DOCUMENTALES. HOY: EL SISTEMA SOLAR

Sol-Mercurio-Venus-Tierra-Marte-Júpiter-Saturno-Urano-Neptuno-Plutón
El Sistema Solar está compuesto por el Sol, al que le rodean Nueve Planetas, con sus Satélites, más 1.000 Asteroides entre Marte y Júpiter, miles de Cometas, y millones de Planetas Menores, Meteoritos, y otro Medio Interplanetario...

En esta pintura, en blanco y negro, se ve el Sol rodeado por los 9 Planetas. Los Asteroides, más de 1.000, son las dos líneas de puntos entre Marte y Jupiter. Los Cometas están representados por las dos líneas blancas semielípticas, indicando su órbita elíptica sumamente excéntrica, muy diferente que la de los planetas.

... y todos en un continuo mover que moverse a velocidades gigantes, en un orden y armonías perfectas... ¡es la danza de los Planetas!...

... todos se mueven en órbitas elípticas alrededor del Sol... y el Sol, con todos ellos, en órbita gigantesca, alrededor de Sagitario, en la Vía Láctea.
1- El sol:

Su masa es mayor que todo lo demás junto: el 99.85%. En la figura en color, es lo amarillo de la izquierda. Es 1.300.000 veces más grande que la Tierra. Es todo una gigante bola de fuego, producido, como la bomba de Hidrógeno, por átomos de Hidrógenos que se transforman en su isótopo el Helio (por eso Sol tomó su nombre de Helio). Algunas de sus explosiones constantes alcanzan la altura de 800.000 kilómetroe, más del doble que la distancia de la Tierra a la Luna.

2- Los Planetas: 0.135% del sistema Solar.

Son 9, y en orden de cercanía al Sol, son, como indica la figura en color:

1- Mercurio:

A 58 millones de kilómetros del Sol, 20 veces menor que la tierra. Es el Planeta más rápido... cuanto más cerca del sol, más rapidez en los movimientos de los palnetas. Solo se puede ver por Telescopios.Su temperatura es de varios centenares de grados en el lado que mira el Sol, y el lado opuesto congelado de frío.
Mercurio, el planeta más cercano al Sol, es difícil de observar desde la Tierra porque sale y se pone en dos horas de Sol. Además, dado que su superficie es abrupta, porosa y de roca oscura, Mercurio es un mal reflector de la luz solar. Por consiguiente, poco se supo acerca de este planeta hasta que la nave espacial Mariner 10 hizo varios vuelos de reconocimiento en 1974 y 1975.

Mercurio Los científicos pueden estimar la edad de una superficie por el número de cráteres en ella; en general, mientras la superficie sea más vieja más cráteres tendrá. Algunas regiones de Mercurio presentan muchos cráteres, sugiriendo esto que son superficies muy viejas que probablemente se formaron hace aproximadamente 4 mil millones de años. Entre estas regiones están áreas de llanuras suaves que pueden haber sido allanadas por flujos de lava volcánica o por depósitos acumulados de material delgado arrojado por impactos. Estas llanuras son también lo suficientemente viejas para acumular un gran número de cráteres.

En otras partes del planeta hay llanuras lisas, con pocos cráteres; estas llanuras son probablemente más jóvenes y de origen volcánico. En algún momento entre la formación de las llanuras ubicadas entre los cráteres y la formación de las llanuras lisas, el planeta entero puede haberse encogido cuando se enfrió, causando que la corteza se plegara y se formaran prolongados y empinados riscos.

El mayor valle de impacto de Mercurio, Caloris, tiene aproximadamente 1.300 kilómetros de longitud y está rodeado por montañas que se elevan a alturas de alrededor de 2 kilómetros. Probablemente se formó por el impacto de un gran planetesimal cuando Mercurio estaba formándose . En el lado opuesto del planeta respecto a Caloris hay un área montañosa, probablemente resultado de las ondas sísmicas causadas por el mismo impacto.

Mercurio es muy denso y tiene un campo magnético que es aproximadamente 1% del de la Tierra. Esto sugiere la existencia de un núcleo compuesto de hierro y níquel y que constituye aproximadamente el 40% del volumen del planeta. La gravedad superficial es aproximadamente 1/3 de la gravedad terrestre. Una delgada atmósfera de hidrógeno (H), helio (He), potasio (K) y sulfuro rodea el planeta.

Imágenes de radar de Mercurio tomadas en 1991 muestran grandes trozos de hielo en su polo norte, descubrimiento sorprendente debido a las elevadísimas temperaturas del planeta.

Mercurio gira sobre su eje tres veces por cada dos revoluciones alrededor del Sol y tiene una órbita más elíptica que la de los demás planetas. Estas dos características combinadas crean efectos excepcionales según las normas de la Tierra. Tal es así que un observador en Mercurio vería que:

Al afelio (punto en la órbita de un planeta en el cual éste se aleja más del Sol) el Sol parecería tener más de dos veces el tamaño del que se observa desde la Tierra.

Al perihelio (punto en la órbita de un planeta en el cual éste se acerca más al Sol) el Sol parecería tener casi cuatro veces el tamaño del observado desde la Tierra.

Además, el Sol no aparecería moviéndose firmemente por el cielo. En cambio, su rapidez aparente cambiaría, dependiendo de la situación del espectador en el planeta y de la distancia del planeta al Sol, habiendo veces en que el Sol parecería incluso invertir su curso.

