guia de objetos celestes

GUIA DE
OBJETOS
CELESTES
GUIA DE OBJETOS CELESTES
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INDICE TEMÁTICO.
INTRODUCCIÓN A LOS OBJETOS CELESTES…………………………………….......3
GALAXIAS……………………………………………………………………………………………4
LA GALAXIA EN LA QUE HABITAMOS: LA VIA LACTEA………………………….6
NEBULOSAS Y CÚMULOS ESTELARES…………………………………………………..8
ESTRELLAS………………………………………………………………………………………….10
NUESTRO SISTEMA SOLAR………………………………………………………………….17
EL SOL………………………………………………………………………………………………..20
MERCURIO…………………………………………………………………………………………21
VENUS……………………………………………………………………………………………….23
SISTEMA TIERRA-LUNA: LA TIERRA……………………………………………………24
LA LUNA…………………………………………………………………………………………….25
MARTE………………………………………………………………………………………………26
EL CINTURON DE ASTEROIDES……………………………………………………………27
JÚPITER……………………………………………………………………………………………..28
SATURNO………………………………………………………………………………………….30
URANO……………………………………………………………………………………………..31
NEPTUNO………………………………………………………………………………………….32
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INTRODUCCIÓN A LOS OBJETOS CELESTES.
En esta guia se abordan los objetos o cuerpos celestes más destacados descubiertos y explorados por la astronomia
desde hace varios siglos hasta la actualidad
Nuestro viaje de descubrimientos inicia desde los rincones más lejanos del universo hasta finalmente llegar a nuestro
vecindario cósmico: El Sistema Solar
En el primer apartado examinamos ese conglomerado de estrellas que bien podria considerarse análogo a grandes
centros urbanos cósmicos: Las Galaxias. En este se mencionan los principales tipos de galaxias existentes y los últimos
descubrimientos hechos acerca de estas.
En el siguiente apartado hablamos sobre las caracteristicas principales de nuestra galaxia, La Via Lactea.
Seguido de este apartado entramos en el reino de las nebulosas y cúmulos estelares.
En el apartado siguiente se abordan los distintos tipos y características de esos hornos espaciales que dan luz y calor a
los mundos y en donde se han cocinado los elementos de todo lo que existe: Las estrellas.
A partir de la pagina 17 llegamos finalmente a nuestro sistema solar, ese lugar del universo que se nos hace tan familiar
y que sin embargo aun guarda grandes misterios.
En la pagina 20 hallamos una breve descripción de las características principales de nuestra estrella local: El Sol.
En el siguiente apartado se pasa revista a las caracteristicas mas sobresalientes de el planeta Mercurio, el más cercano a
nuestro astro rey y el más rapido del firmamento.
Enseguida nos sumergimos entre la atmosfera intoxicante y abrazadora de Venus para descubrir sus rasgos más
fascinantes.
En la pagina 24 tendremos la oportunidad de descanasar un poco pues en este apartado tomamos tierra en nuestro
planeta hogar para descubrir tanto en esta pagina como en la siguiente de que nuestro planeta junto con la Luna forman
un sistema doble de planetas.
En la pagina 26 visitamos brevemente el planeta del dios de la guerra romano: Marte.
En la pagina 27 nos zambullimos un rato en el mar de escombros de la formación del sistema solar que es el cinturon de
asteroides ubicado entre la órbita de Marte y Júpiter. En este apartado tambien se examinan los otros tipos de
asteroides existentes.
En el apartado siguiente llegamos al reino de los planetas gigantes encabezados por el rey de todos ellos: Júpiter.
En los últimos 3 apartados pasamos revista a los otros tres grandes gigantes de nuestro sistema solar: Saturno, Urano y
Neptuno.
Espero esta guia te sea de gran utilidad para profundizar en el conocimiento del univeros que nos rodea.
Saludos.
Victor Manuel Agy Muñoz López
EXPLORADOR DEL UNIVERSO
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GALAXIAS
Una Galaxia es un conjunto enorme de
estrellas, nebulosas y material intrestelar.
Las galaxias más pequeñas contienen
alrededor de unas 100, 000 estrellas,
minetras que las más grandes pueden
contener hasta 3 billones de estrellas.
Hay tres tipos principales de galaxias que
se desprenden de la forma que asumen
las distintas galaxias. Estas son:
1. Elipticas. Estas son galaxias que
tienen
una
forma
ovalada
(Imagen 1).
Imagen 2
3. Irregulares. Son las galaxias que
tienen formas variadas y que no
se ajustan a la forma de las
galaxias descritas en los puntos 1
y 2 (Imagen 3).
Imagen 1
2. Espirales. Estas se caracterizan
por presentar grupos de estrellas
que describen espirales a medida
que se alejan del nucleo de la
galaxia, los cuales, son conocidos
como “brazos” (Imagen 2).
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Imagen 3
Tambien encontramos galaxias que
emiten chorros de radiación hacia el
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espacio vecino. Estas se conocen como
galaxias activas y se clasifican por la
fuente que emite tal radiación. Asi pues
tenemos dos grupos de galaxias activas:
•
•
Las galaxias Seyfert.
Las radio galaxias.
En una galaxia de tipo Seyfert la
radiación proviene del nucleo de la
galaxia (imagen 4) , mientras la radiación
de una radio galaxia se genera de
lóbulos gigantescos ubicados a ambos
lados de la galaxia (Imagen 5).
Imagen 4
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Imagen 5
También existe unos cuerpos celestes
conocidos como Cuasares o Quasars
(imagen 6), los cuales, se ubican en el
extremo del universo conocido a mas de
10,000
millones
de
años.
Los
astrónomos piensan que estos cuerpos
celestes son nucleos de galaxias
antiguas.Los cuasares son objetos que
emiten una gran luminosidad.
La radiación emitida por las galaxias
activas, antes mencionada, y la
extraordinaria luminosidad emitida por
los Quasars se piensa que tienen su
origen en agujeros negros ubicados en el
centro
de
estas
galaxias.
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La Galaxia
en
que
habitamos:
La
Vía
Láctea
El término Via Lactea proviene del griego
y significa Camino de Leche.
Nuestra Galaxia está compuesta por
entre
100.000.000.000
a
200.000.000.000 de estrellas de distinto
tipo; tambien abunda el gas y polvo, todo
unido por la gravedad. Su forma es
compleja, y actualmente, no se tiene la
certeza si es realmente la de una espiral
normal o una espiral barrada, así como la
dimensión relativa que posee.
y amarillas viejas o de población
estelar tipo II. Este presenta un
espesor de 12, 000 años luz.
2. Los brazos de la galaxia, los
cuales,
se
encuentran
constituidos por estrellas de
diversas edades, asi como por
nebulosas. Este tiene un espesor
de 5, 000 años luz.
