el sistema solar (parte 2)

EL SISTEMA SOLAR
(PARTE 2)
Una mirada actualizada a los aspectos estructurales, físicos, dinámicos
y de composición de los planetas y sus lunas, y los asteroides, cometas
y otros cuerpos menores del Sistema Solar
Curso de iniciación
a la astronomía en
Eureka! Zientzia
Museoa. 2013
Índice
Índice ............................................................................................................................................. 1
Introducción .................................................................................................................................. 3
Júpiter............................................................................................................................................ 3
Atmósfera de Júpiter. ................................................................................................................ 3
Estructura interna. .................................................................................................................... 4
Magnetosfera de Júpiter. .......................................................................................................... 4
Anillos de Júpiter. ...................................................................................................................... 5
Satélites de Júpiter. ................................................................................................................... 5
Io............................................................................................................................................ 6
Europa. .................................................................................................................................. 7
Vida en Europa. ..................................................................................................................... 8
Ganímedes. ........................................................................................................................... 8
Calixto. ................................................................................................................................... 9
Saturno ........................................................................................................................................ 10
Atmósfera de Saturno. ............................................................................................................ 10
Estructura interna. .................................................................................................................. 11
Magnetosfera de Saturno. ...................................................................................................... 12
Anillos de Saturno. .................................................................................................................. 12
Satélites de Saturno. ............................................................................................................... 14
Titán..................................................................................................................................... 14
Encélado. ............................................................................................................................. 17
Mimas. ................................................................................................................................. 18
Urano........................................................................................................................................... 18
Características orbitales .......................................................................................................... 18
1
Estructura de un gigante de hielo ........................................................................................... 19
Las estaciones en Urano.......................................................................................................... 19
La atmósfera de Urano ............................................................................................................ 19
Los anillos de Urano ................................................................................................................ 20
Campo magnético ................................................................................................................... 20
Satélites: Shakespeare en los confines del Sistema Solar. ...................................................... 21
Neptuno ...................................................................................................................................... 21
Características de Neptuno. .................................................................................................... 21
Anillos de Neptuno. ................................................................................................................. 22
Satélites de Neptuno. .............................................................................................................. 23
Tritón. .................................................................................................................................. 23
2
Somos polvo de estrellas que piensa acerca de la estrellas
Carl Sagan
Introducción
El propósito de esta jornada es mostrar una visión actualizada del conocimiento de los aspectos
estructurales, físicos, dinámicos y de composición de los planetas y sus lunas, y de los
asteroides, cometas y otros cuerpos menores del Sistema Solar; señalando además aquellos
objetos que resultan más interesantes desde el punto de vista de la astrobiología, rama de la
biología que estudia la posible existencia actual y en el pasado de la vida fuera de la Tierra.
Júpiter
Júpiter es el planeta con mayor masa del Sistema Solar: equivale a
unas 2,48 veces la suma de las masas de todos los demás planetas
juntos. También posee la velocidad de rotación más rápida de los
planetas del Sistema Solar: gira en poco menos de 10 horas sobre su
eje. Esta velocidad de rotación se deduce a partir de las medidas del
campo magnético del planeta. Tomando como referencia la
distancia al Sol, Júpiter es el quinto planeta del Sistema Solar. Su
órbita se sitúa aproximadamente a 5 UA, unos 750 millones de km del Sol.
Atmósfera de Júpiter.
La atmósfera de Júpiter es la atmósfera planetaria de mayor tamaño en todo el Sistema Solar.
Está compuesta principalmente por hidrógeno molecular y helio en una proporción
comparable con la de una estrella; también se encuentran presentes otras sustancias químicas,
aunque en pequeñas cantidades, tales como el metano, amoníaco, ácido sulfhídrico y agua.
Aunque la presencia de este último compuesto no se ha podido observar de forma directa, se
cree que reside en las capas más profundas de la atmósfera. La atmósfera de Júpiter se divide
en cuatro capas, en altitud creciente: la troposfera, la estratosfera, la termosfera y la exosfera.
Júpiter no posee una superficie sólida y la capa atmosférica más baja, la troposfera, da paso al
interior líquido del planeta. Esto ocurre como consecuencia de que las temperaturas y
presiones superan ampliamente a aquellas correspondientes a los puntos críticos del
hidrógeno y el helio, lo que resulta en la ausencia de un límite marcado entre los estadios de
gas y líquido. Su atmósfera se caracteriza por la presencia de grandes vientos los cuales están
limitados a las bandas de latitud. Estos vientos tienen direcciones opuestas de una banda a
otra. Las diferencias químicas y de temperatura entre las bandas dan su aspecto visual
característico. Las bandas de color claro se denominan zonas y las de color oscuro bandas. Los
datos obtenidos indican que los vientos pueden alcanzar los 600 Km. por hora.
La Gran Mancha Roja de Júpiter es una enorme tormenta ovalada al Sur del Ecuador de
Júpiter. Se caracteriza por una fuerte rotación anticiclónica que hace que las nubes que la
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conforman giren en sentido antihorario circulando la Gran Mancha Roja en cuatro o seis días.
Cerca del centro los movimientos son mucho más caóticos. Varía mucho tanto de color como
de intensidad. A veces posee un color encarnado fuerte y realmente muy notable, y en otras
ocasiones palidece hasta hacerse insignificante. Los vientos periféricos tienen una intensidad
próxima a los 400 km/h y se encuentra situada en una región de fuerte cizalla meridional del
viento. Las nubes que la conforman son más frías y están más elevadas que las nubes que la
rodean. Al Sur-Oeste de la Gran Mancha Roja se puede observar una región de fuerte
turbulencia en la que se ha identificado la formación de tormentas recurrentes. La Gran
Mancha Roja es el mayor de los numerosos vórtices anticiclónicos que pueden observarse en
las nubes de Júpiter.
Estructura interna.
En el interior del planeta el
hidrógeno, el helio y el argón (gas
noble que se acumula en la
superficie de Júpiter), se comprimen
progresivamente. El hidrógeno
molecular se comprime de tal
manera que se transforma en un
líquido de carácter metálico a
profundidades de unos 15.000 km
con respecto a la superficie. Más
abajo se espera la existencia de un
núcleo
rocoso
formado
principalmente
por
materiales
helados y más densos.
Magnetosfera de Júpiter.
Júpiter tiene una magnetosfera
extensa formada por un campo
magnético de gran intensidad. El campo magnético de Júpiter podría verse desde la Tierra
ocupando un espacio equivalente al de la Luna llena a pesar de estar mucho más lejos. El
campo magnético de Júpiter es de hecho la estructura de mayor tamaño en el Sistema Solar.