Las temperaturas en Mercurio varían notablemente: al "mediodía" la temperatura en su superficie alcanza casi 675°K y justo antes del "alba" desciende a casi 100°K (una temperatura de cerca de 295°K es confortable para los humanos). Los científicos a menudo miden las temperaturas usando la escala Kelvin, escala de temperatura absoluta en la que 0°K es la temperatura más baja posible, la cual corresponde a -273,15°C.

Le toma 58,6 días terrestres a Mercurio para completar una rotación alrededor de su eje, pero algo curioso es que el tiempo entre una salida del Sol y la próxima es de 176 días terrestres. La razón para esto es que después de una rotación, Mercurio ha completado dos tercios de su órbita alrededor del Sol, así que el Sol está en un lugar diferente en el cielo de Mercurio. Toma tres rotaciones, o dos años Mercuriales, para que el Sol reaparezca en el mismo lugar en el cielo del planeta.
2 Venus:

Es el "lucero del alba" o "estrella de la mañana" de los enamorados, por lo que se le dio el nombre de Venus. A 108 millones de kilómetros del Sol, y del tamaño de la Tierra. Su atmósfera está cargada de ácido carbónico, y su temperatura es asfixiante, haciendo imposible la vida vegetal y animal que conocemos.
Venus es el segundo planeta desde el Sol. Gira una vez cada 243 días en movimiento retrógrado, es decir, en el sentido de las agujas del reloj cuando se tiene una vista superior del planeta (encima del polo norte terrestre), que es una dirección opuesta a la dirección de rotación de la mayoría de los otros planetas (incluida la Tierra). Siempre es el mismo lado de Venus el que está mirando hacia la Tierra cuando los dos planetas están más cerca.

Venus es el objeto más brillante del cielo después del Sol y la Luna. A este planeta se le da el nombre de lucero del alba cuando aparece por el este al amanecer y estrella de la tarde cuando está situado al oeste al atardecer. En la antigüedad, a la estrella de la tarde se le llamaba Hesperus y al lucero del alba Phosphorus o Lucifer. Debido a las distancias de las órbitas de Venus y la Tierra desde el Sol, Venus no es visible más de tres horas antes del amanecer o tres horas después del ocaso

Aunque Venus está cerca de la Tierra, el planeta es difícil de estudiar debido a que su superficie es disimulada por espesas capas de densas nubes. Entre 1970 y 1980 el orbitador Pioneer-Venus de la NASA, y los orbitadores soviéticos Venera 15 y Venera 16, fueron capaces de obtener información acerca de las nubes venusianas y de las condiciones de la superficie.

La atmósfera de Venus se compone principalmente de dióxido de carbono (CO2), con gotitas de ácido sulfúrico (H2SO4) en las nubes superiores. Cerca del 3% de la atmósfera venusiana es nitrógeno (N), mientras que en la atmósfera de la Tierra este elemento está presente en un 78%. La atmósfera superior se mueve rápidamente, rodeando completamente el planeta en cuatro días, mientras que los vientos de la superficie son suaves.

La temperatura superficial de Venus es de aproximadamente 750°K, aún más caliente que las temperaturas de "mediodía" de Mercurio. La gran cantidad de dióxido de carbono en la atmósfera de este planeta explica las temperaturas sumamente altas cerca de su superficie. La luz del Sol penetra la atmósfera, es absorbida por la superficie del planeta, y es irradiada en forma de calor; sin embargo, la gran cantidad de dióxido de carbono en la atmósfera absorbe y atrapa este calor irradiado, previniendo esto que sea devuelto al espacio. Como resultado de este fenómeno, llamado "efecto invernadero", la superficie de Venus es lo bastante caliente como para fundir plomo.

A causa de que las nubes sólo dejan que aproximadamente 15% de la luz del Sol alcance la superficie del planeta, los días en Venus son oscuros y nublados. Como la densa atmósfera refracta (o devuelve) la luz, algunos rayos de luz se prolongan alrededor del lado nocturno del planeta, de manera tal que las noches no son completamente oscuras.

En muchos lugares la superficie se ha fracturado y plegado severamente por fuerzas causadas por la difusión del calor del manto venusiano (capa interior del planeta que queda justo sobre el núcleo). Así Venus puede experimentar una forma de placa tectónica, aunque la temperatura bastante alta de la superficie probablemente hace el estilo tectónico diferente al de la Tierra. La montaña más alta de Venus, Maxwell Montes, tiene aproximadamente 12 kilómetros de alto, y es posible que sea un volcán. Imágenes tomadas por radar indican que las regiones montañosas en Venus tienen superficies más ásperas que la de los otros terrenos.

La nave espacial Magellan llegó a Venus a mediados de 1990, tomando una órbita que lo llevó alrededor del planeta cada tres horas mientras captó la superficie envuelta en nubes de Venus con los mejores detalles alguna vez alcanzados. La superficie de Venus tiene grandes cráteres de meteoros. Magellan también halló evidencia de que pueden existir volcanes activos en Venus y que la superficie del planeta tiene probablemente una antigüedad de sólo 400 millones de años. Más tarde vino apoyo para la posibilidad de volcanes activos en Venus por parte de la nave espacial Galileo. Galileo voló por Venus a principios de 1990 y halló evidencia de eventos electromagnéticos impulsivos característicos del relámpago. Los científicos de la misión sugirieron que estos eventos tienen un origen volcánico.
3- La Tierra:

El único planeta o estrella donde se conzca que haya agua, plantas y animales. Con su satélite, la Luna, gira a 150 millones de kilómetros del Sol.
La Tierra es el tercer planeta desde el Sol y el quinto en cuanto a tamaño entre los nueve planetas conocidos del Sistema Solar. La distancia promedio de la Tierra al Sol es de 149.503.000 kilómetros. Aunque de muchas maneras la Tierra es un típico planeta terrestre, ocupa un lugar especial en el Sistema Solar porque es el único planeta que se conoce que alberga la vida como la conocemos.