3. El halo galactico es una región
poco densa o poblada de la
galaxia constituido por
las
estrellas más viejas de la galaxia
(aprox 15, 000 millones de
años).Ver figura 1.
No obstante esto la Via Lactea puede
dividirse en 3 partes:
1. El centro o nucleo galactico es
una esfera relativamente pequeña
y
densa
que
contien
fundamentalmente estrellas rojas
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Lactea esta conformada por cuatro
brazos que describen un movimiento en
espiral.
Fig 1.
El Brazo de Perseo – que cruza las
constelaciones de Escuadra y Centauroy el de Sagitario son los más cercanos al
nucleo galactico y parten en direcciones
opuestas. Los brazos de Cruz –
Centauro y Orión también parten en
direcciones opuestas y son los mas
externos de la galaxia. El brazo de Orión
tambien se le conoce como brazo local,
debido a que en su extremo se ubica
nuestro sistema solar, el cual, le da una
vuelta a la galaxia, siguiendo el
movimiento del brazo local, cada 220
millones de años. Ver figura 2.
Los astrónomos piensan nuestra Galaxia
tiene la forma de una lente gigante de
unos 100.000 años luz de diámetro y se
sabe está rodeada por un halo de
cúmulos globulares que son visibles para
nosotros.
En el disco galactico, aún siguen
formándose estrellas, mientras que el
centro galactico es pobre en polvo y gas
estelar por lo que el proceso de
formación de estrellas en este es menos
frecuente que en la periferia de la
galaxia.
Las estrellas que componen el disco
juntamente con las nubes de polvo y gas,
describen órbitas alrededor del centro, al
igual que sucede en nuestro Sistema
Solar, donde todos sus componentes
orbitan un centro, en el cual, se
encuentra muy cerca el sol. Las estrellas
que se encuentran más cerca del centro
galáctico, se mueven más rápidamente
que las que se encuentran en el borde.
Se ha determinado por observaciones de
distintas partes del espacio que la Via
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Fig 2.
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Nebulosas y
cúmulos
estelares.
Las nebulosas son nubes interestelares
de gas y polvo dentro de una galaxia.
Las nebulosas son visibles si el gas de lo
que estan hechas brilla o si esta refleja la
luz de estrellas cercanas. Las primeras
descritas se conocen como nebulosas de
emisión y brillan debido a que su polvo
emite luz cuando es estimulado por la
radiación proveniente de estrellas
jóvenes y calientes. Las nebulosas de
reflexión brillan porque su polvo refleja la
luz de estrellas alojadas en su interior o
cerca de la nebulosa. En la imagen 1 se
puede apreciar a la nebulosa de Orión, la
cual, es una nebulosa de emisión.
nebulosas detrás de ellas y desde la
Tierra se aprecian como siluetas en un
fondo de estrellas. En la siguiente
imagen se puede apreciar la nebulosa
cabeza de caballo, la cual, corresponde a
este último tipo de nebulosa.
Imagen 2
Imagen 1.
También existen las denominadas como
nebulosas oscuras. Estas se conocen asi
porque bloquena la luz de estrellas o
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Hay 2 tipos de nebulosas asociados con
estrellas moribundas las cuales se
mencionan a continuación:
1. Nebulosas planetarias. Estan
formadas por gas que se escapa
lentamente de una estrella que se
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extingue de manera no violenta,
como en el caso de las enanas
blancas. En la siguiente imagen
se aprecia una panorámica de la
nebulosa de la Hélice, la cual,
constituye un excelente ejemplo
de este tipo de nebulosas.
Imagen 4.
Los otros objetos a los que hace este
apartado son los cúmulos estelares.
Estos cuerpos celestes son grupos de
estrellas. Estos se dividen en: cúmulos
abiertos y cúmulos globulares.
Imagen 3.
2. Restos
de
supernovas
o
cascarones
de
gas
en
expansión.Estas nebulosas estan
formadas por un cáscaron de gas
que se aleja a gran velocidad del
corazón de una estrella tras una
violenta explosiónde ésta. En la
siguiente imagen se puede
apreciar
la
nebulosa
del
Cangrejo, objeto celeste el cua,
representa nebulosas del tipo
antes descrito.
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Los cúmulos abiertos son grupos
relativamente
poco
tupidos
o
demograficamente pobres de varios
miles de estrellas que nacieron de la
misma nube interestelar y que se
encuentran en proceso de separación.
Por su parte los cúmulos globulares
estan constituidos por cientos de miles
de
estrellas
viejas,
agrupadas
densamente
en
regiones
aproximadamente esféricas.
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ESTRELLAS
Las estrellas son cuerpos celestes de gas
caliente que genera mucha luz y comienzan a
formarse cuando una región de mayor
densidad en una nebulosa se condensa en un
enorme glóbulo de gas y polvo que se
contrae por su propia gravedad. Dentro del
glóbulo, hay regiones de la materia en
condensación que se calientan y empiezan a
brillar, dando lugar a protoestrellas.
Varían en tamaño, masa y temperatura. El
rango de tamaños va desde estrellas 450
veces más pequeñas que el sol a unas 1000
veces más grandes que el sol; el rango de
masas fluctúa desde un veinteavo de la del
sol hasta unas 50 masas solares y la
temperatura de la superficie fluctúa entre
3000°C hasta 50 000°C. El color o tipo
espectral de una estrella está determinado
por su temperatura: las estrellas más
calientes son azules, mientras que las más
frías rojas. El brillo de una estrella se mide en
magnitudes, cuanto más brillante es una
estrella más baja es su magnitud. Hay dos
tipos de magnitudes: magnitud aparente,
que es el brillo que percibimos de una
estrella en la superficie de la Tierra y
magnitud absoluta, que es el brillo que se
percibiría desde una distancia estándar a la
estrella de interés de 10 parsec (32,6 años
luz). La magnitud y el tipo espectral se
relacionan en el diagrama Hertzprung-Russel;
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este muestra que las estrellas tienden a
pertenecer a varios grupos bien definidos.
Estos grupos son los siguientes:
Estrellas de la secuencia principal
Estrellas gigantes
Estrellas supergigantes
Enanas blancas
El diagrama Hertzsprung-Russell (H-R), fue
creado en 1905 por el astrónomo
norteamericano Henry Norris Russell y el
astrónomo danés Ejnar Hertzsprung.
La mayor parte de las estrellas se encuentran
en una línea que comprende desde la parte
superior izquierda a la inferior derecha. Esta
línea se denomina secuencia principal, y las
estrellas en ella (como por ejemplo el Sol)
son llamadas estrellas de la secuencia
principal.