Las partículas cargadas son recogidas por el campo magnético joviano y conducidas hacia las
regiones polares donde producen impresionantes auroras. Por otro lado las partículas
expulsadas por los volcanes del satélite Ío forman un toroide de rotación en el que el campo
magnético atrapa material adicional que es conducido a través de las líneas de campo sobre la
atmósfera superior del planeta.
Se piensa que el origen de la magnetosfera se debe a que, en el interior profundo de Júpiter, el
hidrógeno se comporta como un metal, debido a la altísima presión. Los metales son, por
supuesto, excelentes conductores de electrones, y la rotación del planeta produce corrientes,
las cuales a su vez producen un extenso campo magnético.
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Las variaciones del viento solar originan rápidas variaciones en tamaño de la magnetosfera.
Este aspecto fue estudiado por las sondas Voyager. También se descubrió que átomos
cargados eran expulsados de la magnetosfera joviana con gran intensidad y eran capaces de
alcanzar la órbita de la Tierra. También se encontraron corrientes eléctricas fluyendo de
Júpiter a algunos de sus satélites, particularmente Ío y también en menor medida a Europa.
Anillos de Júpiter.
Júpiter posee un tenue sistema de anillos que fue descubierto por la sonda Voyager 1 en
marzo de 1979. El anillo principal tiene unos 6.400 km de anchura, orbita el planeta a 122.800
km de distancia del centro y tiene un espesor vertical inferior a la decena de kilómetros. Su
espesor óptico es tan reducido que solamente ha podido ser observado por las sondas
espaciales Voyager 1 y 2 y Galileo. Los anillos tienen tres segmentos; el más interno
denominado halo (con forma de toro en vez de anillo), el intermedio que se considera el
principal por ser el más brillante, y el exterior, más tenue pero de mayor tamaño. Los anillos
parecen formados por polvo en vez de hielo como los anillos de Saturno. El anillo principal está
compuesto probablemente por material de los satélites Adrastea y Metis; este material se ve
arrastrado poco a poco hacia Júpiter gracias a su fuerte gravedad. A su vez se va reponiendo
por los impactos sobre estos satélites que se encuentran en la misma órbita que el anillo
principal. Los satélites Amaltea y Tebas realizan una tarea similar, proveyendo de material al
anillo exterior.
Satélites de Júpiter.
Los principales satélites de Júpiter fueron descubiertos por Galileo Galilei el 7 de enero de
1610, razón por la que se los llama en ocasiones satélites galileanos. Los cuatro satélites
principales son muy distintos entre sí; Ío, el más interior, es un mundo volcánico con una
superficie en constante renovación y calentado por efectos de marea provocados por Júpiter y
Europa, el siguiente satélite, que es un mundo helado bajo el cual se especula la presencia de
océanos líquidos de agua e incluso la presencia de vida. Ganímedes, con un diámetro de 5.268
km, es el satélite más grande de todo el Sistema Solar; está compuesto por un núcleo de hierro
cubierto por un manto rocoso y de hielo. Calixto se caracteriza por ser el cuerpo que presenta
mayor cantidad de cráteres producidos por impactos en todo el Sistema Solar.
Además de los mencionados satélites galileanos, las distintas sondas espaciales enviadas a
Júpiter y observaciones desde la Tierra han ampliado el número total de satélites jovianos
hasta 63. Estos satélites menores se pueden dividir en dos grupos:
-Grupo de Amaltea: son cuatro satélites pequeños que giran en torno a Júpiter en órbitas
internas a las de los satélites galileanos. Este grupo está compuesto por (en orden de distancia)
Metis, Adrastea, Amaltea y Tebe.
-Satélites irregulares: es un grupo numeroso de satélites en órbitas muy lejanas de Júpiter;
de hecho, están tan lejos de éste que la gravedad del Sol distorsiona perceptiblemente sus
órbitas. Con la excepción de Himalia, son satélites generalmente pequeños. A su vez, este
grupo se puede dividir en dos, los progrados y retrógrados. La mayoría de estos objetos tienen
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un origen muy distinto al de los satélites mayores, siendo posiblemente cuerpos capturados y
no formados en sus órbitas actuales. Otros pueden ser los restos de impactos y
fragmentaciones de cuerpos mayores anteriores. Miembros de este grupo incluyen a Aedea,
Aitné, Ananké, Arce, Autónoe, Caldona, Cale, Cálice, Calírroe, Carmé, Carpo, Cilene, Elara,
Erínome, Euante, Euporia, Eurídome, Harpálice, Hegemone, Heliké, Hermipé, Himalia,
Isonoe, Leda, Lisitea, Megaclite, Mnemea, Ortosia, Pasífae, Pasítea, Praxídice, Sinope,
Sponde, Táigete, Telxínoe, Temisto, Tione, Yocasta, Titán y otros 23 que no tienen aún
nombre definitivo.
Ío
A diferencia de la mayoría de los satélites del Sistema Solar, Ío
podría tener una composición química similar a la de los
planetas telúricos, principalmente compuestos de rocas de
silicatos. Ío podría tener también una fina atmósfera compuesta
de dióxido de azufre y algunos otros gases. A diferencia de los
demás satélites galileanos, carece casi por completo de agua.
Esto es, probablemente, debido a que en la formación de los
satélites galileanos, Júpiter estaba tan caliente que no permitió
condensar los elementos más volátiles en la región cercana al planeta. Sin embargo, estos
volátiles sí pudieron condensarse más lejos, dando lugar a los demás satélites, que muestran
una importante presencia de hielo. En cuanto al interior del satélite puede intuirse su
composición estudiando su densidad, la cual es aproximadamente 3,5 g/cm³. La densidad de
hierro es de aproximadamente 5, y la de silicato es 3, de manera que el interior de Ío ha de
estar hecho de material rocoso y azufre. En las profundidades de Ío se encuentra
probablemente un núcleo compuesto de elementos metálicos más pesados tales como el
hierro. Este núcleo es el que da lugar a la magnetosfera de este satélite.
Ío es el cuerpo del Sistema Solar con mayor actividad volcánica. Sus volcanes, a diferencia de
los terrestres, expulsan dióxido de azufre. La energía necesaria para mantener esta actividad
volcánica proviene de la disipación del calor generado por los efectos de marea producidos por
Júpiter, Europa y Ganímedes, dado que los tres satélites se encuentran en un caso particular
de resonancia orbital llamada resonancia de Laplace. Las mareas de roca sólida de Ío son ocho
veces más altas que las provocadas en los océanos terrestres por la interacción gravitacional
con la Luna. Algunas de las erupciones de Ío emiten material a más de 300 km de altura. La
baja gravedad del satélite permite que parte de este material sea permanentemente
expulsado de la superficie, distribuyéndose en un anillo de material que cubre su órbita.