La Tierra no es una esfera perfecta, sino que tiene forma de pera: cálculos basados en las perturbaciones de las órbitas de los satélites artificiales revelan que se engrosa 21 kilómetros en el ecuador, se dilata 10 metros en el polo norte y está hundida unos 31 metros en el polo sur.

La excentricidad de la órbita de la Tierra alrededor del Sol es muy pequeña, siendo prácticamente circular. La circunferencia aproximada de dicha órbita es de 938.900.000 kilómetros, y nuestro planeta viaja a lo largo de ella a una velocidad de 106.000 kilómetros por hora.

La Tierra se puede dividir en cinco partes:

La Atmósfera es la cubierta gaseosa que rodea el cuerpo sólido del planeta. Aunque tiene un grosor de más de 1.100 kilómetros, cerca de la mitad de su masa se concentra en los 5,6 kilómetros más bajos.

Antártica La Hidrosfera es la capa de agua que, en forma de océanos, cubre el 70,8% de la superficie de la Tierra. Se compone principalmente de océanos, pero en sentido estricto comprende todas las superficies acuáticas del mundo, como mares interiores, lagos, ríos y aguas subterráneas. La masa de los océanos es de 1,35 x 1018 toneladas.

La Litosfera, compuesta principalmente por la fría, rígida y rocosa corteza terrestre, se extiende a profundidades de 100 kilómetros. Comprende a su vez dos capas: la corteza y el manto superior.

El Manto y el Núcleo forman el pesado interior de la Tierra y constituyen la mayor parte de su masa. El manto se extiende desde la base de la corteza hasta una profundidad de unos 2.900 kilómetros. El manto en general es sólido, excepto en la zona conocida como astenosfera (cuyas rocas plásticas y parcialmente fundidas, de 100 kilómetros de grosor, permiten a los continentes trasladarse por la superficie terrestre y a los océanos abrirse y cerrarse). El manto superior se compone de hierro (Fe) y silicatos de magnesio, mientras el manto inferior se compone de una mezcla de óxidos de magnesio, hierro y silicio (Si).

Respecto al núcleo, la investigación sismológica ha demostrado que tiene una capa exterior de unos 2.225 kilómetros de grosor. Esta capa es probablemente rígida y los estudios demuestran que su superficie exterior tiene depresiones y picos, y estos últimos se forman donde surge la materia caliente. Por el contrario, el núcleo interior, cuyo radio es de unos 1.275 kilómetros, es sólido. Se cree que ambas capas del núcleo se componen en gran parte de hierro con un pequeño porcentaje de níquel y de otros elementos. Las temperaturas del núcleo interior pueden llegar a los 6.920°K.

Las corrientes de convección dentro del manto trasladan la mayor parte de su energía térmica desde la profundidad de la Tierra a la superficie y son la fuerza conductora de la deriva de los continentes. El flujo de convección proporciona las rocas calientes y fundidas al sistema mundial de cadenas montañosas oceánicas y suministra la lava que sale de los volcanes

El satélite natural de la Tierra es la Luna. La masa de la Luna es igual al 1,2% de la masa de la Tierra, pero ese porcentaje es el más grande de cualquier combinación planeta-satélite en el Sistema Solar, salvo por Plutón y su satélite, Caronte. La Luna pudo originalmente haberse formado del material esparcido por una colisión de la Tierra con un planetesimal de aproximadamente el tamaño de Marte. Los materiales resultantes pudieron haberse instalado en órbita alrededor de la Tierra y haberse acrecido para formar la Luna. Existen otros modelos para la formación de la Luna, pero muchos científicos creen que esta teoría parece más creíble (ver Formación y Evolución de los Planetas).
4- Marte:

Con sus 2 satélites, Deimos y Robos, a 228 millones de kilómetros del Sol, es 7 veces menor que la Tierra. Los "marcianos" no existen. No hay vida en Marte. Su atmósfera tiene muy poco oxígeno, una milésima de la Tierra, y también muy poco ácido carbónico, haciendo la vida imposible para animales y plantas.
Marte, desde tiempos remotos, ha sido objeto de gran interés para los astrónomos. A diferencia de Venus, Marte generalmente no tiene oscuras capas de nubes. Además, pasa relativamente cerca de la Tierra en su órbita. De esta manera es casi un material ideal para la observación telescópica. A través de los siglos los observadores han notado diversos fenómenos excepcionales en la superficie del planeta, incluyendo un desarrollo estacional, una disminución de las capas polares y una ola de oscuridad que parece alcanzar del polo al ecuador durante la primavera de cada hemisferio. La explicación de la mayoría de estas observaciones tuvo que esperar a las misiones exploratorias espaciales de los Estados Unidos y de la Unión Soviética.