Las estrellas de la esquina superior derecha
en el diagrama H-R (Hertzsprung-Russell) son
frías, pero emiten una gran cantidad de luz. A
estas se les llaman “gigantes rojas”. Las
estrellas en la esquina inferior izquierda del
diagrama H-R, no tienen mucha luminosidad,
pero son más calientes. A estas se les
denominan “enanas blancas”. Ver figura 1
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Fig. 2
Fig. 1
En el diagrama H-R (Hertzsprung-Russell),
podemos comprobar cómo la temperatura
disminuye a medida que uno se mueve hacia
la derecha a lo largo de su eje horizontal. Ver
figura 2
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La energía emitida por una estrella se
produce por fusión de los núcleos de los
átomos que más abunden en el centro de la
estrella. Es precisamente a través de este
proceso por el que las estrellas han formado
en sus centros todos los elementos químicos
que se conocen. La luz emitida por una
estrella se puede descomponer, dando lugar
a un espectro que contiene una serie de
líneas obscuras (líneas de absorción). La
disposición de estas líneas de absorción en el
espectro indica la presencia de determinados
elementos químicos y permite que los
astrónomos determinen la composición de
una estrella determinada
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ESTRELLAS PEQUEÑAS
Las estrellas pequeñas tienen una masa de
hasta una vez y media la de nuestro sol. Si la
temperatura central de la protoestrella
alcanza los 15 millones de grados centígrados
inician en esta las reacciones de fusión
nuclear en donde se realiza la fusión de 2
átomos de hidrógeno para dar origen a 1
átomo de helio. Este proceso lo realizan las
estrellas de la secuencia principal. Una
estrella cercana a 1 masa solar permanecerá
en la secuencia principal durante unos 10,
000 millones de años hasta que la totalidad
del hidrogeno en su núcleo se halla
transformado en helio.
Conforme avanzan en su maduración las
estrellas de este tipo el núcleo acaba
calentándose lo suficiente como para que el
helio se fusione formando carbono, a la vez
que las capas externas de este tipo de
estrellas se expanden, enfrían y pierden
brillo. Estas pueden escaparse en forma de
cascaron de gas que dan lugar a una
nebulosa planetaria con una gigante roja en
su centro. En la siguiente fase de su
desarrollo la estrella (80% de la estrella
original) evoluciona hasta convertirse en una
enana blanca que gradualmente se va
enfriando y apagando. Al final de sus días
estas estrellas se convierten en enanas
negras. Ver figura 1 en donde se representa
el ciclo de vida de nuestro sol, el cual, puede
catalogarse como estrella pequeña.
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Fig. 1
ESTRELLAS PESADAS
Se llama estrellas pesadas a estrellas con
masas de al menos tres veces la del sol,
aunque algunas pueden llegar a tener una
masa de hasta 50 veces la del sol. La
evolución de una estrella pesada es similar a
la de una estrella pequeña hasta que llega a
la secuencia principal. Sin embargo una vez
llegada a este estadio una estrella pesada a
diferencia de una estrella pequeña solo dura
millones de años. Terminado este estadio la
estrella pesada se convierte en una
supergigante roja, inicialmente constituida
por un núcleo de helio rodeado de capas
externas de gas que se expande y se enfría.
Concluido este último periodo una serie de
reacciones nucleares forman diferentes
elementos en las capas que ahora envuelven
un núcleo de hierro. Después de millones de
años llega un momento en el que el núcleo
se colapsa en menos de un segundo,
causando una tremenda explosión que vuela
las capas exteriores de la estrella,
convirtiendo a la supergigante roja en una
supernova. Durante un corto lapso de
tiempo una supernova puede emitir más luz
que todas las estrellas conjuntas de una
galaxia. A veces el núcleo sobrevive a la
explosión. Si la masa del núcleo que
sobrevive esta entre una vez y media y tres
veces la masa de nuestro sol, se contrae y
forma una pequeña y densa estrella de
neutrones. Si el núcleo es considerablemente
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más pesado que tres masas solares, se
contrae y forma un agujero negro.
colapso. Los núcleos sobrecargados de
neutrones los pierden, dejándolos libres,
donde pasan a formar parte de una masa
compacta de neutrones llamada neutronio.
ESTRELLAS DE NEUTRONES Y AGUJEROS
NEGROS
El proceso continúa hasta alcanzar la
densidad de degeneración de los neutrones,
aproximadamente en torno a 1014 g/cm³,
momento en el que casi toda la masa de la
estrella se habrá transformado en neutrones.
El núcleo de neutrones degenerados deberá
tener una masa inferior a unas 3 masas
solares, denominado límite de TolmanOppenheimer-Volkoff. En caso de que tenga
una masa superior, el colapso de la estrella
de neutrones no puede detenerse sino que,
se cree, llega a formar un agujero negro.
Si una enana blanca llega a tener una masa
de 1,44 masas solares, ésta se colapsa para
convertirse en estrella de neutrones.
Tras la explosión de la supernova, queda un
núcleo compacto hiperdenso de hierro y
otros
metales
pesados
que
sigue
comprimiéndose y calentándose. Su masa es
demasiado grande y los electrones
degenerados no son capaces de detener el
colapso, por lo que la densidad sigue
aumentando.
La temperatura del objeto asciende hasta los
3 × 109 grados kelvin, valor en el que los
fotones llegan a ser tan energéticos que
pueden romper los núcleos pesados de
hierro para formar partículas alfa, en un
proceso llamado fotodesintegración. Estas
partículas, al tener menos carga, absorben
con mayor facilidad los electrones que se
meten en el interior de los núcleos,
combinándose con los protones. Así mismo,
también el helio resultante es susceptible de
ser fotodesintegrado, por lo que también se
generarán ingentes cantidades de protones
libres.
La fotodesintegración enfría la estrella
compacta, ya que es una reacción
endotérmica que absorbe parte del calor
interno de la misma. Por otra parte, la
concentración de electrones disminuye al ser
absorbidos por los núcleos, provocando una
caída en picado de la presión de
degeneración, acelerando aún más el
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Las estrellas de neutrones tienen un
diámetro típico de unos 10 kilómetros, y
están
enteramente
constituidas
por
neutrones. Estas estrellas son tan densas que
una cucharada de su materia pesa
aproximadamente 1000 millones de
toneladas. Las estrellas de neutrones se
observan como pulsares. Los pulsares llevan
este nombre debido a que emiten 2 haces de
ondas de radio que barren el cielo y que son
detectados en nuestro planeta como pulsos
muy rápidos debido al movimiento veloz que
efectúa sobre su propio eje la estrella. Ver
figura
2.
Fig. 2. Modelo de una estrella de neutrones
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Un agujero negro es una región finita del
espacio-tiempo provocada por una gran
concentración de masa en su interior, con
enorme aumento de la densidad, lo que
genera un campo gravitatorio tal que
ninguna partícula material, ni siquiera los
fotones de luz, puede escapar de dicha
región.
