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Está formado por el Sol, el conjunto de cuerpos que orbitan a su alrededor y el espacio interplanetario comprendido entre ellos. En la actualidad se conocen también más de una decena de sistemas planetarios orbitando otras estrellas, y más de un centenar de estrellas en las que se ha detectado la presencia de al menos un planeta.

Características generales

El sistema solarLos planetas, la mayoría de los satélites y todos los

asteroides orbitan alrededor del Sol en la misma dirección siguiendo órbitas elípticas en dirección antihoraria si se observa desde encima del polo norte del Sol. El plano aproximado en el que giran todos estos cuerpos se denomina eclíptica. Algunos objetos orbitan con un grado de inclinación especialmente elevado, como Plutón con una inclinación con respecto al eje de la eclíptica de 18º así como una parte

importante de los objetos del cinturón de Kuiper. Según sus características, y avanzando del interior al exterior, los cuerpos que forman el sistema solar se clasifican en:

Sol, una estrella de tipo espectral G2 que contiene más del 99% de la masa del sistema.

Planetas. Divididos en planetas interiores, también llamados terrestres o telúricos, y planetas exteriores o gigantes. Entre estos últimos Júpiter y Saturno se denominan gigantes gaseosos mientras que Urano y Neptuno suelen nombrarse como gigantes helados. Todos los planetas gigantes tienen a su alrededor anillos.

Satélites. Cuerpos mayores orbitando los planetas.

Asteroides. Cuerpos menores concentrados mayoritariamente en el cinturón de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter.

Objetos del cinturón de Kuiper. Objetos helados exteriores en órbitas estables.

Cometas. Objetos helados pequeños provenientes de la Nube de Oort.

El espacio interplanetario en torno al Sol contiene material disperso proveniente de la evaporación de cometas y del escape de material proveniente de los diferentes cuerpos masivos. El polvo interestelar está compuesto de partículas microscópicas sólidas.

El gas interplanetario es un tenue flujo de gas y partículas cargadas formando un plasma que es expulsado por el Sol en el viento solar. El límite exterior del Sistema Solar se define a través de la región de interacción entre el viento solar y el medio interestelar originado de la interacción con otras estrellas. La región de interacción entre ambos vientos se denomina heliopausa y determina los límites de influencia del Sol. La heliopausa puede encontrarse a unas 100 UA (15.000 millones de kilómetros del Sol).

Los diferentes sistemas planetarios observados alrededor de otras estrellas parecen marcadamente diferentes a nuestro sistema solar, si bien existen problemas observacionales para detectar la presencia de planetas de baja masa en otras estrellas. Por lo tanto, no parece posible determinar hasta qué punto nuestro sistema es característico o atípico entre los sistemas planetarios del Universo.

Objetos principales del Sistema Solar

Sol

Mercurio

Venus

Tierra

Marte

Júpiter

Saturno

Urano

Neptuno

Plutón

Otros cuerpos o grupos de ellos

Cinturón de asteroides.

Cinturón de Kuiper (ejemplo: Quaoar.

Nube de Oort (ejemplo: cometa; Sedna).

Formación del Sistema Solar

Se da generalmente como precisa la formación del Sistema Solar hace unos 4500 millones de años a partir de una nube de gas y de polvo que formó la estrella central y un disco circumestelar en el que se formaron los diferentes planetas (Véase también: Nebulosa protosolar, Formación del Sistema Solar).

Investigación y exploración del Sistema Solar

Dada la perspectiva geocéntrica con la que los humanos percibimos el Sistema solar su naturaleza y estructura fueron durante mucho tiempo desconocidos. Los movimientos aparentes de los objetos del sistema solar, observados desde la Tierra, se consideraban lo movimientos reales de estos objetos alrededor de una Tierra estacionaria. Gran parte de los objetos del sistema solar nos son observables sin la ayuda de instrumentos como el telescopio. Con la invención de éste comienza una era de descubrimientos (satélites galileanos; fases de Venus) en la que se abandona finalmente el sistema geocéntrico sustituyéndolo definitivamente por la visión copernicana del sistema heliocéntrico. La visión que teníamos de la naturaleza del sistema solar se fue ampliando con los sucesivos descubrimientos.

En la actualidad el sistema solar es estudiado por telescopios terrestres, observatorios espaciales y misiones espaciales capaces de llegar hasta algunos de estos distantes mundos.

Mercurio es el planeta del Sistema Solar más próximo al Sol, y el segundo más pequeño. Forma parte de los denominados planetas interiores o terrestres. Mercurio no tiene satélites. Se conocía muy poco sobre su superficie hasta que fue enviada la sonda planetaria Mariner 10, y se hicieron observaciones con radares y radiotelescopios. Antiguamente se pensaba que la superficie de Mercurio siempre presentaba la misma cara al Sol, situación similar al caso de la Luna con la Tierra; o sea, su periodo de rotación era igual a su periodo de translación (88 días).

Sin embargo, en 1965 se mandaron pulsos de radar hacia Mercurio, con lo cual quedó definitivamente demostrado que su periodo de rotación era de 58.7 días, lo cual es 2/3 de su periodo de translación. Esto no es coincidencia, y es una situación denominada resonancia de giro-orbital. La superficie de Mercurio, como la de la Luna, presenta numerosos impactos de meteoritos de todas dimensiones. Algunos de los cráteres son relativamente recientes, de algunos millones de años de edad, y se caracterizan por la presencia de un pico central.

Parece ser que los cráteres más antiguos han tenido una erosión muy fuerte, posiblemente debida a los grandes cambios de temperatura entre el día y la noche. El crater mas grande es la Cuenca de Caloris, la cual tiene un diámetro de 1.300 km.

Al igual que la Luna, Mercurio parece haber sufrido un período de intenso bombardeo de meteoritos de grandes dimensiones, hace unos 4000 millones de años. De aquellos tiempos remotos datan algunos cráteres, cuyos diámetros son aproximadamente de unos 100 km, así como unas anchas depresiones, semejantes a los mares de la Luna. Contrariamente a lo que se creía, la sonda Mariner 10 demostró la existencia de una atmósfera, muy tenue, constituída principalmente por helio, con trazas de argón y neón. La presión de la atmósfera parece ser solo una cien milésima parte de la presión atmosférica en la superficie de la Tierra.

El estudio de la interacción de Mercurio con el viento solar ha puesto en evidencia la existencia de una magnetosfera en torno al planeta. El origen de este campo magnético no es conocido, aunque algunos autores creen que puede ser debido a una corriente eléctrica inducida en las capas exteriores de la atmósfera del planeta por el movimiento de las líneas del campo magnético interplanetario que giran por la rotación del Sol. Al ser un planeta cuya órbita es interior a la de la Tierra, Mercurio periódicamente pasa delante del Sol, fenómeno que se denomina tránsito. Observaciones de la órbita de Mercurio a través de muchos años demostraron que su perihelio gira 43" de arco mas por siglo de lo predecido por la mecánica clásica de Newton. Esta discrepancia llevó al astrónomo Urbain Le Verrier a pensar que existía un planeta aún mas cerca del Sol, al cual llamaron Vulcano, que perturbaba la órbita de Mercurio. Ahora se sabe que Vulcano no existe; la explicación correcta del comportamiento del perihelio de Mercurio se encuentra en la Teoría General de la Relatividad.

La sonda MESSENGER, lanzada en agosto del 2004, se pondrá en órbita alrededor de Mercurio en marzo del 2011. Se espera que esta nave aumente considerablemente nuestro conocimiento cientifico sobre este planeta. La geología de Mercurio es la menos conocida de los planetas terrestres del sistema solar. Las razones para esto incluyen tanto la cercanía de Mercurio al Sol y sus consecuentes peligros para sondas, como el hecho de que la duración del ciclo día-noche (movimiento de rotación) en Mercurio es de 58 días

Translación alrededor del Sol

terrestres. Esto último hizo que la única sonda que lo visitara tres veces, el Mariner 10 de la NASA durante 1974 y 1975, solamente pudiera observar el lado iluminado por el Sol en cada visita. Se prevee que la sonda MESSENGER (lanzada en agosto del 2004) aumente tremendamente nuestro conocimiento cuando se ponga en órbita alrededor de Mercurio en marzo de 2011.Historia geológica de Mercurio

Después de que Mercurio se formase hace más de 4 mil millones de años recibió un acentuado bombardeo de cometas y asteroides que finalizó hace 3.800 millones de años.

Durante este período de intensa craterización, la superficie registró muchos impactos. Algunos de estos, como el que formó la Cuenca de Caloris fueron rellenados por el material magmático del planeta, formandose planicies suaves como las presentes en la Luna. Una vez que el planeta se enfrió y se contrajo, se produjeron grietas por su superficie que se superponen a otras estructuras como cráteres y las suaves planicies; un claro indicio que las grietas son más recientes. El período de vulcanismo en Mercurio terminó cuando la compresión del manto se ajustó lo suficiente como para evitar la salida de la lava a la superficie. Probablemente esto pasó en un período que se ubica entre los primeros 700 u 800 millones de años de su historia.

Desde entonces sólo han sucedido impactos de cometas y asteroides aislados.

Características generales de la superficie

El 60% de la superficie de Mercurio está compuesta por cráteres; además, la cantidad de cráteres sobre la superficie está distribuida uniformemente. El hecho de que la superficie presente una abundante cantidad de cráteres se debe a que Mercurio tenga una atmósfera muy débil, lo cual permite la entrada de los meteoroides sin ser desintegrados. Mercurio ha ido acumulando impactos desde su creación hace más de 4 mil millones de años. Por esta razón, tanto su superficie como la de la Luna y Marte atestiguan un registro de impactos que son importantes para la determinación de la duración de este período de craterización, que fue muy intenso hasta los 3 mil millones de años atrás.

Además de cráteres de diámetros que van desde cientos de metros hasta cientos de kilómetros, existen otros de tamaño descomunales, como es el caso del cráter Caloris, con un diámetro de 1.300 km, es la mayor estructura en la superficie de Mercurio. Este impacto fue tan violento que produjo la salida de lava del manto y creó un anillo concéntrico alrededor del cráter con alturas que llegan los 2 km. Las consecuencias de Caloris son también impresionantes: a este se le atribuyen las fracturas y escarpes en el lado opuesto del planeta.

Este tipo de cráteres, los cuales fueron rellenados por el material magmático, en la geología lunar se los conoce como 'mares'.

Como en la Luna, los cráteres de Mercurio presentan las características típicas de un impacto: el material deyectado (o eyectado) que forma depósitos alrededor del cráter, a veces en forma de prolongaciones lineales que se las conoce como radios (o rayos) y cuya luminosidad es más intensa por ser terreno relativamente más joven que la superficie circundante.

Se han observado otros escarpes que atraviesan la superficie del planeta tanto en las zonas lisas como en las craterizadas. Su presencia se atribuye al enfriamiento que experimentó Mercurio desde su formación por lo que se fue encogiendo y esto provocó el reacomodamiento de la corteza.

La alta densidad del planeta (5,44 g/cm³) hace suponer la existencia de un núcleo compuesto por 65% de hierro cuyo tamaño probablemente represente cerca del 75% del diámetro del planeta. El núcleo está rodeado por un manto de 600 km de espesor. Al reducirse el núcleo y el manto como consecuencia del enfriamiento después de su formación, el radio del planeta se redujo entre 2 y 4 kilómetros ocasionando el sistema de fracturas que se ven en su superficie.

Orígenes de alta luminosidad radar y la presencia de hielo

Las primeras observaciones a través de radar de Mercurio se realizaron con radiotelescopios de Arecibo y Goldstone, y con la ayuda del Very

Large Array (VLA) del Observatorio Nacional de Radioastronomía de los Estados Unidos.

Las ondas enviadas por el Goldstone del NASA Deep Space Network (Red de Espacio Profundo) tenían una potencia de 460 kW a 8,51 Ghz; las ondas recibidas por el VLA a través de 26 antenas mostraban luminosidades radar (puntos de reflectividad radar) con ondas despolarizadas provenientes del polo Norte de Mercurio.

Los estudios llevados a cabo por el radiotelescopio de Arecibo que enviaba ondas en la banda S (2,4 Ghz) y con una potencia de 420 kW permitieron establecer un mapa radar de la superficie del planeta con una resolución de 15 km. En este estudio no sólo se confirmó la existencia de zonas de alta reflección y despolarización, sino que elevó la cantidad a 20 zonas y esta vez ubicadas en ambos polos.

La idea de que Mercurio tenga hielo en su superficie puede parecer descabellada debido a su proximidad al Sol y por obvias razones, su elevada temperatura (420°C de día y –180°C a la noche). Sin embargo, el hielo presenta una elevada luminosidad a las imágenes radar y las ondas de retorno pueden estar muy despolarizadas.

Por otra parte, las rocas de silicatos que forman la mayor parte de la superficie tienen un comportamiento totalmente opuesto al del hielo.

Otro de los descubrimientos que avalan esta posibilidad es que los estudios de radar llevados a cabo desde la Tierra demuestran que las formas de estas zonas sean circulares, por este motivo se las asocia con profundos cráteres cuyas elevadas paredes y sus elevadas latitudes no permiten la llegada de la luz solar.

En el polo Sur de Mercurio, la ubicación de una gran zona de alta reflectividad parece coincidir con la ubicación del cráter Chao Meng-Fu y las áreas más pequeñas con otros cráteres que también fueron identificados.

En el polo Norte la situación se complica porque no se pueden correlacionar las imágenes de radar con las tomadas por la nave Mariner 10 debido a la ausencia de las mismas. Hay que destacar, por otra parte, que hay regiones de alta reflectividad que no corresponden a la existencia de cráteres.

La reflexión radar del hielo en Mercurio es menor que la que podría producirse con el hielo puro; probablemente esto se debe a la deposición de polvo que no cubre la superficie del cráter por completo.

Origen del hielo

La existencia de cráteres con sombra permanente no es una característica única de Mercurio: en nuestra Luna se han identificado en su polo Norte un enorme cráter (cuenca de Aitken) con la posibilidad de que exista hielo. Este hielo en la Luna, como en Mercurio, es atribuido a fuentes externas.

En el caso de la Luna se cree que fue depositado por cometas, mientras en que Mercurio la presencia del hielo se atribuye a meteoritos. Como se considera probada la existencia de agua en algunos meteoritos, éstos podrían haberlo depositado en cráteres en sombra permanente y así provocando su conservación por millones e incluso por miles de millones de años.

Otra hipótesis, sin ser confirmada, es que en Mercurio se produciría un flujo importante de agua desde su interior. Tampoco se ha comprobado la existencia de algún mecanismo que cause la pérdida de hielo en la superficie como la fotodisociación, la erosión debida al viento solar y el choque con micrometeoritos.

El comportamiento del hielo en otros cuerpos celestes tiene sus peculiaridades; en primer lugar las elevadas temperaturas de la superficie de Mercurio que rondan los 420°C, sumado al vacío del espacio (la atmósfera es casi imperceptible) y los rayos solares contribuirían a que el hielo se sublimara y escapara al espacio.

Esto se cree que no sucede con el hielo en Mercurio porque la ubicación del hielo a altas latitudes hace que la temperatura sea baja: dentro de los cráteres, donde no llega la luz solar, las temperaturas caen hasta los -171°C y en las llanuras polares, la temperatura no sobrepasa los -106°C.

La evidencia de hielo en Mercurio no ha sido fehacientemente corroborada, simplemente se trata de especulación científica provocada por las observaciones de alta reflectividad de radar y la coincidencia con la ubicación de grandes cráteres en las zonas polares.

Hay que dejar claro, sin embargo, que esta reflexión anómala podría deberse también a la existencia de sulfatos metálicos o de otros materiales con la misma capacidad de reflexión.

La atmósfera de Mercurio

La existencia de una atmósfera en un planeta reviste una gran importancia para la geología, ya que los procesos erosivos del viento, los cambios de temperatura, humedad, etc contribuyen a la modificación del terreno y al deterioro de los materiales.

La atmósfera de Mercurio se disipó brevemente después de su formación hace más de 4 mil millones de años; además de su baja gravedad, la causa principl de su extinción fue el viento solar. Sin embargo todavía tiene los remanentes de una muy tenue atmósfera de 10-15 bar (que puede considerarse inexistente).

La existencia de una atmósfera permitiría mantener una temperatura más o menos estable a pesar de las variaciones de luminosidad entre el día y la noche, por tal motivo, las fluctuaciones en los cuerpos sin atmósferas (o con la presencia de atmósferas muy débiles) son acentuadas. Por ejemplo, en Mercurio la temperatura superficial durante el día es de 420°C, mientras que durante la noche cae estrepitosamente hasta los –180°C.

Debido a los bruscos cambios de temperatura, el tipo de interacción sobre la superficie estaría relacionado a la agitación térmica producida sobre los materiales.

Venus es el segundo planeta del Sistema Solar en orden de distancia desde el Sol. Recibe su nombre en honor de la diosa romana del amor Venus. Se trata de un planeta de tipo terrestre o telúrico, llamado con frecuencia el planeta hermano de la Tierra, ya que ambos son similares en cuanto a tamaño, masa y composición. La órbita de Venus es una elipse prácticamente circular, con una excentricidad de menos del 1%.

Al encontrarse Venus más cercano al Sol que la Tierra, siempre se puede encontrar, aproximadamente, en la misma dirección del Sol (su mayor elongación es de 47,8º), por lo que desde la Tierra se puede ver sólo unas cuantas horas antes del orto o después del ocaso. A pesar de ello, cuando Venus es más brillante puede ser visto durante el día, siendo uno de los tres únicos cuerpos celestes que pueden ser vistos tanto de día como de noche (los otros son la Luna y el Sol).

Venus es normalmente conocido como la estrella de la mañana (Lucero del Alba) o la estrella de la tarde y, cuando es visible en el cielo nocturno, es el objeto más brillante del firmamento, aparte de la Luna.

Por este motivo, Venus debió ser ya conocido desde los tiempos prehistóricos. Sus movimientos en el cielo eran conocidos por la mayoría de las antiguas civilizaciones, adquiriendo importancia en casi todas las interpretaciones astrológicas del movimiento planetario. En particular, la civilización maya elaboró un calendario religioso basado en los ciclos de Venus.

El símbolo del planeta Venus es una representación estilizada del espejo de la diosa Venus: un círculo con una pequeña cruz debajo, utilizado también para denotar el sexo femenino.

Características físicas

Atmósfera

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

La enorme cantidad de CO2 de la atmósfera provoca un fuerte efecto invernadero que eleva la temperatura de la superficie del planeta hasta cerca de 460ºC en las regiones menos elevadas cerca del ecuador. Esto hace que Venus sea más caliente aún que Mercurio, a pesar de hallarse a más del doble de la distacia del Sol que éste y recibir sólo el 25% de su radiación solar (2.613,9 W/m² en la atmósfera superior y 1.071,1 W/m² en la superficie).

Debido a la inercia térmica de su masiva atmósfera y al transporte de calor por los fuertes vientos de su atmósfera, la temperatura no varía de forma significativa entre el día y la noche. A pesar de la lenta rotación de Venus (menos de una rotación por año venéreo, equivalente a una velocidad de rotación en el Ecuador de sólo 6.5km/h), los vientos de la atmósfera superior circunvalan el planeta en tan sólo 4 días, distribuyendo eficazmente el calor.

Vista Global de Venus por Imágenes de Radar

Estructura Interna de Venus

Volcán Matt en Venus

Además del movimiento zonal de la atmósfera de Oeste a Este, hay un movimiento vertical en forma de célula de Hadley que transporta el calor del Ecuador hasta las zonas polares e incluso a latitudes medias del lado no iluminado del planeta.

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

Los fuertes vientos en la parte superior de las nubes pueden alcanzar los 350 km/h, aunque a nivel del suelo, los vientos son mucho más lentos. A pesar de ello, y debido a la altísima densidad de la atmósfera en la superficie de Venus, incluso estos flojos vientos ejercen una fuerza considerable contra los obstáculos.

Las nubes están compuestas principalmente por gotas de dióxido de azufre y ácido sulfúrico, y cubren el planeta por completo, ocultando la mayor parte de los detalles de la superficie a la observación externa. La temperatura en la parte superior de las nubes (a 70 km sobre la superficie) es de -45ºC. La medida promedio de temperatura en la superficie de Venus, es de 464ºC. La temperatura de la superficie nunca baja de los 400ºC.

Características de la superficie

Venus tiene una lenta rotación retrógrada, lo que significa que gira de Este a Oeste, en lugar de hacerlo de Oeste a Este como lo hacen la mayoría de los demás planetas mayores. (Plutón y Urano también tienen una rotación retrógrada, aunque el eje de rotación de Urano, inclinado 97,86º, prácticamente descansa sobre el plano orbital).

Se desconoce porqué Venus es diferente en este aspecto, aunque podría ser el resultado de una colisión con un gran asteroide en algún momento del pasado remoto. Además de esta inusual rotación retrógrada, el período de rotación de Venus y su órbita están casi sincronizados, de manera que siempre presenta la misma cara a la Tierra cuando los dos planetas se encuentran en su máxima aproximación (5.001 días venusianos entre cada conjunción inferior). Ésto podría ser el resultado de las fuerzas de marea que afectan a la rotación de Venus cada vez que los planetas se encuentran lo suficientemente cercanos, aunque no se conoce con claridad el mecanismo.

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

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

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

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

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

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

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

Observación y exploración de Venus

Observaciones históricas

Venus es el elemento más característico en los cielos de la mañana y de la tarde de la Tierra (después del Sol y la Luna), y es conocido por el hombre desde la prehistoria. Uno de los documentos más antiguos que sobreviven de la biblioteca babilónica de Ashurbanipal, datado sobre el 1600 adC, es un registro de 21 años del aspecto de Venus (que los primeros babilonios llamaron Nindaranna). Los antiguos sumerios y babilonios llamaron a Venus «Dil-bat» o «Dil-i-pat»; en la ciudad mesopotámica de Akkad era la estrella de la madre-diosa Ishtar, y en chino su nombre es «Jin-xing», el planeta del elemento metal.

Venus se consideró como el más importante de los cuerpos celestes observados por los mayas, que lo llamaron «Chak ek» (la gran estrella). Posiblemente se le dio más importancia incluso que al Sol. Los mayas estudiaron los movimientos de Venus atentamente. Pensaron que las posiciones de Venus y otros planetas tenían influencia sobre la vida en la Tierra, por lo que los mayas y otras culturas precolombinas programaron sus guerras y otros eventos importantes basándose en sus observaciones.

En el códice Dresde, los mayas incluyeron un almanaque en el que mostraban el ciclo completo de Venus, en cinco grupos de 584 días cada uno (aproximadamente ocho años), después de los cuales se repetía el esquema (Venus da trece vueltas alrededor del Sol prácticamente en el mismo tiempo que la Tierra tarda en dar ocho).

Los antiguos griegos pensaban que las apariciones matutinas y vespertinas de Venus eran dos cuerpos diferentes, y les llamaron «Hesperus» cuando aparecía en el cielo del oeste al atardecer y «Phosphorus» cuando aparecía en el cielo del este al amanecer. Fue Pitagoras quien primero teorizó sobre que ambos objetos eran el mismo planeta. En el siglo IV adC, Heráclides Ponticus propuso que tanto Venus como Mercurio orbitaban el Sol en lugar de orbitar la Tierra. El nombre de Venus procede de la diosa romana del amor y la belleza.

Al encontrarse la órbita de Venus entre la Tierra y el Sol, desde la Tierra podemos distinguir sus diferentes fases de una forma parecida a las que podemos ver de la Luna. Galileo Galilei fue la primera persona en observar las fases de Venus en diciembre de 1610, una observación que sostenía la entonces discutida visión heliocéntrica del Sistema Solar de Copérnico.

También anotó los cambios en el tamaño del diámetro visible de Venus en sus diferentes fases, sugiriendo que éste se encontraba más lejos de la Tierra cuando estaba lleno y más cercano cuando se encontraba en fase creciente. Estas observaciónes proporcionaron una sólida base al modelo heliocéntrico.

Venus es más brillante cuando el 25% de su disco (aproximadamente) se encuentra iluminado, lo que ocurre 37 días antes de la conjunción inferior (en el cielo vespertino) y 37 días después de dicha conjunción (en el cielo matutino). Su mayor elongación (altura sobre el horizonte) se produce aproximadamente 70 días antes y después de la conjunción inferior, momento en el que muestra justo media fase; entre estos intervalos, Venus es visible durante las primeras o últimas horas del día si el observador sabe dónde buscarlo. El período de movimiento retrógrado es de veinte días en cada lado de la conjunción inferior.

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

Los tránsitos de Venus acontecen cuando el planeta cruza directamente entre la tierra y el Sol y son eventos astronómicos relativamente raros. La primera vez que se observó este tránsito astronómico fue en 1639 por Jeremiah Horrocks y William Crabtree. El tránsito de 1761, observado por Mikhail Lomonosov, proporcionó la primera evidencia de que Venus tenía una atmósfera, y las observaciones de paralaje del siglo XIX durante sus tránsitos permitieron obtener por primera vez un cálculo preciso de la distancia entre la Tierra y el Sol.

Los tránsitos sólo pueden ocurrir en junio o diciembre, siendo estos los momentos en los que Venus cruza la eclíptica (al plano en el que la Tierra orbita alrededor del Sol), y suceden en parejas a intervalos de ocho años, separados dichos pares de tránsitos por más de un siglo. El anterior par de tránsitos sucedió en 1874 y 1882, y el presente par de tránsitos son los de 2004 y 2012.

En el siglo XIX, muchos observadores atribuyeron a Venus un período de rotación aproximado de 24 horas. El astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli fue el primero en predecir un período de rotación significativamente menor, proponiendo que la rotación de Venus estaba bloqueada por el Sol (lo mismo que propuso para Mercurio). Aunque realmente no es verdad para ninguno de los dos cuerpos, era una estimación bastante aproximada. La casi resonancia entre su rotación y la mayor aproximación a la Tierra ayudó a crear esta impresión, ya que Venus siempre parece dar la misma cara cuando se encuentra en la mejor posición para ser observado. El período de rotación de Venus fue observado por primera vez durante la conjunción de 1961 con radar desde una antena de 26 metros en Goldstone, California, desde el observatorio de radioastronomía Jodrell Bank en el Reino Unido y en las instalaciones de espacio profundo de la Unión Soviética de Yevpatoria. La precisión fue refinada en las siguientes conjunciones, principalmente desde Goldstone y Yevpatoria. El hecho de que la rotación era retrógrada no fue confirmado sino hasta 1964.

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

Exploración espacial de Venus

La órbita de Venus es un 28 por ciento más cercana al Sol que la de la Tierra. Por este motivo, las naves que viajan hacia Venus deben recorrer más de 41 millones de kilómetros adentrándose en el pozo gravitatorio del Sol, perdiendo en el proceso parte de su energía potencial. La energía potencial se transforma entonces en energía cinética, lo que se traduce en un aumento de la velocidad de la nave.

