecto de la radiación ultravioleta, el hidrógeno más ligero escaparía a la atmósfera mientras el oxígeno, se combinaría con otros elementos oxidando la superficie del planeta adquiriendo el característico color rojo. Medidas precisas de la inclinación del eje de rotación de Marte, indican que, aunque en la actualidad este ángulo es de 25°, durante un periodo de unos 500.000 años, este ángulo varía desde un minino de 15°, hasta un Máximo de 35°. Ésta puede ser una de las razones que haya originado los cambios climáticos en Marte.
Marte tiene un clima semejante al de un frió desierto que se encontrase a gran altitud. Las extremas condiciones de los largos y fríos inviernos y los cortos y calurosos veranos se ven en parte incrementadas por la poca densidad de su atmósfera, que no ejerce un efecto homogenizador de temperaturas como puede ocurrir en la Tierra.
Por ello, aunque en la superficie del planeta la temperatura media no sobrepasa los -33° C, tiene un amplio abanico de variabilidad. En el mediodía de verano, en los puntos próximos al ecuador se dan temperaturas próximas a los 22 °C para bajar a los -72 °C durante la noche. No muy lejos y también al mediodía, las temperaturas son de tan sólo -45,56° C en las zonas situadas en latitudes próximas a los trópicos. Las temperaturas en los polos, alcanzan valores mínimos de - 125 °C, de manera casi permanente, llegando en algunos casos a los -143 °C medidos por la nave Viking 2 en el polo sur. Estas temperaturas son lo suficientemente bajas para que el anhídrido carbónico de su atmósfera se congele, por ello los dos polos de Marte están cubiertos pos dos brillantes casquetes polares, claramente visibles al telescopio, formados principalmente por anhídrido carbónico helado. La formación de estos casquetes sigue un ciclo estacional que se ha sido observado por los astrónomos, durante más de dos siglos.
Al llegar el otoño, en la capa de la atmósfera situada sobre los casquetes se forman brillantes nubes de cristales de CO2, que se precipita en forma de un fino polvo, que hace que el casquete engorde y se extienda, a veces hasta latitudes inferiores a los 45°.
Al final de la noche invernal, cuando llega la primavera, la luz solar evapora la nieve carbónica, y los casquetes retroceden durante el verano hasta un tamaño mínimo que configuran los casquetes permanentes. Se supone que en estos casquetes permanentes, que en el polo norte tiene un diámetro de 1000 km y en el Sur 3000 km y un espesor de unos 2 km, puede haber acumulada gran cantidad de agua en forma de hielo.
Desde la Antigüedad, se observaron en Marte cambios en la coloración de la superficie de Marte, que fueron interpretados por los científicos como variaciones en una supuesta capa de vegetación que recubría el planeta. Más tarde se propuso que los cambios de coloración se correspondían con nubes de polvo rojizo levantados por vientos huracanados de más de 200 km/h que se producían en la superficie del planeta. Desde que fue aceptada esta hipótesis en 1892, y que ha sido confirmada con datos recientes, los astrónomos, han registrado metódicamente estos acontecimientos de la meteorología marciana.
La actividad atmosférica en Marte es muy importante y variada. A gran altitud, se producen neblinas y nubes de hielo formadas por cristales de anhídrido carbónico. A veces se producen cuando una corriente del "aire marciano", es impulsada a gran altitud por las cadenas montañosas. Al ascender los gases, se enfrían por debajo del punto de congelación del CO2, y se solidifican en forma de pequeños cristales blancos, que dan lugar a las nubes.
A final de la primavera marciana, cuando Marte esta más cerca del Sol (perihelio), y la parte del hemisferio Sur, próxima al ecuador, se encuentra recalentada, se forman impresionantes corrientes de aire, que arrancan el fino polvo de la superficie marciana y lo elevan hasta alturas superiores a los 30 km, formando extensas nubes amarillas que oscurecen la superficie del planeta durante semanas e incluso durante meses. Estos vientos modifican sensiblemente la superficie del planeta, que se ve erosionada en unas zonas mientras que en otras se depositan los materiales arrastrados, a veces formando extensos campos de dunas.
Superficie
Si subsistía algún resto de polémica sobre los canales de Marte, quedó totalmente cerrada en 1965. La sonda norteamericana Mariner 4, que había sido lanzada el 28 de noviembre de 1964, pasó a sólo 10.000 km de la superficie de Marte el 18 de julio de 1965 tomando 20 series de fotografías de la superficie marciana que fueron enviadas a la Tierra por radio. En ellas no aparecía ninguna señal de los controvertidos canales, sino que aparecía como un planeta árido, frió y desolado, semejante a la Luna, con zonas profusamente cubiertas de cráteres. Las sondas Mariner 6 y Mariner 7, lanzadas el 24 de febrero y el 27 de marzo de 1969 respectivamente, pasaron a una distancia de tan sólo 3.500 km de la superficie, y tomaron un total de 200 fotografías algunas de las cuales confirmaron este paisaje, mientras que otras mostraron áreas donde se manifestaba una intensa actividad geológica.
El 30 de mayo de 1971 la NASA envió la sonda Mariner 9, que se puso en órbita alrededor del planeta, con lo que se convirtió en el primer satélite artificial de Marte. Hubo que esperar a que se aclarase la atmósfera de Marte, porque una intensa tormenta de polvo impedía la visibilidad. En diciembre, la tormenta se calmó y la sonda comenzó a tomar y trasmitir fotografías de Marte, elaborando una precisa cartografía de su superficie, que, sobre todo, permitió distinguir una importante diferenciación entre dos mitades de su superficie, que aproximadamente se corresponden con los hemisferios norte y el sur.
Si dividimos la superficie de Marte en dos hemisferios, por un plano inclinado 30° con respecto al ecuador, la mitad norte más lisa, se supone más joven, con una densidad de cráteres cinco veces inferior a la del hemisferio sur, y estos parcial o totalmente rellenados por efecto de la erosión, de los vientos, y de proyecciones volcánicas.
Se supone que la lava inundó ampliamente esta superficies, inmediatamente después de haber cesado el intenso bombardeo de meteoritos que siguió a la formación del planeta, aunque en algunas zonas las inundaciones de lava pueden ser relativamente recientes (algunos centenares de millones de años). En su parte más septentrional se encuentran las zonas más planas, como la denominada Vastitas Borealis, aproximadamente a 50 grados de latitud se encuentra la Utopia Planitia en la que se sitúa el volcán Mie, en cuyas proximidades aterrizó el Viking Lander 2. Más cerca del ecuador, sobre la Elysium Planitia, se encuentran dos grandes volcanes con forma de escudo, Elysium Mons y Hecates Tholus.
En las proximidades del ecuador, en el hemisferio oriental, se encuentra la Syrtis Major Planitie, sin grandes detalles morfológicos, mientras que en el hemisferio occidental, se encuentra la región volcánica de Tharsis, la mayor del Sistema Solar, y el complejo de cañones de Valle Marineris, la mayor formación de origen tectónico del planeta.
Tharsis es el resultado de una impresionante acumulación de lava sobre un radio de más de 1000 km de radio, en el que llega a alcanzar una altura de más de 20 km sobre el nivel medio del planeta. Las alturas más importantes de estas regiones son los llamados Olympus Mons, Arsia Mons, Pavonis Mons y Ascraeus Mons.
Por el contrario, la mitad sur tiene un aspecto más similar a la Luna, con numerosos cráteres casi intactos, y algunas grandes cuencas de impacto, entre las que se encuentran las mayores del planeta, Hellas Planitia, con 1.500 km de diámetro, y Argyre Planitia, de 900 km. Estas tierras se supone que datan de los primeros tiempos de formación del planeta, hace 4.000 millones de años, cuando Marte, al igual que la Luna y el resto de los planetas, estaba sujeto a un constante bombardeo de meteoritos.
Entre las características comunes de ambos hemisferios, destaca el color rojizo de la superficie y la estructura de los cráteres. Un 80% de la superficie marciana esta cubierta por una arcilla producto de la meteorización de los basaltos superficiales. Esta arcilla es más rica en hierro y más pobre en aluminio que las equivalentes de la Tierra, y tiene un color rojizo producido precisamente por el oxido de hierro. Parece que en Marte es frecuente la escapolita, una serie de silicatos complejos que se originan por alteración de los feldespatos y que incorpora en su composición CO2. La escapolita, relativamente escasa en la Tierra, se supone que puede ser una fuente de CO2, principal gas que interviene en la formación de la atmósfera marciana.
Los cráteres, que aunque con distribución y grado de erosión diferentes en los dos hemisferios, se diferencian de los restantes del Sistema Solar por su forma amurallada. Se supone que si bien en la superficie de Marte no existe agua liquida, en la época de formación de la mayor parte de los cráteres, incluso en la actualidad, en importantes áreas del subsuelo de Marte se encuentra una estructura similar a la de barro congelado (permafrost). El impacto de un meteorito generaría una gran cantidad de calor, que produciría un deshielo, seguido por una avalancha de partículas que terminaría por rodear los cráteres. Una peculiaridad de los cráteres de Marte es que existen muchos menos cráteres de menos de 50 m de diámetro, que lo que cabría predecir. Este hecho se anticipó en 1970 por Donald E. Gault y otros, en base a que, aunque liviana, la atmósfera de Marte es lo suficientemente densa para erosionar y romper los meteoritos pequeños antes de que alcancen la superficie con suficiente velocidad para formar un cráter.
Volcanes
La actividad volcánica en Marte ha tenido probablemente lugar desde hace 4.000 millones de años. Fue especialmente importante en los últimos mil millones de años, aunque parece haber cesado en los últimos cien, ya que no se tienen pruebas concluyentes de actividad volcánica reciente. Presentan diferentes grados de degradación, lo que indica que las actividades erosivas han sido mayores que en Mercurio o la Luna. En algunos casos han sido parcialmente obturados por flujos de lava más recientes, o por acumulaciones de sedimentos arrastrados por el viento. Los geólogos suponen que las lavas de Marte son fluidas, extendiéndose con facilidad en amplias zonas.