Marte tiene cerca de la mitad del tamaño de la Tierra. Su atmósfera se compone principalmente de dióxido del carbono (CO2) y es muy delgada, ejerciendo aproximadamente 1/100 de la presión superficial que la atmósfera de la Tierra ejerce. La temperatura de la superficie del planeta varía ampliamente durante el curso de un día marciano, de aproximadamente 190°K apenas antes del alba a aproximadamente 240°K en la tarde. En el centro del planeta probablemente hay un pequeño núcleo de hierro o de sulfuro de hierro. Si Marte tiene un campo magnético, éste es tan débil que ningún instrumento ha podido descubrirlo.

Marte, como la Tierra, se inclina sobre su eje rotacional. Por consiguiente está sujeto a variaciones estacionales en el clima: primero un hemisferio y luego el otro recibe más luz del Sol durante la órbita del planeta alrededor del Sol. El agua líquida no puede existir en la superficie de Marte a causa de la baja temperatura y presión; el agua existe sólo como hielo depositado en los polos y quizás atrapada debajo de la superficie y como vapor en la atmósfera. De cualquier modo hay evidencia de que, en el pasado, las temperaturas pudieron haber sido más calurosas y la presión atmosférica más alta. Imágenes del orbitador Viking muestran rasgos de la superficie que parecen lechos de ríos secos y barrancas. Éstos pueden haber sido hechos por aguaceros y aguas llovedizas, pero pueden haber sido hechos también por agua subterránea que escapó a la superficie.

Monte Olimpo Aunque está ahora inactivo, Marte experimentó un período de actividad volcánica que llegó a su máxima expresión hace unos miles de millones de años. El planeta tiene el volcán más grande en el Sistema Solar, el Monte Olimpo. A una altura de 27 kilómetros, el volcán es tres veces más alto que el Monte Everest en la Tierra y cubre una área del tamaño del estado de Arizona. Está situado en la Meseta Tharsis, una ancha y elevada llanura moteada con grandes volcanes y fracturas. El sistema de fracturas más grande es Valles Marineris, un vasto valle de aproximadamente 4.000 kilómetros de largo y variando de 4 a 10 kilómetros de ancho. La Meseta Tharsis pudo haber sido formada por una elevación del material caliente del manto, pero ninguna actividad de las placas tectónicas acompañó este proceso: la superficie marciana consta de una única placa. Otras regiones en Marte incluyen llanuras lisas, áreas densamente llenas de cráteres, altiplanicies rocosas de lados escarpados y colinas formadas por diversas combinaciones de quebrantamiento, volcanismo, corrosión y deposición atmosférica.

En general, una vez cada año marciano al principio de la estación primaveral del hemisferio sur, Marte es sumergido por tormentas globales de polvo. Las diferencias de la temperatura local generan fuertes vientos que levantan el polvo de la superficie formando espesas nubes. Las nubes bloquean la luz del Sol, causando gradualmente que las temperaturas de la superficie desciendan y que los vientos disminuyan. Algo del polvo atmosférico es depositado en una nevada de polvo e hielo en el hemisferio invernal. La nieve forma una capa invernal de hielo de dióxido de carbono, agua helada y polvo. Durante la primavera la mayor parte de la capa se evapora, pero queda algo como un depósito permanente. Como resultado, un registro geológico de estas tormentas y sus variaciones a lo largo de la vida del planeta debe estar conservado en las capas permanentes de polvo e hielo de los polos marcianos.

El fenómeno conocido como la ola de oscuridad acompaña la declinación estacional de las capas polares. Cerca de la orilla o capa polar, un general oscurecimiento de las marcas de la superficie aparece a principios de la primavera mientras la capa empieza a retroceder. Entonces el oscurecimiento se aleja de la capa y alcanza el ecuador, disipándose finalmente en el hemisferio opuesto. Aunque estas olas han sido bien documentadas en observaciones desde la Tierra, los intentos de estudiarlas desde naves espaciales han fallado. No se ha detectado ningún cambio en la superficie que pueda asociarse con este fenómeno, y generalmente se conviene que la ola es algún género de efecto atmosférico.

Por siglos los astrónomos han considerado la posibilidad de que la vida puede existir en Marte. Cuando los telescopios llegaron a ser más poderosos, el debate se intensificó. En 1877 el astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli describió un sistema de conductos interconectados en el planeta. El astrónomo americano Percival Lowell interpretó que la palabra canali de Schiaparelli significaba canales y especuló que eran estructuras que habían sido construídas por una avanzada pero agonizante civilización marciana. Sin embargo, la mayoría de los astrónomos no podían ver esos canales y muchos dudaron de su existencia. La controversia fue finalmente resuelta sólo cuando fueron enviadas imágenes de la sonda Mariner de los Estados Unidos en 1969. Las fotografías mostraron muchos cráteres pero nada parecido a conductos o canales.

Campo rocoso en Marte Algunos científicos pensaron que era posible que algún tipo de organismo pudiera haber existido en Marte a causa de la presencia de agua y la posibilidad de que las temperaturas en el planeta eran más calurosas en el pasado. Las sondas Viking de los Estados Unidos, consistentes de dos naves espaciales orbitadoras y dos destinadas a aterrizar en el planeta, intentaron en parte buscar evidencia de formas antiguas o presentes de vida en Marte. Las dos naves destinadas a aterrizar en Marte tocaron la superficie del planeta en 1976 y ejecutaron numerosos experimentos, incluyendo un detallado análisis químico de la atmósfera marciana y su tierra. No se halló ningún rastro de cualquier material orgánico. La siguiente sonda de Estados Unidos, el Mars Observer (Observador de Marte), fue lanzada en septiembre de 1992 y se esperó que aterrizara en Marte en agosto de 1993. Se equipó para estudiar la composición de la superficie, la actividad volcánica y la atmósfera de Marte.