Haciendo un símil, es algo parecido a caer en picado con un avión, y tener que aterrizar justo cuando la velocidad es mayor, lo cual hace que este tipo de trayectorias deba ser afinada con mucha precisión. Por otro lado, la atmósfera de Venus no invita a las maniobras de frenado atmosférico del mismo tipo que otras naves han efectuado sobre Marte, ya que para ello es necesario contar con una información extremadamente precisa de la densidad atmosférica en las capas superiores y, siendo Venus un planeta de atmósfera masiva, sus capas exteriores son mucho más variables que en el caso de Marte.

Primeros sobrevuelos

El 12 de febrero de 1961, la sonda espacial soviética Venera-1 fue la primera sonda lanzada a otro planeta. Un sensor de orientación sobrecalentado provocó la avería de la nave, pero la Venera-1 fue la primera en combinar todas las características necesarias de una nave espacial interplanetaria: paneles solares, antena parabólica para la telemetría, estabilizadores en tres ejes, motor de corrección de rumbo y el primer lanzamiento desde una órbita de aparcamiento.

La primera sonda exitosa en Venus fue la americana Mariner-2, que llegó a Venus en 1962. Era una sonda lunar del tipo Ranger modificada que estableció que Venus no tenía campo magnético y que midió las emisiones térmicas de microondas del planeta. La Unión Soviética lanzó la sonda Zond-1 a Venus el 2 de abril de 1964, pero se averió en algún momento tras su última transmisión de telemetría del 16 de mayo.

Primeros aterrizajes

El 1 de marzo de 1966, la sonda soviética Venera-3 se estrelló sobre Venus, convirtiéndose en la primera nave espacial en alcanzar la superficie del planeta. Su hermana gemela, la Venera-2, se averió al sobrecalentarse poco antes de completar su misión de sobrevuelo del planeta. La cápsula de descenso de la Venera-4 entró en la atmósfera de Venus el 18 de octubre de 1967.

Fue la primera sonda en transmitir datos medidos directamente en otro planeta. La cápsula midió temperaturas, presiones, densidades, y realizó once experimentos químicos para analizar la atmósfera. Sus datos mostraban un 95% de dióxido de carbono, y en combinación con los datos de ocultación de la sonda Mariner-5, mostró que la presión en la superficie era mucho mayor de lo previsto (entre 75 y 100 atmósferas).

Estos resultados fueron verificados y refinados por las misiones Venera-5 y Venera-6 los días 16 y 17 de mayo de 1969, aunque ninguna de estas misiones alcanzó la superficie mientras aún transmitían. La batería de la Venera-4 se agotó mientras la sonda aún flotaba lentamente en la masiva atmósfera de venus, y las Venera-5 y 6 se colapsaron por la alta presión a 18 kilómetros sobre la superficie.

El primer aterrizaje con éxito en Venus lo realizó la sonda Venera-7 el 15 de diciembre de 1970. Esta sonda reveló unas temperaturas en la superficie de entre 457 y 474 grados centígrados. La Venera-8 aterrizó el 22 de julio de 1972. Además de dar datos sobre presión y temperaturas, su fotómetro mostró que las nubes de Venus formaban una capa compacta que terminaba a 35 kilómetros sobre la superficie. Con un espectrómetro de rayos gamma analizó la composición química de la corteza.

Primeros orbitadores

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

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

En agosto de 1992 entró en la atmósfera de Venus y fue destruida.

Los siguientes éxitos soviéticos

También en 1978, las Venera-11 y Venera-12 volaron hasta Venus, dejando caer sus vehículos de descenso el 21 de diciembre y el 25 de diciembre respectivamente.

Las sondas de descenso estaban provistas de cámaras en color, taladros y analizadores que, por desgracia, fallaron. Cada uno realizó mediciones con espectrómetros y cromatógrafos, y analizadores químicos por fosforescencia de rayos-X que, inesperadamente, descubrieron una proporción alta de cloruros en las nubes, además de los sulfuros. También se detectó cierta actividad eléctrica en forma de chasquidos de radio asociados a la actividad de rayos.

Las Venera-13 y 14 eran en esencia similares, y llegaron a Venus el 1 de marzo y el 5 de marzo de 1982. En esta ocasión, las cámaras en color y los analisis de perforación de la superficie fueron un éxito. Los datos sobre fluorescencia por rayos-X mostraron resultados similares a rocas basálticas ricas en potasio.

El 10 de octubre de 1983, las Venera-15 y 16 entraron en órbita polar sobre Venus. La Venera-15 analizó y realizó un mapa de la atmósfera superior con un espectrómetro de infrarrojos. Del 11 de noviembre al 10 de julio, ambos satélites hicieron un mapa del tercio Norte del planeta con radar de apertura sintética. Estos resultados proporcionaron el primer conocimiento detallado de la geología de la superficie de Venus, incluyendo el descubrimiento de los inusualmente masivos volcanes ocultos como «coronae» y «arachnoids». Venus no tiene evidencias de placas tectónicas, a menos que todo el tercio Norte del planeta forme parte de una sola placa.

Las sondas soviéticas Vega 1 y Vega 2 arribaron a Venus el 11 de junio y el 15 de junio de 1985. Sus vehículos de aterrizaje transportaban experimentos enfocados en la composición de los aerosoles en las nubes y su estructura. Cada uno cargaba un espectrómetro de absorción de ultravioletas, analizadores de particulas de aerosol y dispositivos para recolectar material y analizarlo con espectrómetros de masas, cromatógrafos de gases y espectrómetros de fluorescencia por rayos-X. Las dos capas superiores de nubes resultaron estar compuestas de gotas de ácido sulfúrico, aunque la capa inferior está compuesta probablemente por una solución de ácido fosfórico. La corteza de Venus fue analizada con un experimento por taladros y espectrómetros de rayos gamma. Puesto que los vehículos de aterrizaje no transportaban cámaras, estas misiones no proporcionaron imágenes de la superficie.

Las misiones Vega también desplegaron globos aerostáticos que flotaron a unos 53 kilómetros de altitud durante 46 y 60 horas respectivamente, viajando alrededor de un tercio del perímetro del planeta. Estos globos midieron velocidades del viento, temperaturas, presiones y densidad de las nubes. Se descubrió un mayor nivel de turbulencias y conveccion de lo esperado, incluyendo ocasionales baches con caidas de uno a tres kilómetros de las sondas. Las naves Vega continuaron su viaje para encontrarse nueve meses más tarde con el cometa Halley, misión para la cual transportaban 14 instrumentos y cámaras adicionales.

La sonda Magallanes

El 10 de agosto de 1990, la sonda estadouniense Magallanes llegó a la órbita de Venus, realizando medidas por radar de la superficie del planeta y obteniendo mapas de una resolución de 100 m en el 98% del planeta. Después de una misión de cuatro años, la sonda Magallanes, tal como estaba planeado, se sumergió en la atmósfera de Venus el 11 de octubre de 1994 y se vaporizó en parte, aunque se supone que algunas partes de la misma alcanzaron la superficie del planeta.

Recientes sobrevuelos

Varias sondas espaciales en ruta hacia otros destinos han usado el método de sobrevuelo de Venus para incrementar su velocidad mediante el impulso gravitacional. Esto incluye a las misiones Galileo a Júpiter y la Cassini-Huygens a Saturno (con dos sobrevuelos).

Aún más curioso: durante el examen de la emisión de radiofrecuencias de Venus con sus instrumentos de ondas de radio y plasma en los dos sobrevuelos de 1998 y 1999, se vio que no existían ondas en la gama de frecuencias de 0,125 a 16 MHz, bandas que generalmente se asocian a los relámpagos. Esto entraba en contradicción directa con las observaciones de las sondas Venera de veinte años antes. Se ha postulado que quizá si Venus no tiene relámpagos, podría tener algún tipo de actividad eléctrica de baja frecuencia, debido al hecho de que las señales de radio no pueden penetrar la ionosfera en frecuencias por debajo de 1 megahercio.

Un exámen por el físico Donald Gurnett de la Universidad de Iowa de las emisiones de radio tomadas por la sonda Galileo durante su maniobra de asistencia gravitacional en 1990 reveló lo que en ese momento fue una indicación de relámpagos. Sin embargo, la sonda Galileo pasó a una distancia 60 veces mayor de Venus de lo que lo hizo la sonda Cassini, por lo que sus observaciones son sustancialmente menos significativas. A día de hoy sigue siendo un misterio si Venus tiene o no actividad eléctrica en forma de relámpagos o rayos en su atmósfera.

Misiones futuras

La Agencia Espacial Europea esta preparando una misión llamada Venus Express que estudiará la atmósfera y las características de la superficie de Venus desde la órbita. La misión será lanzada en octubre del 2005 y se espera que obtenga información durante 2 días venusinos (unos 500 días terrestres). La Agencia Japonesa de Exploración Espacial (JAXA) planea también una misión a Venus entre los años 2008 y 2009. Misiones con otros destinos (especialmente Mercurio) sobrevolarán Venus; algunas son el MESSENGER y BepiColombo.

Geología de Venus

La geología de Venus ofrece características superficiales impresionantes que contrastan tanto por su belleza como su rareza. La mayor parte de lo que sabemos actualmente sobre su superficie proviene de observaciones de radar, principalmente a través de las imágenes enviadas por la sonda Magellan (Magallanes) desde el 16 de agosto de 1990 hasta finalizar su cobertura fotográfica en el tercer ciclo de mapeo el día 14 de septiembre de 1992 cuando la nave tuviera algunas anomalías. En total se mapeó el 98% de la superficie venusiana, de los cuales el 22% corresponde a imágenes estéreo.

La superficie de Venus, cubierta por una densa atmósfera, presenta clara evidencia de una actividad volcánica muy activa en el pasado: volcanes en escudo y volcanes compuestos como los que se encuentran en la Tierra.

Sin embargo, a diferencia de la Luna, Marte o Mercurio que han sufrido un intenso período de craterización, Venus tiene una baja densidad de cráteres pequeños pero sí presenta algunos de tamaño mediano a grande, esto se explica por la densa atmósfera del planeta que ha venido desintegrando a los meteoritos de menor envergadura.

Otras de las características extraordinarias del planeta que por su apariencia se llaman coronae (latín para coronas) y otras figuras conocidas como aracnoides por su semejanza a los arácnidos. También se encuentran largos ríos de lava, evidencia de erosión eólica y un tectonismo importante que en su conjunto hacen de la superficie de Venus una de las más complejas.

Pese a que Venus es el planeta más cercano a la Tierra (unos 40 millones de kilómetros en conjunción inferior) y tiene una gran similitud con la Tierra, toda semejanza es externa: ninguna sonda ha podido sobrevivir más de unas horas sobre su superficie debido a que la presión atmosférica es unas 90 veces la de la Tierra, además, la temperatura ronda los 450°C, la cual, es en gran medida, ocasionada por el efecto invernadero provisto por una atmósfera constituida principalmente de dióxido de carbono (96,5%).

Las observaciones de sondas espaciales y las realizadas desde la Tierra con telescopios muestran que el patrón en forma de Y que generan las nubes se debe a que las capas superiores se desplazan alrededor del planeta una vez cada 4 días, lo que sugiere la presencia de vientos de hasta 500 km/h. por lo que se cree que es un importante factor en la modificación del terreno.

Después de la Luna, Venus fue el segundo objeto en el Sistema Solar en ser explorado por radares en la Tierra. Los primeros estudios se realizaron en 1961 a través del sistema de antenas de la Red de Espacio Profundo pertenecientes a la Estación Goldstone de la NASA.

En las siguientes conjunciones inferiores Venus fue observado tanto por los radares de Goldstone como el del Observatorio de Arecibo del Centro Nacional de Astronomía e Ionosfera.

Los estudios llevados a cabo fueron análogos a la medición del tiempo de los tránsitos meridianos lo que permitió comprender para 1963 que la rotación de Venus era retrógrada, es decir, que gira sobre su propio eje en sentido opuesto sobre la dirección del movimiento orbital. Los radares también permitieron determinar que la rotación de Venus era de 243,1 días sobre su eje el cual está casi perpendicular respecto al plano orbital. También se estableció que el radio del planeta era de 6.052 km, unos 70 km menos que los estimados con los telescopios terrestres.

El interés de las características geológicas de Venus se vio impulsado con el refinamiento de las técnicas de imágenes durante el período 1970-1985. los primeros estudios de radar simplemente sugerían que la superficie de Venus era más compactada que la polvorienta superficie de la Luna. Las primeras imágenes de radar tomadas desde la Tierra mostraban a un planeta con regiones muy brillantes que recibieron el nombre de Alfa, Beta, y Maxwell; con la mejora de las imágenes de radar la calidad de resolución llegó hasta un nivel de resolución de 1-2 kilómetros.

Desde el comienzo de la era espacial Venus fue considerado como un destino seguro para futuros aterrizajes. Cada oportunidad de lanzamiento están espaciadas en períodos de 19 meses y desde 1962 hasta 1985 se utilizaron todas las oportunidades, primero enviando naves de reconocimiento.

En 1962 la Mariner2 voló sobre Venus siendo el primer objeto hecho por el hombre en visitar otro planeta. En 1965 la Venera 3 chocó contra la superficie convirtiéndose en la primera sonda espacial en llegar a una superficie planetaria. En 1967 la Venera 4 se convirtió en la primera sonda en enviar datos desde el interior de la atmósfera venusiana y por último, en 1970 la sonda Venera 7 completó el primer aterrizaje sobre Venus. En 1975 Venera 9 transmitió las primeras imágenes de la superficie de Venus y llevó a cabo experimento de rayos gama sobre las rocas del sitio de aterrizaje. Más tarde, el mismo año, Venera 10 enviaría otras imágenes de la superficie.

También en 1975 la sonda Pioneer sobrevoló a Venus en su camino de encuentro con Mercurio. En 1978 la Pioneer 12 (también conocida como Pioneer Venus 1 o Pioneer Venus Orbiter) voló sobre Venus y completó los primeros mapas de altimetría y gravedad en franjas ubicadas dentro de las latitudes de 78 a 63 grados. Los datos de altimetría tenían una precisión de 100 metros.

En 1978 Pioneer Venus 2 lanzó cuatro sondas dentro de la atmósfera venusiana y permitió, junto a los datos de las sondas anteriores, determinar que la temperatura en Venus era de aproximadamente unos 460°C y que la presión atmosférica era unas 90 veces más intensa que la Tierra. De esta manera se confirmaban los cálculos obtenidos por los análisis de radioemisión que fueron realizados con anterioridad a las sondas espaciales. En 1981 Venera 13 envió la primera imagen en color de la superficie y llevó a cabo un análisis de la fluorescencia de los rayos X en una muestra excavada. En total, la sonda duró unos 127 minutos sobre la abrasadora superficie. Todo un récord. También en 1981, el lander (módulo de aterrizaje) de la Venera 14 detectó posibles movimientos sísmicos en la corteza del planeta.

En 1983 los orbitadores Venera 15 y 16 dieron un paso más importante en el trabajo comenzado por la Pioneer Venus Orbiter al adquirir imágenes de radar y datos de altimetría de mayor precisión sobre las latitudes norte del planeta. Las imágenes tenían una resolución de 1-2 kilómetros, comparables a los mejores obtenidas con radares terrestres. Los datos de altimetría tenían un factor de resolución superior equivalente a 4 del de Pioneer. En 1985 con la euforia del cometa Halley, los soviéticos lanzaron a dos módulos de aterrizaje Vega. Los landers 1 y 2 soltaron cada uno un globo de helio a una altura de 50 km sobre la superficie de Venus y así poder estudiar la dinámica de su atmósfera en su sección más activa.

Todas estas sondas contribuyeron a la adquisición de datos necesarios para lograr el éxito de la sonda Magellan, con la que se conocieron los aspectos más íntimos de la geología de Venus.

Magellan estudia la geología de Venus

Lanzada el 4 de mayo de 1989 a bordo del transbordador Atlantis, la sonda Magellan fue puesta en órbita terrestre hasta el momento en que el motor de su etapa superior inercial le diera el empuje necesario para ubicarla en una trayectoria de transferencia a Venus. El 10 de agosto Magellan llegó a Venus, y empezó a tomar imágenes en radar. En cada día completó 7,3 órbitas de imágenes de Venus. Cada órbita tenía una franja de cobertura de 20 a 25 kilómetros de ancho y unos 70.000 km de largo. La cobertura de todo el planeta requirió de 1.800 franjas de imágenes las cuales fueron combinadas en un mosaico para producir una imagen coherente.

Las primeras imágenes de Venus fueron recibidas el 16 de agosto de 1990 y las operaciones de mapeo rutinario comenzaron el 15 de septiembre de 1990. El primer ciclo de mapeo (Ciclo 1) duró 243 días terrestres –el tiempo que le toma a Venus girar sobre su propio eje debajo del plano orbital de la nave. El Ciclo 1 terminó exitosamente el 15 de mayo de 1991 dedicado al mapeo del 84% de la superficie venusiana.

Inmediatamente a la primera etapa de mapeo le siguió el Ciclo 2 que duró hasta el 15 de enero de 1992. En este segundo ciclo, el mapeo de la superficie fue hecho con una inclinación de observación derecha para compensar la inclinación izquierda utilizada durante el Ciclo 1. Estas técnicas de observación radar permitieron a los científicos determinar las alturas de ciertos patrones geográficos.

El Ciclo 3 iba a terminar el 14 de septiembre de 1992, pero su conclusión tuvo que adelantarse un día debido a problemas con el equipo de abordo. En total se logró una cobertura radar del 98% de la superficie de Venus con el 22% de las imágenes en estéreo.

Las imágenes provistas por la sonda Magellan son las más nítidas que se dispone de Venus y la cantidad de las mismas es mayor a la producida por todas las naves anteriores.

El Ciclo 5 se dedicó a la recolección de datos de gravedad y terminó el 24 de mayo de 1993. El Ciclo 5 y 6 fueron dedicados a la recolección de datos de gravedad con mayor precisión, para ello, la sonda Magellan fue ubicada a una órbita circular más baja. La órbita más baja y segura en Venus se ubica a unos 200 km sobre la superficie. El procedimiento se llevó a cabo a través del aerofrenado, una técnica por la que la nave disminuyó la velocidad para ser atraída por la gravedad del planeta y de esa manera ser frenada lentamente por la fricción con la atmósfera, disminuyendo el apoapsis. Esta maniobra se llevó a cabo desde el final del Ciclo 4 hasta principios de agosto de 1993.

El 12 de octubre de 1994 cuando se programó que la nave se zambullera en la atmósfera de Venus para estudiar su dinámica, los controladores de Tierra perdieron el contacto. Al día siguiente Magellan se había quemado en la atmósfera de Venus completando una misión exitosa.

Características de la superficie

Con la invención del telescopio Venus se convirtió en el objeto de observaciones ópticas más interesante. En el pasado muchos astrónomos han asegurado ver marcas oscuras en la capa de nubes que lo envuelve, otros han dicho que incluso pudieron ver parte de la superficie en huecos de nubes. Otras de estas aseveraciones es que muchos astrónomos aseguraban haber visto puntos brillantes en lugares determinados del disco del planeta sugiriendo que se trataba de una enorme montaña cuya cima sobrepasaba las nubes más altas. Tal es el caso de J. H. Schroeter, un respetado observador y colaborador de William Herschel, que informó los avistamientos entre 1788 y 1790. La descripción de su informe decía que se trataba de una prominente montaña ubicada en el terminador que separa al hemisferio iluminado del oscuro. A pesar de la controversia esta observación ha sido muy citada en el tiempo.

La realidad es otra: la superficie de Venus es bastante plana. El 93% de la topografía mapeada por las sondas Pioneer Venus encontraron que el total de la superficie (desde los puntos más bajos a los más altos) se espaciaban en unos 13 km, mientras que en la Tierra la diferencia entre las cuencas oceánicas y el Himalaya es una franja de 20 km.

De acuerdo a los datos de altimetría de las Pioneer, cerca del 51% de la superficie se encuentra ubicada dentro de los 500 metros del radio medio de 6.051,9 km; sólo el 2% de la superficie está ubicada a elevaciones mayores a los 2 km. sobre el radio medio.

El experimento de altimetría de Magellan confirmó la chatura general del paisaje. En los datos de Magellan, el 80% de la topografía reside en un margen de 1 km del radio medio. Las elevaciones más importantes están en las cadenas montañosas que rodean Lakshmi Planum: Maxwell Montes (11 km), Akna Montes (7 km) y Freyja Montes (7 km). A pesar del paisaje relativamente plano de Venus, los datos de altimetría también hallaron grandes planos inclinados, tal es el caso del flanco sudoeste del Maxwell Montes que en algunas partes parece estar inclinado unos 45°. Otras inclinaciones de 30° fueron registradas en Danu Montes y la región al este de Thetis Regio.

Divisiones de Venus

En base a los datos de altimetría de las sondas Pioneer Venus, la topografía del planeta está dividida en tres provincias topográficas: tierras bajas, planicies de deposición y tierras altas.

Los datos de Magellan apoyan estas divisiones. Las provincias más importantes de las tierras altas son Aphrodite Terra, Ishtar Terra, Lada Terra, además de las regiones de Beta, Phoebe y Themis. Las regiones Alpha, Bell, Eistla y Telhus forman un conjunto de tierras altas de menor importancia.

Cráteres de impacto

Con el estudio de radares ubicados en la Tierra fue posible identificar algunos patrones topográficos relacionados a cráteres y en los años siguientes con las sondas Venera 15 y 16 se identificaron casi 150 de probable origen de impacto. Con Magellan, gracias a una cobertura global se identificaron cerca de 900 cráteres de impacto. Esta cifra es muy baja considerando la superficie del planeta. La diferencia en este sentido respecto a Mercurio, la Luna y Marte (además de varias lunas de los planetas exteriores) que tienen una superficie muy castigada por un intenso proceso de craterización, es que Venus posee una densa atmósfera y un proceso tectónico (en el pasado) que ha ayudado a filtrar los meteoritos eliminando a los más pequeños.

Los datos de las Veneras y Magellan coinciden: hay muy pocos cráteres de diámetro inferior a los 30 km, y los datos de Magellan revelaron la ausencia de cráteres menores a los 2 km de diámetro. Los cráteres de Venus presentan peculiaridades únicas: en primer lugar, los de Venus parecen ser relativamente nuevos y no parecen haber sufrido el deterioro que se produce por la meteorización. Los cráteres de impacto presentan grandes coladas de lava de color claro al radar (de alta reflexión) lo que demuestra que son jóvenes.

El análisis de las imágenes de los cráteres de impacto, su superposición, distribución y densidad en la superficie –entre otras características– son muy importantes para conocer la historia geológica del planeta.

Volcanes

La transferencia de material caliente desde el interior de un planeta a su exterior constituye el principal proceso de para la pérdida de calor.

El calor interno tiene proviene de cuatro procesos:

Calor proveniente de la acreción original del planeta o luna; Calor producido por la desintegración de elementos radioactivos en el interior del planeta; Calor que resulta del movimiento interno del planeta; y, Calor que se produce por las interacciones de marea de masas adyacentes.

En la Tierra, existe una combinación de factores que dan origen a la pérdida de calor, en el caso de algunos cuerpos como la luna de Júpiter, Ío la fuerza gravitacional de Júpiter y Europa producen enormes movimientos de marea que dan lugar a los volcanes más activos del Sistema Solar.

A pesar de que Venus tiene una gran semejanza a la Tierra, parece ser que los procesos de tectónica de placas que son muy activos en la Tierra no existen en Venus, sin embargo se cree que el 80% de los accidentes geográficos de su superficie están relacionados a un tipo de proceso volcánico.

Las diferencias se encuentran en los depósitos volcánicos. En muchos casos el vulcanismo está localizado en una fuente determinada y los depósitos de organizan a los alrededores de esta fuente. Este tipo de vulcanismo recibe el nombre de “vulcanismo centralizado” en los que se forman volcanes además de otras formas geográficas extrañas.

El segundo tipo de vulcanismo no es radial o centralizado sino que abarca áreas muy extensas del planeta con coladas de lavas. Estas erupciones son catalogadas como de “tipo fluido”.

Se comprobó que la presencia de volcanes menores de 20 km en diámetro son muy abundantes sobre Venus y pueden llegar a un número de cientos de miles y hasta millones. Su apariencia es la de domos, pero en realidad tienen una semejanza a los volcanes en escudo. Estos volcanes tienen entre 1 y 15 km de diámetro y menos de 1 km de altura. Es frecuente encontrar grupos de cientos de estos volcanes en áreas que se llaman campos de escudo.

En la Tierra, los volcanes son principalmente de dos tipos: volcanes en escudo y conos compuestos o estrato-volcanes. Los volcanes en escudos como los hawaianos reciben magma de las profundidades de la Tierra en unas zonas llamadas hot spots (puntos calientes). El tipo de lava de estos volcanes es relativamente fluida y permite el escape de gases.

Los volcanes compuestos, como el Monte Saint Helens y el Monte Pinatubo están asociados a las placas tectónicas. En este tipo de volcanes, el agua de la corteza oceánica baja junto a la placa que se desliza en la zona de subducción debajo de la corteza terrestre y de esta manera facilita un mejor derretimiento de la misma produciendo una lava más viscosa que dificulta la salida de los gases, por este motivo, los volcanes compuestos tienen erupciones violentas.

En Venus, la morfología (con grandes y delgadas coladas de lava), aparente ausencia de tectónica de placas y agua hacen que los volcanes se parezcan a los de Hawai. Sin embargo, el tamaño de los volcanes de Venus es distinto: en la Tierra los volcanes en escudo pueden tener decenas de kilómetros de ancho y sólo hasta 8 km de altura (Mauna Loa, si se considera su base ubicada en el lecho marino), en Venus, la amplitud de estos volcanes llega a cubrir cientos de kilómetros pero son bastante chatos, con una altura promedio de 1,5 km.

Los domos de Venus son entre 10 y 100 veces más amplios que los terrestres y en el radar exhiben fracturas que indican que han sido formadas por la tensión creada por el ascenso de lava viscosa en el interior de la corteza o por el hundimiento de la cámara magmática. Estos domos masivos reciben el nombre informal de “domos panqueques” y por lo general están asociados con coronae y tesserae. Su presencia es una fuerte evidencia de la existencia de lavas de composición química evolucionada.

Otras características únicas son la existencia de novas ("novae") y aracnoides.

La formación de las novas se da cuando grandes cantidades de magma llegan hasta la superficie sin erupcionar formando diques extrusivos que son brillantes a las imágenes de radar. Estos diques se organizan en lineamientos simétricos que denotan el área de levantamiento, aunque también se puede producir una depresión causada por la subsidencia del material magmático. Si tales lineamientos, sean éstos grabens o crestas, se irradian desde un punto central reciben el nombre de novas (nombre usado para enfatizar la semejanza a la figura de una estrella que ha explotado). Se han identificado cerca de 50 de estas estructuras.

Cuando los lineamientos de grabens, fisuras, y crestas se extienden varios radios desde la circunferencia de un punto central reciben el nombre de aracnoides, indicativo de su apariencia. Se identificaron cerca de 250 aracnoides.