Posteriormente, parte de este material puede ser ionizado resultando atrapado por el intenso
campo magnético de Júpiter. Las partículas ionizadas del anillo orbital de Ío son arrastradas
por las líneas de campo magnético hasta la atmósfera superior de Júpiter donde se puede
apreciar su impacto con la atmósfera en longitudes de onda ultravioleta, tomando parte en la
formación de las auroras jovianas. La posición de Ío con respecto a la Tierra y Júpiter tiene
también una fuerte influencia en las emisiones de radio jovianas, que son mucho más intensas
cuando Ío es visible.
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Europa
La composición a grosso modo de Europa es parecida a la de los planetas
interiores, estando compuesta principalmente por rocas silíceas. Tiene
una capa externa de agua de unos 100 km de espesor (parte como hielo
en la corteza, parte en forma de océano líquido bajo el hielo). Datos
recientes sobre el campo magnético observado por la sonda Galileo
indican que Europa crea un campo magnético a causa de la interacción
con el campo magnético de Júpiter, lo que sugiere la presencia de una capa de fluido,
probablemente un océano líquido de agua salada. Puede que también tenga un pequeño
núcleo metálico de hierro.
La superficie de Europa es muy lisa. Se han observado pocos accidentes geográficos de más de
unos cientos de metros de altura. Las importantes marcas entrecruzadas de la superficie de
Europa parecen estar causadas por las diferencias de albedo, con escaso relieve vertical. La
temperatura de la superficie de Europa es de 110 K (-160 °C) en el ecuador y de solo 50 K (-210
°C) en los polos. Los mayores cráteres parecen estar rellenos de hielo nuevo y plano;
basándose en esto y en la cantidad de calor generado en Europa por las fuerzas de marea, se
estima que la corteza de hielo sólido tiene un espesor aproximado entre 10-30 km, lo que
puede significar que el océano líquido pueda tener una profundidad de 90 km. La característica
más llamativa de la superficie de Europa son una serie de vetas oscuras que se entrecruzan por
toda la superficie de la luna. Estas vetas se asemejan a las grietas del hielo marino en la Tierra;
un examen detallado muestra que las orillas de la corteza de Europa a cada lado de las grietas,
están desplazadas de su posición original. Las mayores franjas tienen unos 20 km de un lado a
otro con difusas orillas externas, estriaciones regulares, y una franja central de material más
claro, que se cree que se ha originado por una serie de erupciones volcánicas de agua o
géiseres al abrirse la corteza y quedar expuestas las capas más cálidas del interior. El efecto es
similar al observado en la Tierra en la cordillera dorsal oceánica o zona rift. Se cree que estas
fracturas se han producido en parte por las fuerzas de marea ejercidas por Júpiter. Se piensa
que la superficie de Europa se desplaza hasta 30 metros entre la marea alta y baja. Otras
fracturas parecen haber ocurrido en orientaciones cada vez más diferentes cuantas más
antiguas son. Esto podría explicarse si la superficie de Europa hubiese rotado ligeramente más
rápido que su interior, un efecto que es posible, ya que el océano desacopla la superficie de la
luna de su manto rocoso y al efecto remolque de la gravedad de Júpiter sobre la corteza
exterior de la luna.
Otra característica presente en la superficie de Europa son las "pecas" o superficies
lenticulares, circulares o elípticas. Muchas son bóvedas, otros hoyos y otras manchas oscuras
lisas; otras tienen una textura desigual. Las superficies de las cúpulas parecen trozos de las
llanuras más antiguas que los rodean que hubiesen sido empujados hacia arriba. Se piensa que
se formaron a partir de bloques de hielo más calientes que ascendieron respecto al hielo más
frío de la corteza, de forma similar a lo que ocurre con las cámaras de magma en la corteza
terrestre. Las manchas oscuras lisas pueden haberse formado por agua líquida que ha
escapado del interior cuando se fractura la superficie de hielo. Y las pecas irregulares (llamadas
regiones de "caos", por ejemplo Conamara) parecen haberse formado a partir de muchos
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pequeños fragmentos de corteza sobre manchas oscuras lisas, como icebergs en un mar
congelado.
Recientes observaciones del Telescopio Espacial Hubble indican que Europa tiene una
atmósfera muy tenue (10-11 bares de presión en la superficie) compuesta de oxígeno. De las
lunas del Sistema Solar, sólo siete de ellas (Io, Calisto, Ganímedes, Titán, Tritón, Encélado y
Titania) se sabe que tienen atmósfera. A diferencia del oxígeno de la atmósfera terrestre, el de
la atmósfera de Europa es casi con toda seguridad de origen no biológico. Más probablemente
se genera por la luz del Sol y las partículas cargadas que chocan con la superficie helada de
Europa, produciendo vapor de agua que es posteriormente dividido en hidrógeno y oxígeno. El
hidrógeno consigue escapar de la gravedad de Europa, pero no así el oxígeno.
Vida en Europa.
Se ha propuesto que puede existir vida en este hipotético océano bajo el hielo, tal vez
sustentada en un entorno similar a aquél existente en las profundidades de los océanos de la
Tierra cerca de las chimeneas volcánicas o en el Lago Vostok en la Antártida. No hay pruebas
que sustenten esta hipótesis; no obstante, se han hecho esfuerzos para evitar cualquier
posibilidad de contaminación. En un reciente estudio se ha estimado que Europa tiene
suficiente cantidad de agua líquida y que ésta tiene una elevada concentración de oxígeno,
incluso mayor que en nuestros mares. Concentraciones semejantes serían suficientes para
mantener no solo microorganismos, sino formas de vida más complejas.
Ganímedes.
Ganímedes es el satélite más grande de Júpiter, así como también el
más grande del Sistema Solar. De hecho es mayor que el planeta
Mercurio aunque sólo tiene la mitad de su masa. También tiene un
campo magnético propio, por lo que se cree que su núcleo puede
contener metales. Ganímedes está compuesto de silicatos e hielo, con
una corteza de hielo que flota encima de un fangoso manto que puede
contener una capa de agua líquida. Las indicaciones preliminares de la nave orbital Galileo
sugieren que Ganímedes tiene una estructura diferenciada en tres capas: un pequeño núcleo
de hierro fundido o de hierro y azufre en el centro, rodeado por un manto de sílice rocoso con
una corteza helada en lo más exterior. Este centro metálico hace pensar en un mayor grado de
calentamiento de Ganímedes de lo que se había propuesto previamente. De hecho,
Ganímedes puede ser similar a Ío con una capa exterior adicional de hielo.
La superficie de Ganímedes es una mezcla aproximadamente igual de dos tipos de terreno;
uno muy viejo, muy craterizado; y las regiones oscuras y algo más jóvenes (aunque todavía
viejas) marcadas con una serie extensa de ranuras y anillos de origen claramente tectónica. La
corteza de Ganímedes parece estar dividida en placas tectónicas, como la Tierra. Las placas
tectónicas pueden moverse independientemente y actuar a lo largo de zonas de la fractura
que producen las cordilleras. También se han observado flujos de lava (ya solidificada).