Marte posee los edificios volcánicos más grandes del Sistema Solar, tienen una forma similar a los volcanes-escudo basálticos de la Tierra, como el Mauno Loa de Hawai, aunque de mayores dimensiones. El más alto, Olympus Mons, está situado en la cuenca de Tharsis, tiene un diámetro de 600 km, se eleva 26 km por encima del nivel medio del planeta y al menos 2 km sobre la meseta que le rodea. Su cima está coronada por numerosas calderas, y a pesar de que no se ha manifestado ninguna actividad volcánica, no se descarta que pueda estar activo. Para que la corteza marciana pueda soportar estructuras de las dimensiones de Tharsis, debe tener un grosor de unos 200 km, cinco o seis veces mayor que el de la corteza terrestre. Situados al este del Olympus se encuentran tres volcanes-escudo más pequeños denominados Arsia, Pavonis y Ascraeus, que fueron fotografiados por primera vez por el Mariner 9.
En Marte se distinguen tres provincias volcánicas, que se encuentran concentradas en la región ecuatorial: las mesetas de Tharsis y Elisium y la cuenca de Hellas.
Cañones y Canales
Uno de los hechos más importantes descubiertos a partir de las fotos tomadas por el Mariner 9 fue, por una parte, comprobar la aridez y sequedad del clima marciano y, por otra, descubrir estructuras similares a lechos de ríos secos erosionados por el agua. Además de canales estrechos y largos, con sus afluentes y algunos con típicas estructuras terminales de delta, el Mariner fotografió también anchos y profundos cañones similares, a los existentes en la Tierra, como en Cañón del Colorado, posiblemente como resultado de movimientos tectónicos, lo cual echo por tierra la idea de un Marte geológicamente inactivo.
Estas estructuras no tienen nada que ver con los canales de Schiaparelli, ya que sus dimensiones son tales que resulta imposible verlos desde la Tierra, ni empleando los telescopios más potentes.
Los cañones, o grandes canales de desagüe, discurren desde el hemisferio sur hacia el hemisferio norte más bajo. Se baraja la hipótesis de que se han podido formar durante el primer tercio de la vida del planeta (hace 3.000 millones de años) por el repentino derrumbamiento de la superficie y posterior inundación con agua, cuando se fundió el hielo del subsuelo por efecto de un cambio climático extenso o por la actividad volcánica. El más impresionante de estos cañones es el Valles Marinieris, que se extiende en el hemisferio sur casi paralelo al ecuador, y ocupa más de un cuarto de circunferencia. Tiene un longitud aproximada de más de 1500 km, y su anchura alcanza en algunos puntos hasta 700 km y entre 2 y 7 km de profundidad.
Los canales pequeños discurren de manera sinuosa, describiendo meandros, y a veces parecen tener su origen en un cráter de impacto. Recibían caudal de numerosos afluentes. Por observación de los cráteres de impactos que posteriormente a su formación alteraron su fisionomía se estima que se tiene una antigüedad de entre 1500 y 3000 millones de años, son por tanto posteriores a la mayoría de los cráteres, pero sin embargo son más antiguos que la mayor parte de los volcanes.
Las Dunas
La superficie de Marte, al igual que la de la Luna, está cubierta por una gruesa capa de polvo, resultado de la erosión. El viento transporta la arena de unos lugares a otros formando en algunos lugares extensos campos de dunas, similares a los existentes en los desiertos terrestres. El más importante de los fotografiados está situado en la región de Hellespontus y ocupa una extensión de 1.600 km2. Dar una explicación a la existencia de dunas en Marte resulta una cuestión problemática, ya que la baja densidad de la atmósfera marciana únicamente permite que el viento transporte partículas de polvo. La dinámica de formación de dunas requiere que los granos que se vayan a sedimentar reboten contra el suelo, algo que no hacen partículas tan pequeñas, por lo que se ha propuesto que el hielo podría actuar como agente cementante del polvo, generando partículas del tamaño de un grano de arena.
Uno de los grandes misterios de Marte sigue siendo la existencia o no de agua. Las fotografías enviadas desde el espacio por el "Mariner" y por el "Viking", muestran configuraciones geológicas que podrían indicar la acción del agua durante los milenios transcurridos. Estos y otros descubrimientos han inducido a los científicos a pensar que Marte debe haber sufrido, durante los miles de siglos pasados, muchos y repentinos cambios climáticos.
El famoso escritor y astrónomo americano Carl Sagan, elaboró a este propósito una teoría, basada en el convencimiento de que pequeñas variaciones orbitales en la posición del planeta respecto al Sol provocan grandes variaciones climáticas. Sagan pensó que cada algunos miles de años, una pequeña variación en el eje de rotación de Marte, provoca la evaporación de parte de los casquetes polares. La atmósfera marciana se hace más densa, y el CO2 atmosférico provoca un efecto invernadero, con lo que la temperatura sube más y más, hasta que total fusión de los casquetes incrementan la temperatura marciana induciendo la fusión del permafost del subsuelo. Con ello el agua vuelve a la superficie de Marte, la atmósfera se hace más densa y el planeta muerto está nuevamente en condiciones de albergar vida.
¿Hay Vida en Marte?
Marte siempre fue un objeto de admiración para los astrónomos, más aún desde que Schiaparelli anunciase su observación de canales, a partir de lo cual, la imaginación de legos y doctos imaginaron seres con avanzadas tecnologías, dispuestos a invadir la Tierra.
Posteriores observaciones de naves espaciales demostraron la inexistencia de los canales de Marte, o que los espectros reflejados por el planeta no revelaron la existencia de materia orgánica. Lo que un día se pensó que correspondía a zonas verdes, no son precisamente oasis, y los cambios de aspecto, atribuidos a cambios estacionales, no son debidos ningún ciclo vegetativo sino a tormentas de polvo.
Tras la visita del Mariner 9 y como consecuencia de los datos recibidos, las esperanzas de encontrar vida, aunque en un estado primitivo, tal vez algas o bacterias, renacieron.
Marte, según se deducía de las observaciones, era un mundo todavía vivo desde el punto de vista geológico, aunque no se pudo detectar agua líquida, había signos de ríos resecos y evidencias de que tal vez en el subsuelo se encontrase una capa de agua congelada similar al permafrost de los casquetes polares.
Con la misión de estudiar las posibilidades de vida en Marte, los norteamericanos lanzaron dos sondas gemelas con los nombres de Viking I y II el 20 de agosto y el 9 de septiembre de 1975, respectivamente. Las sondas estaban concebidas para situarse en la órbita de Marte, tras de lo cual se separarían en dos partes, una que permanecería en órbita (orbiter), mientras otra (Lander) se posaría suavemente en la superficie, para, mediante un brazo mecánico, excavar en el suelo de Marte, para recoger muestras, realizar análisis y tomar mediciones, que serían analizadas tanto desde el punto de vista bioquímico como geológico.
Ambas sondas llegaron a Marte 11 meses después de su lanzamiento. El lander del Viking 1 se posó en una región del hemisferio norte llamada mar Chryse el 20 de julio de 1976, mientras que el lander del Viking 2 se posó en el llamado altiplano Utopía, situado en el hemisferio sur, el 7 de agosto siguiente. Los dos lander disponían de instrumentos para recoger muestras del suelo y realizar diferentes análisis de química orgánica e inorgánica, además de una serie de experimentos para estudiar la posible existencia de vida mediante el metabolismo de gases y sustancias marcadas con trazadores radioactivos.
Los datos proporcionaron resultados contradictorios, según algunos científicos, las reacciones probaban la existencia de vida, según otros las pruebas estaban mal diseñadas, y según otros los lugares no eran adecuados.
Una de las razones más solventes para desechar la existencia de vida en Marte es precisamente su baja densidad atmosférica. La falta del efecto protector que la atmósfera ejerce sobre la Tierra, hace que Marte se vea sometido a una fuerte exposición a rayos ultravioletas. Esta radiación en dosis tan altas, tal como las que se verían sometidos los seres vivos en Marte produce una total esterilización. También produce un desdoblamiento de la molécula de agua en hidrogeno y oxigeno, y la formación de peróxido de hidrogeno, altamente oxidante y también esterilizador. Estos efectos destruyen rápidamente sin que tengan la posibilidad de acumularse las pequeñas cantidades de materias orgánicas, que los meteoritos carbónicos aportan a la superficie de Marte.
La opinión actual es que las sondas Viking no estaban equipadas adecuadamente para probar o no la existencia de vida, por lo que la vida en Marte sigue siendo una cuestión abierta que deberá ser resuelta en posteriores investigaciones, probablemente mediante un proyecto de colaboración entre las diferentes agencias espaciales internacionales. No puede descartarse sin embargo, que haya podido existir vida alguna vez. La teoría de cambios cíclicos climáticos propuesta por Sagan parece incontestable, por lo que no debe descartarse que haya existido con una atmósfera más densa y unas temperaturas más suaves.
El 1 de Julio de 1997, la NASA envía la sonda "Mars Pathfinder" a Marte, para intentar aterrizar en el planeta. Equipada con un sofisticado sistema de "airbags", la sonda se posa en el planeta el 4 de Julio.
Esta sonda capaz de desplazarse por la superficie marciana, envía las primeras fotografías el día 5 de Julio.
Vista del Olympus Mons |
Impactos de algunos meteoritos sobre la superficie marciana |
La Tierra - el Planeta Azul |
| Resumen: Vista desde un satélite, La Tierra aparece corno una gran esfera azulada rnoteada de nubes. Este color azul se debe en parte a las propiedades de la atmósfera, pero sobre todo a los océanos, que son elementos característicos de nuestro planeta. |
Se puede considerar que la Tierra se divide en cinco partes: la primera, la atmósfera, es gaseosa; la segunda, la hidrosfera, es líquida; la tercera, cuarta y quinta, la litosfera, el manto y el núcleo son sólidas |
La distancia media de la Tierra al Sol es de 149.503.000 km. Es el único planeta conocido que tiene vida, aunque algunos de los otros planetas tienen atmósferas y contienen agua. |
El Planeta Azul
El cielo ha desempeñado siempre un papel importante en la vida de los hombres. Algunos imaginaron el mundo donde vivían como un disco plano flotando sobre el agua; otros, como un cubo soportado por pilares, etc.Los Griegos fueron los primeros en suponer que la Tierra era esférica; y la situaron, inmóvil, en el centro del Universo.La Luna, el Sol, los Planetas, y la esfera de las estrellas gravitaban en círculos perfectos: era el sistema deTolomeo.
Para explicar las observaciones cada vez más precisas, esta visión del mundo fue modificada, pero hubo que esperar a Nicolás Copérnico, pieza clave en la historia de la astronomía, para que apareciese el sistema heliocéntríco: el Sol ocupa el centro del sistema solar; la Tierra y los otros planetas giran alrededor de él.