La curvatura del espacio-tiempo o «gravedad
de un agujero negro» provoca una
singularidad envuelta por una superficie
cerrada, llamada horizonte de sucesos. Esto
es debido a la gran cantidad de energía del
objeto celeste. El horizonte de sucesos
separa la región del agujero negro del resto
del Universo y es la superficie límite del
espacio a partir de la cual ninguna partícula
puede salir, incluyendo la luz.
Se cree que en el centro de la mayoría de las
galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay
agujeros negros supermasivos. Estos sin
embargo son invisibles- por evitar que la luz
escape de ellos como ya se ha mencionado-.
Así la existencia de agujeros negros está
apoyada en observaciones astronómicas
especiales como la detección de emisiones
de rayos X por estrellas binarias y galaxias
activas. Este procedimiento en astronomía
está apoyado en el conocimiento de que la
gravedad de un agujero negro puede tirar del
gas de una estrella vecina y formar un disco
de acreción que gira alrededor del agujero
negro. Este material al moverse alrededor
del agujero negro se mueve cada vez con
mayor rapidez provocando su calentamiento.
Las moléculas calientes de este gas estelar
emiten
radiación
en
el
espectro
electromagnético de alta frecuencia que es
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precisamente los que corresponden a los
rayos X (Figura 3).
Fig. 2
El proceso de formación de estos objetos
celestes comienza posteriormente a la
muerte de una gigante roja. Tras varios miles
de millones de años de vida, la fuerza
gravitatoria de dicha estrella comienza a
ejercer fuerza sobre si misma originando una
masa concentrada en un pequeño volumen,
convirtiéndose en una enana blanca. Llegado
a este punto evoluciona a una estrella de
neutrones y -como ya se mencionó al hablar
de este tipo de estrellas párrafos arriba- si
esta tiene una masa mayor de 3 masas
solares, el colapso de la estrella de neutrones
no puede detenerse sino que evoluciona a
un agujero negro.
CHORROS DE PLASMA.
En abril de 2008 la revista Nature publicó un
estudio realizado en la Universidad de
Boston dirigido por Alan Marscher donde
explica que chorros de plasma colimados
parten de campos magnéticos ubicados
cerca del borde de los agujeros negros. En
zonas puntuales de tales campos magnéticos
los chorros de plasma son orientados y
acelerados a velocidades cercanas a la
velocidad de la luz. Tal proceso es
comparable a la aceleración de partículas
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para crear una corriente de chorro en un
reactor. Cuando los chorros de plasma
originados por un agujero negro son
observables desde la Tierra tal tipo de
agujero negro se conoce como blazar. En la
figura 3 se observa un potente chorro
conocido como jet, de materia eyectada por
los poderosos campos magnéticos generados
por un agujero negro ubicado en la galaxia
elíptica gigante M 87.
Imagen 1.
Imagen tomada por el Telescopio espacial
Hubble
Según su origen, teóricamente pueden existir
al menos tres clases de agujeros negros:
1. Agujeros negros supermasivos: con
masas de varios millones de masas
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solares. Se hallarían en el corazón de
muchas galaxias. Se forman en el
mismo proceso que da origen a las
componentes esféricas de las
galaxias.
2. Agujeros negros de masa estelar. Se
forman cuando una estrella de con
una masa mayor a 3 masas solares
se convierten en supernova e
implosiona. Su núcleo se concentra
en un volumen muy pequeño que
cada vez se va reduciendo más.
3. Micro agujeros negros. Son objetos
hipotéticos, algo más pequeños que
los estelares. Éstos pueden llegar a
evaporarse
en
un
período
relativamente
corto fácilmente
mediante emisión de radiación de
Hawking si son suficientemente
pequeños.
DESCUBRIMIENTOS RECIENTES.
En 1995 un equipo de investigadores
de la UCLA dirigido por Andrea Ghez
demostró mediante simulación por
ordenadores la posibilidad de la
existencia de agujeros negros
supermasivos en el núcleo de las
galaxias.
Tras
estos
cálculos
mediante el sistema de óptica
adaptativa se verificó que algo
deformaba los rayos de luz emitidos
desde el centro de nuestra galaxia (la
Vía Láctea). Tal deformación se debe
a un invisible agujero negro
supermasivo
que
ha
sido
denominado Sgr.A (o Sagittarius A),
al mismo se le supone una masa 4,5
millones de veces mayor que la del
Sol. El agujero negro supermasivo del
centro
de
nuestra
galaxia
actualmente sería poco activo ya que
ha consumido gran parte de la
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materia bariónica, que se encuentra
en la zona de su inmediato campo
gravitatorio y emite grandes
cantidades de radiación.
En junio de 2004 astrónomos descubrieron
un agujero negro súper masivo, el
Q0906+6930, en el centro de una galaxia
distante a unos 12.700 millones de años luz.
Esta observación indicó una rápida creación
de agujeros negros súper masivos en el
Universo joven.
La formación de micro agujeros negros en los
aceleradores de partículas ha sido
informada, [3] pero no confirmada. Por
ahora, no hay candidatos observados para
ser agujeros negros primordiales.
En abril de 2008, la revista Nature publicó un
estudio realizado en la Universidad de Turku
(Finlandia). Según dicho estudio, un equipo
de científicos dirigido por Mauri Valtonen
descubrió un sistema binario, llamado OJ
287, en la constelación de Cáncer. Tal
sistema parece estar constituido por un
agujero negro menor que orbita en torno a
otro mayor, siendo la masa del mayor de
18.000 millones de veces la de nuestro Sol, lo
que lo convierte en el mayor agujero negro
conocido. Se supone que en cada intervalo
de rotación el agujero negro menor, que
tiene una masa de 100 millones de soles,
golpea la ergosfera del mayor dos veces,
generándose un quásar.
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Por otra parte en abril de 2008 el equipo
coordinado por Nikolai Saposhnikov y Lev
Titarchuk ha identificado el más pequeño de
los agujeros negros conocidos hasta la fecha;
ha sido denominado J 1650, se ubica en la
constelación Ara (o Altar) de la Vía. J 1650
tiene una masa equivalente a 3,8 soles y tan
solo 24 km de diámetro. Se considera que
pueden existir muchos más agujeros negros
de dimensiones semejantes.
Formación de estrellas por el influjo de
agujeros negros
En el presente se considera que, pese a la
perspectiva destructiva que se tiene de los
agujeros negros, éstos al condensar en torno
a sí materia sirven en parte a la constitución
de las galaxias y a la formación de nuevas
estrellas.
Nuevas estrellas podrían formarse a partir de
los discos elípticos en torno a agujeros
negros; tales discos elípticos se producen por
antiguas nubes de gas desintegradas
previamente por los mismos agujeros
negros; las estrellas producidas por
condensación o acreción de tales discos
elípticos al parecer tienen órbitas muy
elípticas en torno a los agujeros negros
supermasivos.