Muchos cráteres de impacto se ven en ambos tipos de terreno. La densidad de craterización
indica una edad de 3 a 3,5 mil millones de años, similar a los de la Luna. También hay cráteres
relativamente jóvenes que tienen rayos de eyección. Al contrario de en la Luna, sin embargo,
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los cráteres de Ganímedes son bastante llanos, faltando las montañas del anillo y las
depresiones centrales común a los cráteres en la Luna y Mercurio. Esto es probablemente
debido a la naturaleza relativamente débil de la helada corteza de Ganímedes que puede fluir
durante mucho tiempo geológico y por eso desaparecen.
El rasgo más grande en Ganímedes es una llanura oscura llamada Galileo Regio, así como una
serie de anillos concéntricos que son remanentes de un cráter de impacto antiguo aunque se
encuentra muy borrado por la actividad geológica subsiguiente.
El Telescopio Espacial Hubble ha encontrado evidencias de oxígeno en una tenue atmósfera en
Ganímedes, muy similar al encontrado en Europa. El oxígeno se produce cuando la radiación
que baña el hielo superficial de Ganímedes lo descompone en hidrógeno y oxígeno y el
primero se pierde en el espacio por su baja masa atómica. Los primeros sobrevuelos de
Ganímedes de la nave Galileo descubrieron que el satélite tiene su propia magnetosfera.
Probablemente se genera de un modo similar a la magnetósfera de la Tierra: es decir, resulta
del movimiento de material conductivo en su interior. Se cree que pueda existir una capa de
agua líquida con una alta concentración de sal.
Calixto.
Es el tercer satélite más grande del Sistema Solar y el
segundo del sistema joviano, después de Ganímedes. Calixto
tiene aproximadamente el 99% del diámetro del planeta
Mercurio, pero sólo un tercio de su masa. Es el cuarto
satélite galileano en cuanto a distancia a Júpiter, con un
radio orbital de 1.880.000 kilómetros. No está influido por la
resonancia orbital que afecta a los tres satélites galileanos interiores: Ío, Europa y Ganímedes;
por lo que no sufre un calentamiento apreciable por fuerzas de marea, como sí ocurre en los
otros tres. Calixto tiene una rotación síncrona, es decir, su período de rotación concuerda con
su período orbital, de manera que, igual que la Luna con la Tierra, siempre «muestra» la misma
cara a Júpiter. La superficie de Calixto no está tan influenciada por la magnetosfera de Júpiter
como la de los otros satélites interiores ya que su órbita es más lejana. Este satélite está
compuesto aproximadamente por partes iguales de roca y hielo, con una densidad media de
unos 1,83 g/cm3. Los componentes detectados mediante la firma espectral de la superficie
incluyen hielo, dióxido de carbono, silicatos, y compuestos orgánicos. La investigación de la
sonda espacial Galileo reveló que Calixto tiene un núcleo, compuesto principalmente de
silicatos, y además, la posibilidad de un océano interno de agua líquida a una profundidad
superior a 100 kilómetros.
La superficie de Calixto está repleta de cráteres y es muy antigua. No presenta señales de
actividad tectónica y se piensa que su evolución se ha producido predominantemente bajo la
influencia de los impactos de numerosos meteoritos a lo largo de su existencia. Los principales
accidentes geográficos incluyen múltiples estructuras, como cráteres de impacto, grandes
cuencas de impacto con múltiples anillos concéntricos (con los escarpes, crestas y depósitos a
ellas asociadas) y cadenas de cráteres (catenae). A pequeña escala, la superficie es variada y
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consiste en pequeños y brillantes depósitos congelados en las cimas de las alturas, rodeadas
por un litoral bajo, compuesto de material oscuro.
Calixto está rodeado por una atmósfera extremadamente fina, compuesta de dióxido de
carbono y probablemente de oxígeno molecular, además de una ionosfera relativamente
fuerte. Se piensa que el segundo satélite mayor de Júpiter se formó por una «lenta» acreción
del remolino de materia que rodeó Júpiter después de su formación. Esta lentitud y la falta de
fuerzas de marea evitaron una rápida diferenciación planetaria. La también lenta convección
en el interior de Calixto, que empezó poco después de su formación, ha producido una
diferenciación planetaria parcial y aporta la posibilidad de un océano interior a una
profundidad de 100 a 150 kilómetros, así como un pequeño núcleo rocoso.
Igual que para Europa y Ganímedes, se ha sugerido la idea de que podría existir vida
extraterrestre en un océano bajo la superficie de Calixto; sin embargo las condiciones para la
vida parecen ser menos favorables que en Europa, a causa de la falta de contacto con
materiales rocosos y al menor flujo de calor del interior de Calixto.
Saturno
Saturno gira alrededor del Sol a una distancia media de 1.418
millones de kilómetros en una órbita de excentricidad de
0,056, que sitúa el afelio a 1.500 millones de km, y el
perihelio a 1 240 millones de km. El periodo de traslación
alrededor del Sol es de 29 años y 167 días, mientras que su
período sinódico es de 378 días, de modo que, cada año, la
oposición se produce con casi dos semanas de retraso
respecto al año anterior. El período de rotación sobre su eje es corto, de 10 horas y 14
minutos, con algunas variaciones entre el ecuador y los polos. El periodo de rotación de
Saturno es incierto dado que no posee superficie y su atmósfera gira con un periodo distinto
en cada latitud. Desde la época de los Voyager se consideraba que el periodo de rotación de
Saturno, basándose en la periodicidad de señales de radio emitidas por él, era de 10 h 39 min
22,4 s.
Atmósfera de Saturno.
La atmósfera de Saturno posee un patrón de bandas oscuras y zonas claras similar al de Júpiter
aunque la distinción entre ambas es mucho menos clara en el caso de Saturno. La atmósfera
del planeta posee fuertes vientos en la dirección de los paralelos alternantes en latitud y
altamente simétricos en ambos hemisferios a pesar del efecto estacional de la inclinación axial
del planeta. El viento está dominado por una intensa y ancha corriente ecuatorial que llega a
alcanzar velocidades de hasta 450 m/s. Es probable que las nubes superiores estén formadas
por cristales de amoníaco. Sobre ellas parece extenderse una niebla uniforme sobre todo el
planeta, producida por fenómenos fotoquímicos en la atmósfera superior.