¿Porqué la Tierra se mantiene en su órbita?
La atracción se manifiesta en la superficie terrestre por la caída de los cuerpos: si se lanza una piedra, vuelve a caer sobre el suelo. Esta fuerza de atracción es una propiedad común a todos los cuerpos; es la gravitación universal, descubierta en 1666 por Isaac Newton. La Tierra y el Sol se atraen al igual que la Luna y la Tierra, etc. proporcionalmente a sus masas, en razón inversa de su distancia.
Galileo demostró que todo cuerpo lanzado al espacio prosigue su camino indefinidamente, a velocidad constante, y según una trayectoria rectilínea.
Según esta ley, la Tierra debería moverse en línea recta; pero en todo momento, en cada instante, su trayectoria es desviada por la atracción que el Sol ejerce sobre la Tierra, análoga a la de la Tierra sobre la piedra. En resumen, la Tierra está sometida principalmente a dos fuerzas: la fuerza de la gravedad, que atrae la Tierra hacia el Sol, y una fuerza, dirigida en sentido tangencial, que se debe a la velocidad de rotación de la Tierra sobre su órbita. Estas dos fuerzas se compensan exactamente y, en todo momento, este equilibrio mantiene a la Tierra en su órbita.
Edad y Orígen de la Tierra
La datación radiométrica ha permitido a los científicos calcular la edad de la Tierra en 4.650 millones de años. Aunque las piedras más antiguas de la Tierra datadas de esta forma, 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 ha ocurrido 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 habría sido casi homogénea y relativamente fría. Pero la continuada contracción de estos materiales hizo que se calentara, calentamiento al que contribuyó la radiactividad de algunos de los elementos más pesados. En la etapa siguiente de su formación, cuando la Tierra se hizo más caliente, comenzó a fundirse bajo la influencia de la gravedad.
Esto produjo 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, sumergiéndose hacia el centro de la Tierra para formar el núcleo. Al mismo tiempo, una erupción volcánica, provocó la salida de vapores y gases volátiles y ligeros de manto y corteza. 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 del mundo.
El Planeta Tierra
También nuestra Tierra es un planeta, el tercero que se encuentra a partir del Sol. Su distancia al Sol varía entre 147,1 millones de kilómetros (enero) y 152,1 millones de kilómetros (julio). La Tierra tiene una forma esférica, ligeramente achatada en los polos y ensanchada en el ecuador. Una idea de su achatamiento viene dada por la diferencia entre el diámetro que pasa por los polos (12.713 km) y el diámetro que pasa por el ecuador (12.756 km). Un satélite voluminoso, la Luna, la acompaña en su recorrido alrededor del Sol.
Sus Movimientos
Los movimientos de la Tierra se conocen mejor que los de los otros planetas. Se conocen más de una decena, y los dos principales son la rotación de la Tierra sobre sí misma y el desplazamiento alrededor del Sol.
La rotación de la Tierra sobre sí misma se efectúa en 23 horas, 56 minutos y 5 segundos. La Tierra gira alrededor de su eje de rotación en el sentido inverso a las agujas del reloj. Esta rotación fue demostrada por el experimento del péndulo de Foucault en 1851. Este péndulo gigante estaba constituido por una bola de bronce de 30 cm de diámetro, suspendida de un hilo de 60 m de longitud. La rotación es la causa de la sucesión de los días y las noches. Es irregular y está frenada por el rozamiento de las mareas. Por este hecho, la duración del día aumenta ligeramente a lo largo de los siglos.
El desplazamiento (traslación) de la Tierra alrededor del Sol en un año (365,256 días) se efectúa en una órbita elíptica, a la velocidad media de 30 km por segundo (107.280 km por hora), de oeste a este (sentido inverso al movimiento aparente del Sol y de las estrellas visto desde la Tierra). Este desplazamiento puede demostrarse observando una constelación en el momento de su aparición: aparece cada noche cuatro minutos antes.
Al cabo de 365 días, vuelve a salir a la misma hora. El plano que pasa por la órbita terrestre y por el Sol, llamado eclíptica, está inclinado sobre el plano del ecuador terrestre. La existencia de tal órbita y de un eje inclinado constituye el origen de las estaciones y de la desigualdad de los días y las noches entre los hemisferios.
Estos dos movimientos (rotación y traslación) presentan irregularidades: la presesión y la nutación, causadas por la atracción simultánea del Sol, la Luna y los demás cuerpos del sistema solar sobre nuestro planeta.
El eje de rotación de la Tierra no está fijo. Gira y describe un círculo en unos 26.000 años. A causa de este movimiento, llamado movimiento de presesión, los polos celestes no ocupan una posición fija, sino que se desplazan lentamente en el cielo, la estrella Polar no ha indicado ni indicará siempre el polo Norte: hace cerca de 4.000 años, la "estrella Polar" de los astrónomos mesopotámicos era la estrella del Dragón; y dentro de 12.000 años, este papel será desempeñado por Vega, la estrella más brillante del cielo en verano.
La atracción de la Luna hace oscilar este eje de rotación alrededor de su posición media. Este movimiento, la nutación, se superpone a la presesión. Como resultado de ambos, el eje de los polos describe un cono dentado.
El Tiempo
Los movimientos de la Tierra que marcan la alternancia de los días y de las noches y la vuelta periódica de las estaciones han servido durante milenios de base para la medida del tiempo. Pero estos movimientos son demasiado irregulares para definir una unidad de tiempo precisa: el estudio de ciertos corales fósiles ha demostrado que la duración del día era de veintiuna horas hace 500 millones de años. Volveremos a hablar del problema del calendario.
El Magnetismo Terrestre
La Tierra está rodeada por una capa de gas: la atmósfera, que alcanza más de 1.000 km de altitud. Esta capa es muy importante, pues protege la Tierra del bombardeo de las partículas y de las radiaciones extraterrestres (radiación cósmica y ultravioleta del Sol). Por encima de la atmósfera, las sondas espaciales han permitido descubrir dos anillos a los que se ha dado el nombre de cinturones de Van Allen.
Son como dos grandes rosquillas, una mayor que la otra, situadas en el plano del ecuador. El cinturón interior está compuesto esencialmente de protones cuya energía y velocidad son muy grandes; provienen de los rayos cósmicos que bombardean la Tierra y son sensibles al campo magnético terrestre. El cinturón exterior está compuesto de electrones; es peligroso para los organismos vivos, puesto que produce rayos X. No existe una frontera nítida entre ambas zonas, las naves espaciales las evitan despegando por una especie de gran embudo que dejan libre en torno a los polos.
La Tierra se parece a un gigantesco imán que crea un campo magnético que se extiende hasta una decena de radios terrestres: es la magnetosfera. El campo magnético disminuye rápidamente a medida que uno se aleja de la superficie del globo, y su influencia se extiende en dirección al Sol hasta cerca de 70.000 km. En la Tierra, la aguja imantada de una brújula indica siempre la misma dirección, que se llama el Norte magnético,en el espacio, la aguja imantada cambia a cada instante de dirección. La curva que describe es una línea de fuerza del campo magnético.
El viento solar procedente del Sol (protones, neutrones y núcleos de helio) modifica la forma de la magnetosfera y la estira en forma de larga cola en dirección opuesta al Sol. La actividad solar varía periódicamente. Bruscos aumentos modifican el campo magnético terrestre y crean tormentas magnéticas.
Auroras Polares
Otro fenómeno producido como consecuencia dé la actividad solar es una iluminación del cielo durante la noche:la aurora polar. Se produce a menudo en las regiones de los polos y más frecuentemente en el polo Norte (aurora boreal) que en el polo Sur (aurora austral). Se manifiesta, de veinte a cuarenta horas después de la erupción solar, por la aparición de arcos blancos, amarillos, rojos o verde azulados, midiendo por lo general de 100 a 200 km de altura.
Estos arcos nacen a una gran altitud para descender enseguida. Su duración es muy variable: desde algunas horas hasta algunos días.
Lo Esencial Sobre la Tierra
Distancia media Tierra-Sol: 149.600.000 km
Distancia media Tierra-Luna: 384.365 km
Radio terrestre medio: 6.368 km
Diámetro ecuatorial: 12.756 km
Densidad (agua = 1): 5,52
Masa total: 5,98 x 10" g
Masa comparada a la de la luna: 81,3 veces mayor
Masa comparada a la del Sol: 332.952 veces menor
Superficie: 51 0,1 millones de km
Volumén: 1. 083.31 9 Millones de km2
Duración de la rotación sobre si misma: 23 h 56 rnin 4,9 segundos
Período de revolución alrededor del Sol: 365,256 días
Intensidad del campo rnagnético: 0, 5 G
Velocidad orbital media: 29,8 km/s
Aceleración de la gravedad: 982 M/S2
Inclinación sobre el plano de la órbita: 23' 27'
Excentricidad de la órbita: 0,017
La datación radiométrica ha permitido a los científicos calcular la edad de la Tierra en 4.650 millones de años.
|
Mercurio - el Mensajero de los Dioses |
| Resumen: Según la mitología romana, Mercurio es el mensajero de los dioses. Probablemente el planeta recibió este nombre debido a que se mueve muy rápido a través del cielo. |
Es el planeta más cercano al Sol. Se encuentra a una distancia aproximada del Sol de 58 millones de km, tiene un diámetro de 4.875 km, su volumen y su masa son semejantes a los de la Tierra. |
Los estudios espectroscópicos de Mercurio nos muestran una tenue atmósfera que contiene sodio y potasio; en apariencia, sus átomos proceden de la corteza del planeta. |
|
Mercurio es el planeta más cercano al Sol y el octavo más grande. Mercurio es más pequeño en diámetro que Ganímedes y Titán, pero más masivo. Con un diámetro de 4.880 Km., es el segundo más pequeño. Su órbita alrededor del Sol es marcadamente elíptica (con una excentricidad de 0,21) en 88 días. Su distancia al Sol varía entre 0,31 y 0,47 Unidades Astronómicas (1 UA es la distancia promedio entre el Sol y la Tierra). Mercurio tiene un período de rotación de 58,6 días, que es dos tercios de su período orbital.
En la mitología romana, Mercurio es el dios del comercio, los viajes y las fechorías, es la contraparte romana del dios griego Hermes, el mensajero de los dioses. Probablemente, el planeta recibió este nombre debido a que se mueve muy rápido a través del cielo.