Tectonismo

Venus no presenta indicios de tectónica de placas, sin embargo, su superficie sí presenta varios patrones geográficos asociados con procesos tectónicos que a través del movimiento fluido del interior del planeta han generado terrenos con fallas, plegamientos, volcanes, grandes montañas, valles rift y la compresión y extensión de la superficie.

El activo tectonismo de Venus ha generado cinturones montañosos plegados, valles rift y terrenos de estructuras complicadas llamados tesserae (en griego tessera significa baldosa), los cuales presentan múltiples episodios de compresión y deformación tensional.

A diferencia del caso terrestre, la deformación sobre Venus se cree que está relacionada directamente con las fuerzas dinámicas dentro del manto fluido del planeta. Los estudios gravitacionales sugieren que Venus carece de astenosfera –una zona de baja viscosidad que en la Tierra facilita el movimiento de las placas tectónicos del manto. La ausencia de esta capa sugiere que la deformación de la superficie de Venus puede ser interpretado en términos de movimientos convectivos en el interior del planeta.

La deformación tectónica sobre Venus se evidencia en una variedad de escalas, las más pequeñas que han sido identificadas están relacionadas con fracturas lineales o fallas. En muchas zonas estas fallas están presentan un alineamiento paralelo en forma de red. También se encuentran pequeñas crestas montañosas discontinuas parecidas a las encontradas en la Luna y Marte.

La presencia de tectónica extensiva manifiesta la existencia de fallas normales (donde la roca sobre el plano de la falla se hunde respecto a la roca sobre la misma) y fracturas superficiales. Las imágenes de radar muestran que este tipo de deformación por lo general está concentrada en cinturones ubicados en zonas ecuatoriales y de altas latitudes en el sur del planeta. Estas zonas abarcan cientos de kilómetros de ancho y parecen estar enlazadas por todo el planeta formando una estructura global asociada con la aparición de volcanes.

Los rifts venusianos, formados por la extensión de la litosfera son depresiones de decenas a cientos de metros de ancho y con extensiones de hasta 1.000 km como algunos de la Tierra.

Los rifts en Venus por lo general van asociados con grandes elevaciones volcánicas con forma de domos como en Beta Regio, Atla Regio y la parte occidental de Eistla Regio. Estas tierras altas parecen ser el resultado de enormes plumas (corrientes de elevación) del manto que han causado la elevación, fracturas, creación de fallas y vulcanismo.

La cadena montañosa más alta de Venus, Maxwell Montes en Ishtar Terra, fue formada por un proceso de compresión, extensión y movimientos laterales. Otro tipo de accidente geográfico encontrado en las tierras bajas, consiste en cinturones lineales ubicados a distancias muy próximas que se elevan a varios kilómetros sobre la superficie con amplitudes de cientos de kilómetros y longitudes de miles de kilómetros. Existen dos concentraciones importantes de estos cinturones: uno se ubica en Lavinia Planitia en altas latitudes del hemisferio sur, y el segundo se encuentra adyacente a Atalanta Planitia en las altas latitudes del hemisferio norte.

Los tesserae, que son terrenos de complejas crestas, se encuentran fundamentalmente en Aphrodite Terra, Alpha Regio, Tellus Regio y la parte oriental de Ishtar Terra (Fortuna). Estas regiones contienen la superposición y cortes de grabens de diferentes unidades geológicas lo que significa que son las partes más antiguas del planeta.

Algunos científicos creen que los tesserae pueden ser análogos a los continentes terrestres. Otros suponen que son regiones producidas por un manto en movimiento descendiente que provocó las fracturas y plegamientos para formar una espesa corteza basáltica o sitios de antiguas plumas del manto que crearon grandes volúmenes de lava sobre la superficie de Venus.

Campo magnético

Para que un planeta posea un campo magnético es necesario que esté formado por un núcleo de ferroso líquido como resultado de los movimientos de rotación que producen su derretimiento.

A pesar de que Venus posee un núcleo de hierro, el planeta no registra la presencia de un campo magnético. Una de las razones puede ser el peculiar movimiento de rotación. Una rotación tan lenta (unos 243 días terrestres) es probablemente la razón de su ausencia, de otro modo no cabría explicación.

A diferencia de las coladas de lava terrestres, en Venus éstas se producen a una escala superior. Los flujos de lava venusianos alcanzan con frecuencia longitudes de cientos de kilómetros y incluso más de 1.000 en su longitud total. La amplitud de estos flujos puede alcanzar de unos pocos hasta algunas decenas kilómetros.Todavía no se sabe por qué las coladas de lava en Venus son tan grandes. Las elevadas temperaturas de 475°C que reinan en Venus disminuyen la velocidad de enfriamiento de las lavas, pero no lo suficiente para presentar semejante diferencia en longitud con respecto a las coladas terrestres. Las coladas de lava en Venus parecen ser en su mayoría de composición basáltica, por lo tanto, relativamente más fluidas. Dentro de las lavas basálticas, en la Tierra se conocen de dos tipos: lava aa y lava cordada. La lava aa presenta una textura rugosa en forma de pequeños bloques fragmentados. La lava cordada, como su nombre lo indica, se presenta como una capa de cuerdas o de estilo almohadillado. La rugosidad del terreno se representa en el brillo de las imágenes de radar (las superficies más suaves son más oscuras) y sirven para determinar las diferencias de las lavas aa y las cordadas. Estas variaciones también pueden reflejar las diferencias en edad y el estado de preservación. Los canales y los tubos de lava (canales que se han enfriado y se ha creado un techo encima) son muy comunes en Venus. La mayor parte de los campos de flujos están asociados a volcanes. Los volcanes centrales están rodeados por extensas coladas que forman el edificio del volcán. Por otra parte, también se relacionan a cráteres de fisura, coronas, densos cúmulos de domos volcánicos, conos, pozos y canales. Gracias a Magellan se identificaron más de 200 canales y complejos de valles. Los canales fueron clasificados como canales simples, canales complejos o canales compuestos. Los canales simples se caracterizan por estar formados por un largo y único canal principal. La categoría incluye a los rilles similares a los observados en la Luna, y un nuevo tipo llamado canali, que corresponden a canales individuales muy largos que mantienen su amplitud a lo largo de su longitud. El canali más largo que ha sido identificado tiene una longitud de más de 7.000 km. Los canales complejos incluyen redes anastomosadas además de redes de distribución. Este tipo de canales ha sido observado en asociación con varios cráteres de impacto y en importantes inundaciones de lava asociadas a campos de flujo muy importantes. Los canales compuestos están constituidos por segmentos simples y complejos. El mayor de estos canales presenta una red anastomosada y colinas modificadas como las presentes en Marte. A pesar de los innumerables cráteres encontrados en su superficie, no se han encontrado indicios de que el agua fuera el origen de éstos. De hecho no hay evidencia de que el agua fuera estable en los últimos 600 millones de años en la atmósfera y superficie de Venus que tiene entre 200 y 600 millones de años. Con respecto a la formación de los espectaculares canales, hay dos candidatos: lava y los fluidos de los deyectos de impacto. Las características de estas corrientes de lava son muy inusuales, tal vez la caliente superficie de Venus ayude a la erosión térmica. Por otra parte, es probable que existan fluidos de lava con muy baja viscosidad como basaltos con un alto contenido de hierro y magnesio o incluso lavas de sulfuro o carbonato. La interacción de los deyectos de impacto han creado grandes fluidos que se extienden por cientos de kilómetros y tienen morfologías típicas de canales.

Procesos superficiales

En Venus no existe el agua y por lo tanto el único proceso erosivo de esperarse es la interacción producida por la atmósfera con la superficie. Esta interacción se hace presente en los deyectos de los cráteres de impacto, los cuales han sido expulsados a lo largo de la superficie. Los materiales excavados durante el impacto de un meteorito son levantados hasta la parte superior de la atmósfera donde los vientos los transportan en dirección oeste y a medida que el deyecto se deposita en la superficie va formando patrones parabólicos. Este tipo de depósitos puede establecerse encima de varias unidades geológicas o coladas de lavas y por lo tanto son las estructuras más jóvenes del planeta. Las imágenes de Magellan revelan la existencia de más de 60 de estos depósitos parabólicos asociados con cráteres de impacto. El material de los deyectos transportados por el viento es el responsable del proceso de renovación de la superficie con velocidades, de acuerdo a mediciones de las sondas Venera, de aproximadamente 1 metro por segundo. Dada la densidad de la atmósfera inferior de Venus, los vientos son más que suficientes para provocar la erosión de la superficie y el transporte de material de grano fino. En las regiones cubiertas por depósitos de deyectos se pueden encontrar líneas de viento, dunas y yardangs. Las líneas de vientos se forman cuando este sopla las partículas de los deyectos y las cenizas de los volcanes depositados sobre obstáculos topográficos como los domos. Como consecuencia, el sotavento de los domos está expuesto al impacto de pequeños granos que remueven la capa superficial exponiendo el material inferior con diferentes características de rugosidad (con diferentes características en el radar) si se las compara con el sedimento formado. Las dunas se forman por la deposición de partículas del tamaño de granos de arena y tienen formas onduladas. Los yardangs se forman cuando el material transportado por el viento esculpe los frágiles depósitos y produce profundos surcos.

Los patrones lineales del viento asociados con cráteres de impacto siguen una trayectoria en dirección hacia el ecuador. Esta tendencia sugiere la presencia de un sistema de circulación de células Hadley dentro las latitudes medias y ecuatoriales. Los datos de radar de Magellan confirman la existencia de fuertes vientos que soplan hacia el este en la parte superior de la superficie de Venus y vientos meridionales en la superficie.

El proceso de meteorización en Venus ha actuado por los últimos cientos de millones de años. Se puede observar la superposición de coladas de lava. Las más antiguas cubiertas por las más recientes presentan distintas intensidades de reflexión al radar. Las más antiguas reflejan menos que las planicies que las rodean. Los datos de Magellan muestran que las coladas más recientes tienen una semejanza a las de tipo de lava aa y las cordadas. Sin embargo, las coladas más antiguas son más oscuras y se parecen a los depósitos de regiones áridas de la Tierra que han sufrido los efectos de la meteorización.

La causa de la erosión química y mecánica de las antiguas coladas de lava es atribuida a reacciones de la superficie con la atmósfera bajo la presencia de dióxido de carbono y dióxido de sulfuro. Estos dos gases son el primero y el tercero más abundantes respectivamente; el segundo más abundante es el nitrógeno inerte. Probablemente las reacciones incluyen el deterioro de los silicatos a través del dióxido de carbono para producir carbonatos y cuarzo y por el dióxido de sulfuro que produce anhidrita (sulfato de calcio) y dióxido carbono.

Una de las características más interesantes de las imágenes de radar es la disminución de la reflexión a medida que la altura aumenta y exhibe valores extremadamente bajos por encima del radio de cerca de 6.054 km. Este cambio se relaciona con una disminución en la emisitividad. Este patrón de reflexión debe estar relacionado a la disminución de la temperatura a medida que la altitud aumenta.

Existen varias hipótesis que explican las características inusuales de la superficie de Venus. Una idea es que la superficie consiste en suelo suelto con huecos de vacío en forma esférica que producen una eficiente reflexión al radar. Otra idea es que la superficie no es suave y que está cubierta por un material que tiene una constante dieléctrica extremadamente alta. Otra teoría dice que la capa de un metro sobre la superficie está formada por hojuelas de un material conductivo como la pirita.

Por último, un modelo reciente supone la existencia de una pequeña proporción de un mineral ferroeléctrico.

Los minerales ferroeléctricos exhiben una propiedad única a elevadas temperaturas, la constante dieléctrica muestra un abrupto incremento y a medida que la temperatura sigue aumentando, la constante dieléctrica vuelve a sus valores normales. Los minerales que podrían explicar este comportamiento sobre la superficie de Venus serían perovskita y los pirocloros.

A pesar de estas teorías, la existencia de minerales ferroeléctricos sobre Venus no ha sido confirmada. Sólo la exploración in situ permitirán dilucidar los enigmas que han quedado sin resolver.

Características orbitales

Radio medio 149.597.870 km

Perihelio 0,983 UA

Afelio 1,017 UA

Excentricidad 0,0167

Periodo orbital 365,2564 días

Inclinación 0°

Satélite 1

Características físicas

Diámetro ecuatorial 12.756,3 km

Superficie 510.066.000 km²

Masa 5,974×1024 kg

Densidad media 5,515 g/cm³

Gravedad surperficial 9,78 m/s²

Velocidad de escape 11,2 km/s

Período de rotación 23,9345 horas

Inclinación axial 23,45°

Albedo 37-39%

Temperatura surperficial min media max

182 K 282 K 333 K

Presión atmosférica 101.325 Pa

Composición atmosférica

Nitrógeno N2 78,08%

Oxígeno O2 20,95%

Argón Ar 0,93%

Dióxido de carbono CO2 355 ppmv (variable)

Neón Ne 18,2 ppmv

Helio He 5,24 ppmv

Metano CH4 1,72 ppmv

Kriptón Kr 1 ppmv

Hidrógeno H2 5 ppmv

Óxido nitroso N2O 0,31 ppmv

Xenón Xe 0,08 ppmv

Monóxido de carbono CO 0,05 ppmv

Ozono O3 0,02 - 0,03 ppmv (variable)

La Tierra

Estructura Interna de la Tierra

Clorofluorocarburos CFCs 0,2 - 0,3 ppbv

vapor de agua H2O <4% (variable)

no computable para el aire seco.

La Tierra es el tercer planeta del sistema solar. Es el único planeta en el que se conoce que exista vida. La Tierra posee un único satélite natural, la Luna.

La Tierra gira alrededor del Sol describiendo una órbita elíptica a una velocidad media de 29,8 km por segundo.

La distancia media que la separa del Sol es de 149 600 000 km.

La Tierra realiza los siguientes movimientos de forma simultánea:

Translación sobre su órbita alrededor del Sol.

Rotación sobre su propio eje, que determina los días y las noches, con una duración de 23 horas, 56 minutos y 3,5 segundos.

Precesión y nutación

Composición y estructura

La composición de la Tierra en masa en diferentes elementos químicos es:

Hierro: 34,6 %

Oxígeno: 29,5 %

Silicio: 15,2 %

Magnesio: 12,7 %

Níquel: 2,4 %

Azufre: 1,9 %

Titanio: 0,05 %

Otros elementos: 3,65 %

La Tierra tiene una estructura diferenciada en diferentes capas. Estas capas poseen diferentes composiciones químicas y comportamiento geológico. Su naturaleza puede estudiarse a partir de la propagación de ondas sísmicas en el interior terrestre y a través de las medidas de los diferentes momentos gravitacionales de las diferentes capas obtenidas por diferentes satélites.

La Tierra en el Sistema solar

Variaciones orbitales

La Tierra tarda 23 horas, 56 minutos y 4,09 segundos (día sideral) en girar alrededor del eje de rotación que pasa por el Polo Norte y el Polo Sur. Tarda 24 horas en dos pasos del Sol por el mismo meridiano (día solar medio). Así debido al movimiento real de rotación de la Tierra hay un movimiento aparente del este al oeste a una velocidad de 15º/hr = 15'/min, es decir un diámetro del Sol o de la Luna cada dos minutos.

La Tierra gira alrededor del Sol en 365,2564 días solares medios (año sideral). Esto da un movimiento del Sol con respecto a las estrellas fijas a una velocidad de 1º/día es decir un diámetro del Sol o de la Luna cada 12 horas, en la dirección opuesta al de la rotación diaria del cielo.

La Tierra tiene un satélite natural, la Luna que orbita alrededor de la Tierra cada 27 1/3 días. Así que hay un movimiento de la Luna con respecto al Sol y las estrellas fijas a una velocidad de aproximadamente 12º/día, es decir un diámetro de la Luna cada hora, en la dirección opuesta al de la rotación diaria del cielo.

Visto desde el polo Norte de la Tierra, el movimiento de la Tierra, y la Luna así como sus movimiento de rotación son todos directos (en sentido contrario a las agujas del reloj).

El plano del Ecuador y el plano de la Eclíptica forman un ángulo de unos 23,45 grados. Ello causa las estaciones en la Tierra. El plano de la órbita de la Luna está inclinado aproximadamente 5 grados respecto a la Eclíptica. De no ser así habría un eclipse de Sol y uno de Luna todos los meses.

Marte es el cuarto planeta del sistema solar. Forma parte de los denominados planetas telúricos (de naturaleza rocosa, como la Tierra) y es el primero de los planetas exteriores a la órbita terrestre. Es, posiblemente, el más parecido a la Tierra.

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

Los planetas superiores o exteriores, nunca pasan entre el Sol y la Tierra ni jamás se les ve en creciente ni en cuarto; sus fases están poco marcadas, hecho que es fácil de demostrar geometricamente. Considerando el triángulo Sol-Tierra-Marte, el ángulo de fase es el que forman el Sol y la Tierra vistos desde Marte. Alcanza su valor máximo en las cuadraturas cuando el triángulo STM es rectángulo en la Tierra. Para Marte, este ángulo de fase no es nunca mayor de 42º, y su aspecto de disco giboso es análogo al que presenta la Luna 3,5 días antes o después de la Luna llena. Esta fase, visible con un telescopio de aficionado, no logró ser vista por Galileo, quién sólo supuso su existencia.

Origen del nombre del planeta Marte

Marte era el dios romano de la guerra y su equivalente griego se llamaba Ares. El color rojo del planeta Marte, relacionado con la sangre, favoreció que se le considerara desde antiguo como un símbolo del dios de la guerra. En ocasiones se hace referencia a Marte como el Planeta Rojo.

Características físicas

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

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

Tamaño de Marte comparado con la Tierra.Conocemos con exactitud lo que dura la rotación de Marte debido a que las manchas que se observan en su superficie, oscuras y bien delimitadas, son excelentes puntos de referencia. Fueron observadas por primera vez en 1659 por Huygens que asignó a su rotación la duración de un día.

En 1666, Giovanni Cassini la fijó en 24 h. 40 m., valor muy aproximado al verdadero. Trescientos años de observaciones de Marte han dado por resultado establecer el valor de 24 h. 37 m. 22,7 s. para el día sideral (el período de rotación de la Tierra es de 23 h. 56 m. 4,1 s). De la duración del día sideral se deduce fácilmente que el día solar tiene en Marte una duración de 24 h 39 m. 35,3 s. El día solar medio o tiempo entre dos pasos consecutivos del Sol medio por el meridiano del lugar, dura 24h 41 min 18,6 s. Un día marciano vale, por consiguiente, 1,029 días terrestres.

El día solar en Marte tiene, al igual que en la Tierra una duración variable, lo cual se debe a que los planetas siguen órbitas elípticas alrededor del Sol que no se recorren con uniformidad. No obstante en Marte la variación es mayor por la elevada excentricidad. Para mayor comodidad en sus trabajos, los responsables de las misiones norteamericanas de exploración de Marte por sondas automáticas han decidido unilateralmente dar al día marciano el nombre de sol, sin preocuparse por el hecho de que esa palabra significa suelo en francés y designa en castellano la luz solar o, escrito con mayúscula, el astro central de nuestro sistema planetario.

El año marciano dura 687 días terrestres o 668,6 soles. Un calendario marciano podría constar de dos años de 668 días por cada tres años de 669 días.

Los polos de Marte están señalados por dos casquetes polares de color blanco deslumbrante, que han facilitado mucho la determinación del ángulo que forma el ecuador del planeta con el plano de su órbita, ángulo equivalente para Marte a la oblicuidad de la eclíptica en la Tierra.

Las medidas hechas por Camichel sobre clisés obtenidos en el observatorio francés del Pic du Midi, han dado para este ángulo 24º 48’. Desde la exploración espacial se acepta un valor de 25,19º, un poco mayor que la oblicuidad de la eclíptica (23º 27’), motivo por el cual Marte tiene períodos estacionales similares a los de la Tierra, aunque sus estaciones son más largas, dado que un año marciano es casi dos veces más largo que un año terrestre.

Órbita

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

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

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

Observaciones telescópicas

Cristiaan Huygens hizo las primeras observaciones de areas oscuras en la superficie de Marte en 1659, y también fue uno de los primeros en detectar los casquetes polares. Otros astrónomos que contribuyeron al estudio de Marte fueron G. Cassini, W. Herschel (descubrió la oblicuidad del eje de rotación de Marte y observó nubes marcianas), y J. Schroeter. El año 1877 presentó una oposición muy cercana a la Tierra, y fue un año clave para los estudios de Marte. El astrónomo estadouniense A. Hall descubrió los satélites Fobos y Deimos, mientras el astrónomo italiano G. Schiaparelli se dedicó a cartografiar cuidadosamente Marte; en efecto, hoy en día se usa la momenclatura inventada por él para los nombres de las regiones marcianas (Syrtis Major; Mare Tyrrhenum; Solis Lacus, etc.). Schiaparelli también creyó observar unas líneas finas en Marte, a las cuales bautizó como canali. El problema fue que esta palabra se tradujo al inglés como "canals", palabra que implica algo artificial.

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

Exploración espacial de Marte

La primera sonda en visitar Marte fue la Mariner 4 en 1965. Junto a las Mariner 6 y 7 que llegaron a Marte en 1969 sólo consiguieron observar un Marte lleno de cráteres y parecido a la Luna. Fue el Mariner 9, la primera sonda que consiguió situarse en órbita marciana. Realizó observaciones en medio de una expectacular tormenta de polvo y fue la primera en atisbar un Marte con canales que parecían redes hídricas, vapor de agua en la atmósfera, y que sugería un pasado de Marte diferente.

Las primeras naves en aterrizar en Marte fueron las Viking I y II en 1976. Los resultados negativos en sus experimentos biológicos propiciaron una falta de interés de 20 años en la exploración. El 4 de Julio de 1997 la Mars Pathfinder aterrizó con pleno éxito en Marte y probó que era posible que un pequeño robot se pasease por el planeta. En 2004 una misión científicamente más ambiciosa llevó a dos robots Spirit y Opportunity que aterrizaron en dos zonas de Marte diametralmente opuestas a analizar las rocas en busca de agua encontrando indicios de un antiguo mar o lago salado.

La Agencia Espacial Europea (ESA) lanzo la sonda Mars Express en Junio del 2003 que actualmente orbita en Marte. A este último satelite artificial de Marte se le suman a las naves de la NASA Mars Global Surveyor y Mars Odyssey, en órbita alrededor de Marte desde septiembre de 1997 y octubre de 2001 respectivamente. La NASA espera lanzar en el año 2005 la nave Mars Reconnaissance Orbiter.

Superficie de Marte

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

Marte es un mundo mucho más pequeño que la Tierra. Sus principales características, en proporción con las del globo terrestre, son las siguientes: diámetro 53%, superficie 28%, masa 11%. Como los océanos cubren el 71% de la superficie terrestre y Marte carece de mares las tierras de ambos mundos tienen aproximadamente la misma superficie.

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

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

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

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

Hay distribuidos cráteres de impacto por todo Marte, pero en el hemisferio Sur hay una vieja altiplanicie de lava basáltica semejantes a los «mares» de la Luna, sembrada de cráteres de tipo lunar. Pero el aspecto general del paisaje marciano difiere al que presenta nuestro satélite como consecuencia de la existencia de una atmósfera.

En particular, el viento cargado de partículas sólidas produce una ablación que, en el curso de los tiempos geológicos, ha arrasado muchos cráteres. Éstos son, por consiguiente, mucho menos numerosos que en la Luna y la mayor parte de ellos tienen las murallas más o menos desgastadas por la erosión. Por otra parte, los enormes volúmenes de polvo arrastrados por el viento cubren los cráteres menores, las anfractuosidades del terreno y otros accidentes poco importantes del relieve.

Entre los cráteres de impacto destacados del hemisferio Sur esta la cuenca de impacto Hellas Planitia, la cual tiene 6 km de profundidad y 2.000 km de diámetro. Muchos de los cráteres de impacto más recientes tienen una morfología que sugiere que la superficie estaba húmeda o llena de barro cuando ocurrió el impacto.

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

La superficie de Marte conserva las huellas de grandes cataclismos que no tienen equivalente en la Tierra:

Accidentes notables: Volcanes de Tharsis al oeste (incluyendo Olympus Mons), Valles Marineris al este de Tharsis, y Hellas en el hemisferio Sur.Una característica que domina parte del hemisferio Norte, es la existencia de un enorme abultamiento que contiene el complejo volcánico de Tharsis. En él se encuentra Olympus Mons el mayor volcán del sistema solar. Tiene una altura de 25 km (más de dos veces y media la altura del Everest sobre un globo mucho más pequeño que el de la Tierra) y su base tiene una anchura de 600 km. Las coladas de lava han creado un zócalo cuyo borde forma un acantilado de 6 km de altura. Hay que añadir la gran estructura colapsada de Alba Patera.

Las áreas volcánicas ocupan el 10% de la superficie del planeta. Algunos cráteres muestran señales de reciente actividad y tienen lava petrificada en sus laderas.

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

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

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

Algunos sugieren la existencia en un pasado remoto de lagos e incluso de un vasto océano en la región boreal del planeta. Todo parece indicar que fue hace unos 4.000 millones de años y por un breve período de tiempo.

Agua en Marte

En Julio de 2005, la nave europea Mars Express fotografía por vez primera un lago de agua helado en la superficie, en un cráter en el polo norte del planeta.

Al igual que la Luna y Mercurio, Marte no presenta tectónica de placas activa, como la Tierra. No hay evidencias de movimientos horizontales recientes en la superficie tales como las montañas por plegamiento tan comunes en la Tierra. No obstante la Mars Global Surveyor en órbita alrededor de Marte ha detectado en varias regiones de Marte extensos campos magnéticos de baja intensidad.

Este hallazgo inesperado de un probable campo magnético global activo en el pasado y hoy desaparecido puede tener interesantes implicaciones para la estructura interior del planeta. Las magnetizaciones residuales de las rocas ocurren en bandas alternativas, similares a las observadas en las dorsales marinas donde se forma nueva superficie terrestre. Aunque hay varias posibles explicaciones una de ellas es que el planeta Marte pudo haber tenido una tectónica de placas en su historia incial.

Características atmosféricas

La atmósfera de Marte es muy tenue con una presión superficial de sólo 7 a 9 milibares frente a los 1033 milibares de la atmósfera terrestre. Esto representa una centésima parte de la terrestre. La presión atmosférica varía considerablemente con la altitud desde casi 9 milibares en las depresiones más profundas hasta 1 milibar en la cima del Olympus Mons. Su composición es fundamentalmente dióxido de carbono (95,3%) con un 2,7% de nitrógeno, 1,6% de argón y trazas de oxígeno (0,15%) monóxido de carbono (0,07%) y vapor de agua (0,03%). La proporción de otros elementos es ínfima y escapa su dosificación a la sensibilidad de los instrumentos hasta ahora empleados. El contenido de ozono es 1000 veces menor que en la Tierra, por lo que esta capa, que se encuentra a 40 km. de altura, es incapaz de bloquear la radiación ultravioleta.