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Al igual que en Júpiter, ocasionalmente se forman tormentas en la atmósfera de Saturno, y
algunas de ellas han podido observarse desde la Tierra. En el hemisferio sur hay una zona
conocida como el "callejón de las tormentas" por la elevada frecuencia con la que aparecen allí
estos fenómenos. También son destacables las "Tormentas blancas", un fenómeno que se
produce cada aproximadamente 30 años en Saturno. Consiste en una poderosa tormenta que
crece hasta alcanzar unos 10.000 kilómetros, para después rodear todo el planeta impulsada
por los vientos. La última tormenta blanca se observó en el año 2010 y están relacionadas con
las variaciones estacionales del planeta. Las regiones polares presentan corrientes en chorro a
78ºN y 78ºS. Las sondas Voyager detectaron en los años 80 un patrón hexagonal en la región
polar norte que ha sido observado también por el telescopio espacial Hubble durante los años
90. Las imágenes más recientes obtenidas por la sonda Cassini han mostrado el vórtice polar
con gran detalle. Saturno es el único planeta conocido que posee un vórtice polar de estas
características si bien los vórtices polares son comunes en las atmósferas de la Tierra o Venus.
En el caso del hexágono de Saturno, los lados
tienen unos 13 800 kilómetros de longitud —
algo más del diámetro de la Tierra— y la
estructura rota con un periodo idéntico al de
la rotación planetaria, siendo una onda
estacionaria que no cambia su longitud ni
estructura, como hacen el resto de nubes de
la atmósfera. Estas formas poligonales entre
tres y seis lados se han podido replicar
mediante modelos de fluidos en rotación a
escala de laboratorio.
En el polo sur se ha observado recientemente
un huracán con un ojo bien definido aunque
no tan majestuoso como el hexágono
septentrional. En la atmósfera de Saturno también se han podido observar tormentas de rayos
y auroras boreales.
Estructura interna.
El interior del planeta es semejante al de Júpiter, con un núcleo sólido en el interior. Sobre él
se extiende una extensa capa de hidrógeno líquido, debido a los efectos de las elevadas
presiones y temperaturas. Los 30.000 km exteriores del planeta están formados por una
extensa atmósfera de hidrógeno y helio. El interior del planeta probablemente contenga un
núcleo formado por materiales helados acumulados en la formación temprana del planeta y
que se encuentran en estado líquido en las condiciones de presión y temperatura cercanas al
núcleo. Éste se encuentra a temperaturas en torno a 12.000 K —aproximadamente el doble de
la temperatura de la superficie del Sol—.
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Magnetosfera de Saturno.
El campo magnético de Saturno es mucho más débil que el de Júpiter, y su magnetosfera es
una tercera parte de la de Júpiter. La magnetosfera de Saturno consta de un conjunto de
cinturones de radiación toroidales en los que están atrapados electrones y núcleos atómicos.
Los cinturones se extienden unos 2 millones de kilómetros desde el centro de Saturno, e
incluso más, en dirección contraria al Sol, aunque el tamaño de la magnetosfera varía
dependiendo de la intensidad del viento solar (el flujo desde el Sol de las partículas cargadas).
El viento solar y los satélites y anillos de Saturno suministran las partículas que están atrapadas
en los cinturones de radiación.
Anillos de Saturno.
Los anillos de Saturno son un sistema de 8 anillos planetarios que rodean a ese planeta y
fueron observados por primera vez en julio de 1610 por Galileo Galilei. El cuerpo principal del
sistema de anillos de Saturno incluye los brillantes anillos A y B, de escasa opacidad. Media
entre uno y otro una franja de 5.000 kilómetros llamada la División de Cassini, región
relativamente transparente, aunque no vacía en absoluto.
El cuerpo principal del sistema de Saturno comprende también el anillo C, más débil y menos
opaco, que queda dentro del borde interior del anillo B. Tiene un grado de opacidad
comparable al de la División de Cassini. El todavía más débil anillo D queda dentro del anillo C.
Antes de que los Voyager pasaran por la proximidad de Saturno se había reconocido ya la
configuración estructural en los anillos del planeta A, B, C y D, observables desde la Tierra, así
como la División de Cassini y la División de Encke.
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Tomados en su conjunto, los principales anillos de Saturno (A, B y C) miden unos 275.000 km
de anchura anular, lo que representa tres cuartas partes de la distancia que separa la Tierra de
la Luna. El anillo A está dividido en dos partes por la División de Encke.
Las fotografías de los anillos con alta resolución, tomadas por los vehículos espaciales Voyager
y Cassini aportaron muchas novedades:
-Tres anillos muy pálidos, E, F y G, que quedan fuera del anillo A. En septiembre de 2006 se
descubrió otro anillo entre el F y G.
-Aparecieron estrechas regiones anulares de diferente brillo y opacidad, como los surcos del
disco de un gramófono.
-Se hallaron, además, desviaciones respecto a la forma circular.
-Aparecen nudos, trenzados y torcimientos en el anillo F.
-El anillo A presenta un brillo uniforme frente al anillo B que presenta variaciones a lo largo
de sus distancias radiales.
-En la parte exterior del anillo A existe un auténtico cinturón de "microlunas", cuyo tamaño
oscila desde el de un camión pequeño al de un estadio.
-En el anillo B había unas perturbaciones orientadas radialmente, en forma de cuña.
-Grupos de bandas causadas por resonancia de satélites.
-Satélites pastores produciendo huecos en los anillos o fijando sus bordes.
La parte del anillo exterior a la División de Encke muestra un débil grupo de bandas. Las
bandas están más apretadas hacia la órbita del satélite Prometeo, que se descubrió en las
imágenes tomadas por el Voyager 1. Se cree que las bandas se producen por resonancias en el
anillo debidas a los efectos gravitatorios del satélite. El borde del anillo A lo mantiene el
satélite pastor Atlas. Además, los satélites Prometeo y Pandora, son los satélites pastores
interior y exterior respectivamente que dan forma al anillo F de Saturno que tiene 80 km de
anchura. La mayoría de los huecos en los anillos de Saturno están causados por la presencia de
satélites pastores. Mimas, por ejemplo, es responsable de la existencia del mayor de ellos, la
División de Cassini.
En comparación a su extensión horizontal, el espesor de los anillos de Saturno resulta
insignificante. El límite superior de su extensión vertical o grosor se ha estimado en alrededor
de un kilómetro, siendo su grosor mínimo apenas de unos pocos metros. La relación entre el
espesor medio de los anillos y su extensión es equivalente al de un papel de celofán sobre el
césped de un campo de fútbol, los anillos son miles de veces más delgados que una hoja de
afeitar. La capacidad de los anillos para reflejar o absorber luz de diferentes longitudes de
onda permite deducir información sobre la composición de las partículas de los Anillos de
Saturno.
13
Satélites de Saturno.
El planeta Saturno tiene un gran número de satélites (unos 200, 61 con órbitas seguras), el
mayor de los cuales, Titán, es el único satélite del Sistema Solar con una atmósfera importante.