Se ha sabido acerca de Mercurio desde el tiempo de los sumerios (3er milenio AC). Los griegos le dieron dos nombres: Apolo durante sus apariciones como estrella matutina y Hermes como estrella vespertina. Empero, los astrónomos griegos sabían que los dos nombres se referían al mismo cuerpo. Incluso Heráclito pensaba que Mercurio y Venus orbitan el Sol, no la Tierra.
La sonda espacial Mariner 10 sobrevoló Mercurio dos veces en 1974 y una en 1975. El 10 en Mayo de 1974 el Mariner observo que la superficie de Mercurio es muy semejante a la de la Luna, con muchos cráteres de diversos tamaños y planicies de lava llamadas mares. En muchos aspectos, Mercurio es muy similar a la Luna: su superficie tiene muchos cráteres y es muy antigua; no tiene tectónica de placas. Por otro lado, Mercurio es más denso que la Luna (5.43 gm/cm3 vs 3.34). Mercurio es el segundo cuerpo más denso del sistema solar después de la Tierra. Realmente, la densidad de la Tierra se debe en parte a la compresión gravitacional; si no fuera por esto, Mercurio sería más denso que la Tierra. Esto indica que el denso núcleo de hierro de Mercurio es relativamente más grande que el de la Tierra, probablemente conteniendo la mayor parte del planeta. Aparte de eso, Mercurio solamente tiene un manto relativamente delgado de silicatos y la corteza.
La órbita de Mercurio es muy excéntrica; su perihelio es de solamente 46 millones de km del Sol, pero su afelio es de 70 millones. La precesión del perihelio de su órbita alrededor del Sol ocurre a un ritmo muy lento. Los astrónomos del siglo 19 hicieron observaciones muy cuidadosas de los parámetros orbitales de Mercurio, pero no pudieron explicarlos adecuadamente usando la mecánica Newtoniana. Las pequeñas diferencias entre los valores predichos y los observados fueron un problema menor pero molesto que se prolongó durante muchas décadas. Se pensaba que debía de existir otro planeta (llamado a veces Vulcano) en una órbita cercana a la de Mercurio para explicar estas discrepancias. La respuesta real resultó ser mucho más dramática: la teoría general de la relatividad de Einstein. La corrección en los cálculos de la órbita de Mercurio fue un factor importante en la casi inmediata aceptación de ésta teoría.
Hasta 1962 se pensaba que el "día" en Mercurio era de la misma duración que su "año" de forma que presentaba el mismo lado al Sol tal como la Luna lo hace con la Tierra. Pero en 1965 se demostró que esto era falso mediante observaciones por radar de efecto doppler. Se sabe ahora que Mercurio gira sobre su eje tres veces en dos de sus años. Mercurio es el único cuerpo del sistema solar que tiene una resonancia orbital/rotacional con una razón diferente de 1:1.
 Este hecho, aunado a la alta excentricidad de los órbita de Mercurio, produciría efectos muy extraños en un observador en la superficie de Mercurio. En algunas longitudes, el observador vería como sale el Sol, y vería como aumenta gradualmente en su tamaño aparente conforme avanza lentamente hacia su cenit. En este punto, el Sol se detendría, cambiaría brevemente de curso, deteniéndose otra vez para retomar su ruta hacia el horizonte, mientras decrece en tamaño aparente. Todo esto mientras las estrellas se mueven tres veces más rápido a través del cielo. Los observadores en otros puntos de la superficie de Mercurio vería movimientos diferentes, pero igual de extraños.
Las variaciones de temperatura en Mercurio son las más extremas en el sistema solar. Estas están en un rango de que va desde los 90 K a los 700 K. La temperatura en Venus es un poco más elevada, pero muy estable.
El interior de Mercurio está dominado por un gran núcleo de hierro cuyo radio es de 1800 a 1900 km. La capa externa está compuesta por silicatos (análogo al manto y la corteza de la Tierra) y solamente tiene entre 500 y 600 km de ancho. Al menos una parte del núcleo está derretida.
Mercurio tiene una atmósfera muy delgada consistente de átomos disparados a su superficie por el viento solar. Debido a que Mercurio es tan caliente, éstos átomos escapan rápidamente al espacio. Por eso, en contrate con Venus y la Tierra cuyas atmósferas son muy estables, la atmósfera de Mercurio constantemente se está renovando.
La superficie de Mercurio exhibe enormes escarpamientos, algunos hasta de cientos de kilómetros de longitud y de hasta tres kilómetros de alto. Algunos atraviesan lo anillos de cráteres y presentan características tales que indican que fueron formados por compresión. Se estima que el área de la superficie de Mercurio se ha encogido en alrededor del 0.1% (o un decremento de 1 km en el radio del planeta.) También hay estructuras semejantes a acantilados poco profundos, que no se observan en la Luna, se piensa que son el resultado del arrugamiento de la superficie a medida que el planeta se enfriaba y encogía. Los cráteres más grandes en Mercurio están bien preservados y, ya que tienen unos 3 o 4 millones de años de antigüedad, indican que no ha habido migración de placas (como la observada en la Tierra) desde entonces.
Una de las características más grandes en la superficie de Mercurio es el Caloris Basin (a la derecha); tiene alrededor de 1300 km de diámetro. Se piensa que es similar a una basin (maria) grande en la Luna. Tal como las basins lunares, probablemente fue causada por un gran impacto en la historia temprana del sistema solar. Ese impacto probablemente fue el responsable del terreno tan irregular en el lado opuesto del planeta (foto de la izquierda).
En adición a un terreno fuertemente marcado por los cráteres, Mercurio también tiene regiones con planicies relativamente parejas. Quizá algunas sean el resultado de una antigua actividad volcánica, pero algunas pueden ser el resultado de la deposición de eyecciones de los cráteres de impacto.
 En un reanálisis de los datos del Mariner, se ha descubierto evidencia preliminar de vulcanismo reciente en Mercurio, pero se necesitarán más datos para confirmar este hecho. Sorprendentemente, las observaciones mediante radar del polo norte de Mercurio (una región no mapeada por el Mariner 10), muestran evidencia de hielo de agua en las sombras de algunos cráteres.
Mercurio no tiene estaciones, como tienen la Tierra y Marte; en su lugar tiene una variación estacional con la longitud en la superficie del planeta. Esto es debido al acoplamiento entre los períodos de rotación y traslación. Las longitudes cerca de 0° y de 180° reciben en promedio dos veces y media más radiación que aquellas cerca de 90° y de 270°.
Debido a que la órbita de Mercurio está muy dentro de la de la Tierra, nunca se lo encuentra lejos del Sol, en el cielo. Sólo puede observarse con el ojo desnudo, cuando está cerca de sus llamadas Grandes Elongaciones (cuando está más lejos del Sol en el cielo). Aún así es difícil de verlo desde las latitudes elevadas y se requiere un horizonte despejado. Lo mejor que puede vérselo, es como un objeto semejante a una estrella, muy bajo sobre el horizonte, después del atardecer o antes del amanecer.
En un pequeño telescopio pude observarse que tiene un pequeño disco entre 5 y 15 arco-segundos de diámetro. El disco muestra fases, como las de la Luna, lleno en conjunción superior (cuando Mercurio está más lejos de la Tierra, detrás del Sol), y nuevo cuando está entre la Tierra y Sol.
Mercurio no tiene lunas. |
Los estudios de radar del planeta muestran que gira sobre su eje una vez cada 58,7 días o cada dos terceras partes de su periodo orbital. |
La sonda espacial Mariner 10 sobrevoló Mercurio dos veces en 1974 y una en 1975. Las fotografías del planeta lo muestran muy parecido a la Luna, con una superficie llena de cráteres. |
Plutón - una Polémica Alrededor del Sol |
Resumen: Noveno planeta del sistema solar más remoto con respecto al Sol, su nombre corresponde al del dios griego Hades. Según algunos astrónomos, Plutón más que un planeta es un satélite, probablemente huido de Neptuno por el impacto de un meteorito
|
Dios griego de la riqueza. Plutón regia el oscuro y bajo mundo, la poca luz que refleja este planeta sostiene ese nombre, su símbolo significa su nombre. |
|
Noveno planeta del sistema solar, aunque se especula con la existencia de un décimo planeta que justificaría ciertas anomalías en la órbita del mismo. Plutón solamente puede ser visto a través de grandes telescopios, con los cuales sólo se pueden obtener imágenes con muy poco detalle. Recientemente, el telescopio orbital Hubble ha obtenido imágenes francamente mejoradas, que muestran una atmósfera de color amarillento.
Plutón fue propuesto por los astrónomos del observatorio Lowell, en Arizona, a sugerencia de Venetia Burney, una niña inglesa de once años. Las dos primeras letras del planeta hacen honor a Percival Lowell, el millonario aficionado a la astronomía que fundó el mencionado observatorio.
Plutón es el menor de los planetas del Sistema Solar. Tiene aproximadamente 2.300 km de diámetro (dos tercios del tamaño de la Luna) y una densidad cercana a los 2,05 g/cm3. Gira alrededor del Sol en 247,7 años a una distancia media de 5.900 millones de kilómetros, describiendo una órbita muy excéntrica (más que la de cualquier otro planeta), de manera que en parte de su recorrido Plutón se encuentra más cerca del Sol que Neptuno. Así, desde 1979 a 1999, Plutón se encontrará en el interior de la órbita de Neptuno, cediendo a este último el puesto de planeta más alejado. Sin embargo, no existe posibilidad de colisión, ya que la órbita de Plutón, inclinada 17,2° con respecto al plano de la eclíptica, nunca cruza realmente el recorrido de Neptuno.
El Descubrimiento
Neptuno fue encontrado en el cielo en 1846 gracias a los cálculos de J. C. Adams y U. J. Leverrier, quienes habían deducido su existencia a partir de la irregularidad en el movimiento de Urano. Después de descubierto, la órbita del mismo Neptuno mostraba anomalías que el astrónomo y millonario Percival Lowell trató de justificar con la presencia de un noveno e hipotético planeta más lejano, cuya posición llegó a predecir mediante cálculos orbitales.
En 1905, Lowell y William Pickering iniciaron una búsqueda sistemática del planeta; Lowell murió en 1916 sin haber conseguido ningún avance en la localización del planeta, aunque dejó en el laboratorio la ilusión de seguir en su búsqueda. Finalmente, fue Clyde Tombaugh el que, empleando un telescopio especial diseñado por él mismo, consiguió localizarlo el 18 de febrero de 1930.