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

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

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

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

La atmósfera marciana ha sufrido un proceso de evolución considerable siendo una atmósfera de segunda generación. La atmósfera primigínea, formada poco después que el planeta, ha dado paso a otra, cuyos elementos provienen de la actividad geológica del planeta.

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

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

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

Aunque no hay evidencia de actividad volcánica actual, recientemente la nave europea Mars Express y medidas terrestres obtenidas por el telescopio Keck desde la Tierra han encontrado trazas de metano en una proporción de 10 partes por 1000 millones. Este gas sólo puede tener un origen volcánico o biológico. El metano no puede permanecer mucho tiempo en la atmósfera. Se estima en 400 años en tiempo en desaparecer en la atmósfera de Marte, ello supone que hay una fuente que lo produce.

Lo más probable es que la actividad volcánica del Olumpus Mons no terminase de golpe hace 100 millones de años. Es necesario recalcar que la pequeña proporción de metano detectada, muy poco por encima del límite de sensibilidad instrumental, impide por el momento dar una explicación clara de su origen.

El agua en Marte

En la Tierra, y al nivel del mar, el agua hierve a 100ºC. Pero el punto de ebullición depende de la presión y si ésta es excesivamente baja, el agua no puede existir al estado líquido. Eso es lo que ocurre en Marte: si ese planeta tuvo abundantes cursos de agua fue porque contaba también con una atmósfera mucho más densa que proporcionaba también temperaturas más elevadas.

Al disiparse la mayor parte de esa atmósfera en el espacio, al disminuir así la presión y bajar la temperatura, el agua desapareció de la superficie de Marte. Ahora bien, subsiste en la atmósfera, en estado de vapor, aunque en escasas proporciones, así como en los casquetes polares, constituidos por grandes masas de hielos perpetuos. La sonda Mars Express estudiará también la presencia de hielos de agua en el subsuelo marciano.

Cuando las pequeñas palas mecánicas de las sondas espaciales excavan una ranura en el suelo polvoriento de Marte, los bordes de esa excavación debieran desmoronarse como cuando practicamos un surco en la arena o en un suelo terroso. En realidad, los bordes de las ranuras practicadas en Marte no se desmoronan, como si el suelo estuviese húmedo.

Todo permite suponer que entre los granos del suelo existe agua congelada, fenómeno que, por lo demás, es común en las regiones muy frías de la Tierra donde, desde las grandes glaciaciones del cuaternario, el suelo está profundamente helado.

En torno de ciertos cráteres marcianos se observan unas formaciones en forma de lóbulos cuya formación solamente puede ser explicada admitiendo que el suelo de Marte está congelado: el calor producido por el impacto del meteorito ha debido provocar la vaporización del hielo y al vapor en expansión se debería cierta sustentación de la materia proyectada en el impacto la formación del referido relieve de lóbulos o guimaldas.

También se dispone de fotografías de otro tipo de accidente del relieve perfectamente explicado por la existencia de un gelisuelo. Se trata de un hundimiento del suelo de cuya de depresión parte un cauce seco con la huella de sus brazos separados por bancos de aluviones.

Parece que en la zona de la depresión el calor, probablemente debido a un fenómeno volcánico, ha provocado la fusión del hielo; el terreno se ha hundido por su propio peso, expulsando el agua hasta la superficie; como la evaporación del líquido, aunque ineluctable, no es instantánea el agua ha podido discurrir por el suelo antes de su total evaporación; el fenómeno ha durado suficiente tiempo como para que el curso del agua así creado por la fusión del permafrost haya excavado un lecho.

En junio de 2000 la nave Mars Global Surveyor detectó en paredes de cráteres o en valles profundos donde no incide nunca la luz solar, accidentes que parecen barrancos formados por torrentes de agua y los depósitos de tierra y rocas transportados por ellos. Sólo aparecen en latitudes altas del hemisferio Sur.

La comparación con la geología terrestre sugiere que se trata de los restos de un suministro superficial de agua similar a un acuífero. Este acuífero estaría situado entre 100 y 400 metros de profundidad. Al surgir el agua hacia la superficie se congela y formaría una presa de hielo que teminaría por romperse y produciendo un breve torrente activo hasta que el agua se evapora.

En mayo de 2002 la nave Mars Odyssey detectó hidrógeno superficial. Este hidrógeno podría estar combinado formando agua helada. El hielo formaría una capa bajo la superficie, entre 30 y 60 cm. y comprendería desde los casquetes hasta los 60º de latitud. En enero de 2004 la sonda europea Mars Express detecta agua en el polo Sur del planeta.

La observación se hizo al final del verano cuando el "hielo seco" sublima y deja un casquete residual de agua. En el polo Norte su presencia estaba ya confirmada. Parece que los europeos han detectado líneas espectrales de vapor de agua y no iones de hidrógeno. Se trata por lo tanto de una medida directa y no indirecta como la que hicieron las sondas norteamericanas en 2002. Existe por lo tanto cierta polémica sobre la autoría de este descubrimiento.

También subsiste agua marciana en la atmósfera del planeta, aunque en proporción tan ínfima (0,01%) que, de condensarse totalmente sobre la superficie de Marte, formaría sobre ella una película líquida cuyo espesor sería aproximadamente de la centésima parte de un milímetro. A pesar de su escasez, ese vapor de agua participa de un ciclo anual. En Marte, la presión atmosférica es tan baja que el vapor de agua se sublima en el suelo, en forma de hielo, a la temperatura de –80ºC. Cuando la temperatura se eleva de nuevo por encima de ese límite, el hielo se sublima en sentido inverso conviertiéndose en vapor sin pasar por el estado líquido.

Casquetes polares

La superficie del planeta presenta diversos tipos de formaciones permanentes, entre las cuales las más fáciles de observar son dos grandes manchas blancas situadas en las regiones polares, una especie de casquetes polares del planeta. Así como el vapor de agua se sublima en Marte aproximadamente a –80ºC, el gas carbónico lo hace a –120ºC. Esa diferencia confiere a los casquetes polares de Marte un carácter singular. Cuando llega la estación fría, el depósito de hielo perpetuo empieza por cubrirse con una capa de escarcha debida, como ya se ha dicho, a la condensación del vapor de agua atmosférico; luego, al seguir bajando la temperatura y pasar a ser la misma inferior a –120ºC, desaparece el agua congelada bajo un manto de nieve carbónica que extiende al casquete polar hasta rebasar a veces el paralelo de los 60º. Ello es así porque se congela parte de la atmósfera de CO2.

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

La masa de hielo perpetuo tiene un tamaño de unos 100 kilómetros de diámetro y unos 10 metros de espesor. Así pues los casquetes polares están formados por una capa muy delgada de hielo de CO2 ("hielo seco") y quizá debajo del casquete Sur haya hielo de agua. En el verano austral el dióxido de carbono se sublima por completo, dejando una capa residual de hielo de agua. En cien años de observación el casquete polar Sur ha desaparecido dos veces por completo, mientras el Norte no lo ha hecho nunca. Se desconoce si existe una capa similar de hielo de agua bajo el casquete polar Norte dado que la capa de dióxido de carbono nunca desaparece por completo. Ello se debe a que aunque el clima en el hemisferio Sur es más riguroso, las cortas estaciones de la primavera y verano del hemisferio Austral ocurren cuando el sol está en el perihelio, así las máximas temperaturas ocurren en el hemisferio Sur y el casquete sufre por ello. A la vez las temperaturas mas bajas también ocurren en el Sur porque el otoño e invierno son largos y el Sol está en el afelio.

Los casquetes polares muestran una estructura estratificada con capas alternantes de hielo y distintas cantidades de polvo oscuro. No se sabe a ciencia cierta el mecanismo causante de la estratificación pero puede ser debida a cambios climáticos relacionados con variaciones a largo plazo de la inclinación del ecuador marciano respecto al plano de la órbita. También podría haber agua oculta bajo la superficie a menores latitudes. Los cambios estacionales en los casquetes producen cambios en la presión atmoférica global de alrededor de un 25% (medidos en los lugares de aterrizaje de los Viking).

La Mars Global Surveyor determinó a finales de 1998 que la masa total de hielo del casquete polar Norte equivale a la mitad del hielo que existe en Groenlandia. Además el hielo del polo Norte de Marte se asienta sobre una gran depresión del terreno estando cubierto por "hielo seco". Los nuevos rasgos topográficos sugieren que el casquete Norte marciano muestra un gran montículo de hielo, cortado por un remolino semicircular que podría ser obra del viento. El casquete helado parece elevarse abruptamente desde el terreno adyacente con laderas empinadas y acabando en una meseta de hielo. El hielo presenta en los bordes del casquete bandas claras y oscuras que parecen indicar procesos de sedimentación. No hay huellas de impacto, lo que significa que se trata de un casquete y sus depositos podrían tener sólo 100.000 años. En cambio el casquete del hemisferio Sur formado al parecer sólo de CO2 ("hielo seco") muestra cráteres de impacto que podría indicar una antigüedad de 1.000 millones de años.

Climatología

Sobre las temperaturas que reinan en Marte, todavía no se dispone de datos suficientes que permitan conocer su evolución a lo largo del año marciano en las diferentes latitudes y, mucho menos, las particularidades regionales. Tampoco resulta cómoda la comparación de las temperaturas registradas por las diferentes sondas que han explorado el planeta ya que estas observaciones se han realizado mediante instrumentos muy diferentes y con objetivos distintos (temperatura de superficie, atmósfera, regiones específicas, etcétera).

Por hallarse Marte mucho más lejos del Sol que la Tierra, sus climas son más fríos, y tanto más por cuanto la atmósfera, al ser tan tenue, retiene poco calor: de ahí que la diferencia entre las temperaturas diurnas y nocturnas sea más pronunciada que en nuestro planeta. A ello contribuye también la baja conductividad térmica del suelo marciano. La duración del día y de la noche Marte es aproximadamente la misma que en la Tierra.

La temperatura en la superficie depende de la latitud y presenta variaciones estacionales. La temperatura media superficial es de unos 218ºK (-55ºC). La variación diurna de las temperaturas es muy elevada como corresponde a una atmósfera tan tenue. Las máximas diurnas, en el ecuador y en verano, pueden alcanzar los 20 ºC o más, mientras las máximas nocturnas pueden alcanzar fácilmente -80ºC. En los casquetes polares, en invierno las temperaturas pueden bajar hasta -130ºC.

En una de esas ocasiones Marte se hallaba lo más cerca posible del Sol y entonces se registró en el ecuador, en pleno verano, la temperatura de 27ºC.

En 1976, Marte se hallaba, por el contrario, a su máxima distancia del Sol cuando llegaron e ese planeta las sondas Viking. La primera de éstas aterrizó a una latitud (22,46ºN.) que es aproximadamente la de La Habana o de La Meca; allí, a pesar de hallarse el hemisferio en verano, la máxima temperatura diurna registrada fue de -13ºC (a las 15 horas) y la mínima de –86ºC (a las 6, antes de la salida del Sol). Por su parte, el segundo Viking se posó a la latitud de 47,89ºN. (aproximadamente la de Viena) y midió allí, también en pleno verano, temperaturas máximas y mínimas que, en promedio, fueron respectivamente de -38 y –89ºC.

Enormes tormentas de polvo, que persisten durante semanas e incluso meses, oscureciendo todo el planeta pueden surgir de repente (aunque son más frecuentes tras el perihelio del planeta) y en el hemisferio Sur, cuando allí es el final de la primavera, están causadas por vientos de más de 150 km/h. Así como en la Tierra un viento de 50 a 60 km/h basta para levantar nubes de polvo, en Marte, dada la ínfima densidad del aire, sólo un vendaval de unos 200 km/h puede producir el mismo efecto, aunque admitiendo que el suelo esté seco (y ya hemos visto que, por su consistencia, está cargado de humedad congelada). Dichas tormentas pueden alcanzar dimensiónes planetarias. Tienen su origen en la diferencia de energía del Sol que recibe el planeta en el afelio y en el perihelio. Cuando Marte se encuentra en las cercanías del perihelio de su órbita, la temperatura se eleva en el hemisferio Sur por ser finales de primavera y por el mayor acercamiento al Sol. Ello causa que el suelo pierde su humedad.

En ciertas regiones, especialmente entre Noachis y Hellas, se desencadena entonces una violenta tempestad local que, arranca del suelo seco imponentes masas de polvo. Este, por ser muy fino, se eleva a grandes altitudes y, en unas semanas, cubre no sólo todo un hemisferio sino incluso la casi totalidad del planeta. El polvo en suspensión en la atmósfera causa una neblilla amarilla que oscurece los accidentes más característicos del planeta.

Al interferir la entrada de energía solar las temperaturas máximas disminuyen, pero a su vez actúa como una manta que impide la disipación del calor, por lo que las mínimas aumentan. En consecuencia la oscilación térmica diurna disminuye drásticamente.

Así ocurrió en 1971, imposibilitando durante cierto tiempo las observaciones que debían efectuar las cuatro sondas (dos Mars soviéticas y dos Mariner americanas) que acababan de llegar al planeta rojo. Esos velos de polvo que se trasladan de una parte a otra, que cubren y descubren estacionalmente regiones de otro color o matiz, y esos vientos que orientan las partículas del suelo y las dunas, explican los cambios de color que afectan al disco marciano visto desde la Tierra y que tanto habían intrigado a los astrónomos durante más de un siglo.

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

Las estaciones en Marte

Al igual que en la Tierra, el ecuador marciano está inclinado respecto al plano de la órbita un ángulo de 25º,19. Ambos planos se cortan señalando una dirección que se llama punto Aries (Vernal) en la Tierra o punto Vernal de Marte cuando la órbita corta ascendentemente el ecuador del planeta. Ambos puntos se toman como origen de las longitudes solares (aerocéntricas, en honor al dios Ares).

La primavera comienza en el hemisferio Norte en el equinoccio de primavera cuando el Sol atraviesa el punto Vernal pasando del hemisferio Sur al Norte (Ls=0 y creciendo). En el caso de Marte esto tiene también un sentido climático. Los días y las noches duran igual y comienza la primavera en el hemisferio Norte. Esta dura hasta que LS=90º solsticio de verano en que el día tiene una duración máxima en el hemisferio Norte y mínima en el Sur.

Análogamente, Ls = 90°, 180°, y 270° indican para el hemisferio Norte el solsticio de verano, equinoccio otoñal, y el solsticio invernal, respectivamente mientras que en el hemisferio Sur es al revés. Por ser la duración del año marciano aproximadamente doble que el terrestre también lo es la duración de las estaciones.

La diferencia entre sus duraciones es mayor porque la excentricidad de la órbita marciana es mucho mayor que la terrestre. He aquí la duración de las cuatro estaciones en Marte:

La comparación con las estaciones terrestres muestra que, así como la duración de éstas difiere a lo sumo en 4,5 días, en Marte, debido a la gran excentricidad de la órbita, la diferencia llega a ser primeramente de 51 soles.

Actualmente el hemisferio Norte goza de un clima más benigno que el hemisferio Sur. La razón es evidente: el hemisferio Norte tiene otoños (143 días) e inviernos (154 días) cortos y además cuando el Sol está en el perihelio lo cual dada la excentricidad de la órbita del planeta, hace que sean más benignos. Además la primavera (194 días) y el verano (178 días) son largos, pero estando el Sol en el afelio son más fríos que los del hemisferio Sur. Para el hemisferio Sur la situación es la inversa. Hay pues una compensación parcial entre ambos hemisferios debido a que las estaciones de menos duración tienen lugar estando el planeta en el perihelio y entonces recibe del Sol más luz y calor. Debido a la retrogradación del punto Vernal y al avance del perihelio, la situación se va decantando cada vez más.

En 2.940 años terrestres el perihelio se alineará al solsticio de invierno. Carl Sagan propuso en 1971, para conciliar la evidente erosión hídrica con la actual escasez de vapor de agua, la teoría del "largo invierno". Con la alineación del perihelio al solsticio de invierno, tendremos para el hemisferio Norte, cortos inviernos y muy benignos (por su proximidad al perihelio) y largos veranos. Al revés en el hemisferio Sur. Ello provocaría que el extenso y grueso casquete polar Norte, sea transferido a través de la atmósfera, al casquete polar Sur. En la operación, la mayor parte de los hielos de agua y CO2 se encontrarían en forma de vapor en la atmósfera, produciendo un efecto invernadero. Se elevaría la temperatura superficial, aumentaría la presión y durante unos pocos miles de años se interrumpiría el "largo invierno" para dar lugar a una "corta primavera". Al cabo de 27.850 años la situación se invertiría.

Astronomía desde Marte

Observación del Sol

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

Observación de los satélites

Marte tiene dos minúsculos satélites, dos peñascos de forma irregular, Fobos y Deimos. El primero mide 27 x 21 x 19 km y el segundo 15 x 12 x 11 km. Deimos gravita a 20.000 km de altitud y Fobos a 6.100 km. A pesar de hallarse tan próximos, estos satélites sólo son visibles en el cielo marciano como puntos luminosos muy brillantes. El brillo de Deimos puede ser comparable al de Venus visto desde la Tierra; el de Fobos es varias veces más intenso.

Fobos da una vuelta en torno a Marte en 7 h 39 min 14 s. Al ser su revolución mucho más rápida que la rotación del planeta sobre sí mismo, el satélite parece como si describiera un movimiento retrógrado: se le ve amanecer por el Oeste y ponerse por el Este. Deimos invierte 30 h 17 min 55 s en recorrer su órbita. Su revolución es, por consiguiente, un poco más duradera que la rotación del planeta, lo cual hace que el satélite se mueva lentamente en el cielo: tarda 64 horas entre su salida, por el Este y su puesta, por el Oeste.

Lo más curioso es que durante ese tiempo en que permanece visible, desarrolla dos veces el ciclo completo de sus fases. Otra particularidad de esos satélites es que, por gravitar en el plano ecuatorial del planeta y tan cerca de la superficie de éste, son eternamente invisibles desde las regiones polares: Deimos no puede ser visto desde más arriba del paralelo 82º y Fobos desde las latitudes de más de 69º. Dadas sus pequeñas dimensiones, estas lunas minúsculas apenas pueden disipar las tinieblas de la noche marciana, y ello durante cortos períodos de tiempo, ya que, al gravitar tan cerca del planeta y en órbitas ecuatoriales, pasan la mayor parte de la noche ocultos en el cono de la sombra proyectada por el planeta, o sea sin ser iluminados por la luz solar.

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

Observación de los eclipses solares

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

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

Observación de la Tierra

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

Tránsitos de la Tierra por el disco solar

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

Meteoritos de origen marciano

Los meteoritos denominados SNC son originarios de Marte. Se sabe con seguridad su origen porque se han encontrado en su interior pequeñas burbujas de gas cuya composición isotópica coincide con la medida por las sondas Viking.

El 6 de agosto de 1996, David McKay, anunció la primera identificación de compuestos orgánicos en el meteorito marciano ALH84001. El meteorito se había desprendido de Marte hace 15 millones de años, había caído sobre la Antartida hace 13000 años y fue encontrado en 1984. Procede de una roca marciana solidificada hace unos 4500 millones de años cuando se formó el planeta. Muchos científicos no estuvieron desde el inicio de acuerdo con el anuncio al que calificaron de prematuro y probablemente equivocado.

La mera presencia de restos como los que crea el material orgánico no significa que tenga relación con la vida, aunque una explicación no biológica es improbable. En diciembre de 1997 un grupo de científicos desmintió el origen biológico de las estructuras encontradas en el meteorito demostrando que en la roca había minerales de apariencia similar a algunos microorganismos (lamelas), pero que podían tener un origen puramente químico sin ninguna relación con la vida.

Zona del Sistema solar situada entre Marte y Júpiter en la que encuentran gran cantidad de asteroides. Actualmente se conocen más de 40.000 asteroides con un diámetro de más de 800 metros.

El mayor de ellos es (1) Ceres, mide 950 km de diámetro y por ello fue también el primero en ser descubierto. Sólo los más grandes tienen una forma esférica, la gran mayoría son mucho más pequeños e irregulares, presentando abundantes fracturas estructurales e incluso pudiéndose considerar en ocasiones como cuerpos compuestos como es el caso de (4179) Tutatis (aunque este último no es miembro del cinturón de asteroides). En su conjunto, forman un anillo alrededor del Sol.

Aunque hay muchas teorías sobre su origen, destaca la que sostiene que éste se deba a los restos de un planeta antiguo, que por causas desconocidas hubiera estallado en pedazos. Esta teoría, de ser cierta, supone que habría ocurrido con anterioridad al registro de la humanidad con capacidad para el interés sobre los astros y la escritura (o la pintura), tal que las civilizaciones no han registrado el posicionamiento de ese planeta. Existen otras concentraciones de asteroides en el sistema solar. Podemos destacar el Cinturón de Kuiper y los asteroides Troyanos

Asteroide troyanos

Se denomina troyanos a un grupo de asteroides que se mueven en la órbita de Júpiter. Como se definió originalmente, los asteroides troyanos tiene una órbita cuyo semieje mayor está entre 5,05 Unidades Astronómicas y 5,40 UA. Están situados en los dos puntos de Lagrange triangulares a 60 grados por delante y por detrás de Júpiter. Su nombre es en honor de los héroes de las guerras troyanas. Los situados en el punto L4, que preceden a Júpiter, recibieron los nombres de los guerreros griegos, y de ahí que se les conozcan como los "griegos", mientras que los que siguen a Júpiter, punto L5, recibieron nombres de los defensores de la ciudad de Troya, y familiarmente se les designan como los "troyanos". Los troyanos no se comportan como una nube de objetos apelotonados en sus puntos de libración, a modo de nube, sino que muestran órbitas alargadas en forma de "gota". Sus movimientos son una combinación entre el periodo de 11,856525 años de Júpiter y otro periodo largo, de 150 a 200 años de duración. El mayor asteroide troyano conocido es (624) Héctor.

El término a veces se usa para referirse a cuerpos que orbitan con relaciones similares respecto a el Sol y Marte o respecto a Saturno y alguno de sus satélites como Dione (ver satélite troyano).

Historia

Se cree ahora que E. E. Barnard hizo la primera observación de un asteroide troyano, en 1904, pero la importancia de su observación no fue apreciada en su momento. Se creía que había visto un reciente descubrimiento de Saturno el satélite Febe que estaba en ese momento a sólo dos minutos de arco, o incluso una estrella. La identidad del punto que Barnard observó no fue comprendida hasta que se hicieron suficientes observaciones para trazar la órbita del Troyano (12126) 1999 RM 11 , un objeto que fue redescubierto en 1999. Por no comprender lo que él estaba mirando, la observación de Barnard es ahora sólo una curiosidad histórica.

En febrero 1906, el astrónomo alemán Max Wolf descubrió un asteroide en el punto de Lagrange L 4 del sistema, Sol y el planeta Júpiter y lo llamó (588) Aquiles, el mítico Aquiles, es uno de los héroes la Iliada de Homero. La rareza de su órbita se comprendió al cabo de unos meses, y antes de que se descubrieron muchos otros asteroides en L 4 y L 5 (los puntos de Lagrange que forman un triángulo con el Sol y Júpiter).

Hasta julio de 2004 había 1.679 asteroides troyanos conocidos, 1.051 en L 4 y 628 en L 5 . Hay muchos otros demasiado pequeños para ser visto con los instrumentos actuales. El Troyano más grande es (624) Héctor, que mide 370×195 km.

Los nombres

A los asteroides asociados a en L 4 que precede a Júpiter se le dieron nombres asociados con la Iliada ; de hecho, el punto se nombra después como el nodo griego o "grupo de Aquiles", y aquéllos alrededor de L 5 se nombran con los héroes de Troya y se llaman el nodo troyano. Este grupo se llama a veces asteroides de Patroclus por ser el asteroide mayor aunque el héroe Patroclus estaba en el lado griego. Sin embargo, (617) Patroclus fue el primer asteroide descubierto en L 5 y recibió su nombre antes de inventarse la regla de Griegos y Troyanos. El nodo griego también tiene uno "infiltrado" el asteroide (624) Héctor.

Los asteroides se conocen colectivamente como los asteroides troyanos. Con el tiempo, este término ha llegado a ser aplicado más generalmente a cualquier cuerpo que ocupa los puntos triangulares de Lagrange de cualquier sistema; además de los Troyano de Júpiter. Así el planeta Marte tiene al asteroide (5261) Eureka como troyano y Neptuno tiene un Troyano el asteroide 2001QR322. Además hay satélites troyanos, alrededor de Saturno y su satélite Tetis: (Telesto ocupa el lugar L 4 y Calipso el lugar L 5 ). El satélite de Saturno Dione tiene a Helena en el lugar L 4 y a Pollux en el lugar L 5 , está última luna descubierta recientemente por la nave Cassini. Hablando estrictamente, el término Troyano sólo se aplica a aquéllos asteroides que ocupan los lugares L 4 y L 5 del sistema Sol-Júpiter.

Asteroides troyanos de Marte

El asteroide (5261) Eureka que se descubrió el 20 de junio de 1990 resultó ser el primer asteroide troyano conocido de Marte que ocupa el punto Lagrangiano L5 de Marte.

Asteroides troyanos de Neptuno

También el planeta Neptuno tiene un asteroide troyano 2001 QR 322 también denominado 2001 QR322 ) es un asteroide descubierto en 2001 y es uno de los dos asteroides troyanos conocidos de Neptuno (el otro es 2004 UP10 orbita delante de Neptuno en su punto lagrangiano L 4 ).

Cinturón de Kuiper

El Cinturón de Kuiper es un conjunto de cuerpos de carácter cometario que orbitan el sol a una distancia entre 30 UA y 50 UA. El cinturón de Kuiper recibe su nombre en honor a Gerard Kuiper, que predijo su existencia en los años 60, 30 años antes de las primeras observaciones de estos cuerpos. Pertenecen al grupo de los llamados objetos transneptunianos (TNO). Los objetos descubiertos hasta ahora poseen tamaños de entre 100 kilómetros y 1000 kilómetros de diámetro. Se cree que este cinturón es la fuente de los cometas de corto periodo. El primero de estos objetos fue descubierto en 1992 por un equipo de la Universidad de Hawaii.

Referencias históricas

El cinturón de Kuiper es llamado en ocasiones como cinturón de Edgeworth o el cinturón de Edgeworth-Kuiper. Hay astrónomos que utilizan nombres más largos todavía como el cinturón de Leonard-Edgeworth-Kuiper. El término objetos transneptunianos es recomendado por varios grupos de astrónomos ya que evita las controversias entre los nombres más personales. Objeto transneptuniano no es un sinónimo sin embargo de objetos del cinturón de Kuiper ya que los primeros engloban también a otros objetos en el exterior del Sistema Solar.

Objetos del cinturón de Kuiper

Comparación de tamaños entre los objetos del Cinturón de Kuiper Sedna y Quaoar con la Tierra, la Luna y Plutón.Más de 800 objetos del cinturón de Kuiper (KBOs de las siglas anglosajonas) han sido observados hasta el momento. Durante mucho tiempo los astrónomos han considerado a Plutón y Caronte como los objetos mayores de este grupo.