Los satélites de Saturno se pueden dividir en diferentes grupos:
-Titán: El satélite más grande de Saturno, de tamaño planetario (mayor que Mercurio). Tiene
una densa atmósfera. Es el único que puede mostrar su disco aparente a los aficionados,
empleando para ello telescopios con diámetro superior a los 200 mm de abertura con más de
300 aumentos; en las mejores oposiciones sólo llega a medir 0,88 segundos de arco.
-Satélites medianos helados. Son satélites de tamaño mediano, todos estos descubiertos a
través de observaciones telescópicas: Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rhea, Hiperión y Japeto.
Todos tienen superficies compuestas por hielos, y están altamente craterizados.
-Satélites de anillo: Pequeños satélites que orbitan dentro de los anillos de Saturno, creando
regiones aparentemente limpias de material. El ejemplo más conocido es Pan, que ayuda a
crear la División de Encke. Otro pequeño satélite, Dafne (S/2005 S 1), es responsable de la
División de Keeler.
-Satélites pastores: Son satélites cuyas órbitas están cerca del sistema de anillos del planeta
y que contribuyen a modelar la estructura de estos. Prometeo y Pandora ayudan a modelar el
anillo F.
-Satélites troyanos: Los satélites troyanos orbitan a la misma distancia de Saturno, pero a
60o delante o detrás de alguno de los satélites mayores. Por ejemplo, Telesto y Calipso son
troyanos de Tetis, y Helena y Pollux son troyanos de Dione.
-Satélites coorbitales: Son satélites que comparten la misma órbita, por ejemplo Jano y
Epimeteo, ello produjo confusión en su descubrimiento pues siempre se pensó en un sólo
satélite, además presentan en su dinámica orbital un curioso caso de intercambio evitando el
choque mutuo.
-Satélites irregulares. Es el grupo más numeroso, cuyo miembro más grande es Febe; los
demás son pequeños satélites (pocos kilómetros de diámetro) orbitando a grandes distancias
de Saturno. A su vez, este grupo se puede dividir aún más en familias tales como el grupo Inuit,
el grupo Norse y el grupo Gallic.
-Satélites interiores menores. Satélites pequeños que orbitan entre Mimas y Encélado,
como Metone y Palene, recientemente descubiertos por la misión Cassini-Huygens. Gracias a
dicha misión, se han descubierto arcos de anillos orbitando junto a algunos de ésos satélites,
cómo por ejemplo Anthe y la ya mencionada Metone, probablemente causados por impactos
de meteoritos en dichos satélites.
Titán.
Titán es el mayor de los satélites de Saturno, siendo el único del Sistema Solar que posee una
atmósfera importante. Según los datos disponibles su atmósfera podría estar compuesta
14
principalmente de nitrógeno, pero hasta un 6% puede ser metano y compuestos complejos de
hidrocarburos. Los científicos creen que nuestro planeta, cuando era muy joven, era muy
similar al Titán actual.
Estructura interna y atmósfera de Titán.
Titán posee una baja densidad, 1,9 gramos por centímetro cúbico, lo que apunta a que su
composición es un 50% roca y otro 50% agua. El interior de la luna consiste en una mezcla de
roca y hielo no diferenciada, excepto en los últimos 500 kilómetros exteriores donde no hay
materiales rocosos. Se cree que existe también un océano subterráneo de agua y amoníaco
disuelto en él a una profundidad de 100 kilómetros bajo la superficie, y tal vez otro de
hidrocarburos. La densa atmósfera de Titán está compuesta por un 94% de nitrógeno y restos
de otros hidrocarburos: metano, etano, diacetileno, metilacetileno, cianoacetileno, acetileno,
propano, junto con anhídrido carbónico, monóxido de carbono, cianógeno, cianuro de
hidrógeno, y helio. Se piensa que estos hidrocarburos se forman en la atmósfera superior de
Titán en reacciones que son el resultado de la disociación del metano por la luz ultravioleta del
Sol produciendo una bruma anaranjada y espesa.
El origen de la atmósfera de Titán no está claro, pero se ha propuesto que durante gran parte
de la historia del Sistema Solar Titán era un mundo sin ella, con el nitrógeno y el metano
congelados en la superficie y pareciendo una versión en grande de Tritón, la mayor luna de
Neptuno. El aumento de la luminosidad del Sol en su evolución, y quizás un gran impacto de
un asteroide o cometa, habría provocado que esos gases se evaporaran y cubrieran al satélite
con la densa atmósfera que hoy tiene, aunque en un principio con mucho más metano que en
la actualidad. Asumiendo que el metano presente en la atmósfera se pierde con las lluvias y no
es repuesto, acabará por precipitar por completo en la superficie de Titán en menos de mil
millones de años, formando depósitos oscuros en su superficie y quedando sólo el nitrógeno
en la atmósfera, la cual quedará limpia de niebla (algo parecido a Marte en la actualidad). La
presión parcial del metano es del orden de 100 hPa, cumpliendo el papel del agua en la Tierra;
formando nubes en su atmósfera, desde nubes que causan tormentas de metano líquido y que
descargan precipitaciones importantes que alcanzan unos 50 L/m² anuales, hasta cirros muy
parecidos a los terrestres, excepto que formados de cristales de hidrocarburos y a una altura
mucho mayor, entre 50 y 100 km (en la estratosfera de Titán) en vez de los cómo mucho los 18
km de altura de los cirros terrestres (contenidos en la troposfera terrestre).
Superficie y ciclo del metano en Titán.
El metano en Titán posee un ciclo similar al del agua terrestre. Forma lagos, ríos, mares,
precipita, forma nubes en la atmósfera. Este ciclo crea relieves similares a los terrestres como
deltas o barrancos. La característica topográfica más destacable de Titán es Xanadu, un
continente cuya altura es superior a la media de la superficie de Titán y que está recorrido por
valles, dunas, colinas, apreciándose también cauces similares a los de los ríos terrestres.
Algunos rasgos de la superficie de la luna también hacen pensar de la existencia de una
actividad tectónica. Una prueba de ello es la baja presencia de cráteres de impacto, lo que
sugiere una superficie activa que se renueva constantemente. También hay rasgos que
parecen de origen volcánico.
15
Las temperaturas en la superficie de esta luna son del orden de
90 K, y la presión cercana a 1.4 bar. En estas condiciones el
metano estaría por debajo de su punto de saturación y no
existirían lagos o ríos de metano. Otros hidrocarburos formados
a partir del metano, como el etano, sí podrían estar saturados y
en estado líquido en la superficie constituyendo una analogía con
el agua en la Tierra. Estos depósitos líquidos podrían contener
importantes cantidades de metano disueltos. Titán parece
también tener terrenos similares a los terrenos cársticos
terrestres, aunque cómo se ha comentado antes con los
hidrocarburos líquidos reemplazando al agua, y el hielo con
materiales orgánicos a la piedra caliza; esto sugiere que podría
tener cavernas subterráneas, formadas de modo similar.