Clyde, que había sido contratado poco antes con el fin específico de proseguir la búsqueda del planeta, empleó un "comparador de destellos" que obtenía fotografías del partes del cielo, que después serían comparadas, mediante un telescopio de 33 cm de diámetro. El aparato tomaba en días sucesivos y a la misma hora fotografías de exactamente la misma parte del cielo, que posteriormente se presentaban alternativamente a la vista, de manera que cualquier objeto que se hubiese movido aparecía en la comparación como un punto destellante.
Sin embargo, Plutón se encontró a una distancia mucho más cercana de lo que se había pensado, solamente un 30% más alejado que Neptuno, e inmediatamente se llegó a la conclusión de que las mediciones realizadas de la posición de Neptuno contenían errores instrumentales, puesto que Plutón era demasiado pequeño para causar las perturbaciones observadas. Por ello, los cálculos realizados para predecir su posición eran incorrectos, por lo que el hecho de que Plutón se localizase a solamente 6 grados de la posición predicha por Lowell fue más un fruto de la casualidad que de la deducción científica. Sin embargo, no hay dudas de que las hipótesis de Lowell y de otros animaron a la búsqueda y anticiparon su encuentro.
Características Orbitales
Plutón está a una distancia media de 5.913.520.000 km. del Sol, sobre una órbita extraordinariamente excéntrica comparada con las de los otros planetas del Sistema Solar (e = 0,248), la máxima excentricidad hasta ahora determinada en una órbita planetaria, por lo cual el planeta tiene un perihelio de 4.455.000.000 km. y un afelio de 7.590.000.000 km. La inclinación de su órbita con respecto al plano de la eclíptica es de 17,148 grados, la mayor de entre las del resto de los planetas. Emplea 248,54 años para dar una vuelta completa alrededor del Sol, por lo que no volverá a ocupar la misma posición en que fue descubierto hasta el año 2178.
La gran excentricidad de Plutón hace que cuando se acerca al perihelio (punto de mínima distancia del Sol) cruce la órbita de Neptuno, al que durante 20 años en cada periodo orbital cede la primacía de planeta más alejado, hecho que se produce en la actualidad y que continuará sucediendo hasta 1998 aproximadamente.
El continuo cruce por parte de Plutón de la órbita de Neptuno habría llevado a una fortuita colisión de ambos planetas si no se diese entre ellos un fenómeno singular, ya apreciado entre otros planetas: una sincronización entre múltiplos o fracciones de sus periodos; algo que en el caso de Neptuno y Plutón se denominan "resonancias orbitales", y que significa que Neptuno completa tres órbitas alrededor del Sol en el tiempo en que Plutón completa dos. Esta situación, que es muy estable, impide que ambos planetas estén en la misma posición en un determinado momento; por lo tanto, mientras estén resonando no colisionarán jamás.
En 1955, se observó que el brillo del planeta variaba cíclicamente con un periodo de 6,4 días, de lo cual se dedujo que Plutón tardaba seis días y nueve horas en rotar alrededor de su propio eje. Esta rotación es bastante lenta en comparación con la de sus vecinos. El eje de rotación de Plutón está inclinado 122°, lo que causa que su polo norte caiga por debajo de su órbita. Esta exagerada inclinación, rasgo que comparte con Venus y Urano, hace que su aspecto varíe notablemente con el transcurso del tiempo al ser observado desde la Tierra.
Así, en la década de los años cincuenta, el polo sur de Plutón apuntaba hacia la Tierra, pero el posterior movimiento orbital del planeta alrededor del Sol ha cambiado esa orientación, de suerte que Plutón es actualmente observado desde una perspectiva ecuatorial.
Características Físicas
Debido a la enorme distancia a que se encuentra el planeta, han sido grandes las dificultades para establecer sus dimensiones, las cuales no se conocen con total exactitud. La previsión inicial de Pervival Lowell era encontrar un planeta similar a los gigantes gaseosos cercanos (Urano o Neptuno), con una masa de al menos 10 veces la de la Tierra. Sin embargo, uno de los aspectos que más sorprendió a los astrónomos cuando Plutón fue descubierto fue su baja luminosidad, lo que significaba inicialmente que éste tenía un tamaño similar al de la Tierra.
Las medidas realizadas en 1950 por G. Kuiper con el telescopio de Monte Palomar daban un diámetro de 5.950 km, menor que el diámetro de Marte, algo que muchos astrónomos se resistían a aceptar, pero que fue comprobado en 1965, cuando Plutón se interpuso en el paso de una pequeña estrella sin llegar a ocultarla. Ocultaciones estelares más recientes, como la observada en 1988, indican que Plutón es mucho más pequeño, y hoy se le atribuye un diámetro de 2.320 km, dos tercios del diámetro lunar, lo que es bastante singular para tratarse de un planeta exterior.
Tampoco los valores de la masa y, por lo tanto, de la densidad de Plutón se conocían con mucha aproximación hasta hace algunos años; pero en 1977 se hizo un descubrimiento que ha contribuido a un mejor conocimiento de las características físicas esenciales del planeta: el de su único satélite conocido.
En 1978, el astrónomo Christy, que examinaba una serie de fotografías obtenidas con el telescopio de 1,5 m. del US Naval Observatory de Flagstaff (Arizona), notó que en algunas de ellas el planeta mostraba una protuberancia que cambiaba de posición con el transcurrir de las horas.
Después de examinar otras fotografías, el 22 de junio llegó a la conclusión de que se trataba en realidad de un satélite de Plutón, al que llamó Caronte por ser éste el nombre del barquero que según la mitología griega lleva las sobras de los muertos hasta el otro lado de la laguna Estigia, donde se encuentra el reino subterráneo de Plutón.
La distancia media, de centro a centro, de Caronte a Plutón es de 19,640 km, demasiado pequeña para ser detectada con los telescopios terrestres, razón por la cual durante años el brillo de los dos cuerpos se consideraba como exclusivamente propio de Plutón. Las órbitas de Plutón y Caronte se han superpuesto ópticamente de forma repetida desde 1985 a 1990, lo que ha permitido a los astrónomos determinar sus dimensiones con bastante precisión. Plutón tiene un diámetro de 2.320 km y Caronte de 1.270 km, lo que le convierte en el mayor satélite del Sistema Solar en relación con el planeta alrededor del cual gira, superando a la Luna, que hasta entonces ocupaba el primer lugar.
 Caronte gira en torno a Plutón en 6,4 días, exactamente lo mismo que tarda éste en girar sobre su propio eje. Esto no es una coincidencia, porque Plutón y Caronte forman un sistema planeta-satélite con características dinámicas totalmente dependientes. Ambos están trabados gravitatoriamente mucho más fuertemente que la Tierra y la Luna, y se comportan como dos esferas unidas por un imaginario eje rígido y enfrentadas siempre con la misma cara, que gira sobre su baricentro.
El descubrimiento de Caronte ha permitido rehacer los cálculos sobre la masa de Plutón aplicando las fórmulas de la mecánica celeste; los resultados indican que el planeta pesa alrededor del 0,21% de la masa de la Tierra, mientras que Caronte pesa el 0,03%.
Atmósfera
En la segunda mitad de los años setenta, se realizaron precisas observaciones espectroscópicas de la luz reflejada por Plutón que permitieron conocer que la superficie del planeta está compuesta de metano, en estado de hielo a temperaturas inferiores a los 200 grados bajo cero, y pequeñas cantidades de nitrógeno. Plutón tiene un color rojizo a causa de la radiación solar. Las regiones polares presentan brillantes casquetes de hielo de metano, mientras que la zona ecuatorial es más oscura y moteada.
Estudios astronómicos realizados en 1988 demostraron además que el planeta posee una delgada atmósfera brumosa que contiene metano y, probablemente, otros gases más pesados provenientes de la sublimación de los hielos por efecto del tenue calor solar, que se hace sentir cuando Plutón se encuentra en el perihelio. Estos gases ejercen una presión sobre la superficie del planeta aproximadamente 100.000 veces más débil que la presión atmosférica de la Tierra al nivel del mar .
Plutón tiene una densidad aproximada dos veces superior a la del agua, por lo que su naturaleza se prevé más rocosa que la de los otros planetas exteriores del Sistema Solar.
El descubrimiento en 1997 de Quirón, un asteroide muy lejano de 300 km de diámetro que gira entre las órbitas de Júpiter y Saturno, sustenta la teoría de que Plutón sea uno de los miembros mayores de una familia de asteroides similar a la que se encuentra entre Marte y Júpiter, confinada aquélla más allá de la órbita de Neptuno. Si éste es el caso, es probable que en el futuro se descubran nuevos miembros de esta familia. El hecho de que Plutón tenga su satélite no invalida esta hipótesis, ya que algunos de los asteroides tienen cuerpos que giran a su alrededor.
|
Plutón y Caronte son únicos, no sólo es Caronte quien rota de forma sincrónica sino que Plutón también: los dos mantienen la misma cara vuelta hacia el otro
|
Saturno - el Señor de los Anillos |
| Resumen: Sexto de los planetas que rodean al Sol, segundo del Sistema Solar en masa y volumen. Su nombre es el del dios romano hijo de Júpiter cuyo reinado se considera como el tiempo de la abundancia, de la justicia y de la libertad. |
Saturno es el segundo planeta más grande del Sistema Solar y el único con anillos visibles desde la Tierra. Se ve claramente achatado por los polos a causa de la rápida rotación. |
Titán es el satélite más grande de Saturno y el segundo del Sistema Solar, con un diámetro de 5.150 Km. Tiene una atmósfera más densa que la de la Tierra, formada por nitrógeno e hidrocarburos que le dan un color naranja. |
|
Su Historia
Era el planeta más distante conocido hasta finales del siglo XVII, ya que a pesar de su gran distancia de la Tierra, su gran tamaño y brillo amarillento permitían apreciarlo a simple vista. Con una magnitud visual de 0,75 Saturno es más brillante que Mercurio y que todas las estrellas del firmamento excepción hecha de Sirio.
Saturno es sin duda el objeto más fascinante de nuestro Sistema Solar; el planeta está rodeado por un amplio y vistoso anillo, que se revela compuesto por múltiples anillos concéntricos y por un cortejo de satélites visibles con un pequeño telescopio de algunos centímetros de diámetro.