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NUESTRO
SISTEMA
SOLAR.
Nuestro Sistema Solar se compone de una
estrella principal: el Sol, y 8 planetas
(conclusión a la que se llegó en la reunión del
24 de agosto de 2006 de la Unión
Astronómica Internacional en Praga)
Orbitando el Sol también hallamos otros
cuerpos celestes distintos a los planetas
tales, como los asteroides, cometas, cuerpos
meteóricos, polvo y gas interplanetario.
Tanto los planetas como los demás cuerpos
celeste mencionados en el renglón de arriba
en su conjunto conforman lo que llamamos
Sistema Solar.
Origen del Sistema Solar.
La formación del Sistema Solar, se formó
aproximadamente hace 4.500 millones de
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años a partir de la una nube de gas
interestelar formado principalmente de
hidrógeno y helio caliente conocida como la
nebulosa solar, pues de esta, se originó el
sol. Esta nebulosa empezó a rotar y
contraerse, debido probablemente a la
explosión de una supernova relativamente
cercana o por la perturbación gravitatoria
ejercida por una estrella que atravesó el
espacio vecino de la nebulosa solar en su
recorrido a través de la galaxia. Tras varios
millones de años de iniciada la rotación y la
contracción de la nebulosa la región central
de esta formo una protoestrella que
comenzó a crecer. En el disco que rodeaba a
la protoestrella se condensaron partículas
en los grumos de gas. Estas partículas fueron
agregándose hasta formar cuerpos de roca y
hielo de unos cuantos kilómetros de tamaño
(planetesimales) que colisionaron uniéndose
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unos con otros para constituir protoplanetas.
La protoestrella en su proceso de desarrollo,
se convirtió en estrella cuando alcanzo una
temperatura de 10 millones de grados
centígrados. La radiación de la estrella
naciente generó un viento solar muy potente
que vario el gas y polvo remanente de la
nebulosa solar.
El calentamiento debido a la contracción
gravitatoria y la radioactividad emitida por
algunos constituyentes de los protoplanetas
provocaron que estos se fundieran y sus
capas internas se diferenciaran. Durante los
primeros mil millones de años de existencia
de nuestro sistema solar los planetas
recibieron constantes impactos de los
escombros sobrantes del nacimiento del
sistema solar; sin embargo, este fenómeno
fue esencial en la consolidación de los
actuales planetas y sus lunas.
Funcionamiento del sistema solar.
En el Sistema Solar, todos los planetas se
mueven alrededor del sol en órbitas casi
circulares.
Cuanto más nos alejamos del Sol, más
disminuye la densidad de los planetas, pero
aumentan su dimensión así como su masa.
Es por esto, que se dividen en dos grandes
grupos: los planetas terrestres y los planetas
gigantes o jovianos.
Los planetas terrestres tienen una elevada
densidad y carecen de anillos, con pocos
satélites o ninguno, con superficies sólidas y
atmósferas densas. En cambio los gigantes
gaseosos, se encuentran muy distantes del
Sol, detrás del cinturón de asteroides que se
ubica entre el planeta Marte y Júpiter. Estos
cuerpos inmensos están constituidos sobre
todo por hidrógeno y helio, no poseen una
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superficie sólida, poseen una atmósfera de
baja densidad y se piensa que tienen en su
centro un núcleo rocoso. Todos están
acompañados de anillos, algunos de los
cuales, han sido descubiertos en los últimos
tiempos. Todos tienen una buena cantidad
de satélites que los orbitan.
Plutón que en su momento se consideró
como el noveno planeta de nuestro sistema
solar, es ahora clasificado como un planeta
enano y es la referencia de una nueva
denominación astronómica: los"plutinos".
Este término hace referencia a todos los
cuerpos que guardan características similares
a las de Plutón.
Entre la órbita de Marte y Júpiter- como ya
se mencionó-, se encuentra una enorme
cantidad de asteroides o planetoides, los
cuales, se piensa son los restos de un planeta
que no pudo consolidarse como tal, por los
tirones gravitacionales del relativamente
cercano Júpiter
Otros componentes del Sistema Solar, son
helados cuerpos más pequeños que los
asteroides, estos cuerpos, son los núcleos de
los cometas que se encuentran en el borde
del sistema, en la denominada Nube de Oort.
Cuando alguna estrella errante provoca una
perturbación gravitacional éstos, se disparan
hacia el interior del sistema y conforme se
van acercando al Sol, el calor que irradia
nuestra estrella sublima el hielo de la
superficie de los mismos, produciéndose así
la liberación de gases y polvo que formarán
la conocida cola de los cometas.
Página 18
Para concluir, el borde de nuestro Sistema
Solar, aún no está definido, se guardan
expectativas a causa de otros cuerpos
descubiertos después de Plutón, tampoco se
tiene claro, si la Nube de Oort pertenece al
Sistema Solar o queda fuera del mismo.
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Página 19
EL SOL.
El sol es una estrella. Su edad es de unos 5
000 millones de años y se estima que
continuara brillando como hasta ahora por
otros 5 000 millones de años más.
El sol puede definirse en las siguientes
partes:
1.
2.
3.
4.
Núcleo.
Superficie solar o fotosfera.
Cromósfera o atmósfera interior.
Corona o atmósfera exterior.
El sol es una estrella de la secuencia principal
con un diámetro de 1, 4 millones de
kilómetros; como tal, en el núcleo de este el
hidrógeno se convierte en helio por fusión
nuclear liberando energía en el proceso.
Otro tipo de fenómenos comunes que
ocurren en el sol, son, las llamadas
erupciones solares, las cuales, son descargas
súbitas de radiación de alta energía y
partículas atómicas. Dentro de este último
fenómeno mencionado cabe destacar lo que
los astrónomos conocen como prominencias
solares. Esta es como lazos enormes o
filamentos de gas que se adentran a la
atmósfera solar, las cuales, pueden durar
desde días hasta meses.
Finalmente otro fenómeno de importancia
que tiene su origen en el sol es el
denominado viento solar, el cual, consiste en
pequeñas partículas cargadas que parten de
la corona solar.
Esta energía parte del núcleo del sol hasta
llegar a la superficie (fotosfera) en un
recorrido que toma varios millones de años.
Finalmente esta energía es liberada por
nuestra estrella en forma de luz y calor.
En el sol se presentan varios fenómenos
propios de su funcionamiento. Uno de estos
es la aparición en la superficie del sol de
“manchas solares”, las cuales, son áreas de la
fotosfera más frías que las zonas adyacentes
a estas y que se piensan que su aparición
está relacionada con los campos magnéticos
de la estrella.
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Página 20
Mercurio.