Sin embargo el 4 de junio del 2002 se descubrió 50000 Quaoar, un objeto de tamaño inusual. Este cuerpo resultó ser la mitad de grande que Plutón y mayor incluso que el mayor de los asteriodes, Ceres. Al ser también mayor que la luna Caronte pasó a convertirse durante un tiempo en el segundo objeto más grande del cinturón de Kuiper. Otros objetos menores del cinturón de Kuiper se fueron descubriendo desde entonces.

Pero el 13 de noviembre del 2003 se anunció el descubrimiento de un cuerpo de grandes dimensiones mucho más alejado que Plutón al que denominaron Sedna. El objeto 90337 Sedna destronó a Quaoar del puesto de segundo objeto transneptúnico más grande. Su pertenencia al cinturón de Kuiper está cuestionada por algunos astrónomos que lo consideran un cuerpo demasidado lejano, representante quizás del límite inferior de la nube de Oort. En tal caso, 2000 CR105 pertenecería también a esta clase.

La sorpresa llegó el 29 de julio de 2005 cuando se anuncia el descubrimiento de tres nuevos objetos: 2003 UB313, 2005 FY9 y 2003 EL61, ordenados de mayor a menor. 2003 UB313 revela ser incluso mayor que el propio Plutón por lo que se le ha apodado como el décimo planeta llegándolo a considerar como el legendario Planeta X.

La clasificación exacta de todos estos objetos no es clara dado que las observaciones ofrecen muy pocos datos sobre su composición o superficies. Incluso las estimaciones sobre su tamaño son dudosas dado que en muchos casos se basan, tan solo, en datos indirectos sobre su reflectividad comparada con la de otros cuerpos semejantes como Plutón.

Características orbitales

Los KBOs son objetos con órbitas situadas entre unas 30 y 50 UA del Sol. Orbitan sobre el plano de la eclíptica, aunque sus inclinaciones pueden ser bastante elevadas.

Algunos KBOs están en resonancia orbital con Neptuno, sus periodos orbitales son fracciones enteras del periodo orbital de Neptuno. Los objetos en resonancia 1:2 y 2:3 se denominan plutinos. Otros objetos se encuentran en resonancias 2:5, 3:4, 3:5, 4:5, y 4:7. Los objetos denominados Cubewanos son aquellos que no se encuentran en resonancias con los planetas exteriores ya que no les hace falta debido a su mayor lejanía con respecto a Neptuno. Los objetos del límite exterior del cinturón son objetos de tipo SDO (Scattered disk objects).

Origen del cinturón de Kuiper

Diferentes simulaciones por ordenador de las interacciones gravitatorias del periodo de formación del Sistema Solar indican que los objetos del cinturón de Kuiper pudieron crearse más hacia el interior del Sistema Solar y haber sido desplazados hasta sus posiciones actuales entre 30 y 50 UA por las interacciones con Neptuno al desplazarse lentamente este planeta desde su posición de formación hacia el exterior hasta su actual órbita.

Estas simulaciones indican que podría haber algunos objetos de masa significativa en el cinturón con objetos quizás del tamaño de Marte.

Exploración del cinturón de Kuiper

En la actualidad se desarrollan numerosos programas de búsqueda de KBOs La misión espacial New Horizons a Plutón y el cinturón de Kuiper explorará tanto el planeta más lejano del Sistema Solar como uno o varios KBOs después de su encuentro con Plutón.

Meteoritos de origen marciano

Los meteoritos denominados SNC son originarios de Marte. Se sabe con seguridad su origen porque se han encontrado en su interior pequeñas burbujas de gas cuya composición isotópica coincide con la medida por las sondas Viking.

El 6 de agosto de 1996, David McKay, anunció la primera identificación de compuestos orgánicos en el meteorito marciano ALH84001. El meteorito se había desprendido de Marte hace 15 millones de años, había caído sobre la Antartida hace 13000 años y fue encontrado en 1984. Procede de una roca marciana solidificada hace unos 4500

millones de años cuando se formó el planeta. Muchos científicos no estuvieron desde el inicio de acuerdo con el anuncio al que calificaron de prematuro y probablemente equivocado.

La mera presencia de restos como los que crea el material orgánico no significa que tenga relación con la vida, aunque una explicación no biológica es improbable. En diciembre de 1997 un grupo de científicos desmintió el origen biológico de las estructuras encontradas en el meteorito demostrando que en la roca había minerales de apariencia similar a algunos microorganismos (lamelas), pero que podían tener un origen puramente químico sin ninguna relación con la vida.

Esquema del tamaño de la nube de Oort y la órbita de Sedna.La Nube de Oort es una nube de cometas que se cree que se encuentra en el límite del Sistema Solar, a una distancia aproximada de 100.000 UA o 1 1/2 años luz del Sol. Se ha calculado estadísticamente que puede haber entre uno y cien billones (1012 – 1014) de cometas.

Su existencia fue inicialmente postulada por el astrónomo estonio Ernst Öpik en 1932, quien propuso que los cometas irregulares provenían de una nube extensa de material en las fronteras del Sistema Solar.

En 1950 esta idea fue retomada por el astrónomo holandés Jan Oort para explicar la persistencia de los cometas. Oort fue capaz de estudiar las órbitas de 19 cometas y averiguar desde donde procedían.

La Nube de Oort explica elegantemente una antigua aparente paradoja. Si los cometas son destruidos tras varios pasos cercanos al Sol deberían haber sido destruidos completamente a lo largo de la historia del Sistema Solar. La nube proporciona una fuente continua de material cometario que reemplaza a los cometas destruídos.

El efecto gravitatorio de las estrellas próximas desvía a los cometas de sus órbitas y los envía hacia el Sol, donde se vuelven visibles.

Las teorías más aceptadas sobre la formación del Sistema Solar consideran que estos objetos se formaron mucho más cerca del Sol como parte del mismo proceso que formó los planetas y asteroides. Los cometas de la nube de Oort serían eyectados en esta etapa primitiva tras el paso cercano con planetas gigantes en formación, especialmente el joven Júpiter.

Estos pasos cercanos impulsaron gravitacionalmente estos cuerpos en órbitas extremadamente elípticas y de gran inclinación explicando por tanto la distribución esférica de estos objetos. Con el tiempo, la interacción gravitacional de estos cuerpos con estrellas lejanas contribuyó a circularizar sus órbitas. A partir de esta teoría se estima que la masa total de cometas en la nube de Oort pudo haber sido en su origen de unas 40 veces la masa de la Tierra.

Los objetos de la nube de Oort son tan lejanos que por el momento tan sólo se ha descubierto un posible candidato a formar parte de ella: 2003 VB12 (Sedna) descubierto en marzo del 2004 por astrónomos de Caltech y la Universidad de Yale. Sedna posee una órbita elíptica de 76 a 850 UA, mucho más cerca de lo

Estructura de un Cometa

que se esperaba, por lo que podría ser un miembro de una nube interna de Oort. Los cometas (del latín cometa y el griego kometes, 'cabellera'), junto con los asteroides, planetas y satélites, forman parte del Sistema Solar. La mayoría de estos cuerpos celestes describen órbitas elípticas de gran excentricidad, lo que produce su acercamiento al Sol con un período considerable. A diferencia de los asteroides, los cometas son cuerpos sólidos compuestos de materiales que se subliman en las cercanías del Sol, generándose entonces la cola o cabellera característica.

Los cometas provienen principalmente de dos lugares:

El cinturón de Kuiper, localizado más allá de la órbita del planeta Plutón.

La nube de Oort, situada aún más lejos, a la mitad de distancia entre la Tierra y Alfa Centauri, la estrella más cercana al Sol.

Esto significa que muchos de los cometas que se acercan al Sol, siguen órbitas elípticas tan alargadas que sólo regresan al cabo de muchos años, e incluso algunos de ellos siguen órbitas hipérbolicas y se los ve una sola vez. Otros, de pequeña masa, son destruidos en su traslación en cercanías al Sol, debido al efecto de la alta temperatura y el viento solar.

Estudio

Fue después del invento del telescopio que los astrónomos comenzaron a estudiar a los cometas con más detalle, advirtiendo entonces que la mayoría de estos tienen apariciones periódicas. Edmund Halley fue el primero en darse cuenta de esto y pronosticó la aparición del cometa Halley en 1758, para el cual calculó que tenía un periodo de 76 años. Desafortunadamente, murió antes de comprobar su predicción. Los cometas debido a su pequeño tamaño y órbita muy alargada, hace que los veamos muy poco tiempo y sólo cuando están cerca del Sol.

Composición

Los cometas están compuestos de agua, dióxido de carbono (hielo seco), amoníaco, metano (gas natural), hierro, magnesio y silicatos. Debido a las bajas temperaturas de los lugares donde viven, estas sustancias que componen al cometa se encuentran congeladas, razón por la cual se dice comúnmente que están compuestos de hielo sucio. Llegan a tener diámetros de algunas decenas de kilómetros. (La montaña más alta en la Tierra, el Everest, tiene aproximadamente 9 km de altura.)

Cuando se descubre un cometa se ve aparecer como un punto luminoso, con un movimiento perceptible del fondo de estrellas, llamadas fijas. Lo primero que se ve es el núcleo o cabeza. Luego, cuando el astro se acerca más al Sol, comienza a desarrollar lo que conocemos como la cola (cauda) del cometa, que le confiere un aspecto fantástico.

Los fotones que provienen del Sol hacen que las sustancias que forman al cometa se empiecen a calentar y se sublimen, pasando directamente de hielo a gas, debido a la sutilidad de los gases originados en la cabellera y el choque con el viento solar (el Sol produce un viento constituido de partículas que son dispersadas en todas direcciones), los gases del cometa se proyectan hacia atrás, lo que motiva la formación de la cola apunta en dirección opuesta al Sol y extendiéndose millones de kilómetros.

La cola cometaria tiene dos partes: una de gas y otra de polvo. La cola de gas se dirige siempre en el sentido perfectamente contrario al de la luz del Sol, mientras que la cola de polvo retiene parte de la inercia orbital, alinéandose entre la cola principal y la trayectoria del cometa. El choque de los fotones que recibe el cometa como una lluvia, aparte de calor, aportan luz, siendo visible al ejercer el cometa de pantalla.

Cola principal de gas (azul en el esquema) y cola secundaria de polvo (amarillo)Las colas de los cometas llegan a ser de tamaños considerables, alcanzando miles e incluso millones de kilómetros.

En el caso del cometa Halley, en su aparición de 1910, la cola llegó a medir cerca de 30 millones de kilómetros. (La distancia de la Tierra al Sol es de aproximadamente 150 millones de kilómetros.) Cada vez que un cometa pasa cerca del Sol se desgasta, debido a que el material que va perdiendo ya nunca es repuesto. Se espera que, en promedio, un cometa pase unas 2 mil veces cerca del Sol antes de evaporarse completamente. A lo largo de la trayectoria de un cometa, éste va dejando grandes cantidades de pequeños fragmentos de material.

Cuando la Tierra atraviesa la órbita de un cometa, estos fragmentos caen a la atmósfera en forma de estrellas fugaces o también llamadas lluvia de estrellas. En mayo y octubre se pudieron observar las lluvias de estrellas producidas por los fragmentos que dejó el cometa Halley.

Los astrónomos sugieren que los cometas retienen, en forma de hielo y polvo, la composición de la nebulosa primitiva con que se formó el Sistema Solar y de la cual se condensaron luego los planetas y sus lunas. Por esta razón el estudio de los cometas puede dar indicios de las características de aquella nube primordial.

Historia del estudio de las cometas

Estudio de órbitas

No se estableció definidamente hasta en el siglo XVI si los cometas eran fenómenos atmosféricos u objetos interplanetarios, periodo en que Tycho Brahe realizó estudios que revelaron que éstos debían provenir fuera de la atmósfera terrestre. Luego en el siglo XVII, Edmund Halley utilizó la teoría de la gravitación, desarrollada por Isaac Newton, para intentar calcular el número de órbitas en los cometas. Permitiéndole descubrir que uno de ellos volvía a la cercanía del sol cada 76 ó 77 años aproximadamente. Pronto, éste comenzó a llamarse cometa Halley, y de fuentes antiguas se sabe que ha sido observado por humanos desde 66a.C.

El segundo cometa al que se le descubrió una órbita periódica fue el cometa Encke, en 1821. Como el cometa de Halley, tuvo el nombre de su calculador, el matemático y físico alemán Johann Encke, que descubrió que era un cometa periódico. El cometa de Encke tiene el más corto periodo de un cometa, solamente 3.3 años, y por consecuencia éste tiene el mayor número de apariciones registradas. Fue también el primer cometa cuya órbita era influenciada por fuerzas que no eran del tipo gravitacional. A pesar de todo, ahora es un cometa muy tenue para ser visibile a simple vista, pudo haber sido un cometa brillante algunos miles de años atrás, antes que su superficie de hielo fuera evaporada. Sin embargo, no se ha sabido si ha sido observado antes de 1786, pero análisis mejorados de su órbita temprana sugieren que corresponde a observaciones mencionadas en fuentes antiguas.

Estudio de sus características físicas

No fue hasta el periodo de la era espacial en que la composición de los cometas fue probada. A principios del Siglo XIX, un matemático alemán, Friedrich Bessel originó la teoría de que habían objetos sólidos en estado de vaporación: del estudio de su brillosidad, Bessel expusó que los movimientos no-gravitacionales del cometa Encke fueron causados por fuerzas de chorro creadas como material evaporado de la superficie del objeto. Esta idea fue olvidada por más de cien años, y luego Fred Lawrence Whipple independientemente propuso la misma idea en 1950.

Para Whipple un cometa es un núcleo rocoso mezcado con hielo y gases es decir utilizando su terminología una bola de nieve sucia. El modelo propuesto por ambos pronto comenzó a ser aceptado por la comunidad científica. Fue confirmado cuando una armada de vehículos espaciales voló a través de la nube luminosa de partículas que rodeaban el núcleo congelado del cometa Halley en 1986 para fotografiar el núcleo y observaron los chorros de material que se evaporaba. Luego la sonda Deep Space 1 voló cerca del cometa Borrelly el 21 de septiembre de 2001, confirmado que las características del cometa Halley son comunes en otros cometas también.

Cometas famosos

Algunos de los cometas más famosos (por orden alfabético):

Cometa 1843

Cometa 1882

Cometa Biela: a finales del siglo XIX se partió en dos , y más tarde en fragmentos minúsculos, dando lugar a una lluvia de estrellas, con lo que despareció para siempre.

Cometa Borrelly

Cometa Coggia: obtuvo mucha fama debido a su extraordinaria belleza.

Cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko. Destino de la sonda espacial europea Rosetta.

Cometa Encke

Cometa Hale-Bopp

Cometa Halley: describe su órbita cada 76 años. En 1910 su aproximación a la Tierra, conllevó que su cola rozara con las capas superiores de la atmósfera.

Cometa Humason

Cometa Hyakutake

Cometa Ikeya-Seki

Cometa Kohoutek

Cometa Luxell: al pasar cerca de Júpiter, perdió parte de su masa y padeció perturbaciones importantes en su órbita.

Cometa Mrkos

Cometa Shoemaker-Levy 9: en 1993 se fragmentó debido al intenso campo de Júpiter y acabó impactando contra él.

Cometa Tempel 1: la sonda espacial Deep Impact lanzó un proyectil sobre este cometa para estudiar la composición de su núcleo.

Cometa Tempel-Tuttle: cometa que da lugar a la lluvia de estrellas llamada Leónidas.

Cometa West

Gran cometa de 1811

Anécdotas

Son los astros que más han llamado la atención de los hombres, tanto por su belleza como por su repentina aparición y misteriosa destrucción o desaparición, con el resultado de que les atribuyeron malignas influencias, o se "concretaban" en la realización de alguna profecía. Estas erróneas creencias han perdurado en algún sector de la sociedad hasta nuestros días a pesar de que hace mucho tiempo que se conoce la naturaleza exacta de los cometas. Los retornos del cometa Halley también han provocado a lo largo de la historia curiosas anécdotas. Históricamente la aparición de un cometa fue considerado un presagio importante:

En China

En el siglo XXVII antes de nuestra era, el emperador Huang-Ti hizo construir un observatorio y en el siglo XXIV antes de nuestra era los astrónomos Ho e Hi establecieron un calendario basado en los astros con un año de 366 días.

En el siglo XXII a.C. Ho e Hi (no se trata de los mismos astrónomos, quizá eran nombres de familias, o títulos) parece que entregados a los placeres de la bebida, perdieron la vida por no predecir un eclipse solar. También astrólogos de la China antigua perdieron su posición o vida por no haber sido capaces de predecir la aparición en el cielo de algún cometa.

Época griega

En el año 372 a.C. se vio desde la Tierra un cometa del que Aristóteles afirmó que tenía una cola que ocupaba 60º en el cielo nocturno. Para Diodoro de Sicilia anunciaba la decadencia de los lacedemonios, y según Eforo la destrucción por el mar de las villas de Helice y Bura en Acaya.

Plutarco relata que para Timoleón de Corintio el cometa del año 343 a.C. fue el presagio del éxito de la expedición contra Sicilia. (Naturalmente para los sicilianos el presagio resultó ser funesto. Del cometa que apareció el año 134 a.C. se dijo que anunciaba el nacimiento del rey Mitridates. Los historiadores Sozomeno y Sócrates cuentan que en el año 400 a.C. apareció un cometa con forma de espada, que brilló sobre Constantinopla en el momento de las grandes desgracias, en que la amenazaba la perfidia de Gainas.

Época romana

El historiador Josefo relata que en 66 a.C. —cuatro años antes de la destrucción de Jerusalén— apareció un brillante cometa, hoy sabemos que se trata del cometa Halley. Los romanos creyeron que el cometa que apareció a la muerte de Julio César en el año 44 a.C. era su propia alma. El historiador Suetonio atribuye a la maligna influencia de los cometas los errores cometidos por Nerón, aconsejado por el astrólogo Babilus, quien aseguró que la muerte de Claudio había sido anunciada por un cometa.

A pesar de lo arraigado de estas creencias, hubo gente en la antigüedad que no aceptaron el influjo cometario sobre las personas, uno de ellos es el emperador Vespasiano: cuando los médicos le reprendieron porque hallándose gravemente enfermo despachaba los asuntos de estado les respondió: «Es necesario que un emperador muera de pie». Al ver que los cortesanos contemplaban el cometa dijo riéndose: «Esta estrella con cabellera afectará al rey de Partia, que también tiene cabellos. A mí no me va a afectar porque yo soy calvo». Debido a su estado de salud Vespasiano murió poco después, en el año 79 d.C. Los supersticiosos romanos creyeron que fue debido a burlarse de la presencia ominosa del cometa.

Época medieval

En tiempos medievales, continuó el miedo a los cometas que siguieron anunciando muertes de reyes, llegandose incluso a crear cometas imaginarios para justificarlas. Uno de ellos fue el del año 814 -inexistente- que se dijo anunció la muerte de Carlomagno. El retorno del Halley en el año 837, anunció la muerte del rey Luis I de Francia, eso sí lo hizo con tres años de anticipación pues el monarca murió en el año 840. El pintor italiano Giotto puso un cometa (probablemente el del Halley) en su Nacimiento de Jesús. Paracelso en 1664 aseguraba que el cometa que apareció era una advertencia a Alfonso IV rey de Portugal.

En el siglo XVII Kepler creía que los cometas eran emanaciones de la Tierra, es decir un fenómeno atmosférico. Con estas ideas queda claro que el que había establecido las leyes con que se movían los planetas, no se preocupase del movimiento de los cometas.

Se debe a los esfuerzos de Tycho Brahe, Newton y Edmund Halley que el estudio de los cometas a la categoría de movimientos planetarios. Newton inventó un procedimiento para determinar los elementos de las órbitas cometarias con pocas observaciones. Edmund Halley coronó su trabajo calculando las órbitas de 24 cometas de los que se tenían suficientes datos. Al compararlas entre sí, vio que algunas eran tan parecidas que parecían corresponder al mismo astro. El cometa de 1682, recién observado, pareció ser el mismo que los de 1607 y o 1531, por lo que predijo su vuelta para finales de 1758 o principios de 1759. Newton y Halley ya fallecidos no pudieron observar la vuelta del cometa.

Época moderna

Para precisar más la vuelta del cometa Halley el matemático francés Alexis Clairaut usó fórmulas matemáticas perfeccionadas. Él se encargó de determinar el álgebra del problema para saber cómo los planetas influían con su acción gravitatoria en la vuelta del cometa.

La tarea del cálculo corrió a cargo de la matemática Hortensia Lepaute y del astrónomo francés Joseph Lalande y

Tras dedicar durante medio año todo su tiempo a calcular, encontraron junto con Clairaut que, Júpiter retrasaba la vuelta del cometa 518 días y Saturno unos 100 días, así que está revolución del Halley sería casi dos años mas larga que la anterior.

Calcularon el paso por el perihelio para abril de 1759 con un error de un mes. El cometa hizo su paso el 12 de marzo de 1759 y desde entonces se le conoce como cometa Halley en honor a su primer calculador.

El astrónomo Guillaume Le Gentil, de vuelta de la India —donde había ido a observar el tránsito de Venus de 1761—, trajó de allí una nueva planta que en Europa aún no tenía nombre. En honor a Nicole-Reine Hortensia Lepaute (la matemática que había colaborado en el cálculo de la vuelta del Halley) le puso el nombre de hortensia.

Del cometa Halley se conocen 31 apariciones desde el año 2315 a.C. hasta la más reciente de 1986, donde fue observado por sondas espaciales.

El famoso astrónomo Joseph Lalande. en su obra Réflexions sur les comètes (Reflexiones acerca de los cometas) cuenta que en ciertos casos los cometas pueden llegar a chocar con la Tierra, mucha gente entendió que había predicho que un cometa provocaría el fin del mundo y se provocó un temor de grandes proporciones, lo que forzó al rey a dar la orden al científico de que explicara para el gran público el sentido de su escrito.

El retorno del cometa de Carlos V fue anunciado para el 13 de junio de 1857. Ese día el cometa debía chocar con la Tierra y producir el fin del mundo, en los pueblos e incluso en París se hablaba del cometa con horror. También se anunció la destrucción de la Tierra el 12 de agosto de 1872.

En tiempos mas recientes, como la vuelta del Halley a principios del siglo XX, la cercanía de su paso creó un miedo que impulsó la creación de un importante mercado para "máscaras anti-cometa" y otros artefactos supuestamente diseñados para protegerse de unas posibles emanaciones tóxicas. Hubo gente que se suicidó en Europa central y oriental, por la psicosis creada por los periódicos de que en el momento en que la Tierra pasase por dentro de la cola del cometa las personas de la Tierra quedarían envenenados. En 1997 en el paso del cometa Hale-Bopp se esparcieron rumores de que una gran nave extraterrestre estaría siguiendo su paso, lo que incitó un suicidio en masa entre los seguidores de la secta La Puerta del Cielo (que creían que venía a rescatarlos, desencarnados).

A pesar de que la ciencia ha esclarecido la naturaleza de los cometas, aún hay segmentos de la población que tienen creencias astrológicas, en las cuales un cometa aparece como un presagio. Por otro lado, en la ciencia ficción los autores y directores de cine los representaban equivocadamente como objetos candentes, en vez de helados.

Características orbitales

Distancia media del Sol 5,20336301 UA

Radio medio 778.412.010 km

Excentricidad 0,04839266

Período orbital (sideral) 11a 315d 1,1h

Período orbital (sinódico) 398,9 días

Velocidad orbital media 13,0697 km/s

Inclinación 1,30530°

Número de satélites 63 conocidos

Características físicas

Diámetro ecuatorial 142.984 km

Área superficial 6,41×1010]] km²

Masa 1,899×1027 kg

Densidad media 1,33 g/cm³

Gravedad superficial 23,12 m/s²

Período de rotación 9h 55,5m

Inclinación axial 3,12°

Albedo 0,52

Velocidad de escape 59,54 km/s

Temperatura superficial mín. media máx.

110 K 152 K N/A K

Características atmosféricas

Presión atmosférica 70 kPa

Hidrógeno >81%

Helio >17%

Metano 0,1%

Vapor de Agua 0,1%

Amoníaco 0,02%

Etano 0,0002%

Fosfina 0,0001%

Sulfuro de hidrógeno <0,0001%

Júpiter es el quinto planeta del Sistema solar. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos. Recibe su nombre del dios romano Júpiter (Zeus) en la mitología griega. Se trata del planeta que ofrece un mayor brillo a lo largo del año (aunque Venus puede ser más brillante dependiendo de su fase, al igual que Marte si se encuentra en una oposición favorable). Júpiter es el mayor de los planetas del Sistema Solar con una masa más de 310 veces la terrestre y un diámetro unas 11 veces el terrestre.

Se trata de un planeta gaseoso formado principalmente por hidrógeno y helio sin una superficie interior definida. Entre los detalles atmosféricos se destaca la La Gran Mancha Roja, un enorme anticiclón situado en las latitudes tropicales del hemisferio sur, la estructura de nubes en bandas y zonas y la fuerte dinámica de vientos zonales con velocidades de hasta 140 m/s.

Características generales

Júpiter es el más masivo de los planetas del Sistema Solar. Su masa equivale a unas 2,5 veces la suma de la masas de todos los demás planetas juntos. Más de un centenar de planetas extrasolares han sido descubiertos con masas similares o superiores a la masa de Júpiter. Júpiter también posee la velocidad de rotación más rápida de los planetas del Sistema Solar: gira sobre su eje en poco menos de 10 horas. Esta velocidad de rotación se deduce a partir de las medidas de campo magnético del planeta.

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

Atmósfera Jupiteriana

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

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

Atmósfera

Bandas y Zonas

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

La Gran Mancha Roja

Imagen de alta resolución de la Gran Mancha Roja de Júpiter tomada por la sonda Voyager 1 en 1979.El científico inglés Robert Hooke observó en 1664 una gran formación meteorológica que podría ser la Gran Mancha Roja (conocida en inglés por las siglas GRS). Sin embargo no parecen existir informes posteriores de la observación de tal fenómeno hasta el siglo XIX. En todo caso, varía mucho tanto de color como de intensidad. Las imágenes obtenidas por el Observatorio Yerkes a finales del XIX muestran una mancha roja alargada, ocupando el mismo rango de latitudes pero con el doble de extensión longitudinal. A veces, es de un color rojo fuerte, y realmente muy notable, y en otras ocasiones palidece hasta hacerse insignificante. Históricamente en un principio se pensó que la gran mancha roja era la cima de una montaña gigantesca o una meseta que salía por encima de las nubes. Esta idea fue sin embargo desechada en el siglo XIX al constatarse espectroscópimante la composición de hidrógeno y helio de la atmósfera y determinarse que se trataba de un planeta fluído. El tamaño actual de la mancha roja es aproximadamente unas dos veces el de la Tierra. Meteorológicamente la Gran Mancha Roja es un enorme anticiclón muy estable en el tiempo. Los vientos en la periferia del vórtice tienen una intensidad cercana a los 400 km/h.