Los anillos de Saturno fueron observados por primera vez por Galileo Galilei en 1610, con su telescopio recién construido. La poca precisión del instrumento, a la vez que la visión de un efecto desconocido hicieron que Galileo no llegase a concebir los anillos en su real configuración y que estos estuviesen separados del cuerpo del planeta, por lo que Galileo los describió, como asas (ansae) u orejas.
Sin embargo, fue mérito del astrónomo holandés Christian Huygens, en 1655, establecer la estructura real del anillo de Saturno. Saturno, a causa de sus anillos, fue considerado como un caso excepcional del sistema Solar hasta 1977, en que se descubrieron los de Urano, y dos años más tarde, cuando el Voyager 1 fotografió los finos anillos de Júpiter.
El aspecto de los anillos cambia de perspectiva según las posiciones relativas de la Saturno con respecto al Sol, debido a que el plano de los anillos está inclinado con respecto al plano orbital del planeta, por lo que su visión cambia de septentrional a meridional, con un periodo de 7,5 años aproximadamente, y así en 1980 los anillos eran visibles en corte; de 1985 a 1990 se vio la parte sur con diversas inclinaciones hasta 1995 que paso de nuevo a verse en corte y así periódicamente.
Sucesivas observaciones de Saturno descubrieron que el anillo no era único, sino que en realidad eran múltiples anillos concéntricos separados por zonas de aparente vacío, que se fueron nombrando con una letra conforme se fueron descubriendo. Los anillos A y B se ven fácilmente mientras que los D y E requieren el empleo de grandes telescopios y buenas condiciones meteorológicas.
Hoy se sabe que en realidad hay más de 100.000 anillos y 18 satélites alrededor de Saturno.
Saturno gira alrededor del Sol a una distancia media de 1.427 millones de kilómetros en una órbita poco excéntrica (0,055), con un perihelio 1.347 x 106 km y un afelio de 1.506 x 106 km, inclinada 2,48 grados con respecto al plano de la Tierra (eclíptica). Tarda 10.759, 22 días en completar una órbita, 39,36 años aproximadamente.
Gira sobre si mismo completando una revolución cada 10,14 horas, menos de la mitad de lo que tarda la Tierra y un 8 % más que Júpiter. Su eje de rotación está inclinado sobre su eje 25,33 grados, valor bastante próximo al de la inclinación del eje de la Tierra.
Saturno es un planeta gaseoso, por lo que no tiene una superficie definida sobre la cual determinar el radio. En estos planetas se acostumbra tomar como referencia el radio al que la presión alcanza el mismo valor que en la superficie terrestre, o sea, 1 Bar. En el caso de Saturno el radio ecuatorial es de 60,268 km, mientras que el polar es de 54,364, una diferencia de 6.000 kilómetros, poco menos que el radio de la Tierra. Saturno es, por lo tanto, un planeta mucho más achatado que la Tierra, en parte por su naturaleza fluida y también por la alta velocidad de rotación cuya fuerza centrífuga empuja la materia a las zonas ecuatoriales. Su volumen es de 827 x 10 12 km3, 763 veces mayor que la Tierra, y tiene una masa 95 veces mayor, 568 x 1024 kg es, en consecuencia, el segundo planeta más grande después de Júpiter, pero también el planeta con menor valor de densidad, porque tiene una densidad baja, 0,687, ocho veces inferior a la terrestre. La gravedad en las posiciones de un bar de presión es 8,96 ms-2, del mismo orden que la terrestre que es 9,8.
Atmósfera
Al igual que Júpiter, Saturno no posee una superficie sólida y está rodeado por una densa atmósfera, cuyos componentes principales son el hidrógeno (88% en masa) y el helio (11%), además de trazas de metano, amoníaco, cristales de amoníaco, etano, acetileno, fosfamina, e hidrosulfuro amónico (SHNH4). Se trata de una composición del tipo estelar, completamente similar a la de Júpiter aunque con diferente proporción de helio, ya que Saturno tiene un 11 % frente al 18% de Júpiter. Esta composición confirma que este planeta gigante y lejano se formó a partir de los elementos más livianos contenidos en la nebulosa solar primordial.
La atmósfera se extiende hasta alturas superiores a los 200 km de altura considerando como punto cero la presión de 1 bar.
Al igual que Júpiter, el disco de Saturno presenta bandas obscuras, líneas y zonas claras de color, pero en este caso con mucho menos contraste, por lo que ha sido necesario procesar digitalmente las imágenes para apreciarlas con claridad. La falta de colorido se atribuye a que las temperaturas son demasiado bajas para que se produzcan los compuestos químicos que producen tiñen las nubes con en el caso de Júpiter. Saturno también presenta una distribución alternante de vientos horizontales del Este y del Oeste en sentido contrario, aunque no se encuentran tantas macroestructuras ovaladas, solo diez han sido observadas desde la Tierra. Estas corrientes debido a la menor temperatura de Saturno son más anchas y se producen a mucha mayor profundidad, en una niebla mucho más densa que la de Júpiter que difumina los detalles.
El origen de los momentos convectivos que mantienen en permanente circulación los gases que integran el planeta se ha atribuido a la energía procedente del Sol, y más aún a la propia energía interna que genera el interior de Saturno, que al igual que Júpiter emite más energía de la que recibe del Sol.
Siguiendo la evolución de las manchas de Saturno l se observa un periodo de rotación de 10 horas y 11 minutos, mientras que las ondas de radio procedentes del interior del planeta indican que el núcleo de Saturno y su magnetosfera tienen un periodo de rotación de 10 horas, 39 minutos y 25 segundos. De la diferencia entre estas dos rotaciones (aproximadamente 28 minutos) se concluye que en Saturno se producen vientos ecuatoriales con velocidades que alcanzan los 1.700 km por hora.
En 1988, se descubrió a partir del análisis de las fotografías enviadas por el Voyager, una enorme formación hexagonal permanente rodeando el polo norte del planeta, que a cierta distancia se asemeja a una banda de nubes. Los científicos han interpretado esta estructura como una configuración de ondas estacionarias en múltiplo de seis que se produce en la atmósfera del planeta.
Anillos
Los anillos de Saturno fueron observados por primera vez por Galileo Galilei en 1610, con su telescopio recién construido. La poca precisión del instrumento, a la vez que la visión de un efecto desconocido hicieron que Galileo no llegase a concebir los anillos en su real configuración, y que éstos estuviesen separados del cuerpo del planeta, por lo que Galileo los describió como asas (ansae) u orejas. Galileo pensó que Saturno estaba formado por tres conglomerados de estrellas dispuestos en línea recta, con la parte central más ancha que las de los extremos. Galileo describió el acontecimiento en latín siguiendo la costumbre de los hombres cultos de la época: altissimum planetam tergeminum observavi (´he visto al planeta más alejado compuesto de tres cuerpos´). Galileo continuó observando Saturno, pero los dos cuerpos que flanqueaban los lados se hicieron cada vez más estrechos hasta que a finales de 1612 ambos desaparecieron de su vista. Galileo se enfadó por ello y nunca más observó a Saturno.
Sin embargo fue mérito del astrónomo holandés Christian Huygens, en 1655, establecer la estructura real del anillo de Saturno. En una especie de jeroglífico en latín describía prematuramente una frase cuya traducción dice así: "Está circundado por un delgado anillo achatado, inclinado hacia la eclíptica sin tocar en ningún punto al planeta".
Una vez que se aclaró la verdadera forma de los anillos fue posible justificar porque los anillos de Júpiter cada 14 años desaparecen, para poco a poco tener una visibilidad máxima. El eje de rotación de Júpiter, al igual que el de la Tierra, está inclinado con respecto al plano de la eclíptica 26,75 grados. Los anillos de Saturno se encuentran en su plano ecuatorial, por lo que se encuentran inclinados respecto al plano en que se halla la Tierra. Cuando Júpiter se encuentra en su posición más alejada, se ven los anillos por encima del lado más cercano, mientras permanece oculto el lado más alejado. Cuando se encuentra en el otro extremo, se ven los anillos por debajo, mientras el lado más alejado permanece oculto; pero hay una posición, que acontece dos veces por órbita, en que los anillos se ven de perfil, aunque, al ser éstos tan finos es casi imposible apreciarlos.
Después de Huygens, Cassini en 1675, observó con detenimiento a Saturno y se percató de que no era una curva continua de luz, sino que había una zona de vacío aparente en el interior del anillo, que fue llamado precisamente división de Cassini, y que determinó la subdivisión del propio anillo en dos partes, definidas, por convención, anillo A (el exterior con respecto al planeta y más estrecho) y anillo B, (el interior y brillante). Pero la aportación más importante de Cassini, en 1715, fue la hipótesis, confirmada por el astrónomo y matemático francés Laplace un siglo más tarde, de que el anillo no estaba constituido por un disco sólido, sino por un conjunto de partículas separadas que giran alrededor de Saturno en órbitas diferentes, a velocidades diferentes, más lentas las partículas externas y más veloces las interiores.
En 1857, el físico inglés James Clark Maxwell demostró matemáticamente que cada anillo estaba compuesto de miríadas de partículas de tamaño variable desde un peñasco a un fragmento de arena. Todo fue experimentalmente confirmado algunos años más tarde por las primeras observaciones espectroscópicas, realizadas por el astrónomo americano James Keeler en 1895, que demostraron que existe una velocidad diferencial entre las diversas partículas que componen el anillo.
Por vía teórica pero diferente el astrónomo francés Eduard Roche demostró que alrededor de un cuerpo celeste existe una zona, llamada límite de Roche, dentro de la cual no puede encontrarse ningún otro cuerpo sin ser disgregado por las potentes fuerzas de marea, debidas al efecto gravitacional del cuerpo principal. Si la densidad del cuerpo principal y del secundario son aproximadamente iguales, el límite de Roche es de alrededor de 2,44 radios del cuerpo principal. Esto quiere decir que si el cuerpo secundario se acerca al interior de este límite, es destruido. El que los anillos de Saturno se hallen en el interior de este límite, ofrece una explicación del hecho que los materiales con los cuales están constituidos no han podido reunirse para formar un satélite.
Mientras tanto, observaciones más precisas habían llevado al descubrimiento de nuevas divisiones. Encke, en 1837, localizó un delgado vacío en el interior del anillo A. Que se denomino división de Encke o, debido a su extrema finura, también es denominada trazo de lápiz. En el siglo XX fue descubierto un tenue anillo, aún más interno que el B, bautizado como anillo C o anillo velo. Y en 1969 fue localizado el anillo D.