Mercurio es el planeta más cercano al Sol, y
describe su órbita a una distancia media de
unos 58 millones del sol. Como es el planeta
más cercano al Sol, se mueve más rápido que
cualquier otro, completando una órbita en
poco menos de 88 días. Mercurio es el
primero de los planetas terrestres. Tiene una
superficie rocosa salpicada de una gran
cantidad de cráteres, siendo el mayor de
estos la Fosa de Caloris, con un diámetro de
1 300 kilómetros. El impacto que formo esta
formación geológica fue tal que formo un
anillo concéntrico de montañas alrededor de
la fosa. Sobre la superficie de este veloz
planeta, también hallamos sistemas de
cañones y se piensa que estos se formaron
cuando se enfrió y contrajo el núcleo del
planeta hace 4 000 millones de años,
provocando con esto, la deformación de la
superficie. El planeta mientras gira
velozmente alrededor del sol, gira sobre su
propio eje de manera contraria, pues emplea
59 días terrestres en completar una rotación.
Como resultado un día en Mercurio (176 días
terrestres) es dos veces más largo que su año
(88 días terrestres).
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Imagen 1. Mercurio en su transito frente al
Sol.
Este
planeta
presenta
temperaturas
superficiales extremas, que van de desde los
430° C cuando el sol barre su superficie,
hasta los -170° C cuando finalmente se oculta
el sol. Contrario a lo que comúnmente se
piensa, Mercurio posee una atmósfera, pero
muy liviana y casi inexistente formada
principalmente de átomos de hidrógeno y
helio capturados del viento solar por la
gravedad del planeta. Pulsos de radar
enviados desde la Tierra revelaron que este
planeta alberga hielo subterráneo cerca de
los polos, donde la temperatura se mantiene
constantemente por debajo del punto de
congelación.
Página 21
En el interior de Mercurio hallamos una
corteza de silicatos con 700 kilómetros de
grosor que envuelve un núcleo enorme de
hierro y níquel que suma el 60% de la masa
del planeta y ocupa tres cuartas partes de su
radio. Algunos astrónomos piensan que tales
peculiaridades internas del planeta se deben
a una colisión masiva que sostuvo el planeta
con otro cuerpo celeste en los orígenes del
sistema solar y que despojaron al planeta de
sus capas externas.
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VENUS
Venus es un planeta rocos tipo terrestre
como Mercurio, pero con características que
lo distinguen de este. Es el tercer objeto
celeste más brillante del firmamento solo
detrás del Sol y la Luna.
Es el segundo planeta más cercano al Sol.
Venus gira muy lentamente sobre su propio
eje por lo que un día en Venus es de 243 días
terrestres. Esta constituido internamente
por un núcleo metálico semi-sólido rodeado
de un manto rocoso y una corteza. El
componente principal de la atmósfera de
este planeta es el dióxido de carbono (CO2)
que genera un efecto invernadero más
agudo que el existe en la Tierra por la
contaminación por este mismo gas. Por lo
antes mencionado la superficie de Venus
alcanza una temperatura de 480°C
convirtiéndolo en el planeta más caliente del
Sistema Solar. También en la atmosfera
encontramos ácido sulfúrico que se
condensa en las nubes. Se ha llegado a
observar en este planeta velocidades del
viento de 360 Km por hora provocando que
estas le den una vuelta completa al planeta
en 4 días. Sobre la superficie del planeta las
sondas que han podido tomar llegar a esta
han registrado una presión atmosférica 90
veces superior a la de la Tierra.
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Los mapas de radar generados por las sondas
que han orbitado el planeta, revelan la
existencia sobre la superficie del planeta de
cráteres, montañas, volcanes y áreas donde
el interior de los cráteres ha quedado
cubierto por llanuras de lava volcánica. De
entre los rasgos geológicos del planeta
resaltan dos grandes mesetas: Terra de
Afrodita y Terra de Ishtar.
Imagen 1. Venus al atardecer.
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SISTEMA TIERRA-LUNA.
Debido a que La Luna tiene un poco más de
un cuarto del diámetro de la Tierra,
acercándose más a ser un planeta mellizo del
nuestro (por cierto un fenómeno único en
todo nuestro sistema solar) algunos
astrónomos consideran que estos forman un
sistema doble de planetas. A continuación se
describen las características más relevantes
de
nuestro
planeta
y
La
Luna.
LA TIERRA.
Nuestro planeta es el tercero más cercano al
Sol. Es el planeta tipo terrestre o rocoso más
denso y grande de entre los de su tipo en
nuestro sistema solar. Es el único del que se
sabe que está habitado por seres vivos. El
interior de nuestro planeta no difiere mucho
del interior de otros planetas rocosos; sin
embargo, la corteza terrestre es un
fenómeno único en todo el sistema solar. La
corteza de nuestro planeta está constituida
por placas separadas que se mueven. Este
fenómeno, piensan varios científicos ha sido
fundamental en la evolución de la vida sobre
nuestro planeta al separar y aislar
poblaciones de especies o al eliminar las
fronteras que antes existían entre distintos
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grupos de organismos. La atmósfera de la
Tierra se encuentra constituida por 78% de
nitrógeno molecular, 21% de oxígeno y el 1%
restante está repartido entre varios gases
entre los que destaca el dióxido de carbono y
el vapor de agua, los cuales son
fundamentales
para
mantener
la
temperatura global sin que se produzcan
cambios térmicos drásticos sobre la
superficie.
Alrededor del 70% de la superficie del
planeta se encuentra cubierto por océanos,
fenómeno único en todo el Sistema Solar.
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LA LUNA.
La luna tiene un diámetro de 3,470 Km. Este
cuerpo sideral tarda en girar sobre su propio
eje el mismo tiempo que tarda en dar la
vuelta alrededor de nuestro planeta (27,3
días terrestres) y debido a este fenómeno de
traslación-rotación, siempre observamos
desde la Tierra el mismo lado del satélite.
De este hallazgo se propuso que la Luna llego
a formarse de material principalmente
proveniente de la corteza de nuestro
planeta, desprendido durante una violenta
colisión entre la Tierra primitiva y un cuerpo
celeste casi del mismo tamaño del planeta
Marte.
Sin embargo la cantidad de superficie que
podemos apreciar de este desde la Tierra
depende de la porción de este lado que
recibe la luz del Sol. Así dependiendo de qué
porcentaje del lado visible del satélite se
encuentre iluminada observaremos los
fenómenos conocidos como Luna Llena,
Cuarto Menguante, Luna Nueva y Cuarto
Creciente.
La superficie selenita esta tapizada por polvo
muy fino y altamente corrosivo formado por
pequeños micro cristales (Regolito). En su
superficie se observan 2 zonas claramente
definidas-incluso a simple vista desde la
Tierra-. Zonas claras y muy brillantes
formada por grandes mesetas donde se
alojan una gran cantidad de cráteres
causados por el impacto de meteoritos y
zonas oscuras en las que los cráteres han
sido parcialmente llenados de lava y las
cuales se conocen como Mares.