Estructura de nubes

Las nubes superiores de Júpiter están formadas probablemente de cristales congelados de amoníaco. El color rojizo viene dado por algún tipo de agente colorante desconocido aunque se sugieren compuestos de Azufre o fósforo. Por debajo de las nubes visibles Júpiter posee muy posiblemente nubes más densas de un compuesto químico llamado hidrosulfuro de amonio, NH4SH.

A una presión en torno a 5-6 bar de presión existe posiblemente una capa aún más densa de nubes de agua. Una de las pruebas de la existencia de tales nubes la constituyen la observación de descargas eléctricas compatibles con tormentas profundas a estos niveles de presión. Tales tormentas convectivas pueden en ocasiones extenderse desde los 5 bar hasta los 300-500 mbar, unos 150 km en vertical.

Estructura interna

En el interior del planeta el hidrógeno y el helio se comprimen progresivamente. El hidrógeno molecular se comprime de tal manera que se transforma en un líquido de carácter metálico a profundidades de unos 10.000 km con respecto a la superficie. Más abajo se espera la existencia de un núcleo rocoso formado principalmente por materiales helados y mas densos. La existencia de las diferentes capas viene determinada por el estudio del potencial gravitatorio del planeta medido por las diferentes sondas espaciales. De existir el núcleo interno probaría la teoría de formación planetaria a partir de un disco de planetesimales. Júpiter es tan masivo que todavía no se ha liberado del calor acumulado en su formación y posee por lo tanto una importante fuente interna de calor que ha sido medida de manera precisa y equivale a 5,4 W/m².

Esto significa que el interior del planeta está mezclado de manera eficaz por lo menos hasta niveles cercanos a las nubes de agua a 5 bar.

Magnetósfera

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

Auroras observadas en el UV en Júpiter.Se piensa que el orígen de la magnetosfera se debe a que en el interior profundo de Júpiter, el hidrógeno se comporta como un metal debido a la altísima presión. Los metales son, por supuesto, excelentes conductores de electrones, y la rotación del planeta produce corrientes, las cuales a su vez producen un extenso campo magnético.

Las sondas Pioneer confirmaron la existencia del campo magnético joviano y su intensidad, más de 10 veces superior al terrestre conteniento más de 20.000 veces la energía asociada al campo terrestre. Los Pioneer descubrieron que la onda de choque de la

Estructura Interna de Jupiter

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

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

Satélites galileanos

Imágenes globales y detalles superficiales en los cuatro satélites principales de Júpiter. De izquierda a derecha son: Ío, Europa, Ganímedes y Calisto. Reciben sus nombres de la mitología griega si bien en tiempos de Galileo se les denominaba por números románicos dependiendo de su orden de cercanía al planeta. El descubrimiento de estos satélites constituyó un punto de inflexión en la ya larga disputa entre el sistema heliocéntrico y el copernicano en el que era mucho más fácil explicar el movimiento y la propia existencia de los satélites naturales de Júpiter. Los cuatro satélites principales son muy distintos entre si. Ío, el más interior, es un mundo volcánico con una superficie muy joven y calentado por efectos de marea entre Júpiter y Europa. Europa, el siguiente satélite, es un mundo helado bajo el cual se especula la presencia de océanos líquidos de agua. Calisto y Ganímedes son satélites más alejados y de menor densidad formados en su mayor parte por hielos.

Satélites menores

Además de los mencionados satélites galileanos, las distintas sondas espaciales enviadas a Júpiter y observaciones desde la Tierra han ampliado el número total de satélites de Júpiter hasta 61: Estos satelites menores se pueden dividir en dos grupos:

Grupo de Amaltea: Son cuatro satélites pequeños que giran en torno a Júpiter en órbitas internas a las de los satélites galileanos. Este grupo esta compuesto por (en órden de distancia) Metis, Adrastea, Amaltea y Tebe.

Satélites irregulares: Es un grupo numeroso de satélites en órbitas muy lejanas de Júpiter; de hecho, están tan lejos de este que la gravedad del Sol distorsiona perceptiblemente sus órbitas. Con la excepción de Himalia, son satélites generalmente pequeños. A su vez, este grupo se puede dividir en dos, los progrados y retrógrados. La mayoría de estos objetos tienen un origen muy distinto al de los satélites mayores siendo posiblemente cuerpos capturados y no formados en sus órbitas actuales.

Otros pueden ser los restos de impactos y fragmentaciones de cuerpos mayores anteriores. Miembros de este grupo incluyen a Aitné, Ananké, Autónoe, Caldona, Cale, Cálice, Calírroe, Carme, Elara, Erínome, Euante, Euporia, Eurídome, Harpálice, Hermipé, Himalia, Isonoe, Leda, Lisitea, Megaclite, Ortosia, Pasífae, Pasítea, Praxídice, Sinope, Sponde, Táigete, Temisto, Tione, Yocasta y otros 23 que no tienen aún nombre definitivo.

Sistema de anillos: Anillos de Júpiter

fue descubierto por la sonda Voyager 1 en marzo de 1979. El anillo principal tiene unos 6500 km de anchura, orbita el planeta a cerca de 1000.000 km de distancia y tiene un espesor vertical inferior a la decena de kilómetros. Su espesor óptico es tan reducido que solamente ha podido ser observado por las sondas espaciales Voyager 1 y 2 y Galileo.

Los anillos son inestables en escalas de tiempo de unos 1000 años por lo que éstos han de ser continuamente regenerados, quizás por el impacto de micrometeoroides con los satélites de Júpiter. Hay un anillo principal y dos anillos más tenues hacia el exterior denominados anillos de Gossamer. En el interior del anillo principal hay un halo de material difuso. Los anillos parecen estar compuestos de partículas oscuras de polvo. El color indica que se trata de partículas que han sido expuestas durante largo tiempo a la radiación solar y que se trata de un anillo viejo en comparación con las brillantes partículas de los anillos de Saturno.

Impacto del cometa SL9

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

Formación de Júpiter

Las teorías de formación del planeta son de dos tipos: Formación a partir de un núcleo de hielos de una masa en torno a 10 veces la masa terrestre capaz de atraer y acumular el gas de la nebulosa protosolar o formación temprana por colapso gravitatorio directo. Ambos modelos tienen implicaciones muy distintas para los modelos generales de formación del Sistema Solar y de los sistemas de planetas extrasolares

Exploración espacial de Júpiter

Júpiter ha sido visitado por varias misiones espaciales de NASA. Las misiones Pioneer 10 y Pioneer 11 realizaron una exploración preliminar con sobrevuelos del planeta en los años 70. Las misiones Voyager 1 y Voyager 2 visitaron Júpiter en 1979 revolucionando el conocimiento que se tenía del planeta y sus lunas descubriendo también su sistema de anillos.

En 1995 la misión Galileo que constaba de una sonda y un orbitador inició una misión de exploración del planeta de 7 años. Aunque la misión tuvo importantes problemas con la antena principal que retransmitía los datos a la Tierra consiguió enviar informaciones con una calidad imprecedente sobre los satélites de Júpiter, descubriendo los océanos subsuperficiales de Europa y varios ejemplos de volcanismo activo en Ío.

La misión fue desactivada enviando el orbitador contra el propio planeta para evitar una colisión futura con Europa que pudiera contaminar sus hielos. En diciembre del año 2000 la misión espacial Cassini/Huygens realizó un sobrevuelo lejano en su viaje con destino a Saturno obteniendo un conjunto de datos comparable en cantidad a los sobrevuelos realizado por los Voyager pero con una calidad de las observaciones mucho mejor. En el año 2007 el planeta Júpiter será visitado por la sonda New Horizons en su viaje a Plutón y están bajo estudio misiones dedicadas al estudio de Júpiter y su luna Europa por parte de las agencias espaciales NASA y ESA.

Características orbitales

Radio medio 1.426.725.400 km

Excentricidad 0,05415060

Período orbital (sideral) 29a 167d 6,7h

Período orbital (sinódico) 378,1 días

Velocidad orbital media 9,6724 km/s

Inclinación 2,48446°

Número de satélites 48

Características físicas

Diámetro ecuatorial 120.536 km

Área superficial 4,38×1010 km²

Masa 5,688×1026 kg

Densidad media 0,69 g/cm³

Gravedad superficial 8,96 m/s²

Período de rotación

ecuatorial 10h 13m 59s

Período de rotación

interno 10h 39m 25s

Inclinación axial 26,73°

Albedo 0,47

Velocidad de escape 35,49 km/s

Temp. media (en nubes) 93 K

Temperatura superficial Mínima: 82 K

Media: 143 K

Máxima: ?

Características atmosféricas

Presión atmosférica 140 kPa

Hidrógeno >93%

Helio >5%

Metano 0,2%

Vapor de agua 0,1%

Amoníaco 0,01%

Etano 0,0005%

Fosfina 0,0001%

Sexto planeta del sistema solar. Su nombre proviene del dios romano Saturno. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos, también llamados jovianos por su parecido a Júpiter.

El aspecto más característico de Saturno son sus brillantes anillos. El primero en observarlos fue Galileo en 1610 pero la baja inclinación de los anillos y la baja resolución de su telescopio le hicieron pensar en un principio que se trataba de grandes lunas. Christiaan Huygens con mejores medios de observación pudo en 1659 observar con claridad los anillos.

James Clerk Maxwell en 1859 demostró matemáticamente que los anillos no podían ser un único objeto sólido sino que debían ser la agrupación de millones de partículas de menor tamaño.

Características físicas

Saturno es un planeta visiblemente achatado en los polos con un ecuador que sobresale formando la figura de un esferoide oblatado. Los diámetros ecuatorial

Saturno y sus Anillos

Satélites de Saturno

y polar son respectivamente 120.536 y 108.728 km. Este efecto es producido por la rápida rotación del planeta, su naturaleza fluída y su relativamente baja gravedad. Los otros planetas gigantes son también oblatados pero no en tan gran medida. Saturno posee una densidad específica de 0.69 g/cm³ siendo el único planeta del Sistema Solar con una densidad inferior a la del agua. El planeta está formado por un 90% de hidrógeno y un 5% de helio.

El interior del planeta es semejante al de Júpiter, con un núcleo sólido en el interior. Sobre él se extiende una extensa capa de hidrógeno líquido y metálico (debido a los efectos de las elevadas presiones y temperaturas). Los 30.000 km exteriores del planeta están formados por una extensa atmósfera de hidrógeno y helio.

El interior del planeta contiene un núcleo formado por materiales

helados en la formación del planeta y que se encuentran en estado líquido en las condiciones de presión y temperatura cercanas al núcleo. Éste se encuentra a temperaturas en torno a 12.000 K (unos 11.726,85 ºC). Por otro lado, y al igual que Júpiter y Neptuno, Saturno radía más calor al exterior del que recibe del Sol. La mayor parte de esta energía está producida por una lenta contracción del planeta que libera la energía gravitacional producida en la comprensión. Este mecanismo se denomina mecanismo de Kelvin-Helmholtz. Sin embargo no parece ser el único responsable de la fuente interna de calor de Saturno. Pósiblemente el calor extra generado se produce en una separación de fases entre el hidrógeno y el helio atmosférico que se separan en la zona inferior de la atmósfera concentrándose en gotas que precipitan o llueven sobre el interior del planeta liberando energía gravitatoria en forma de calor.

Atmósfera

La atmósfera de Saturno posee un patrón de bandas oscuras y zonas claras similar al de Júpiter aunque la distinción entre ambas es mucho menos clara en el caso de Saturno. Las nubes superiores están formadas probablemente por cristales de amoníaco. Sobre ellas parece extenderse una niebla uniforme sobre todo el planeta producida por fenómenos fotoquímicos en la atmósfera superior (alrededor de 10 mbar). En 1990 se pudo observar una gigantesca nube blanca en el ecuador de Saturno que ha sido asimilada a un proceso de formación de grandes tormentas.

Se han observado manchas similares en placas fotográficas tomadas durante el último siglo y medio a intervalos de aproximadamente 30 años. En 1994 se pudo observar una segunda gran tormenta de aproximadamente la mitad de tamaño que la producida en el año 1990. La atmósfera del planeta posee fuertes vientos en la dirección de los paralelos alternantes en latitud y altamente simétricos en ambos hemisferios a pesar del efecto estacional de la inclinación axial del planeta. La atmósfera superior en las regiones polares desarrolla fenómenos de auroras por la interacción del campo magnético planetario con el viento solar.

Lunas de Saturno

Saturno tiene un gran número de satelites, el mayor de los cuales, Titán es la única luna del sistema solar con una atmósfera importante. Los satélites más grandes, conocidos antes del inicio de la investigación espacial son: Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea, Titán, Hiperión, Jápeto y Febe.

Otras 30 lunas de Saturno tienen nombre pero el número exacto de satélites es incierto por existir una gran cantidad de objetos que orbitan este planeta. En el año 2000, fueron detectados 12 nuevos satélites, cuyas órbitas sugieren que son fragmentos de objetos mayores capturados por Saturno. La misión Cassini/Huygens también ha encontrado nuevas lunas.

Los anillos de Saturno

Son claramente apreciables los diferentes anillos y las divisiones entre ellos.Los anillos de Saturno se extienden en el plano ecuatorial del planeta desde los 6.630 km a los 120.700 km por encima del ecuador de Saturno y están compuestos de partículas con abundante agua helada. El tamaño de cada una de las partículas varía desde partículas microscópicas de polvo

hasta rocas de unos pocos metros de tamaño.

El elevado albedo de los anillos muestra que éstos son relativamente modernos en la historia del sistema solar. Se sabe que los anillos de Saturno son inestables a lo largo de periodos de tiempo de decenas de millones de años, otro indicio de su origen reciente. Los anillos de Saturno poseen una dinámica orbital muy compleja presentando ondas de densidad, e interacciones con los satélites de Saturno (especialmente con los denominados satélites pastores). Al estar en el interior del límite de Roche, los anillos no pueden evolucionar hacia la formación de un cuerpo mayor.

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

Spokes en los anillos de Saturno observados por la sonda Voyager 2 en 1981.Hasta los años 1980 la estructura de los anillos se explicaba por medio de las fuerzas gravitacionales ejercidas por los satélites cercanos. Las sondas Voyager encontraron sin embargo estructuras radiales oscuras en el anillo B llamadas cuñas radiales (en inglés: spokes) que no podían ser explicadas de esta manera ya que su rotación alrededor de los anillos no era consistente con la mecánica orbital. Se considera que estas estructuras oscuras interactúan con el campo magnético del planeta, ya que su rotación sobre los anillos seguía la misma velocidad que la magnetosfera de Saturno. Sin embargo el mecanismo preciso de su formación todavía no se conoce. Hasta febrero de 2005 la misión Cassini no ha observado cuñas radiales en los anillos a pesar de contar con un equipo mejor que el de los Voyagers. Es posible que las cuñas aparezcan y desaparezcan estacionalmente.

El 17 de agosto de 2005 los instrumentos a bordo de la nave Cassini desvelaron que existe algo similar a una atmósfera alrededor del sistema de anillos, compuesta principalmente de oxígeno molecular. Los datos obtenidos han demostrado que la atmósfera en el sistema de anillos de Saturno es muy parecida a la de las lunas de Júpiter, Europa y Ganímedes.

Magnetósfera

Fenómenos de tipo aurora producidos en la atmósfera superior de Saturno y observados por el HST.Saturno posee un campo magnético que le dota de una destacada magnetosfera. El campo magnético se origina en el interior del planeta en las regiones en las que el hidrógeno adquiere carácter metálico. El tamaño de la magnetosfera de Saturno es aproximadamente unas cinco veces menor que en el caso de Júpiter. Su intensidad es mucho menor y su estructura más simple, siendo el campo magnético prácticamente axisimétrico. La magnetosfera es capaz de interaccionar con partículas cargadas de la atmósfera superior de Titán produciendo un flujo de partículas desde la ionosfera de Titán a los polos de Saturno. La mayoría de las partículas cargadas que impa

ctan contra Saturno arrastradas por el campo magnético proceden del viento solar. El impacto de estas partículas con la atmósfera superior del planeta se produce en las regiones polares ocasionando fenómenos aurorales. Las auroras en Saturno son menos impresionantes que en Júpiter o en la Tierra dado que la estructura del campo magnético no permite acelerar eficazmente las partículas cargadas. Las ondas de radio producidas por la magnetosfera de Saturno no alcanzan la superficie terrestre pero han sido estudiadas por diferentes misiones espaciales.

Exploración espacial de Saturno

Concepción artística de la maniobra de Saturno ha sido visitado por las sondas Pioneer 10 en 1979 y por las Voyager 1 y Voyager 2 durante los dos siguientes años. Actualmente es el objetivo de la misión Cassini/Huygens, una misión conjunta de las agencias NASA y ESA que consta de un orbitador y una sonda para explorar in situ la atmósfera de Titán. Los primeros resultados de la misión Cassin/Huygens son de gran calidad y esperan revolucionar nuestro conocimiento de este planeta y su sistema de lunas y anillos en los próximos años. La misión Huygens se sumergió en la atmósfera de Titán a mediados de enero del 2005 obteniendo datos de la composición atmosférica de este mundo e imágenes de su superficie.

Lunas de Saturno

Saturno tiene un gran número de satelites, el mayor de los cuales, Titán es la única luna del sistema solar con una atmósfera importante. Los satélites más grandes, conocidos antes del inicio de la investigación espacial son: Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea, Titán,

Hiperión, Jápeto y Febe. Otras 30 lunas de Saturno tienen nombre pero el número exacto de satélites es incierto por existir una gran cantidad de objetos que orbitan este planeta. En el año 2000, fueron detectados 12 nuevos satélites, cuyas órbitas sugieren que son fragmentos de objetos mayores capturados por Saturno. La misión Cassini/Huygens también ha encontrado nuevas lunas.

Los anillos de Saturno

Son claramente apreciables los diferentes anillos y las divisiones entre ellos.Los anillos de Saturno se extienden en el plano ecuatorial del planeta desde los 6.630 km a los 120.700 km por encima del ecuador de Saturno y están compuestos de partículas con abundante agua helada. El tamaño de cada una de las partículas varía desde partículas microscópicas de polvo

hasta rocas de unos pocos metros de tamaño.

El elevado albedo de los anillos muestra que éstos son relativamente modernos en la historia del sistema solar. Se sabe que los anillos de Saturno son inestables a lo largo de periodos de tiempo de decenas de millones de años, otro indicio de su origen reciente. Los anillos de Saturno poseen una dinámica orbital muy compleja presentando ondas de densidad, e interacciones con los satélites de Saturno (especialmente con los denominados satélites pastores). Al estar en el interior del límite de Roche, los anillos no pueden evolucionar hacia la formación de un cuerpo mayor.

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

Spokes en los anillos de Saturno observados por la sonda Voyager 2 en 1981.Hasta los años 1980 la estructura de los anillos se explicaba por medio de las fuerzas gravitacionales ejercidas por los satélites cercanos. Las sondas Voyager encontraron sin embargo estructuras radiales oscuras en el anillo B llamadas cuñas radiales (en inglés: spokes) que no podían ser explicadas de esta manera ya que su rotación alrededor de los anillos no era consistente con la mecánica orbital. Se considera que estas estructuras oscuras interactúan con el campo magnético del planeta, ya que su rotación sobre los anillos seguía la misma velocidad que la magnetosfera de Saturno. Sin embargo el mecanismo preciso de su formación todavía no se conoce. Hasta febrero de 2005 la misión Cassini no ha observado cuñas radiales en los anillos a pesar de contar con un equipo mejor que el de los Voyagers. Es posible que las cuñas aparezcan y desaparezcan estacionalmente.

El 17 de agosto de 2005 los instrumentos a bordo de la nave Cassini desvelaron que existe algo similar a una atmósfera alrededor del sistema de anillos, compuesta principalmente de oxígeno molecular. Los datos obtenidos han demostrado que la atmósfera en el sistema de anillos de Saturno es muy parecida a la de las lunas de Júpiter, Europa y Ganímedes.

Magnetósfera

Fenómenos de tipo aurora producidos en la atmósfera superior de Saturno y observados por el HST.Saturno posee un campo magnético que le dota de una destacada magnetosfera. El campo magnético se origina en el interior del planeta en las regiones en las que el hidrógeno adquiere carácter metálico. El tamaño de la magnetosfera de Saturno es aproximadamente unas cinco veces menor que en el caso de Júpiter. Su intensidad es mucho menor y su estructura más simple, siendo el campo magnético prácticamente axisimétrico. La magnetosfera es capaz de interaccionar con partículas cargadas de la atmósfera superior de Titán produciendo un flujo de partículas desde la ionosfera de Titán a los polos de Saturno. La mayoría de las partículas cargadas que impa

ctan contra Saturno arrastradas por el campo magnético proceden del viento solar. El impacto de estas partículas con la atmósfera superior del planeta se produce en las regiones polares ocasionando fenómenos aurorales. Las auroras en Saturno son menos impresionantes que en Júpiter o en la Tierra dado que la estructura del campo magnético no permite acelerar eficazmente las partículas cargadas. Las ondas de radio producidas por la magnetosfera de Saturno no alcanzan la superficie terrestre pero han sido estudiadas por diferentes misiones espaciales.

Exploración espacial de Saturno

Concepción artística de la maniobra de Saturno ha sido visitado por las sondas Pioneer 10 en 1979 y por las Voyager 1 y Voyager 2 durante los dos siguientes años. Actualmente es el objetivo de la misión Cassini/Huygens, una misión conjunta de las agencias NASA y ESA que consta de un orbitador y una sonda para explorar in situ la atmósfera de Titán. Los primeros resultados de la misión Cassin/Huygens son de gran calidad y esperan revolucionar nuestro conocimiento de este planeta y su sistema de lunas y anillos en los próximos años. La misión Huygens se sumergió en la atmósfera de Titán a mediados de enero del 2005 obteniendo datos de la composición atmosférica de este mundo e imágenes de su superficie.

Los anillos planetarios más espectaculares y conocidos desde la época telescópica son los anillos de Saturno. Durante mucho tiempo se pensó que Saturno, era el único planeta con anillos y su singularidad era un problema. Desde 1610 en que Galileo observa los anillos de Saturno hasta que en 1977 se descubren los anillos de Urano transcurren 367 años en que los anillos de Saturno son un caso único en el Sistema solar. Hoy se sabe que los cuatro planetas gigantes del sistema solar, (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) poseen sus propios sistemas de anillos.

Júpiter tiene un anillo y Urano nueve anillos discretos, al menos. El acercamiento de la Voyager a Neptuno en 1989 permitió comprobar que los anillos son ubicuos entre los planetas gaseosos gigantes del sistema solar exterior. Los anillos de Neptuno tal como aparecían vistos desde observaciones terrestres eran muy raros pues parecían compuestos de arcos incompletos, pero las imágenes del Voyager 2 han mostraron anillos completos pero con trozos de distinta luminosidad que hacía que desde Tierra sólo se observaran los arcos más luminosos. Se piensa que la influencia gravitatoria de la luna pastora Galatea y posiblemente algunas otras lunas pastoras no descubiertas son responsables de estos grumos en los anillos.

El acercamiento del vehículo espacial Voyager 2 el 25 de agosto de 1981 y de la sonda Cassini que se puso en órbita de Saturno el 1 de julio de 2004 han permitido ver los anillos de Saturno de una forma nueva y que nos han sorprendido quizá tanto como al primero que los vio, hace de ello casi cuatro siglos. Hoy día, los anillos de Saturno se nos muestran con gran riqueza de detalles: bandas, radios y trenzados. Hay aspectos por explicar todavía.

La composición y tamaño de las partículas del anillo varía; pueden ser silicato o polvo helado (en tres de los planetas gigantes), y hielo de agua en el caso de Saturno. Los tamaños varían desde el tamaño de micrómetros al de piedras del tamaño de decenas de metros. A veces los anillos tienen lunas pastoras es decir lunas pequeñas que giran en los bordes exteriores de anillos o dentro de los huecos en los anillos siendo responsables de las divisiones. Su tamaño oscila entre el kilómetro y las decenas de km. Estos satélites están dentro del sistema de anillos del planeta y también están dentro del límite de Roche de Júpiter. Una luna dentro del límite de Roche sólo puede permanecer unida si la cohesión en ella supera la distinta fuerza de gravedad en dos partes diferentes del satélite, así pues tiene que ser compacto y pequeño. La gravedad de los satélites pastores sirve para mantener el borde exterior del anillo muy delimitado.

El origen de los anillos planetarios no se conoce, pero se piensa que son inestables y desaparecen en unos centenares de millones de años. Como resultado, los sistemas del anillo actuales deben ser de origen moderno, posiblemente formado de los desechos de un satélite natural que sufrió un impacto grande o de materia primigenia que estaba más cerca del planeta que el límite de Roche por lo que no se pudieron agregar para formar un satélite o se rompió por la gravedad del planeta cuando pasó dentro del límite de Roche.

Aquí trataremos de las características comparadas de los anillos de Júpiter, Saturno Urano y Neptuno. Nos ocuparemos luego del estado actual del conocimiento sobre los procesos que dan forma a los anillos como choque entre las partículas, resonancias de los satélites. Para abordar, por último, las distintas explicaciones posibles de cómo llegaron a formarse.

Características de los anillos planetarios

Los anillos de Saturno, Urano, Júpiter y Neptuno comparten cierto número de propiedades:

Están compuestos de miríadas de partículas en órbitas independientes.

Se encuentran mucho más cerca del planeta padre que cualquiera de sus satélites principales; de hecho, el grueso de cada sistema de anillos se encuentra a una distancia de la superficie del planeta inferior a un radio planetario.

Los anillos están situados en el plano ecuatorial del planeta; de hecho, casi toda la materia que constituye los anillos se halla confinada en una delgada región en ese plano.

El sistema de anillos de Júpiter Saturno Urano y Neptuno tiene cierto número de pequeños satélites cerca o dentro de los anillos.

Pero cada sistema de anillos muestra sus propias peculiaridades:

Los anillos de Júpiter tiene un anillo "brillante" que, en realidad, es muy débil y casi transparente. Hacia el interior del anillo se extiende un disco de partículas todavía, más débil, que quizás alcanza hasta la atmósfera del planeta. Un halo de partículas confiere al sistema un espesor vertical de unos 20.000 kilómetros. Están constituidos de silicatos.

Los anillos de Saturno tienen siete porciones importantes. Algunas de ellas están separadas de las porciones vecinas por espacios anulares más o menos vacíos; los bordes de los otros se caracterizan por cambios en la densidad de la distribución de partículas de anillos. Cada porción o sección se designa por una letra, que refleja no su distancia a Saturno, sino el orden en que se descubrieron o se postularon las secciones. Los anillos A y B están separados por la división de Cassini; el anillo A incluye la división de Encke. Las letras se asignaron a los anillos en el orden de su descubrimiento. Sólo los anillos principales (A, B y C) se ven fácilmente mediante telescopios situados en la Tierra. Están constituidos de hielo de agua a una temperatura tan baja que les hace comportar como roca.