La enorme gravedad de Saturno crea fuertes mareas en la atmósfera de Titán, y es la
responsable de que se generen vientos en la superficie de la luna. Estos vientos, a su vez,
generan las dunas que se han observado. Es posible que las mareas de viento acarreen
sedimentos oscuros desde latitudes altas hacia el ecuador y formen así el cinturón oscuro de
Titán. Se presume que estas dunas se forman cuando la lluvia de metano líquido erosiona
partículas de rocas de hielo. Así pues la región ecuatorial del satélite no estaría formada por
mares sino que sería una zona desértica, aunque en latitudes más altas podría haber lagos de
metano; según se cree, la "arena" se forma mediante la fusión de partículas de materia
orgánica del tamaño de partículas de humo que precipitan desde la atmósfera, y no por
erosión cómo ocurre en la Tierra. Una prueba a favor de ésta teoría es que los granos parecen
tener poca agua y bastante material orgánico.
El polo norte de Titán tiene más lagos que el polo sur de la luna. Una teoría reciente sugiere
que es debido a la excentricidad de la órbita de Saturno alrededor del Sol, lo que provoca que
el metano tienda a concentrarse en el hemisferio norte de Titán, aunque al variar los
parámetros orbitales de Saturno con el tiempo, esta situación puede invertirse cada muchos
miles de años. También se han observado ríos de hasta 400 kilómetros de longitud.
16
Vida en Titán.
¿Podría un mundo tan gélido y tan extraño químicamente sustentar la vida tal y como la
conocemos? Sabemos que hay calor geotermal y energía química disponible en los
hidrocarburos. Hay un nivel básico de química orgánica, pero no sabemos cómo sería la vida
prebiótica en estas circunstancias. ¿Permitiría un entorno tan frío la síntesis de largos
polímeros de carbono, la replicación de moléculas para la genética o de proteínas para las
enzimas metabólicas? Desconocemos si las grandes cantidades de metano líquido pueden
funcionar como disolvente orgánico. También hay que tener en cuenta que Titán posee agua
líquida en el subsuelo. Las moléculas orgánicas formadas en la atmósfera y mezcladas con el
agua líquida del subsuelo podrían bastar para sostener una biosfera interna. Se calcula que
alrededor de los puntos calientes criovolcánicos se podrían alcanzar temperaturas de -30ºC.
Así pues, las condiciones físicas de este océano se sitúan dentro de los límites tolerados por los
extremófilos terrestres.
Encélado.
Encélado es uno de los principales satélites interiores de Saturno. Es el decimocuarto más
alejado del planeta, y orbita dentro de la parte más densa del anillo E. Varias teorías sospechan
que Encélado es la principal fuente de partículas del anillo E. Orbita Saturno a una distancia de
238.000 Km. del centro del planeta y 180.000 Km. de la cima de sus nubes, entre las órbitas de
Mimas y Tetis, tarda 32,9 horas en completar la órbita (suficiente para que pueda ser
observado con una única noche de observación). Encélado está en resonancia orbital 2:1 con
Dione (satélite), completando dos órbitas con Saturno por cada una que completa Dione. Esta
resonancia ayuda a mantener la excentricidad orbital de Encélado (0,0047) y proporciona una
fuente de calor a la actividad geológica de Encélado. Como los satélites más grandes de
Saturno, Encélado rota sincrónicamente junto con su periodo orbital, dejando una cara
siempre apuntando hacia Saturno.
La superficie de Encélado se encuentra cubierta de
cráteres. También se han detectado fracturas
tectónicas, valles y cinturones de surcos curvilíneos.
Las fracturas pueden tener hasta doscientos
kilómetros de largo y de cinco a diez kilómetros de
ancho, con una profundidad de un kilómetro.
Existen sobre el polo sur unos surcos denominados
"rayas de tigre (tiger stripes en inglés), los cuales
sirven a modo de rejillas de ventilación, ya que se
aprecian eyecciones de vapor y partículas finas de
hielo. Se ha detectado una atmósfera de vapor de
agua que se concentra sobre la región del polo sur,
un área con muy pocos cráteres. La composición de
esta atmósfera es consistente con la emisión o
evaporación de agua. Los científicos creen que bajo la superficie de Encélado hay un océano
salado. Una prueba de ello es el análisis de los elementos que salen expulsados de las rayas de
17
tigre que revelan las firmas de sodio consistentes con la existencia de un océano salado
interior.
Mimas.
Mimas, la luna descubierta por W. Herschel con su telescopio
de 12 metros, es un cuerpo helado de baja densidad, 1,19
g/cm³, por lo que está posiblemente constituido en su mayor
parte por hielo de agua con una pequeña concentración de
materiales más densos. Tiene un diámetro de unos 397
kilómetros y su superficie, altamente craterizada, presenta un
enorme cráter de impacto de 130 km de diámetro llamado
Herschel. El impacto que produjo este cráter fue tan violento
que produjo fracturas visibles en el lado opuesto de este satélite. Posiblemente un impacto
ligeramente más energético podría destruir un cuerpo del tamaño de Mimas. Se estima que
Herschel fue el resultado de un impacto a 31 km/s de un cometa de aproximadamente 5 km de
diámetro. Este satélite no es un cuerpo esférico al ser deformado por las enormes fuerzas de
marea producidas por Saturno. Las fuerzas de marea retienen a Mimas en rotación síncrona,
es decir, su periodo de rotación es igual que su periodo orbital alrededor de Saturno. Esta
órbita tiene un semieje mayor de tan sólo 185.520 km, unas tres veces el radio del planeta,
contribuyendo a la intensidad de las fuerzas de marea. Mimas es el responsable principal de
limpiar de partículas la división de Cassini, la cual separa los anillos A y B.
Urano
Urano, un planeta gigante (junto con Júpiter, Saturno y
Neptuno), séptimo en distancia al Sol y tercero en tamaño
del Sistema Solar. Sin embargo, Urano, detrás de su imagen
de cuerpo sin detalles relevantes, constituye una auténtica
excepción. Se trata del primer planeta "moderno" (entendido
desde el punto de vista de no ser conocido en la antigüedad)
y fue descubierto en 1781 por el astrónomo William
Herschel.