Fobos y Deimos, los satélites de MarteMarte tiene dos pequeños satélites, Fobos y Deimos, que pueden ser asteroides capturados. Ambos son tan pequeños que no tienen suficiente gravedad interior para delinearse en formas esféricas; en cambio, tienen formas más o menos iguales a papas. Fobos tiene aproximadamente 27 kilómetros de largo; Deimos tiene aproximadamente 15 kilómetros de largo. Ambos tienen períodos rotacionales iguales a sus períodos orbitales, por lo que siempre apuntan la misma cara hacia Marte. Deimos tiene cráteres lisos que casi son escondidos por una alfombra de piedras generada por repetidos impactos con otros cuerpos. Fobos también está cubierto con una alfombra de piedras, pero es mucho más escabroso y lleno de cráteres. El cráter más grande en Fobos, Stickney, tiene aproximadamente 10 kilómetros de diámetro.

Fobos está muy cerca de Marte y su órbita decae gradualmente, de manera que pasa más cerca del planeta con cada órbita. Los astrónomos estiman que Fobos puede caer a la superficie marciana algún día en los próximo 100 millones de años. Deimos está en una órbita más distante y se aleja gradualmente del planeta.

Ambos satélites son muy oscuros y están hechos probablemente de un material de condrita carbonosa. Ésta es una substancia primitiva que incluyen muchos de los primeros materiales precipitados fuera de la nebulosa solar durante la creación del Sistema Solar (ver Formación y Evolución de los Planetas). Se halla en muchos satélites, asteroides y meteoritos.
5- Júpiter:

Es el planeta bello, con sus franjas coloreadas, grises y blancas, el mayor de los planetas, 1,279 veces mayor que la Tierra, tiene 11 satélites, y gira a 778 millones de kilómetros del Sol. Su atmósfera está llena de metano y amoníaco, sin oxígeno ni ácido carbónico, y temperaturas de 150 grados bajo cero... imposible la vida!.
Júpiter es más grande que todos los otros planetas unidos. Éste emite casi dos veces tanta energía como la que recibe del calor del Sol, que fue adquirida durante la acreción del planeta, así como del calor que es generado cuando el planeta gradualmente se contrae. Júpiter también tiene el campo magnético más poderoso de todos los planetas. El campo se extiende a una distancia de diez veces el radio del planeta y es la fuente de intensas descargas de ruido radial.

Júpiter está compuesto principalmente de hidrógeno (H) y helio (He). No tiene superficie sólida, únicamente capas de nubes gaseosas. En el centro del planeta está probablemente un núcleo rocoso con más de diez veces la masa del planeta Tierra. Las temperaturas en el núcleo exceden los 25.000ºK. Circundando al núcleo está una mezcla líquida de hidrógeno y helio que se ha comprimido en forma metálica bajo la intensa presión de las capas superiores del planeta.

En octubre de 1989 la nave espacial Galileo fue puesta en órbita para un viaje de seis años a Júpiter. Una sonda fue fijada para ser lanzada a la atmósfera joviana en 1995 con el fin de fotografiar porciones de Júpiter por un período de dos años.

Cuando es visto a través del telescopio, las nubes más altas de Júpiter aparecen como cinturones oscuros y zonas luminosas que abrazan el planeta y varían del amarillo oscuro al marrón y gris. Lo más probable es que estos colores sean causados por compuestos de amoníaco (NH3) y sulfuro. El rasgo más obvio del planeta es la famosa Gran Mancha Roja de Júpiter. Es una enorme tormenta ciclónica, tan grande como dos planetas del tamaño de la Tierra situados lado a lado, y se ha observado desde la Tierra por más de 300 años.

Júpiter gira rápidamente sobre su eje, completando una rotación en menos de 10 horas. A causa de la fuerza centrífuga causada por esta rápida rotación, el diámetro de Júpiter es más grande en el ecuador de lo que es de polo a polo, dándole al planeta la forma de una esfera ligeramente achatada.

Júpiter y sus 16 satélites conocidos probablemente se formaron como un Sistema Solar en miniatura, una gran bola gaseosa que giraba rodeada por una nebulosa planetaria que finalmente se desplegó en el planeta y sus satélites (ver Formación y Evolución de los Planetas). Júpiter tiene un estrecho sistema de anillos, descubierto por la nave espacial Voyager 1 en 1979, que está compuesto por diminutas rocas y partículas del polvo.

Júpiter y sus satélites GalileanosLos cuatro satélites más grandes de Júpiter fueron los primeros objetos en el Sistema Solar que fueron descubiertos por medio del uso de un telescopio. Fueron observados primeramente por Galileo en 1610 y por eso son conocidos como los satélites Galileanos. En orden de distancia creciente al planeta, están Ío, Europa, Ganímedes y Calisto. Ío, uno de los satélites Galileanos de JúpiterÍo está compuesto de roca y es de un color anaranjado amarillento brillante debido a la abundancia de sulfuro en su superficie. En su órbita elíptica Ío es continuamente apretado dentro y fuera como un acordeón por la fuerte atracción gravitatoria de Júpiter y la débil atracción de los otros satélites Galileanos. Este efecto, conocido como doblez periódica, genera fricción y calor interior en el satélite. Como resultado, Ío es volcánicamente hiperactivo: por lo menos diez volcanes haciendo erupción fueron grabados por los Voyagers 1 y 2.