Los anillos de Urano tienen no menos de nueve anillos muy estrechos. Se detectaron desde la Tierra y se designan por números o letras griegas. Están constituidos de silicatos y son muy oscuros.

Choques en los anillos

Explican el hecho de que los anillos se concentran en un delgado disco ecuatorial del planeta y que las órbitas de los corpúsculos que forman los anillos es circular en su mayor parte.

Todas las partículas de un sistema de anillos comparten un movimiento orbital común en torno al planeta: viajan en la dirección de la rotación de éste. Los movimientos vertical y radial superpuestos al movimiento orbital de cada una de tales partículas no están sujetos a esa ligadura. De aquí que las partículas vecinas se muevan arbitrariamente en esas direcciones con respecto a las otras partículas; y así los choques resultan inevitables. Cuando las velocidades relativas aleatorias son grandes, como podría ocurrir en el caso de que los anillos fuesen una densa nube de partículas, se producen choques violentos, y aun cuando sean raros, se invierte una gran cantidad de la energía del movimiento relativo en calentar las partículas y deformar su estructura. La consiguiente pérdida de energía sign

ifica que las velocidades aleatorias decrecen rápidamente. El decrecimiento de la componente vertical de las velocidades conduce a un aplastamiento del sistema de anillos. Al propio tiempo, el decrecimiento en la componente radial conduce a órbitas más circulares. En resumen, un anillo grueso se convierte en un disco delgado y aproximadamente circular en una fase muy temprana de su historia.

No importa que las partículas del anillo hayan perdido casi todo su movimiento aleatorio: los choques continúan. La razón de ello es la siguiente: la fuerza gravitatoria ejercida por el planeta sobre las partículas de un anillo se debilita conforme aumenta la distancia desde el planeta, de modo que las partículas del anillo situadas a mayor distancia tardan más en completar su circunvalación en torno al planeta. Así, una de esas partículas cuya órbita esté ligeramente por dentro de la de una segunda partícula del mismo anillo llegará, con el tiempo, a alcanzarla y las dos chocarán si la separación radial que media entre ellas es menor que el diámetro de una partícula.

Es probable que el choque tenga lugar a una velocidad relativa de menos de un centímetro por segundo. Pero puede convertir una fracción del movimiento orbital circular de la partícula en movimiento vertical aleatorio. Los subsiguientes choques impedirán que las velocidades verticales de las partículas resulten muy violentas. Se alcanzará, por tanto, un régimen estacionario que determinará el espesor del anillo. Si las partículas tienen un amplio espectro de tamaños, las más pequeñas ganarán velocidad vertical, sobre todo, al ser desviadas gravitatoriamente en casi choques con otras partículas mayores. Pero perderán velocidad vertical por choque con otras partículas pequeñas, principalmente.

Bajo estas condiciones, las pequeñas alcanzarán una extensión vertical de varias veces el tamaño de las partículas abundantes más grandes. En el caso de los anillos A y B de Saturno, sería de esperar que las pequeñas partículas ocupasen una extensión vertical de 10 a 100 metros. Mediciones realizadas en el curso de experimentos desde los Voyager indican que los anillos principales de Saturno tienen un espesor que no supera algunos cientos de metros. Este intervalo hace compatibles los espesores observados y predichos.

El choque de partículas vecinas convertirá también parte de su movimiento circular en movimiento radial. Los anillos se extenderán, pues, radialmente. Un anillo aislado y no sometido a acciones exteriores se expandirá hasta que las partículas que los componen se encuentren lo suficientemente alejadas entre sí para que los choques terminen por cesar. El anillo brillante de Júpiter puede haber alcanzado ese estado final; su anchura y opacidad, muy baja, pueden reflejar la expansión, inducida por los choques, de sus partículas mayores a lo largo de la vida del sistema solar.

Conducción gravitatoria mediante satélites pastores

Los anillos de Saturno y Urano muestran, sin embargo, bordes muy marcados que limitan regiones densamente pobladas de partículas. Debe haber, por tanto, otros procesos que contrarresten la rápida expansión inducida por los choques. En esos procesos, los pequeños satélites inmersos en los anillos, o adyacentes a ellos, pueden desempeñar un papel importante. Ese "encarrilamiento" explica parte de la estructura en forma de bandas de los anillos de Saturno.

El campo gravitatorio de los satélites mayores y más distantes quizá sirva para encerrar algunos de los pequeños satélites locales en órbitas fijas e impedir de esa manera que se despedacen por causa de la interacción gravitatoria con las partículas del anillo situadas a su alrededor.

¿Cómo los satélites pastores producen la conducción gravitatoria o encarrilamiento de las partículas? Veamos como el satélite pastor limpia la zona por la que él circula.

El satélite pastor acelera a la partícula exterior que sube a una órbita superior y frena a la interior que baja a una órbita mas baja. Se abre así un camino cuya anchura depende de la masa del satélite pastorSupongamos dos partículas representativas en órbita alrededor de un planeta una interior a un satélite pastor y otra exterior a dicho satélite. Según las leyes físicas, la partícula interior se mueve más rápidamente que el pequeño satélite, que, a su vez, lo hace más deprisa que la partícula exterior. Así, al pequeño satélite está adelantando a la partícula interior, al tiempo que él rebasa a la partícula exterior. Cada partícula es atraída hacia el satélite pastor por la acción gravitatoria de éste; de ahí que la partícula interior es frenada por el satélite pastor mientras la exterior es acelerada por el satélite pastor.

El tirón gravitatorio neto que el satélite ejerce sobre la partícula exterior tiene la dirección del movimiento orbital de esta partícula, que pasa, así, a una órbita más alta. A la inversa, el tirón que el pequeño satélite ejerce sobre la partícula interior se opone a la dirección del movimiento orbital, y esta partícula cae a una órbita más baja. En definitiva, el pequeño satélite limpia una banda a uno y otro lado de su trayectoria. Cuanto mayor sea la masa del satélite, más ancha será la banda.

La misma explicación sirve para que un satélite pastor exterior a un anillo lo mantenga confinado. La partícula en este caso interior será frenada y caerá a una órbita más baja. El satélite pastor impide que las partículas del anillo se acerquen a él.

La misma explicación sirve para justificar que un par de satélites pastores confinan un anillo. El satélite pastor interior acelera las partículas del anillo y las hace subir a una órbita superior mientras el satélite pastor exterior frena las partículas del anillo y les hace bajar a un a órbita inferior. En todos los casos el paso del satélite frente al borde del anillo causa unas ondas fruto de la diferente atracción del satélite sobre las diferentes partes del anillo.

Más difícil parece explicar los trenzados en el anillo "F" de Saturno. No parece que los campos gravitatorios de los satélites pastores Prometeo y Pandora, puedan explicar tal deformación estructural. Se ha recurrido a varias alternatuvas un tercer satélite, no descubierto, o la acción de los campos magnéticos. En noviembre de 1980 en fotografías hechas por el Voyager 1 a su paso por la vecindad del planeta, constaba de tres cintas, cada una de ellas de una anchura de unos 30 kilómetros.

Las dos cintas más externas, que mostraban arrugas, torsiones y nudos, parecían trenzadas o al menos cortarse entre sí. Sin embargo, cuando nueve meses más tarde llegó el Voyager2, en agosto de 1981, el anillo F había cambiado ya de estructura. Predominaba entonces una cinta sin trenzar y aparecían como compañeras otras tres cintas más débiles. El anillo mismo se halla a unos 80.000 kilómetros (1,3 veces el radio de Saturno) de la superficie de este planeta y a 4.000 kilómetros del borde exterior del anillo A.

Resonancia gravitacional y anillos

La resonancia en un disco de partículas da por resultado una situación bastante diferente a la de los satélites pastores. El movimiento de los cuerpos en órbita alrededor de un planeta de masa mucho mayor está dominado, fundamentalmente, por el campo gravitatorio del planeta. Ahora supongamos un satélite natural grande y por tanto exterior al límite de Roche y al sistema de anillos.

Cerca de las distancias radiales del planeta a las que las partículas del disco tendrían un período orbital conmensurado con el de uno de los satélites del planeta (1/2, 1/3, 2/5 o en general n/m) la amplificación del efecto gravitatorio del satélite durante largos períodos de tiempo hace que se pierden partículas en una banda situada a la distancia radial correspondiente a una resonancia.

La explicación estriba en que cada n órbitas del satélite natural, la partícula del anillo da m vueltas exactas por lo que al cabo del tiempo en

que el satélite natural da n vueltas se halla a la mínima distancia de la partícula causando un tirón gravitacional que hace que las órbitas de las partículas dejen de ser circulares. Y aumenta la probabilidad de que las partículas choquen con sus vecinas menos perturbadas. ¿Qué acontece entonces? Se pierden partículas en una banda situada a la distancia radial correspondiente a una resonancia. La banda suele abarcar una anchura natural de unas decenas de kilómetros.

El efecto de la resonancia es muy conocido en física. Supongamos una niña que se columpia con un periodo de 2 segundos. Sí su padre la empuja a periodos arbitrarios no causará el mismo efecto que si la impulsa cada 2 segundos pues entonces lo hará de manera eficaz y causando el aumento de la oscilación. A esta intensificación o amplificación de la fuerza que llega a afectar de forma notable a sus movimientos se le conoce con el nombre de resonancia. Considérese que, si el período orbital de un satélite es un múltiplo exacto o una fracción del de otro satélite, el efecto gravitatorio neto de cada satélite sobre el otro vendrá a ser, en resumidas cuentas, un tirón o un empujón aplicado, repetidamente, en el mismo punto del movimiento cíclico. Así se amplifica el efecto.

El cuerpo principal del sistema de anillos de Saturno incluye por su proximidad al planeta, los brillantes anillos B y A. Entre ambos está la división de Cassini de 5.000 kilómetros de ancho. Las partículas de la proximidad del borde exterior del anillo B (borde interior de la División de Cassini) describen órbitas en torno a Saturno en 11h 24m, aproximadamente dos veces por cada órbita completa del satélite Mimas, 3 veces por cada órbita completa del satélite Encélado, 4 veces por cada órbita completa del satélite Tetis. Estas resonancias son lasresponsables de la división de Cassini.

El borde exterior del anillo B no es circular y la resonancia amplifica grandemente el efecto gravitatorio de Mimas y crea protuberancias en lados opuestos del anillo. Hay un delgado anillo, descubierto por el Voyager 1, brillante y excéntrico por la parte de fuera del anillo B. Este delgado anillo excéntrico tiene un máximo único que puede ser el resultado del campo gravitatorio de un pequeño satélite local que no se ha llegado a detectar todavía.

La resonancia podría explicar también la docena de estrechos huecos en la parte externa del anillo A, que al parecer resultan de resonancias producidas por los satélites coorbitales Jano y Epimeteo y los satélites pastores del anillo F Pandora y Prometeo.

Con una relación directa con el tema, pero en otro orden de cosas, la resonancia de Júpiter es culpable de los huecos de Kirkwood o ausencia de asteroides a determinadas distancias del cinturón de asteroides que guardan una relación conmensurable con el periodo orbital de Júpiter.

La resonancia también hace que los periodos de los satélites galileanos de Júpiter y algunos de Saturno mantengan una relación de conmensurabilidad de dos pequeños números enteros.

Intervención de la fuerza electromagnética

Las pequeñas partículas de los anillos pueden verse afectadas por fuerzas distintas de la de gravedad. Un importante ejemplo son las fuerzas electromagnéticas. Los anillos de Júpiter, de Saturno y posiblemente de Urano están en el interior de un plasma de baja densidad, esto es, se hallan dentro de un tenue gas formado por electrones cargados negativamente e iones cargados positivamente.

Los electrones poseen una masa menor que la de los iones; se mueven, por tanto, a una velocidad mayor e inicialmente chocan con partículas del anillo más frecuentemente que los iones. Con el tiempo, las partículas llegan a cargarse negativamente por haber absorbido electrones. En ese punto, su carga repele la llegada de nuevas partículas del mismo signo. Lo que es más importante, las propias partículas del anillo se aceleran ahora al atravesar el campo magnético del planeta. Si las partículas no alcanzan a medir 0,1 micrómetros, la fuerza electromagnética será mayor que la atracción gravitatoria del planeta y domina así el movimiento. En ese marco admiten explicación algunos rasgos de la estructura de los sistemas de anillos:

En el caso de Júpiter, por ejemplo, el eje del campo magnético está inclinado unos 10 grados con respecto al eje de rotación del planeta. Las fuerzas electromagnéticas, en tales circunstancias, pueden dar a las partículas pequeñas una componente vertical de velocidad mucho mayor que la de las partículas más grandes. La extensión vertical del halo del sistema de anillos de Júpiter es comparable con la que podría esperarse para partículas de 0,1 micrómetros de tamaño o menores.

En el caso de Saturno, las fuerzas electromagnéticas pueden resultar importantes para la peculiar estructura del anillo F aunque algunos hacen participar a un tercer satélite no descubierto.

Se han propuesto, además, varias teorías ingeniosas para explicar cómo se originan las cuñas radiales en el anillo B de Saturno sin que se produzca una distorsión simultánea de la estructura radial, en forma de finas bandas, del anillo. Algunas de esas teorías recurren a una lluvia de partículas cargadas, procedentes bien del planeta o bien de los propios anillos, como manera de transferir carga eléctrica a partículas de tamaños del micrómetro y levantarlas de la superficie de otras partículas mayores.

Origen de los anillos

1ª hipótesis: Fuerzas de marea

Según una hipótesis, un gran cuerpo único se fragmentó en miríadas de trozos cuando llegó a la proximidad de un planeta; y los fragmentos dieron origen después a los anillos. El cuerpo pudo haber sido un gran meteorito que sufrió un encuentro gravitatorio casual con el planeta, o quizás un pequeño satélite que se formó en la envoltura del planeta. En cualquiera de los dos casos, el agente de la fragmentación hubo de ser, a buen seguro, la distorsión por efecto de marea: la fuerza de cizalla que aparece por el hecho de que la atracción gravitatoria ejercida por el planeta sobre el cuerpo es mayor en las regiones del cuerpo más cercanas al pl

aneta que en las que se hallan más alejadas. La creación de los anillos de Saturno por distorsión de marea fue propuesta, por primera vez, por el matemático francés Edouard Albert Roche en 1848. Roche había calculado que las fuerzas de marea excedían la autogravitación cohesiva de un satélite líquido, si éste se acercaba hasta una distancia algo menor de 1,5 radios de Saturno desde la superficie del planeta. Este umbral de rotura -límite de Roche- se encuentra próximo al borde exterior de sus principales anillos. Resulta muy improbable, sin embargo, que un pequeño satélite próximo a Saturno fuera líquido. Tendría que haber sido sólido; ahora bien, un pequeño satélite sólido se mantiene unido no sólo por autogravitación sino también por las fuerzas que ordenan los átomos en la materia cristalina.

Según Hans R. Aggarwal y Verne Oberbeck, del Centro de Investigación Ames de la NASA, las fuerzas de marea no pueden despedazar, a ninguna distancia de la superficie de un planeta, ningún pequeño satélite sólido de un diámetro algo menor de 100 kilómetros. Por si fuera poco, un satélite sólido mayor no puede despedazarse a distancia mayor de 0,4 radios planetarios de la superficie. Esta distancia coloca el umbral de destrucción dentro del borde interior de los principales anillos de Saturno. Es también improbable que el efecto de desintegración por, marea de un meteorito errante proporcione partículas del anillo cerca de Saturno. Las partículas, como su cuerpo originario, tendrían velocidades suficientes para escapar de la vecindad del planeta.

Pero las fuerzas de marea pudieron intervenir de un modo más sutil, y no menos decisivo. Como ha demostrado Roman Smoluchowski, de la Universidad de Texas en Austin, la atracción gravitatoria de partículas de igual tamaño resulta insuficiente para mantenerlas juntas frente al efecto destructivo de las fuerzas de marea dentro del clásico límite de Roche (el límite calculado por Roche para un satélite líquido). Por el contrario, dos partículas que difieren grandemente en tamaño pueden resistir la ruptura a distancias en pleno interior del límite clásico. Ocurre, en realidad, que el límite impuesto para la ruptura por marea de dos partículas de igual tamaño y el límite impuesto para la destrucción del conjunto de dos partículas de tamaño desigual están próximos a los bordes exterior e interior de los sistemas de anillos que rodean a Júpiter, Saturno y Urano. Dentro del límite exterior de destrucción pudieron haberse acumulado partículas, pero tan lentamente que nunca formasen satélites grandes. Dentro del límite interior, el crecimiento resulta, quizá, poco menos que imposible.

2ª hipótesis: Choque catastrófico

La segunda hipótesis importante en relación con la historia de las partículas de los anillos fue propuesta por Eugene Shoemaker, del Servicio de Inspección Geológica de los Estados Unidos. Postula que un gran satélite, único, de la región de los anillos (o tal vez cierto número de satélites) chocaron catastróficamente con un meteorito errante. Las fotografías de los satélites de Júpiter y Saturno hechas por los Voyager revelan, en efecto, que los satélites están marcados por un gran número de cráteres producidos por choques a alta velocidad. Mimas, uno de los satélites más pequeños de Saturno, tiene un cráter que abarca una tercera parte de un hemisferio. Faltó poco para que el choque que produjo este cráter destruyera a Mimas. Más cerca de Saturno hay dos satélites coorbitales de unos 100 kilómetros de diámetro, Jano y Epimeteo. Quizá sean los fragmentos mayores de una colisión catastrófica entre un satélite y un meteorito gigante. Hay varias razones por las que los choques catastróficos pudieron haberse producido preferentemente en la región que más tarde ocuparían los anillos. En primer lugar, los principales satélites de Júpiter y Saturno tienden a ser menores cuanto más cerca se hallan del planeta respectivo. Para una energía de choque dada, es más probable que se fragmenten los satélites pequeños que los, grandes. En segundo lugar el campo gravitatorio de un planeta focaliza la trayectoria de los meteoritos de modo que el flujo de ellos que pasa planeta es significativarnente mayor que el flujo a distancias crecientes.

3ª hipótesis: Hipótesis de la aglomeración

Una última hipótesis en relación con la historia de las partículas de los anillos postula que los cuerpos mayores de los anillos vienen a ser mero resultado de la limitada extensión de la aglomeración de materia en la envoltura circumplanetaria a distancias próximas al planeta. La aglomeración comenzó con el enfriamiento de la envoltura y la condensación subsiguiente de materia gaseosa en minúsculos granos sólidos. Las fuerzas gravitatorias y el rozamiento gaseoso hicieron que los granos quedaran en el plano ecuatorial de la envoltura. Allí los granos continuaron creciendo por condensación del vapor en su superficie. Tal crecimiento podía conducirles hasta tamaños de algunos metros. Las partículas que forman la mayor parte de los anillos de Saturno varían en tamaño desde centímetros hasta metros. Cabe que resulten de ese proceso. Los pequeños satélites que posiblemente albergan los anillos en su interior serían el producto de una fase local de crecimiento en la que cuerpos del tamaño de metros quedarían soldados en virtud de choques suaves. Las partículas de los tres sistemas de anillos son pequeñas y numerosas. Según la hipótesis de aglomeración, hay varias razones para que sea así. En primer lugar, la formación imperturbada de gránulos no podía empezar a una distancia dada de un planeta gigante en fase de gestación, mientras no se hubiera contraído hasta un tamaño inferior a esa distancia y se hubiera enfriado lo suficiente la envoltura circumplanetaria. Así, para la formación de gránulos en la proximidad de los planetas hubo menos tiempo disponible del que se disfrutó a mayores distancias. En segundo lugar, los gránulos de las proximidades de Júpiter se pudieron formar sólo a partir de las substancias relativamente raras y de alta temperatura de condensación que existían allí. Finalmente, el que un pequeño satélite alcanzase cierta magnitud significaría que sus resonancias superpuestas abarcarían una anchura comparable con su dimensión. No podría llegarle nueva materia; y, por tanto, dejaría de crecer. En los anillos de Saturno, el límite de crecimiento calculado está entre algunos kilómetros y algunas decenas de kilómetros. A mayores distancias de Saturno y de los otros planetas gigantes debieron de prevalecer condiciones diferentes, ya que allí se forman satélites mayores.

Evolución de los anillos

¿Qué ocurre en los sistemas de anillos con las partículas pequeñas? El rozamiento gaseoso tiene por efecto el que las partículas de tamaño de un micrómetro o menores describan espirales desde el borde exterior del anillo brillante hasta la atmósfera de Júpiter en escasos cientos de años. Manifiestamente, pues, tales partículas no pueden haber sobrevivido desde el tiempo en que el planeta tenía una envoltura gaseosa. Han de estar formándose hoy mismo. Según Joseph A. Burns, de Cornell, resultan de la erosión de cuerpos mayores en el anillo brillante de Júpiter, o en su proximidad. No es fácil que las partículas que rondan el centímetro o lo sobrepasan ligeramente se destruyan por choque con micrometeoritos interplanetarios. Antes bien, cada choque excava un minúsculo cráter alrededor del punto de impacto y se expulsa una cantidad de materia 1000 a 10.000 veces mayor que la masa del cuerpo incidente.

Muchas partículas del tamaño del micrómetro de los sistemas de anillos pueden originarse, pues, como productos de eyección. Podemos suponer que si el diámetro de un satélite pequeño no llega a los 10 kilómetros, la mayoría de los productos eyectados a raíz de un choque con un cuerpo interplanetario escaparán del campo gravitatorio del pequeño satélite. Los productos eyectados que escapen del satélite carecerán, sin embargo, de la energía suficiente para escapar del planeta alrededor del cual se encuentra en órbita el pequeño satélite; describirían, pues, órbitas en el anillo. (La erosión incesante de una población originaria podría ser también fuente de los cuerpos localizados en los anillos de Saturno que miden del orden de un centímetro a un metro.) En suma, los pequeños satélites y las partículas más grandes de los anillos datan probablemente de la primitiva historia del sistema solar: son contemporáneos de los satélites de los planetas gigantes. Por el contrario, las partículas más pequeñas se encuentran hoy en fase de formación. Se sospecha que los grandes satélites del sistema solar exterior, así como varios planetas (la Tierra incluida), surgieron por aglomeración de muchos cuerpos de tamaño menor, Seguramente, entre la muchedumbre de partículas de los anillos se reproducen hoy procesos similares, en menor escala.

Los sistemas de anillos ofrecen, pues, un doble desafío. Hay que deducir los procesos que los formaron y, después, aprovechar ese conocimiento para poner de manifiesto cómo se constituyeron los satélites sólidos y los planetas.

Urano: satélites y anillos

Descubierto por William Herschel

el 13 de marzo de 1781

Características orbitales

Radio medio 2.870.972.200 km

Excentricidad 0,04716771

Período orbital (sideral) 84a 3d 15,66h

Período orbital (sinódico) 369,7 días

Velocidad orbital media 6,8352 km/s

Inclinación 0,76986°

Número de satélites 22

Características físicas

Diámetro ecuatorial 51.118 km

Área superficial 8.130.000.000 km²

Masa 8,686×1025 kg

Densidad media 1,29 g/cm³

Gravedad superficial 8,69 m/s²

Período de rotación -17h 14m

(movimiento retrógrado)

Inclinación axial 97,86°

Albedo 0,51

Velocidad de escape 21,29 km/s

Temp. sobre nubes 55 K

Temperatura superficial mín. media máx.

59 K 68 K N/A K

Características atmosféricas

Presión atmosférica Varía con la profundidad

Hidrógeno 83%

Helio 15%

Metano 1,99%

Amoníaco 0,01%

Urano: anillos y satélites

Urano: estructura interna

Etano 0,00025%

Acetileno 0,00001%

Monóxido de carbono

Sulfuro de hidrógeno Trazas

En astronomía, Urano es el séptimo planeta del Sistema solar. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos. Urano fue el primer planeta descubierto que no era conocido en la antigüedad, aunque sí había sido observado y confundido con estrellas en muchas ocasiones. El registro más antiguo que se encuentra de él se debe a John Flamsteed, quién lo catalogó como la estrella 34 Tauri en 1690.

Sir William Herschel, un músico alemán en la corte del rey Jorge III de Inglaterra, descubrió el planeta en 1781 utilizando un telescopio construído por él mismo. Inicialmente le dio el nombre Georgium Sidus (la estrella de Jorge) en honor al rey que acababa de perder las colonias británicas en América, pero había ganado una estrella. Sin embargo, el nombre no perduró más allá de Gran Bretaña, y Lalande, un astrónomo francés, propuso llamarlo Herschel en honor de su descubridor. Finalmente, German Johann Bode propuso el nombre de Urano en honor al dios griego, padre de Cronos –cuyo equivalente romano daba nombre a Saturno–. Hacia 1827, Urano era el nombre más utilizado para el planeta incluso en Gran Bretaña. El HM Nautical Almanac siguió listántolo como Georgium Sidus hasta el año de 1850.

Hasta ahora, sólo una misión espacial, la sonda Voyager 2, se ha aproximado al planeta. El acercamiento ocurrió en 1986 como un paso breve cerca del planeta durante la trayectoria de la sonda hacia Neptuno. Las observaciones derivadas de este acercamiento dieron como resultado una mayor comprensión de la atmósfera del planeta, así como los descubrimientos de un gran número de lunas y las primeras observaciones de los anillos de Urano. El telescopio espacial Hubble (HST) ha observado en varias ocasiones el planeta y su sistema mostrando la aparición ocasional de tormentas. El colo azulado del planeta proviene de la absorción de la luz roja en la atmósfera rica en metano.

Composición y estructura interna

Urano posee un núcleo compuesto de rocas y hielos de diferente tipo siendo estos últimos mucho más abundantes. El planeta cuenta con una gruesa atmósfera formada por una mezcla de hidrógeno y helio que puede representar hasta un 15% de la masa planetaria. Urano (como Neptuno) es en muchos aspectos un gigante gaseoso interrumpido en su crecimiento sin haber acumulado las grandes

masas de gases de los planetas gigantes interiores Júpiter y Saturno.

Inclinación axial del eje de rotación

El eje de rotación de Urano está inclinado casi noventa grados sobre el plano de su órbita. Durante su periodo orbital de 84 años uno de los polos está permanentemente iluminado por el Sol mientras que el otro permanece en la sombra. Consecuentemente se espera que éste planeta posea importantes efectos estacionales en su atmósfera. No se conocen los motivos por los que el eje del planeta está inclinado en tan alto grado. Se especula que quizás durante su formación el planeta pudo haber colisionado con un gran protoplaneta capaz de haber producido esta orientación anómala. En la época del paso del Voyager 2 en 1986 el polo sur de Urano estaba prácticamente apuntando hacia el Sol.

En aquella época las nubes del planeta estaban débilmente distribuidas en bandas y zonas apenas perceptibles. La observaciones del Telescopio Espacial Hubble más recientes muestran una estructura más dinámica a medida que los rayos solares han ido alcanzando las latitudes ecuatoriales. En el año 2007 el Sol iluminará directamente el ecuador del planeta.