Está constituida por fundamentalmente por
roca solidificada hecha principalmente de
silicatos ligeros, aunque algunos científicos
planetarios piensan que su núcleo podría
consistir en hierro fundido pero poco
significativo, situación la cual explicaría el
prácticamente inexistente campo magnético
alrededor de esta. Las misiones tripuladas a
la Luna trajeron una gran cantidad de rocas
lunares que revelaron una composición
isotópica de estas parecida a la composición
isotópica de las rocas de la corteza terrestre.
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Muchos de los cráteres están rodeados por
cordilleras que forman las paredes de estos y
que pueden alcanzar alturas de miles de
metros.
La misión Lunar Prospector detectó reservas
de agua consistentes en 6,000 millones de
toneladas enterradas en 18 cm bajo el suelo
del fondo de ciertos cráteres polares
sumidos en la oscuridad permanente.
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MARTE.
Marte es conocido como el planeta rojo, es
el cuarto planeta más cercano al Sol y es el
planeta tipo terrestre o rocoso más externo.
Presenta la conformación característica de
un planeta de este tipo con un núcleo
metálico modesto. Posee cuencas llanuras,
terrenos elevados análogos a los continentes
de la Tierra y casquetes polares. El
hemisferio norte de Marte tiene muchas
grandes planicies formadas por lava
volcánica solidificada, mientras que el
hemisferio sur tiene muchos cráteres y
grandes fosas de impacto. Otro fenómeno
geológico interesante en nuestro vecino rojo
es la existencia de volcanes enormes y
extintos entre los que destaca el más grande
no solo de Marte sino de todo el Sistema
Solar: El Monte Olimpo, el cual mide 600 Km
de base por 25 Km de altura. La superficie
también tiene muchos cañones, canales que
se ramifican y depósitos gruesos de roca
sedimentaria. Los cañones se formaron en
movimientos de la corteza planetaria, pero
los canales se piensa actualmente por la
acción de corrientes de agua superficiales
hoy en día extintas. Imágenes enviadas por la
misión Mars Global Surveyor en 2000
revelaron ciertas hendiduras en las murallas
de algunos cráteres, los cuales apuntan a la
existencia de
agua subterránea a
profundidades de 100 a 400 metros. Por su
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parte los depósitos de roca sedimentaria se
piensa que fueron formados por el acarreo
de este material por ríos a antiguos océanos
ya secos o en el fondo de lagos extintos.
El polvo marciano está
principalmente por silicatos.
constituido
La oblicuidad de su eje de rotación es similar
al terrestre, por lo que en este planeta se
presentan 4 estaciones anuales bien
diferenciadas. El día en Marte también es
parecido al de la Tierra, pues este dura 24
horas y 37 minutos.
La atmósfera marciana es muy ligera y
contiene 95% de dióxido de carbono, 2,7%
de nitrógeno, 1,6 % de argón y 0,7% de
varios gases trazas entre los que destaca el
vapor de agua.
Marte tiene dos lunas con forma irregular
llamadas Fobos y Deimos, las cuales se
piensa son asteroides provenientes del
cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter,
que en algún momento de la historia pasada
del planeta fueron atrapados por la gravedad
de este.
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EL CINTURÓN
DE
ASTEROIDES.
Este objeto celeste del Sistema Solar consiste
en varios millares de objetos rocosos y
metálicos carentes de atmósfera y es
conocido como cinturón principal de
asteroides. Este se encuentra situado entre
Marte y Júpiter. Los científicos planetarios
piensan que se trata de objetos siderales
que la influencia del campo gravitacional de
Júpiter les impidió agregarse en un cuerpo de
tamaño planetario hace menos de 5000
millones de años.
Los primeros asteroides detectados se
consideran los planetas menores más
importantes. Se trata de Ceres con un
diámetro de 913 Km; Palas con un diámetro
de 523 Km; Juno con 234 Km de diámetro y
Vesta de 520 Km.
principal. También hallamos asteroides tipo S
los cuales constituyen el 17% del total y
presentan una composición rocosa y se
ubican en la parte interna del cinturón.
Finalmente se hallan los asteroides tipo M o
metálicos que orbitan el centro del cinturón
y que son ricos en Hierro y Níquel.
Es importante mencionar que no todos los
asteroides circulan por el cinturón principal.
Júpiter comparte su órbita con 2 grupos bien
definidos de asteroides-uno por delante y
otro por detrás- que suelen denominarse en
conjunto como Troyanos. También existen
asteroides que siguen trayectorias que los
aproximan al Sistema Solar interior y los
cuales se denominan como asteroides
cercanos a la Tierra.
La mayoría de estos objetos invierten entre 3
y 6 años en completar una vuelta alrededor
del Sol.
El cinturón de asteroides se encuentra
constituido principalmente por asteroides
tipo C o carbonaceos, los cuales se hallan
constituidos por arcillas y minerales
hidratados, los cuales suman tres cuartas
partes del total de asteroides y que se ubican
en las regiones externas del cinturón
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Página 27
JUPITER.
Júpiter es el quinto planeta desde el Sol y el
primero de los planetas conocidos como
gaseosos o jovianos. Es el planeta más
grande y con mayor masa de todo el Sistema
Solar, con un diámetro de 142,984 Km
representa 11 veces el de la Tierra, además
de que presenta una masa 2,5 veces mayor a
la masa combinada de los otros 7 planetas
del Sistema Solar.
Algunos científicos planetarios piensan que
Júpiter tiene un pequeño núcleo rocoso que
tiene una masa entre 10 y 20 veces la de la
Tierra, rodeado de un manto de hidrógeno
metálico. Rodeando este manto interno hay
un manto de hidrógeno y helio líquidos que
se extiende hasta la atmósfera gaseosa y se
mezcla con ella. La rápida velocidad de
rotación del planeta hace que las nubes en la
atmosfera formen bandas y zonas que
rodean a Júpiter en su ecuador y que se han
mantenido en las mismas latitudes por lo
menos 100 años. Las bandas se encuentran
constituidas por nubes relativamente
calientes, oscuras y a baja altura, mientras
que las zonas son capas de nubes más frías,
brillantes a gran altura. Entre las bandas y las
zonas se forma una región en donde se
forman estructuras nebulares, como óvalos
blancos o círculos rojos, los cuales son
enormes
sistemas
tormentosos.
La
estructura nebular más prominente es una
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tormenta que recibe el nombre de Gran
Punto Rojo, la cual es una columna tres veces
más ancha que nuestro planeta, compuesta
por nubes que se mueven en espiral y sube
hasta unos 8 Km sobre la capa superior de
nubes. La Gran Mancha Roja tiene una
existencia de por lo menos 300 años.