Europa, el más pequeño de los satélites GalileanosEuropa está compuesto principalmente de roca, con una lisa cubierta exterior de recientemente formado hielo cubierto con diseños de franjas oscuras y crestas. Al igual que Ío, Europa es internamente calentado por la doblez periódica y está continuamente renovando su superficie. El calor causa que el hielo se funda y que suba a la superficie de la cubierta exterior, formando nuevos flujos de lava de hielo sobre las regiones del planeta.

Ganímedes En contraste, Ganímedes y Calisto son fríos satélites geológicamente inactivos. Son ligeramente más grandes que Mercurio. Ambos tienen núcleos de roca que conforman cerca de la mitad de su volumen; la otra mitad es hielo. Ganímedes esta cubierto con trozos luminosos y oscuros. Las áreas oscuras son viejas superficies, llenas de cráteres. Calisto Las áreas luminosas son relativamente jóvenes y contienen cráteres que tienen brillantes líneas luminosas de hielo a la vista. Ganímedes era internamente activo hace pocos miles de millones de años, y se formaron muchas fracturas extensas en la superficie que fueron rellenadas con hielo o con agua que más tarde se volvió hielo. El hielo fue refracturado dentro de los complejos diseños observados hoy en día. La superficie de Calisto es completamente oscura y densamente llena de cráteres. Ha sido poca la actividad geológica que ha ocurrido en su superficie los pocos miles de millones de años pasados.

En 1992 la nave espacial Ulysses voló por Júpiter para estudiar sus campos magnéticos, plasma, polvo y rayos X. Éste halló que el campo magnético del planeta tiene un pulso tan preciso como un reloj que se extiende en medio del planeta. También observó que Ío es volcánicamente menos activo de lo que se pensó previamente.

6- Saturno:

Con el singular encanto de los anillos de colores, 10 satélites, la mitad de tamaño que Júpiter, y gira a 1,386 millones de kilómetros del Sol. Sele llama el más lujose de los planetas, porque usa anillos!, que soncorpúsculos s;olidos de materia opaca, en número elevadísimo, de pocos metros de diametro, muy próximos los unos de los otros... como si fueran billones de meteoros juntos y moviéndose al unísono en el mismo plano.
aturno, al igual que Júpiter, es un gran planeta gaseoso compuesto principalmente de hidrógeno y helio. También irradia más de dos veces tanto calor como el que recibe del Sol. Este exceso de energía termal es en parte del calor primordial y en parte de la fricción creada por el elemento más pesado, helio, hundido gradualmente por el hidrógeno hacia el centro del planeta. Saturno tiene un campo magnético 1.000 veces más fuerte que el de la Tierra pero no tan fuerte como el de Júpiter. La densidad de Saturno es tan baja que podría flotar en un océano de agua. Probablemente tiene un núcleo similar al de Júpiter. Está cubierto con bandas de nubes, algunos dibujos de formas ciclónicas iguales a las de Júpiter, pero los colores aparecen más suaves que en Júpiter a causa de una niebla atmosférica que cubre las nubes. Saturno está rodeado por un sistema espectacular de anillos. Galileo observó estos anillos en 1610, pero no los identificó como anillos porque creyó que Saturno era un planeta triple. En 1655, usando un telescopio más poderoso, el astrónomo holandés Christiaan Huygens pudo ver un llano y aparentemente sólido anillo alrededor de Saturno. Más tarde, los astrónomos pudieron identificar los anillos separados.

Las cámaras de los Voyagers 1 y 2 revelaron que hay en realidad decenas de miles de anillos que se extienden aproximadamente de 7.000 kilómetros a 74.000 kilómetros más allá de la atmósfera de Saturno. Están hechos de hielo y partículas cubiertas de hielo que varían del tamaño de una mancha de polvo al tamaño de una casa. Los anillos se suceden en grupos: el anillo A, el anillo B, y así sucesivamente hacia el interior. El boquete entre los anillos A y B es llamado la División de Cassini. Las cámaras de los Voyagers observaron rayos oscuros radiales ocasionales en el anillo B. Éstos empezaron como líneas delgadas y entonces se estiraron en formas de cuña como los anillos interiores, que con un rápido movimiento pasaron a los anillos exteriores. Los rayos desaparecieron después de unas horas. Los astrónomos creen que estos rayos están hechos probablemente de partículas finas que se han levantado un poco sobre los anillos por fuerzas electrostáticas.

Titán, la luna más grande de Saturno Por lo menos 20 satélites orbitan a Saturno. El más grande de éstos es Titán, intermedio en tamaño entre los planetas Mercurio y Marte. Titán es mitad roca y mitad hielo, con una atmósfera de nitrógeno (N) y metano (CH4) que ejerce aproximadamente 1 1/2 veces la presión de la superficie de la atmósfera de la Tierra. Su superficie es muy fría y está oculta por la niebla. Está cubierto por océanos de metano líquido. Los otros satélites mayores son Mimas, Encelado, Tetis, Dione, Rea y Yapeto. La mayoría de ellos tienen heladas superficies llenas de cráteres. Encelado tiene una superficie lisa, luminosa, de al parecer hielo puro. Yapeto tiene un gran trozo de un material tan oscuro como el asfalto que casi tapa el hemisferio principal (el lado de la cara del satélite en la dirección de movimiento orbital).