Campo magnético

El campo magnético de Urano es también anómalo en su posición y características ya que el eje magnético no está centrado en el planeta sino desplazado e inclinado 60º con respecto al eje de rocación. El campo magnético se origina probablemente en zonas no demasiado profundas del planeta. Neptuno tiene un campo magnético desplazado por lo que es posible que el curioso eje magnético de Urano no esté ligado a las peculiaridades de su eje de rotación.

Satélites de Urano

La siguiente es una lista de los satélites de Urano. Como puede verse, los nombres fueron tomados de la obras de William Shakespeare y Alexander Pope, especialmente sus protagonistas femeninas.

Satélite: Diámetro (Km): Distancia de U. (Km)

Cordelia 30 49.750

Ofelia 30 53.760

Bianca 40 59.160

Cressida 70 61.770

Desdémona 60 62.660

Julieta 80 64.360

Portia 110 66.100

Rosalind 60 69.930

Belinda 70 75.260

Puck 150 86.010

Miranda 470 129.780

Ariel 1.160 191.240

Umbriel 1.170 265.970

Titania 1.580 435.840

Oberón 1.520 582.600

Anillos

Urano, como los demás planetas gigantes del sistema solar, posee un sistema de anillos, en este caso muy tenue y compuesto de partículas oscuras. Los anillos fueron descubiertos fortuítamente en 1977 por James L. Elliot, Edward W. Dunham y Douglas J. Mink, quienes, utilizando el Kuiper Airborne Observatory, observaron cómo la luz de una estrella cercana a Urano se desvanecía al aproximarse el planeta. Tras analizar con detalle sus observaciones, concluyeron que la única explicación era que la estrella había sido ocultada por un sistema de anillos alrededor de Urano. Los anillos fueron observados directamente por la sonda espacial Voyager 2 en su paso por el sistema de Urano en 1986.

Observaciones de Urano

El brillo de Urano alcanza una magnitud de entre +5.5 y +6.0, por lo que puede ser visto a simple visto de manera muy ténue en un cielo excepcionalmente oscuro. Puede encontrarse con facilidad con simples binoculares. Desde la Tierra presenta un diámetro aparente de 4". En la mayoría de los telescopios profesionales no pueden destacarse detalles sobre su disco pero gracias a la revolución de la fotografía astronómica digial realizada con webcams es posible obtener fotometría diferencial de las latitudes del planeta con telescopios relativamente modestos. La utilización de técnicas de óptica adaptativa en algunos de los mayores telescopios del mundo como el telescopio Keck han permitido obtener algunas de las mejores imágenes de este planeta mostrando multitud de detalles en su revitalizada atmósfera.

Descubierto por Urbain Le Verrier

John Couch Adams

Johann Galle. en 1846

Características orbitales

Radio medio 4.498.252.900 km

Excentricidad 0,00858587

Período orbital (sideral) 164a 288d 13h

Período orbital (sinódico) 367,5 días

Velocidad orbital media 5,4778 km/s

Inclinación 1,76917°

Número de satélites 12

Características físicas

Diámetro ecuatorial 49.572 km

Área superficial 7,65×109 km²

Masa 1,024×1026 kg

Densidad media 1,64 g/cm³

Gravedad superficial 11,0 m/s²

Período de rotación 16h 6,5m

Inclinación axial 29,58°

Albedo 0,41

Velocidad de escape 23,71 km/s

Temperatura superficial mín. media máx.

50K 53K ? K

Características atmosféricas

Presión atmosférica kPa

Hidrógeno >84%

Helio >12%

Metano 2%

Amoníaco 0,01%

Neptuno

Etano 0,00025%

Acetileno 0,00001%

Octavo planeta del sistema solar. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos.

Tras el descubrimiento de Urano, se observó que las órbitas de Urano, Saturno y Júpiter no se comportaban tal como predecían las leyes de Kepler y de Newton. Adams y Le Verrier, de forma independiente, calcularon la posición de otro planeta, Neptuno, que encontró Galle, el 23 de septiembre de 1846 en 1° de intevalo de la posición predicha por Adams y Le Verrier. Más tarde, se advirtió que Galileo ya había observado Neptuno en 1611, pero lo había tomado por una estrella.

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

La estructura interna se parece a la de Urano: un núcleo rocoso cubierto por una costra helada, oculto bajo una atmósfera gruesa y espesa. Los dos tercios interiores de Neptuno se componen de una mezcla de roca fundida, agua, amoníaco líquido y metano. El tercio exterior es una mezcla de gas caliente compuesto de hidrógeno, helio, agua y metano. Al igual que Urano y a diferencia de Júpiter y de Saturno, la composición de la estructura interna de Neptuno se cree que está formada por capas distintas.

Como Urano, el campo magnético de Neptuno está fuertemente inclinado en relación con su eje de giro, a 47° y desplazado al menos 0,55 radios (unos 13.500 kilómetros) del centro físico del planeta.

Comparando los campos magnéticos de ambos planetas, los científicos han llegado a la conclusión de que esa extrema orientación podría ser característica de los flujos en el interior del planeta y no el resultado de la inclinación del eje de Urano.

La exploración de Neptuno

Con un periodo orbital de 165 años, Neptuno volverá al punto de su órbita en que lo descubrió Galle en el año 2011.

A causa de la órbita excéntrica de Plutón, ocasionalmente Neptuno es el planeta conocido más alejado del Sol.

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

Satélites de Neptuno

Antes de la llegada del Voyager 2, sólo se conocían dos satélites de Neptuno: Tritón y Nereida. El Voyager descubrió otros seis. Uno de ellos, Larisa, fue visto desde la Tierra en 1981, pero se tomó como una sección de los anillos de Neptuno. La mayoría de los satélites descubiertos miden menos de 200 km de diámetro y podrían ser restos de lunas mayores que se fraccionaron. Proteo es uno de los mayores satélites con 400 km de diámetro.

En la actualidad se conocen doce lunas de Neptuno.

Nombre Descubierto por(fecha) Diámetro (km) Masa (kg) Radio medio de la órbita (km) Periodo orbital (días)

Náyade Voyager 2 (1989) 58 Desconocida 48.200 0,294396

Talasa Voyager 2 (1989) 80 Desconocida 50.000 0,311485

Despina Voyager 2 (1989) 148 Desconocida 52.600 0,334655

Galatea Voyager 2 (1989) 158 3,7×10 18 kg 62.000 0,428745

Larisa Voyager 2 (1989) 193 (208 × 178) Desconocida 73.600 0,554654

Proteo Voyager 2 (1989) 418 (436 × 416 × 402) Desconocida 117.600 1,122315

Tritón Lassell (1846) 2700 2,14×1022 354.760 -5,87685

Nereida Kuiper (1949) 340 Desconocida 5.513.400 360,1362

S/2002 N2* --- (2002) 17,5 Desconocida 19.556.000 2405,21

S/2002 N3* --- (2002) 17,5 Desconocida 20.857.000 2649,22

S/2002 N1* --- (2002) 17,5 Desconocida 21.930.000 2856,30

S/2003 N1* --- (2003) 19,3 Desconocida 80.500.000 9490

* En espera de confirmación y de que se le dé nombre.

Plutón era considerado el noveno planeta del Sistema Solar. Fue descubierto el 18 de febrero de 1930 por el astrónomo estadounidense Clyde William Tombaugh (1906-1997) desde el Observatorio Lowell en Flagstaff, Arizona.

Es el planeta más pequeño y posee una órbita excéntrica y altamente

inclinada con respecto a la eclíptica, que recorre acercándose en su perihelio hasta el interior de la órbita de Neptuno. Posee una luna, Caronte, y hasta el momento no ha sido visitado por ninguna sonda espacial, aunque se espera que la misión New Horizons de la NASA lo sobrevuele en 2015.

Debido fundamentalmente a su tamaño y su órbita inusual, en la actualmente ya no es considerado un planeta.

Órbita

Generalmente, Plutón es el planeta más lejano, pero su órbita es muy excéntrica, y durante 20 de los 249 años que tarda en recorrerla, se encuentra más cerca del Sol que Neptuno.

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

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

Por su densidad, Plutón parece hecho de rocas y hielo. En cambio, su satélite es muy ligero. Esta diferencia hace pensar que se formaron separadamente, y después se unieron.

Atmósfera

Colores reales de Plutón (máxima resolución hasta ahora obtenida en una foto)Plutón posee una atmósfera extremadamente tenue, formada por nitrógeno, metano y monóxido de carbono, que se congela y colapsa sobre su superficie a medida que el planeta se aleja del Sol.

¿Planeta u objeto transneptuniano?

El reducido tamaño de Plutón, así como su órbita tan alejada del plano orbital del resto de los planetas, a menudo han llevado a que muchos científicos no se refieran a él como un auténtico planeta.

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

La controversia volvió a intensificarse a partir de 2001 por el descubrimiento relativamente frecuente de objetos similares a Plutón en el sistema solar exterior.

En 2002 fue descubierto 50000 Quaoar, un objeto transneptuniano con un diámetro de 1.280 kilómetros, más de la mitad del tamaño de Plutón. En 2004, a una distancia mucho mayor del Sol, fue detectado 90377 Sedna, cuyo diámetro es de aproximadamente 1.800 kilómetros.

Finalmente, en julio de 2005 se anunció el descubrimiento de un objeto transneptuniano designado Mpl, cuyo diámetro es claramente superior al de Plutón. Sin embargo, hasta el momento, la Unión Astronómica Internacional sigue considerando a Plutón como un planeta.

El Sol es la estrella más cercana a la Tierra por lo que también es el astro más brillante. Su presencia o ausencia en el cielo determina el día o la noche respectivamente. La energía radiada por el Sol es aprovechada por los seres fotosintéticos que constituyen la base de la cadena trófica siendo así la principal fuente de energía de la vida.

También aporta la energía que mantiene en funcionamiento los procesos climáticos. El Sol es una estrella de la secuencia principal con un tipo espectral G2 que se formó hace unos 5 mil millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente otros 5 mil millones de años más.

A pesar de ser una estrella mediana, es la única que se resuelve a

simple vista, con un diámetro angular de 32' 35" minutos de arco en el perihelio y 31' 31" en el afelio. Lo que da un diámetro medio de 32' 03". Por una extraña coincidencia, la combinación de tamaños y distancias del Sol y la Luna son tales que se ven, aproximadamente, con el mismo tamaño aparente en el cielo. Esto permite una amplia gama de eclipses solares distintos (totales, anulares o parciales).

Nacimiento y muerte del Sol

Más información en: Evolución estelar

Nebulosa protosolar

El Sol se formó hace unos 4.500 millones de años a partir de nubes de gas y polvo que ya contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su disco circumstelar surgieron, más tarde, los planetas, asteroides y cometas del sistema solar. En el interior del Sol se producen reacciones de fusión en las que los átomos de hidrógeno se transforman en helio produciéndose la energía que irradia nuestra estrella.

Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguirá unos 5.000 millones de años más quemando hidrógeno de manera estable. Cuando el hidrógeno de su núcleo sea mucho menos abundante éste se contraerá y se encenderá la capa de hidrógeno adyacente, pero esto no bastará para retener el colapso. Seguirá compactándose hasta que su temperatura sea lo suficientemente elevada como para fusionar el helio del núcleo (unos 100 millones de grados).

Al mismo tiempo, las capas exteriores de la envoltura se irán expandiendo paulatinamente. Se expandirán tanto que, a pesar del aumento de brillo de la estrella, su temperatura efectiva disminuirá, situando su luz en la región roja del espectro. El Sol se habrá convertido en una gigante roja. El radio del Sol, para entonces, será tan grande que habrá engullido a Mercurio, Venus y, posiblemente, a la Tierra. Durante su etapa como gigante roja (unos 1.000 millones de años) el Sol irá expulsando gas cada vez con mayor intensidad.

En los últimos momentos de su vida el viento solar se intensificará y el Sol se desprenderá de toda su envoltura, la cual, formará, con el tiempo, una nebulosa planetaria. El núcleo y sus regiones más próximas se comprimirán más hasta formar un estado de la materia muy concentrado en el que las repulsiones de tipo cuántico entre los electrones extremadamente cercanos (degenerados) frenarán el colapso. Quedará entonces, como remanente estelar, una enana blanca de carbono y oxígeno que se irá enfriando paulatinamente.

Estructura del Sol

Como todas los cuerpos de suficiente masa el Sol posee una forma esférica y a causa de su lento movimiento de rotación, tiene también un leve achatamiento polar. Como en cualquier cuerpo de suficiente masa todas las partículas que lo constituyen son atraídas hacia el centro del objeto por la fuerza de gravedad. Sin embargo el plasma que forma el Sol se encuentra en equilibrio ya que la creciente presión en el interior solar compensa la atracción gravitatoria produciéndose un equilibrio hidrostático. Ahora bien la presión que sustenta la masa de cualquier estrella está causada tanto por la densidad y temperatura creciente de material en el interior de la estrella como por la presión de

radiación causada por el flujo de fotones emitidos. El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en "capas de cebolla". La frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Sí se puede sin embargo establecer una función física que es diferente para cada una de las capas. En la actualidad, la astrofísica dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayoría de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por: 1) núcleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona y 7) viento solar.

Núcleo

Nucleosíntesis estelar | Cadenas PP | Ciclo CNO

Ocupa unos 139.000 km del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. Nuestra estrella está constituida por un 81 % de hidrógeno, 18 % de helio y el 1 % restante que se reparte entre otros elementos.

En su centro se calcula que existe un 49 % de hidrógeno, 49 % de helio y el 2 % restante en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares. A comienzos de la década de los 30 el físico austríaco Fritz Houtermans y el astrónomo inglés Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) unieron sus esfuerzos para averiguar si la producción de energía en el interior del Sol y en las estrellas se podía explicar por las transformaciones nucleares

En 1938 Hans Albrecht Bethe (1906- ) en Estados Unidos y Carl Friedrich von Weizsäker, en Alemania, simultánea e independientemente, encontraron el hecho notable de que un grupo de reacciones en las que intervienen el carbono y el nitrógeno como catalizadores constituyen un ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura el hidrógeno.

A este grupo de reacciones se las conoce como "ciclo de Bethe o del carbono", y es equivalente a la fusión de cuatro protones en un núcleo de helio. En estas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, esto es, el hidrógeno consumido pesa más que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energía según la ecuación de Einstein. E = mc², donde E es la energía, m la masa y c la velocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 % de la masa afectada en fotones, con una longitud de onda cortísima y por lo tanto muy energéticos y penetrantes. La energía producida calienta el

núcleo solar hasta temperaturas de 10 a 20 millones de grados.

Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas, es el ciclo de Critchfiel o protón-protón. Charles Critchfiel en 1938 era un joven físico alumno de George Gamow (1904-1968) en la Universidad de George Washington, tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta de que en el choque entre dos protones muy rápidos puede ocurrir que uno de los protones pierda su carga positiva y se convierta en un neutrón que permanece unido al otro protón constituyendo un deuterón, es decir, un núcleo de hidrógeno pesado. La reacción puede producirse de dos maneras algo distintas:

El primer ciclo se da en estrellas más calientes y con mayor masa que el Sol y la cadena protón-protón en las similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el año 1953 se creyó que su energía era producida exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se ha demostrado en estos últimos años que el calor solar procede en un 99 % del ciclo protón-protón.

Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al transformarlo en helio. La presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región central tenderá a contraerse gravitacionalmente, calentándo progresivamente las capas adyacentes. El exceso de energía producida hará que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y nuestro astro rey se convertirá en una estrella gigante roja. El diámetro del Sol puede llegar a alcanzar y sobrepasar al de la órbita de la Tierra, con lo cual, cualquier forma de vida se habrá extinguido. Cuando la temperatura de la región central alcance aproximadamente 100 millones de grados, comenzará a producirse la reacción del helio en carbono, hasta que el primero se agote, iniciándose una nueva contracción de la estrella al perder su fuente de energía. De este modo nuestro Sol se transformará en una enana blanca y, mucho más tarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra.

Zona radiante

En la zona exterior al núcleo el transporte de la energía generada en el interior se produce por radiación hasta el límite exterior de la zona radiativa. Esta zona está compuesta de plasma, es decir, grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. Como la temperatura del Sol decrece del centro (10-20 millones de grados) a la periferia (6000 grados en la fotosfera), es más fácil que un fotón cualquiera se mueva del centro a la periferia que al revés. Sin embargo, los fotones deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso siendo absorbidos y reemitidos infinidad de veces en su camino. Se calcula que un fotón cualquiera invierte un millón de años, en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible.

Zona convectiva

Esta región se extiende por encima de la zona radiativa y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad volviéndose el material opaco al transporte de radiación. Por lo tanto, el transporte de energía se realiza por convección, de modo que el calor se transporta de manera no homogénea y turbulenta por el propio fluído. Los fluídos se dilatan al ser calentados y disminuyen su densidad. Por lo tanto, se forman corrientes ascendentes de material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores frías. Así a unos 200.000 km bajo la fotosfera del Sol, el gas se vuelve opaco por efecto de la disminución de la temperatura; en consecuencia, absorbe los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensas de su energía. Se forman así secciones convectivas turbulentas, en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmósfera solar se vuelve transparente a la radiación y el gas caliente cede su energía en forma de luz visible, enfriándose antes de volver a descender a las profundidades. El análisis de las oscilaciones solares ha permitido establecer que esta zona se extiende hasta estratos de gas situados a la profundidad indicada anteriormente. La observación y estudio de estas oscilaciones solares constituye el sujeto de estudio de la heliosismología.

Fotosfera

Esquema de la estructura de anillo de una llamarada solar y su origen causado por la deformación de las líneas del campo electromagnético.La fotosfera es la zona desde la que se emite la mayor parte de luz visible del Sol. La fotosfera se considera como la «superficie» solar y, vista a través de un telescopio, se presenta formada por gránulos brillantes que se proyectan sobre un fondo mas oscuro. A causa de la agitación de nuestra atmósfera, estos gránulos parecen estar siempre en agitación. Puesto que el Sol es gaseoso, su fotosfera es algo transparente: puede ser observada hasta una profundidad de unos cientos de kilómetros antes de volverse completamente opaca. Normalmente se considera que la fotosfera solar tiene unos 100 o 200 km de profundidad.

Aunque el borde o limbo del Sol aparece bastante nítido en una fotografía o en la imagen solar proyectada con un telescopio, se aprecia fácilmente que el brillo del disco solar disminuye hacia el borde. Este fenómeno de oscurecimiento del centro al limbo es consecuencia de que el Sol es un cuerpo gaseoso con una temperatura que disminuye con la distancia al centro. La luz que se ve en el centro procede en la mayor parte de las capas inferiores de la fotosfera, más caliente y por tanto más luminosa.

Al mirar hacia el limbo, la dirección visual del observador es casi tangente al borde del disco solar por lo que llega radiación procedente sobre todo de las capas superiores de la fotosfera, más frías y emitiendo con menor intensidad que las capas profundas en la base de la fotosfera.

Es muy curioso que un fotón tarda en promedio un millón de años en atravesar la zona radiante y un mes en recorrer los 200.000 km de la zona convectiva, empleando tan sólo 499,0047818 segundos en cruzar la distancia que separa la Tierra del Sol.

No se trata de que los fotones viajen más rápidamente ahora, sino que en el exterior del Sol el camino de los fotones no se ve obstaculizado por los continuos cambios, choques, quiebros y turbulencias que experimentaban en el interior del Sol.

Los gránulos brillantes de la fotosfera tienen muchas veces forma hexagonal y están separados por finas líneas oscuras.

Los gránulos son la evidencia del movimiento convectivo y burbujeante de los gases calientes en la parte exterior del Sol. En efecto, la fotosfera es una masa en continua ebullición en el que las células convectivas se aprecian como gránulos en movimiento cuya vida media es tan solo de unos nueve minutos. El diámetro medio de los gránulos individuales es de unos 700 a 1000 km y resultan particularmente notorios en los períodos de mínima actividad solar. Hay también movimientos turbulentos a una escala mayor, la llamada "supergranulación", con diámetros típicos de unos 35.000 km. Cada supergranulación contiene cientos de gránulos individuales y sobrevive entre 12 a 20 horas. Fue Richard Christopher Carrington (1826-1875), cervecero y astrónomo aficionado el primero en observar la granulación fotosférica en el siglo XIX. En 1896 el francés Pierre Jules César Janssen (1824-1907) consiguió fotografiar por primera vez la granulación fotosférica.

El signo mas evidente de actividad en la fotosfera son las manchas solares. En los tiempos antiguos se consideraba al Sol como un fuego divino y, por consiguiente, perfecto e infalible. Del mismo modo se sabía que la brillante cara del Sol estaba a veces nublada con unas manchas oscuras, pero se imaginaban que eras debidas a objetos que pasaban en el espacio entre el Sol y la Tierra. Cuando Galileo (1564-1642) construyó el primer telescopio astronómico, dando origen a una nueva etapa en el estudio del universo, hizo la siguiente afirmación "Repetidas observaciones me han convencido, de que estas manchas son sustancias en la superficie del Sol, en la que se producen contínuamente y en la que también se disuelven, unas más pronto y otras más tarde". Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara.

Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12.000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120.000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parece oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera. Así, la umbra tiene una temperatura de 4.000º K, mientras que la penumbra alcanza los 5.600º K, inferiores en ambos casos a los 6.000º K que tienen los gránulos de la fotosfera.

Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = sT4 , donde s = 5.67051 x 10-8 W/m²/K4 ), la umbra emite aproximadamente un 32 % de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71 % de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar está causada únicamente por un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.

Cromosfera

La cromosfera es una capa exterior a la fotosfera visualmente mucho más transparente. Su tamaño es de aproximadamente unos 10.000 km y es imposible observarla sin filtros especiales al ser eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera. La cromosfera puede observarse sin embargo en un eclipse solar en un tono rojizo característico y en longitudes de onda específicas, notablemente en Ha, una longitud de onda característica de la emisión por hidrógeno a muy alta temperatura.

Las prominencias solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera alcanzando alturas de hasta 150.000 km produciendo erupciones solares espectaculares.

Corona solar

La corona solar vista en rayos X.La corona solar está formada por las capas más ténues de la atmósfera superior solar. Su temperatura alcanza los millones de grados, una cifra muy superior a la de la capa que le sigue, la fotosfera, siendo esta inversión térmica uno de los principales enigmas de la ciencia solar reciente. Esta elevadísimas temperaturas son un dato engañoso y consecuencia de la alta velocidad de las pocas partículas que componen la atmósfera solar. Sus grandes velocidades son debidas a la baja densidad del material coronal, a los intensos campos magnéticos emitidos por el Sol y a las ondas de choque que rompen en la superficie solar estimuladas por las céllas convectivas. Como resultado de su elevada temperatura, desde la corona se emitie gran cantidad de energía en rayos X. En realidad, estas temperaturas no son más que un indicador de las altas velocidades que alcanza el material coronal que se acelera en las líneas de campo magnético y en dramáticas eyecciones de material coronal (EMCs). Lo cierto es que esa capa es demasiado poca denso como para poder hablar de temperatura en el sentido usual de agitación térmica.

La corona solar solamente es observable desde el espacio con instrumentos adecuados que anteponen un disco opaco para eclipsar artifialmente al Sol o durante un eclipse solar natural desde la Tierra. El material ténue de la corona es continuamente expulsado por la fuerte radiación solar dando lugar a un viento solar. Así pues, se cree que las estructuras observadas en la corona están modeladas en gran medida por el campo magnético solar y las células de transporte convectivo.

Energía solar

La mayor parte de la energía utilizada por los seres vivos procede del Sol, las plantas la absorben directamente y realizan la fotosíntesis, los hervíboros absorben indirectamente una pequeña cantidad de ésta energía comiendo las plantas, y los carnívoros absorben indirectamente una cantidad más pequeña comiendo a los hervíboros.

La mayoría de las fuentes de energía usadas por el hombre derivan indirectamente del Sol. Los combustibles fósiles preservan energía solar capturada hace millones de años mediante fotosíntesis, la energía hidroeléctrica usa la energía potencial de agua que se condesó en altura después de haberse evaporado por el calor del Sol, etc.

Sin embargo, el uso directo de energía solar para la obtención de energía no está aún muy extendido debido a que los mecanismos actuales no son suficientemente eficaces.

Precauciones necesarias para observar el Sol

No mirar nunca directamente al Sol sin la debida protección, puede causar lesiones y quemaduras graves en los ojos e incluso la ceguera permanente. Las gafas de sol, filtros hechos con película fotográfica velada, polarizadores, gelatinas, CD's o cristales ahumados NO ofrecen la suficiente protección a los ojos. Una buena protección la proporcionan los filtros MYLAR® o equivalentes. Las gafas utilizadas para la soldadura al arco con cristales de densidades 14 a 16, son idóneas para este fin. Las mismas precauciones deben tenerse en cuenta si se utilizan aparatos ópticos. Los filtros deben ir colocados en la parte frontal y nunca en el ocular.

Es un flujo de partículas (en su mayoría protones de alta energía, 500 keV) que surgen de la atmósfera de una estrella.

- La composición elemental del viento solar en nuestro sistema solar es idéntica a la de la corona del Sol: un 73% de hidrógeno y un 25% de helio, con algunas trazas de impurezas. Las partículas se encuentran completamente ionizadas formando un plasma muy poco denso. En las cercanías de la Tierra, la velocidad del viento solar varía entre los 200-

889km/s, siendo el promedio de unos 450 km/s. El Sol pierde aproximadamente 800 kilogramos de materia cada segundo en forma de viento solar.

- Dado que el viento solar es plasma, extiende consigo el campo magnético solar. A una distancia de 160 millones de kilómetros la rotación solar barre al viento solar en forma de espiral, arrastrando sus líneas de campo magnético, pero más allá de esa distancia el viento solar se dirige hacia el exterior sin mayor influencia directa del Sol. Las explosiones desusadamente energéticas de viento solar causadas por manchas solares y otros fenómenos atmosféricos del Sol, se denominan "tormentas solares" y pueden someter a las sondas espaciales y los satélites a fuertes dosis de radiación. Las partículas de viento solar que son atrapadas en el campo magnético terrestre, muestran tendencia a agruparse en los cinturones de Van Allen y pueden provocar las Auroras boreales y las Auroras australes cuando chocan con la atmósfera terrestre cerca de los polos geográficos. Otros planetas que tienen campos magnéticos similares a los de la tierra también tienen sus propias auroras.

- El viento solar forma una "burbuja" en el medio interestelar (hidrógeno y helio gaseosos en el espacio intergaláctico). El punto en el que la fuerza ejercida por el viento solar no es suficientemente importante como para desplazar el medio interestelar, se conoce como heliopausa y se considera que es el "borde" más exterior del sistema solar. La distancia hasta la heliopausa no es conocida con precisión y probablemente depende de la velocidad del viento solar y de la densidad local del medio interestelar, pero se sabe que está mucho más allá de la órbita de Plutón.