Las recientes observaciones de Saturno efectuadas por las dos sondas americanas Voyager, han demostrado que las divisiones de Encke, como también la de Cassini, están caracterizadas por una relativa ausencia de partículas con respecto a otras regiones de los anillos, pero no por un vacío absoluto de materia como parecían indicar las primeras observaciones desde la Tierra.
Las imágenes tomadas por los Voyager, han mostrado que los anillos se dividen en millares de sub-anillos. Algunos tienen un aspecto bastante uniforme, como el anillo A que está compuesto por partículas con dimensiones medias de unos 10 cm; otros presentan una estructura más compleja, como por ejemplo el anillo B, que parece formado por una cantidad de sub-anillos que se entrecruzan entre sí de manera un tanto desordenada. Las imágenes también muestran estrías en forma de radios de bicicleta que no pueden explicarse sólo con el efecto de las fuerzas gravitacionales.
Los Voyager también han descubierto una serie de anillos externos al A y que han sido llamados E, F y G. En la determinación de la estructura de los anillos tienen un papel, muy importante los pequeños satélites bautizados satélites guardianes, porque con su efecto mantienen confinadas a las partículas dentro de espacios determinados.
Los Voyager han mostrado también que las partículas de los anillos están formados por fragmentos de diferentes dimensiones de naturaleza silícea recubiertos por una capa de hielo, sobre la cual se encuentra depositada una capa de polvo más oscura que afecta notablemente su reflectancia y que determina en parte el mayor o menor brillo del anillo.
El origen de los anillos de Saturno es muy controvertido. Inicialmente se propuso que procedían de uno o varios satélites, que fueron desintegrados en polvo al sobrepasar el límite de Roche, pero hoy está más aceptada la hipótesis de que los anillos se han formado junto con el planeta y que son los restos de la primitiva nebulosa solar.
El Sistema de Anillos
Los anillos de Saturno están compuestos por numerosas partículas cuyos diámetros varían entre 10 cm hasta los 10 m, existiendo variaciones regionales en la distribución de tamaños dentro de los anillos. Este sistema de anillos tiene siete porciones principales. Cada porción o sección lleva asignada una letra mayúscula que indica el orden en que se descubrieron o se postularon las secciones.
El cuerpo principal de anillos (A, B y C) mide unos 275.000 km de diámetro, lo que representa las tres cuartas partes de la distancia que separa a la Tierra de la Luna. Esta gran anchura contrasta con su grosor, de sólo unos pocos cientos de metros y que en algunos puntos alcanza sólo 5 metros.
Las secciones A y B son brillantes y de escasa opacidad; entre ambas se sitúa una importante franja de 5.000 km conocida como la división de Cassini, que es una región relativamente transparente, aunque no vacía. La sección C es más débil y menos opaca, dentro de la cual se sitúa otra aún más débil, la sección D. Por Último, existen otras tres secciones, E, F y G, que quedan fuera del cuerpo principal, al igual que nuevas separaciones denominadas de Keeler y de Maxwell en honor a sus aportaciones en el conocimiento del planeta.
Fotografías de alta resolución tomadas por las sondas Voyager revelaron que cada porción principal está en realidad compuesta por numerosas bandas y anillos delgados, por lo cual el número total de anillos debería cifrarse en decenas de miles
Satélites de Saturno.
Mientras se contó exclusivamente con las observaciones desde la Tierra, se sabía de diez satélites de Saturno cuyo conocimiento era bastante impreciso. En la actualidad gracias a las observaciones con sondas espaciales se acepta que hay dieciocho satélites orbitando a Saturno aunque últimamente se han propuesto dos más, con lo que el total seria de veinte.
Entre sus satélites, Saturno cuenta prácticamente con toda la variedad imaginable de mundos, algunos son rocosos y otros están formados por masas de hielo, algunos son el resultado de capturas gravitacionales mientras que otros se formaron al mismo tiempo que el planeta; entre ellos se encuentra Titán, el mayor del sistema Solar. Todos los satélites excepto Febe, tienen el periodo de rotación sincrónico con el de revolución alrededor del planeta. Sus diámetros van desde los 9 km de Pan hasta los 5.150 km de Titán.
El primer satélite de Saturno en ser descubierto fue Titán, en 1655, el mismo año que Huygens describió su anillo. En el momento de su descubrimiento se conocían además la Luna y los cuatro satélites galileanos de Júpiter, cinco en total. Poco más tarde, entre 1671 y 1684, Cassini descubrió otros cuatro satélites de Saturno, Japeto (Iapetus), Rea (Rhea), Dione y Tetis (Tethys) y al terminar el siglo XIX ya se conocían nueve.
Los cinco mayores satélites interiores, Mimas, Encélado, Tetis, Dione y Rea, tienen una densidad de alrededor de 1,3 g/cm3, son de forma esférica y están compuestos en su mayor parte de hielo de agua, con un núcleo rocoso que puede alcanzar el 40% en el caso de Dione. Sus superficies presentan numerosos cráteres de impacto; de los cinco, Encélado es el que tiene una superficie más lisa.
Mimas
Mimas es el primer satélite de Saturno en orden de distancia desde el planeta, y el más pequeño de los esféricos. Tiene un diámetro de 392 km y una densidad un poco superior a la del agua (1,17 gr./cm3) y un albedo del 60%, por lo tanto su composición predominante es hielo con algunos materiales rocosos.
Encélado
Encélado (Enceladus) es el tercer satélite de Saturno en orden de distancia desde el planeta y sexto en orden de tamaño. Tiene un período de 32 horas y 53 minutos y un diámetro de 500 km, está trabado gravitacionalmente con Saturno, por lo tanto su periodo de rotación coincide con el de orbitación. Está en órbita alrededor de Saturno a una distancia media de 238.000 km, muy próxima al extremo del anillo E, por lo que los astrónomos suponen que materiales resultado de su actividad geológica se suministran como aporte de partículas al anillo E.
Tetis
Tetis (Tethys) fue descubierto por Cassini en 1684. Tiene un diámetro de 1.060 km, una densidad de 1,21 g/cm3, y un albedo de 0,9. Es uno de los más brillantes. Gira alrededor de Saturno a una distancia de 294.000 km, sincrónicamente ( esta trabado gravitatoriamente) con un periodo de 1,88 días. Su composición es básicamente hielo con pequeños aportes de materiales rocosos. En su superficie destaca un gran cráter, Odisseus, con más de 450 km de diámetro y un valle, Ithaca Chasma de 100 km de ancho que se extiende más de 2.000 km a lo largo de su superficie.
Dione
El sexto en orden de distancia desde el planeta, fue descubierto por el astrónomo Cassini en el año 1684. Tiene una superficie de aspecto lunar, pero con un albedo mucho más elevado (30%-50%). Su diámetro es de 1.120 km. Se encuentra en órbita a una distancia aproximadamente de 377.000 km del planeta, y realiza una vuelta cada 2,7 días.
Rea
Rea (Rhea) es el segundo satélite de Saturno en orden de tamaño, después de Titán, y el quinto en orden de distancia desde el planeta. Fue descubierto por el astrónomo Cassini en 1672. Tiene un diámetro de 1.530 km y una densidad algo superior a la del agua: 1,3 g/cm3. Su distancia media desde Saturno es de 527.000 km y su periodo de revolución de 4,5 días.
Titán
Fue el primer satélite de Saturno en ser descubierto por Huygens en 1655. Tiene una magnitud visual de 8,4, por lo que puede fácilmente verse desde la Tierra con un telescopio de aficionado. Se encuentra entre los satélites interiores y exteriores a una distancia de 1,221,850 km. Con 5.150 km de diámetro, mayor que el planeta Mercurio, es la luna mayor de Saturno y compite con Ganimedes y Tritón por ser la mayor del Sistema Solar. Sin embargo, el diámetro de Titán no se ha medido con precisión porque una densa niebla anaranjada oculta su superficie.
Es el único satélite del sistema solar con una atmósfera densa, de más de trescientos kilómetros de espesor, y una superficie recubierta parcialmente por compuestos en estado líquido. En su composición se encuentra, nitrógeno, metano, etano, acetileno, etileno, cianuro de hidrógeno, monóxido y dióxido de carbono.
Hiperión
Hiperión (Hyperion) es el séptimo en orden de distancia desde el planeta. Está en órbita a una distancia media de 1.481.000 km, realizando una vuelta en poco más de veintiún días y seis horas. De forma relativamente irregular, tiene un diámetro de alrededor de 300 km, una masa mil veces inferior a la de nuestra Luna. Hiperión fue descubierto en 1848 por el astrónomo William C. Bond (1789-1859).
Japeto
Japeto (Iapetus) es el octavo satélite de Saturno en orden de distancia desde el planeta de los anillos. Realiza una vuelta completa alrededor de Saturno en setenta y nueve días y ocho horas, a una distancia media de 3.560.000 km. Tiene un diámetro de alrededor de 1.500 km. Fue descubierto en 1671 por el astrónomo francés Cassini.
Febe
Febe (Phoebe) es el satélite más lejano de Saturno. Se encuentra a una distancia media del planeta de 12.930.000 km, y realiza una vuelta alrededor del planeta en 550 días, desplazándose en sentido retrógrado (es decir, horario). Descubierto en 1898 por el astrónomo americano William H. Pickering, Febe tiene un diámetro de aproximadamente de 140 km. Probablemente sea un cometa capturado por la atracción gravitatoria de Saturno.
Exploración de Saturno
La singularidad de Saturno con su atractivo anillo, atrajeron la atención de numerosos astrónomos desde Galileo hasta bien entrado el siglo XX. En la década 1960-1970, las observaciones realizadas mediante técnicas ópticas, de radio y térmicas efectuadas proporcionaron bastantes datos sobre la naturaleza del planeta, aunque limitadas por la lejanía del mismo.