Algunos de los satélites pequeños de Saturno Los restantes satélites de Saturno son todos pequeños, helados e irregulares en forma. Algunos son llamados satélites pastores porque sus órbitas se localizan a los bordes de los anillos, aparentemente para ayuda a guardar en su lugar el material del anillo. El anillo F de Saturno tiene dos satélites pastores cuyas fuerzas gravitatorias pueden ser responsables por el aspecto trenzado o torcido del anillo. Dos de los satélites más pequeños tienen casi la misma órbita pero no se mueven exactamente con la misma rapidez. Cuando el más rápido da alcance al más lento no chocan; en cambio, se atraen el uno al otro gravitacionalmente e intercambian de lugar.
7- Urano:

Con 4 satélites, a 2.830 millones de kilómetros del Sol, 70 veces mayor que la Tierra.
Urano es otro de los grandes planetas gaseosos. Es más denso que Júpiter y Saturno y está compuesto de hidrógeno (H), helio (He), cantidades substanciales de agua y probablemente algo de metano, amoníaco, roca y metal. Los rastros de cantidades de metano en su atmósfera superior le dan un color azul verdoso. La temperatura en la atmósfera superior es de tan sólo 60°K aproximadamente, pero la temperatura aumenta con la profundidad atmosférica. Debajo de las espesas nubes puede haber un océano inmenso de agua que, aunque se calienta a varios miles de grados Kelvin, no hierve demasiado a causa de la intensa presión de la atmósfera sobre él. El núcleo del planeta es muy probablemente de roca y metal.

El eje rotacional de Urano se inclina unos inusualmente numerosos 98 grados de una línea hipotética perpendicular al plano eclíptico (el plano eclíptico es el plano teórico creado por la extensión de la órbita de la Tierra alrededor del Sol para formar una vasta superficie plana). Así la situación del planeta en su lateral con su polo norte apunta un poco abajo del plano. Durante el curso de su órbita de 84 años alrededor del Sol, Urano apunta primero un polo hacia el Sol, después su ecuador y más tarde el otro polo. Se piensa que una colisión catastrófica entre Urano y otro cuerpo, quizás un gran cometa, pudo haber golpeado el planeta lateralmente. Urano gira con un movimiento retrógrado, o en el sentido de las agujas del reloj, cerca de una vez cada 17 horas. El planeta tiene un fuerte campo magnético en el cual el polo magnético norte se inclina unos excepcionales 60 grados del polo rotacional norte.

Urano tiene 15 satélites conocidos, que se componen principalmente de hielo y cuyas superficies están llenas de cráteres. Los cinco satélites mayores son Miranda, Ariel, Umbriel, Titania y Oberón. La superficie de Oberón es muy vieja y llena de cráteres, indicando esto que el cuerpo ha sido geológicamente inactivo durante la mayor parte de su existencia. Titania está cubierto sólo por cráteres pequeños y muestra evidencia de actividad geológica temprana. Ariel y Umbriel son los satélites más luminoso y más oscuro, respectivamente. Ariel tiene una superficie joven que contiene algunos cráteres pequeños, muchas fallas y algunos flujos aparentes de hielo. Umbriel es uniformemente muy oscuro y densamente lleno de cráteres. La oscuridad de la superficie sugiere que es relativamente joven, pero el gran número de cráteres indica que la superficie es vieja.

Miranda, el más pequeño e interno de los satélites mayores, es en parte terreno joven cubierto con cerros, escarpas y regiones de agudos picos curiosamente formadas. Otra parte se parece al acanalado terreno de Ganímedes, el satélite de Júpiter. Una tercera área tiene una superficie muy vieja con muchos cráteres. Actividades geológicas tan extensivas y diversas son muy raras para una luna tan pequeña y fría. El satélite Miranda pudo haber sido fracturado a un lado por un impacto con un cometa u otro satélite, probablemente más de una vez, reacreciendo cada vez para formar la extraña mezcla de terrenos ahora observados.

Urano tiene un sistema de anillos estrechos y agudos hechos de algún inusual material oscuro, muy diferentes de los anillos luminosos y helados de Saturno. No son uniformemente gruesos, y en algunos lugares ciertos anillos son tan delgados que desaparecen. Es posible que los anillos de Urano sean relativamente jóvenes comparados con los de Saturno y están aún siendo formados. El Voyager 2 grabó dos satélites pastores pequeños en órbita cerca de los anillos. Hay probablemente más de tales satélites, pero son demasiado pequeños y oscuros para ser vistos. Algunos astrónomos han sugerido que el material oscuro de los anillos y los satélites pequeños, y posiblemente de la capa oscura en Umbriel, puede ser material condrítico carbonoso.
8- Neptuno:

Con un satélite, a 4.496 millones de kilómetros del Sol, 60 veces mayor que la Tierra.
Poco se conoció acerca del planeta Neptuno (descubierto en 1846) hasta el encuentro del Voyager 2 con el planeta en 1989. Su masa es comparable a la de Urano, y tiene una composición similar. Su atmósfera espesa de hidrógeno (H), helio (He) y algo de metano (CH4) le da un color azulado.