Los vientos de Júpiter están impulsados por
corrientes de convección inducidas por el
calor que se irradia del interior del planeta
en un proceso de enfriamiento en el que se
halla involucrado el planeta desde su
formación.
La atmósfera está constituida por un 86% de
hidrógeno, un aproximado de 14% de helio y
una mezcla de gases trazas de metano, agua
y amoniaco. Se piensa que esta mezcla es
muy similar a la que componía la nebulosa a
partir de la cual se formó el Sistema Solar.
Otra característica interesante de este
primer planeta joviano, es la existencia de un
anillo delgado, casi invisible, formado por un
tenue halo de partículas en órbita en torno
de este.
Se conocen hasta ahora 16 satélites
naturales en torno a Júpiter. Sin embargo
destacan Ganímedes, Calisto, Io y Europa por
ser las de mayor tamaño entre todas. A estas
lunas se les conoce con el término de lunas
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galileanas, pues fue Galileo Galilei quien las
observo por vez primera con su invento: el
telescopio.
Ganímedes y Calisto están cubiertas de
cráteres y hielo. Europa es lisa y helada y se
piensa que debajo del hielo podría existir
agua en estado líquido. Io por su lado está
cubierta de manchones rojo brillante,
naranja y amarillo, los cuales son depósitos
de material arrojado por volcanes hoy en día
activos.
Imagen 1. Io en su tránsito frente a Júpiter.
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SATURNO.
Saturno es el sexto planeta a partir del Sol y
el segundo de los planetas de gas. Es casi tan
grande como Júpiter pues posee un diámetro
ecuatorial de unos 120, 500 Km. Los
científicos planetarios piensan que este
planeta está constituido internamente por
un núcleo interno de roca rodeado por un
núcleo externo formado por agua, metano y
amoniaco, el cual es encerrado por un manto
interno de hidrógeno metálico, el cual a su
vez se halla rodeado por un manto externo
de hidrógeno molecular que se acaba
convirtiendo en la atmósfera. Las nubes de
Saturno forman bandas y zonas similares a
las de Júpiter, pero oscurecidas por la niebla
que se cierne sobre ellas. Entre las nubes
aparecen sistemas tormentosos y ciclones,
que se perciben como óvalos rojos o blancos.
Los anillos principales se dividen en 7 (A, B,
C, D, E, F Y G) y contienen miles de anillos
menores, cada uno constituido por bloques
helados cuyo tamaño va desde partículas
sumamente pequeñas hasta fragmentos de
varios metros. Los anillos D, E y G son muy
tenues, mientras que el anillo F es el más
brillante. Los anillos A, B y C son lo
suficientemente
brillantes
para
ser
observados desde la Tierra con binoculares.
Saturno tiene 18 lunas conocidas hasta hoy.
Algunas de estas orbitan en el interior de los
anillos y se piensa que ejercen una influencia
en la forma de estos. Otras lunas por su lado
comparten su órbita con otra luna y se
conocen como lunas co-orbitales. Algunos
astrónomos piensan que estas últimas lunas
mencionadas se pudieron formar a partir de
un único satélite que se partió.
La atmósfera de este planeta tiene una
composición de 96% de hidrógeno y 3% de
helio.
Este planeta se destaca por ser el único en
todo el Sistema Solar en poseer un anillo
muy grande y visible que en realidad es un
sistema de anillos con un grosor promedio
de menos de 1 Km y que se extienden hasta
unos 420,000 Km de la superficie del planeta.
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URANO.
Urano es el séptimo planeta a partir del Sol y
el tercero de los planetas jovianos; también
es el tercero en tamaño después de Júpiter y
Saturno al registrar un diámetro ecuatorial
de 51, 000 Km. Se cree que está constituido
por una densa mezcla de diversos tipos de
hielo y gas que envuelven a un núcleo central
sólido. A diferencia de Júpiter y Saturno se
piensa que entre los materiales que
envuelven al núcleo está ausente el
hidrógeno metálico y la cantidad de
hidrógeno molecular y helio en estas
envolturas es menor. Su atmósfera contiene
trazas de metano que le dan al planeta su
tono azul verdoso. La temperatura de las
nubes superiores del planeta es de
aproximadamente -210°C. Urano es el
planeta que menos rasgos exhibe al
observador, solo mostrando una que otra
nube blanca de hielo. Es el único planeta del
Sistema Solar que tiene su eje de rotación
muy cercano al plano de su órbita solar, por
lo que a lo largo de su periodo orbital de 84
años, cada polo pasa 42 años en oscuridad
total seguidos por 42 años de sometido a la
luz solar directa. Urano está rodeado de 11
anillos de roca y polvo. Estos anillos están
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constituidos por materia con una baja
reflectivilidad
de
la
luz
y
son
extremadamente estrechos, por lo que es
muy difícil su detección. El anillo más
externo, Épsilon, es el más brillante pero no
es comparable con la brillantes de los anillos
de Saturno. Se conocen 21 lunas en torno a
este gigante gaseoso, las cuales se
encuentran congeladas y más lejanas del
planeta que su sistema de anillos. Tienen
diámetros que fluctúan entre menos de 160
Km hasta 1,600 Km. Lunas como Titania o
Miranda presentan una gran variedad de
rasgos superficiales.
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NEPTUNO.
Neptuno es el planeta más alejado del Sol a
una distancia media de 4,500 millones de
kilómetros. Neptuno es el planeta gaseoso
más pequeño de todos y se piensa que está
constituido por un pequeño núcleo rocoso
rodeado por una mezcla de líquidos, gases y
hielo. La atmósfera está constituida en su
mayoría de hidrógeno y helio; también
presenta trazas de metano. La atmósfera
presentaba antes de 1995 dos marcas
prominentes en sus nubes que hoy en día
parecen haberse disipado. La más grandes de
estas era la Gran Marca Oscura, casi tan
grande como la Tierra, y La Pequeña Marca
Oscura. Estas eran fuertes tormentas que
daban la vuelta al planeta empujadas por
vientos de 2,000 kilómetros por hora. Sin
embargo hoy en día se observa El Scooter, el
cual es una zona enorme de cirros. Neptuno
tiene un sistema de 4 tenues anillos y se le
conocen 8 lunas. Tritón es la luna más
destacable de Neptuno, pues es el objeto
más frio del Sistema Solar con una
temperatura de -235°C, además que esta es
la única luna que gira alrededor de su
planeta en sentido opuesto al de la rotación
del planeta. En Tritón también se han
observado geiseres que proyectan hidrógeno
helado a más de 8 Km de altura en la
atmósfera principalmente de nitrógeno, el
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cual es un fenómeno único en todo el
Sistema Solar.
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