El envío de sondas automáticas supusieron un verdadero salto en los conocimientos de todos los planetas del sistema solar y también de Saturno. La primera contribución fue proporcionada por el Pioneer 11 que, después de haberse encontrado con Júpiter, pasó junto a Saturno en septiembre de 1979, seguidas por el Voyager 1 en noviembre de 1980 y el Voyager 2 en agosto de 1981, las naves llevaban a bordo, cámaras de vídeo e instrumentos para analizar las intensidades de la radiación en las regiones visibles, ultravioleta, infrarroja y del espectro electromagnético, correspondiente a las ondas de radio, instrumentos detectores de partículas y radiación atómica, además de para el estudio del polvo interplanetario.
|
Una de las dos grandes lunas de Saturno es Dione, que tiene una orbita y un tammaño similar a la de Tetis, Dione, tiene 1.120 Km. de diámetro, y gira a 377.000 Km. |
Otra de las lunas de gran tamaño es Tetis, tiene 1.048 de diámetro y gira a 295.000 Km tiene un gran cráter y un valle de 100 km de ancho que se extiende más de 2.000 km a través de su superficie |
Venus - El Lucero del Alba |
| Resumen: Es el objeto más brillante del cielo, después del Sol y la Luna. A este planeta se le llama el lucero del alba cuando aparece por el Este al amanecer y la estrella de la tarde cuando está situado al Oeste al atardecer. |
Es el segundo planeta desde el Sol. Venus está rodeado por densas nubes que reflejan gran parte de la luz solar, por eso esto es el objeto celeste más brillante después del Sol y la Luna. |
|
Es el segundo planeta desde el Sol. Venus está rodeado por densas nubes que reflejan gran parte de la luz solar, por eso esto es el objeto celeste más brillante después del Sol y la Luna. Su espesa atmósfera envuelve un planeta con una presión 90 veces superior a la terrestre y la temperatura superficial alcanza los 480 C. El color amarillento de las nubes se debe a gotas de ácido sulfúrico en la atmósfera, cuyos niveles varían de forma periódica. Venus es el único planeta que tiene movimientoretrógrado, en el sentido de las agujas del reloj. La razón no se conoce pero algunos astrónomos piensan que se debe a la colisión de éste con otro planeta o asteroide, que inclinó su eje casi 180 .
Por ser el objeto más brillante del cielo, después del Sol y la Luna. A este planeta se le llama el lucero del alba cuando aparece por el Este al amanecer y la estrella de la tarde cuando está situado al Oeste al atardecer. En la antigüedad, a la estrella de la tarde se le llamaba Hesperus y al lucero del alba Phosphorus o Lucifer. Debido a las distancias de las órbitas de Venus y la Tierra desde el Sol, Venus no es visible nunca más de tres horas antes del amanecer o tres horas después del ocaso.
Venus gira muy lentamente sobre su eje y la dirección es retrógrada (contraria a la de la Tierra). Curiosamente, cuando los dos planetas están más cerca, siempre mira hacia la Tierra la misma cara de Venus. En estas ocasiones, se puede observar esta cara y se pueden trazar mapas mediante radiotelescopios con base en la Tierra.
Observado a través de un telescopio, el planeta muestra fases como la Luna. Cuando Venus presenta su fase completa parece menor porque está en el lado más alejado del Sol desde la Tierra. Su máxima brillantez (una magnitud estelar de -4,4 o 15 veces el brillo de la estrella más brillante) la muestra en su fase creciente. Las fases y las posiciones de Venus en el cielo se repiten en un periodo sinódico de 1,6 años. Los tránsitos a través de la cara del Sol son raros y tienen lugar de dos en dos en intervalos de poco más de un siglo. Los dos próximos serán en el 2004 y el 2012.
Exploración
Todo Venus está cubierto de nubes y tiene una atmósfera densa, lo que dificulta su estudio desde la Tierra; la mayor parte de los conocimientos que se tienen del planeta, se han obtenido mediante la utilización de vehículos espaciales, en concreto aquellos que han descendido a través de la atmósfera portando sondas. El primer vuelo que se acercó a su superficie fue el Mariner2, lanzado por Estados Unidos en 1962, seguido por el Mariner5 en 1967 y el Mariner10 en 1974. La antigua Unión Soviética desarrolló varias sondas de entrada, combinadas con aparatos de vuelo de paso u orbitadores: Venera4 y 5 (1967), 6 (1969), 7 (1970), 8 (1972), 9 y 10 (1975), 11 y 12 (1978), 13 y 14 (1981), y 15 y 16 (1983); Vega1 y 2, enviadas hacia el cometa Halley en 1984, también volaron hacia Venus y enviaron cápsulas de descenso. Varias de estas sondas llegaron con éxito a la superficie del planeta. Estados Unidos envió dos misiones Pioneer Venus en 1978. Pioneer Venus2 envió cuatro sondas a la superficie, mientras que el aparato restante exploraba la atmósfera superior. Pioneer Venus1, un orbitador, continúa midiendo la atmósfera superior. La sonda Magallanes, lanzada hacia Venus en 1989, comenzó a transmitir imágenes de radar del planeta en 1990. Han sido procesadas por ordenador o computadora hasta formar espectaculares figuras tridimensionales del terreno.
Atmósfera
La temperatura de la superficie de Venus es muy uniforme y alcanza unos 462°C; la presión de la superficie es 96 veces la de la Tierra. La atmósfera está compuesta casi en su totalidad por dióxido de carbono (CO2). La base de las nubes está a 50km de la superficie y las partículas de estas nubes son sobre todo ácido sulfúrico concentrado. El planeta no tiene campo magnético perceptible.
Que el 97% de la atmósfera de Venus sea CO2 no es tan extraño como pudiera parecer; de hecho, la corteza terrestre contiene casi la misma cantidad en forma de tierra caliza. Cerca del 3% de la atmósfera venusiana es nitrógeno (N2). Por contraste, el 78% de la atmósfera terrestre es nitrógeno. El agua y el vapor de agua son muy raros en Venus. Muchos científicos argumentan que Venus, al estar más cerca del Sol, está sujeto a un llamado efecto invernadero desbocado que provocó que se evaporaran algunos océanos en la atmósfera. Los átomos de hidrógeno de las moléculas de agua podían haberse perdido en el espacio y los átomos de oxígeno en la corteza. Otra posibilidad es que Venus tuviera en principio muy poca agua.
El ácido sulfúrico de las nubes también tiene su correspondencia en la Tierra; forma nieblas muy finas en la estratosfera. Este ácido cae con la lluvia y reacciona con los materiales de la superficie; la denominada lluvia ácida daña determinadas partes del medio ambiente.
En Venus, el ácido se evapora en la base de las nubes y sólo puede permanecer en la atmósfera. La parte superior de las nubes, visible desde la Tierra y desde el Pioneer Venus1, se extienden como neblina 70 u 80km por encima de la superficie del planeta. Las nubes contienen una impureza de color amarillo pálido que se detecta mejor con longitudes de onda cercanas al ultravioleta. Las variaciones en el contenido de dióxido de azufre de la atmósfera podrían indicar vulcanismo activo en el planeta.
En la cima de las nubes es posible distinguir ciertos modelos de nube y rasgos climáticos que proporcionan información sobre el movimiento del viento en la atmósfera. Los vientos del nivel superior rodean al planeta a una velocidad de 360km/h. Estos vientos recorren el planeta, soplando en casi todas las latitudes, desde el ecuador a los polos. El seguimiento del movimiento de las sondas descendentes ha mostrado que, a pesar de la existencia de estos vientos de nivel superior de alta velocidad, mucho más de la mitad de la densísima atmósfera de Venus, próxima a la superficie del planeta, está estancada. Desde la superficie hasta los 10km de altura, las velocidades del viento sólo son de 3 a 18 kilómetros por hora.
La atmósfera superior y la ionosfera han sido estudiadas con gran detalle por el Pioneer Venus1 mientras las atravesaba una vez al día. En la Tierra, esta región es muy cálida; en Venus no, a pesar de estar más cerca del Sol. Resulta sorprendente que el lado nocturno de Venus sea muy frío (las temperaturas del lado diurno son de 40°C y las del lado nocturno de -170°C). Los científicos sospechan que los fuertes vientos soplan desde el lado diurno hacia el vacío cercano que está provocado por las bajas temperaturas del lado nocturno. Estos vientos arrastrarían gases ligeros, como hidrógeno y helio, que están concentrados en un 'engrosamiento' del lado nocturno.
En la Tierra, la ionosfera está aislada del viento solar por la magnetosfera. Venus carece de campo magnético propio, pero el viento solar parece generar una magnetosfera inducida.
Características de la superficie Venus gira muy lentamente sobre su eje y la dirección es retrógrada (contraria a la de la Tierra). Curiosamente, cuando los dos planetas están más cerca, siempre mira hacia la Tierra la misma cara de Venus. En estas ocasiones, se puede observar esta cara y se pueden trazar mapas mediante radiotelescopios con base en la Tierra.
En contraste con la enorme antena que necesitó el radar terrestre que traza los mapas de Venus, un modesto instrumento del Pioneer Venus1 pudo dirigir un reconocimiento casi global. Combinado con los datos de las sondas soviéticas y los del radar, el reconocimiento mostró que la superficie de Venus es, ante todo, una meseta plana interrumpida por dos zonas montañosas del tamaño de un continente conocidas como Ishtar Terra y Aphrodite Terra. Esta última ocupa la parte más lejana de Venus según se ve desde la Tierra cuando ambos planetas están más alejados.
El radar más potente a bordo de la sonda espacial Magallanes ha descubierto volcanes muy activos, grandes corrientes de lava solidificada y una amplia serie de cráteres meteóricos. El mayor cráter de impacto que se ha observado mide casi 160km de diámetro (el más pequeño, unos 5km). El radar de la sonda podría resolver incluso cráteres más pequeños, si los hubiera. La densa atmósfera de Venus impide que meteoroides más pequeños alcancen la superficie del planeta.
El reconocimiento global y otras sondas también han dejado pruebas de que, al menos en el pasado, hubo una gran actividad tectónica en Venus.
Estas pruebas incluyen cordilleras, cañones, una depresión que se extiende 1.400km a lo largo de la superficie y un gigantesco cono volcánico cuya base mide más de 700km de ancho. Las sondas soviéticas enviaron fotografías de las áreas donde se posaron y también midieron la radiactividad natural de las rocas. La radiactividad recuerda a la del granito y sugiere que el material de Venus se diferencia químicamente por su actividad volcánica. Las rocas angulosas que se pueden ver en las imágenes soviéticas también sugieren la existencia de actividad geológica que contrarrestaría las fuerzas de erosión. |
La atmósfera superior y la ionosfera han sido estudiadas con gran detalle por el Pioneer Venus1 mientras las atravesaba una vez al día. En la Tierra, esta región es muy cálida; en Venus no, a pesar de estar más cerca del Sol.
|
|