Como los otros planetas gaseosos, Neptuno gira rápidamente (una vez cada 16,1 horas) y tiene un diámetro un poco más grande al ecuador que a los polos. Se ha encontrado que la temperatura atmosférica es aproximadamente de 60°K, más alta de la esperada para un cuerpo tan lejano al Sol. Su alta temperatura sugiere que Neptuno tenga otra (posiblemente interna) fuente del calor. El planeta probablemente tiene un núcleo rocoso rodeado de agua helada y metano líquido, que al girar es rodeado por gases de hidrógeno y helio.

Neptuno tiene ocho satélites conocidos. El satélite más grande, Tritón, gira alrededor de Neptuno en una dirección opuesta a la de la mayoría de los otros satélites en el Sistema Solar. Nereida, el segundo más grande, gira en la dirección normal pero en una órbita muy excéntrica.
9- Plutón:

El último descubierto, el más pequeño, el más alejado del Sol, y el más lento en sus movimientos alrededor del sol, por ser el planeta que está más apartado del Sol.
Plutón fue descubierto en 1930, y su satélite, Caronte (o Charon), fue descubierto en 1978. Plutón es un diminuto planeta de baja densidad compuesto por 97% de nitrógeno y cantidades pequeñas de monóxido de carbono helado y metano. Hasta que se hizo este hallazgo en 1992 se creyó que Plutón constaba de hielo y roca. Se estima que el diámetro del planeta es de aproximadamente 2.300 kilómetros. Caronte tiene cerca de 1.200 kilómetros. La combinación de las masas de Plutón y Caronte es aproximadamente 450 veces menor que la masa de la Tierra. Se pueden observar consistentes variaciones en brillo en Plutón, indicando que su superficie es irregular. Los astrónomos han usado estas variaciones como ayuda para determinar el período rotacional del planeta: 6 días, 9 horas y 17 minutos, en tiempo terrestre.

La órbita de Plutón es mucho más elíptica que las de los otros planetas y se inclina 17 grados respecto al plano eclíptico. Cuando está en el perihelio, Plutón está más cerca del Sol que Neptuno. La órbita excéntrica de Plutón y sus similitudes físicas a satélites helados llevaron originalmente a algunos astrónomos a creer que Plutón no tenía el mismo origen de los otros planetas (ver Formación y Evolución de los Planetas). Una teoría sugirió que Plutón y Caronte hubieran sido una vez satélites de Neptuno pero fueron halados lejos del campo gravitatorio de este planeta. Sin embargo, la mayoría de los científicos no creen que este modelo sea físicamente creíble.

1930: Descubrimiento de Plutón

El más externo de los nueve planetas conocidos en nuestro Sistema Solar es Plutón. Fue descubierto por el astrónomo americano Clyde W. Tombaugh en 1930. La existencia de un planeta más allá de Neptuno fue predicha por los astrónomos Percival Lowell y William H. Pickering anteriormente en este mismo siglo. Lowell creyó que irregularidades en la órbita de Urano debían ser causadas por un Planeta X desconocido.

Tombaugh hizo su descubrimiento el 18 de febrero y lo anunció el 13 de marzo. A Plutón sólo se le conoce un satélite, Caronte, descubierto en 1978. Plutón es el más pequeño de los planetas conocidos, sólo unas cinco centésimas el tamaño de Tierra. Ya que ese tamaño es demasiado pequeño para influir en la órbita de Urano, muchos astrónomos creen que puede haber otro gran planeta más allá de Plutón. Otros creen que Plutón, con su muchas irregularidades, no sería un planeta después de todo, sino realmente un satélite de Neptuno que simplemente perdió su curso en el cosmos.
La Tierra, pues, es mayor que el primero y el último de los Planetas: Mercurio y Plutón... sasi igual que Venus y Marte... menor que Urano y Neptuno... y mucho menor que Júpiter y Saturno...

En otros capítulos veremos más detalles del Sol, de cada Planeta, de la Luna, de los Asteroides, Cometas, Meteoros... porque cada uno son perlas de las mil y una maravillas de nuestro glorioso universo.

3- Asteroides:

Son más de 1.000, localizados entre Júpiter y Saturno, girando alrededor del Sol, como se pueden ver en la fotografía en blanco y negro. Los más conocidos son Ceres, Pallas, Juno, Vesta, Astres, Alfonsina, Barcelona... Sus movimientos son ordenados y exactos, como los planetas.

4- Cometas:

Son miles, y tienen excursiones excéntricas que llegan más allá de la órbita de Plutón, pero sin salirse nunca de la atracción solar. Sus movimientos son también ordenados y exactos, su cola es siempre recta. En la figura en blanco se pinta su órbita torcida para indicar su elipse sumamente excéntrica.

5- Finalmente, hay millones de Planetas Menores, Meteoroides, y Medio Interplanetario, en forma de polvo cósmico, que ocupan el 0.0000002% del Sistema Solar.

Todo ello una maravilla de enormidad, con movimientos de rapidez cósmica, siempre en forma ordenada con elipses perfectas, sin separarse ni una milésima de milímetro de sus órbitas, a pesar de ser tan grandes, y de caminar a velocidades tan rápidas.

servido por GETAFARI 4 comentarios compártelo