Características orbitales
Urano, que se encuentra a una distancia media de 19 UA (Unidades Astronómicas), presenta
una característica que le hace especial; su eje polar está inclinado unos 90º, de modo que su
eje de rotación está prácticamente contenido en el plano de su órbita alrededor del Sol. Aún
no se sabe la causa de semejante irregularidad, pero algunas teorías apuntan a una colisión de
Urano contra un gran cuerpo hace miles de millones de años. La órbita, cuya distancia media al
Sol es de 19,18 UA, presenta una muy baja excentricidad, de tan solo 0,047, siendo
prácticamente circular. Durante el perihelio su distancia al Sol llega a ser de 18,30 UA,
mientras que en el afelio es de 20,10 UA. Tiene un periodo de revolución alrededor del Sol de
84,01 años y un periodo de rotación de 17 horas y 14 minutos.
18
Estructura de un gigante de hielo
Si bien Urano es un planeta gigante como Júpiter o Saturno, no se puede decir que sea un
gigante gaseoso; Júpiter y Saturno son denominados gigantes gaseosos, sin embargo, Urano y
Neptuno, que luego veremos, son denominados gigantes de hielo. Analizando la estructura de
Urano como planeta comprendemos el motivo. Urano es un planeta con un diámetro de
52.700 km y una densidad 1,15 veces la del agua. En la parte más interna se encuentra un
núcleo de roca que se extiende cerca de un 20% del radio del planeta. El núcleo tiene una
densidad de 9 g/cm3, a una presión de 8.000.000 bares y a 5.000K de temperatura.
Inmediatamente después se encuentra un manto de hielos que se extiende un 60% del radio
del planeta. Este manto consiste en un fluido denso y “caliente” de agua y amoniaco en forma
de hielo. Dada la gran extensión de este manto de hielo, Urano es denominado gigante de
hielo. Finalmente, por encima del manto hay una atmósfera compuesta principalmente de
hidrógeno y helio.
Las estaciones en Urano
A diferencia de la Tierra, donde sus estaciones se explican, entre otras razones, por las
variaciones en el ángulo de incidencia de la la luz solar recibida, debido a la inclinación del eje
de rotación terrestre, en Urano las circunstancias son muy diferentes. Este planeta recibe poca
luz, y su eje de rotación esta "tumbado", y además tarda 84 años en completar una órbita
alrededor de Sol. Todo esto crea un sistema de estaciones que duran 21 años. Estas largas
estaciones se manifiestan en las diferentes formaciones de nubes entre ambos hemisferios.
La atmósfera de Urano
La atmósfera de Urano está compuesta en un 80% de hidrógeno, un 15% de helio y un 3% de
metano (el resto está constituido por trazas de hidrocarburos y otros elementos). El color
verde-azulado que observamos en las imágenes es debido al metano, el cual absorbe la luz roja
y refleja estos tonos. Sin embargo la primera sorpresa vino en los años sesenta cuando se
comenzó a observar el planeta con radiotelescopios, mediante los cuales podemos observar
capas atmosféricas más profundas que en longitudes de onda visible, lo que delató que la
aparente calma superficial no era tal en capas más profundas; presentaba cambios muy
rápidos, de año en año, o incluso en periodos menores.
La atmósfera de Urano está compuesta de tres capas: troposfera, estratosfera y termosfera.
La troposfera es la capa más interior y su vez la más densa, compuesta principalmente de
amoniaco, metano y diversos sulfuros. Tiene un espesor de 350 kilómetros y en ella varía la
temperatura de 320K a 60K. Esta atmósfera es muy dinámica y con vientos muy fuertes, que
no se pueden deducir en base a las observaciones de la atmósfera superior. La región superior
de la troposfera, denominada tropopausa, es la responsable de la emisión en infrarrojo lejano
detectada.
La capa intermedia de denomina estratosfera. Tiene un espesor de unos 4.000 kilómetros y
sufre una variación de temperatura de 60K desde su zona más profunda, hasta los 850K de la
19
zona más externa. Este aumento de temperatura se debe principalmente a la absorción por
parte del metano de la radiación solar en el ultravioleta e infrarrojo. Y esta capa es justamente
la "culpable" de la engañosa imagen apacible del planeta. De los hidrocarburos existentes en
esta capa, el metano y el acetileno se condensan en la zona más fría (zona más interna)
creando una bruma que confiere al planeta un aspecto exterior de "paz y calma" al ocultarnos
la verdadera actividad que ocurre en la troposfera.
Finalmente, en la capa más externa, llamada termosfera, la temperatura es de 850K y está
compuesta por hidrógeno molecular (principalmente) e hidrógeno atómico. Y aquí aparece
otro misterio. No se sabe cómo es posible dicha temperatura con la baja radiación ultravioleta
que recibe el planeta desde el Sol. Dentro de la termosfera, y en la parte más externa de la
estratosfera, se encuentra la ionosfera de Urano. En la alta atmósfera se distinguen dos tipos
de regiones. Por un lado la región polar y por otro, bandas ecuatoriales oscuras. No obstante,
nuevamente presenta grandes irregularidades. Hasta 2007 los rasgos más destacados eran una
región polar muy brillante y una banda ecuatorial llamada collar meridional, situada entre las
latitudes -45º y -50º. Ambos rasgos situados en el hemisferio sur. Sin embargo la situación
comenzó a cambiar en 2007 al llegar el equinoccio, momento en el cual comenzó a
desaparecer el collar meridional y a surgir uno en el hemisferio norte, a una latitud de +45º.
También los vientos tienen su peculiaridad. En el ecuador los vientos son retrógrados (en
dirección contraria a la rotación planetaria) con velocidades entre 50 y 100 m/s. En latitudes
en torno a los 20º (tanto norte como sur) se anulan, y a partir de dicha latitud hacia los polos
son vientos progrados y comienza a crecer su velocidad, alcanzando un máximo a 60º de
latitud, con velocidades superiores a los 200 m/s. Finalmente en los polos se anulan
nuevamente.
Los anillos de Urano
Urano también tiene anillos al igual que Saturno. Si bien no solamente Urano y Saturno tienen
anillos (también los tienen Júpiter y Neptuno), los de Urano fueron los segundos en ser
descubiertos (En 1977). Se trata de un sistema de 13 anillos de muy poco espesor (algunos de
tan solo unos pocos km) compuestos de partículas muy oscuras con tamaños de hasta 20
metros. Probablemente sean los restos de un satélite.
Campo magnético
Otra anomalía de este gran planeta es su campo magnético. Alguien pensará que está
inclinado 90º como el eje del planeta. ¡Pues no! Está inclinado 59º con respecto al eje de
rotación. - No uses brújulas en Urano - Usar una brújula en este planeta sería una garantía de
perdernos. Además la magnetosfera es muy asimétrica, con una intensidad muy variable según
el punto elegido. Así por ejemplo en el sur es de 0,1 Gauss, en el norte 1,1 Gauss y a nivel de
superficie 0,23 Gauss. En la Tierra el valor medio es 0,5 Gauss. La magnetopausa se sitúa a una
distancia de 18 radios del planeta. Visto todo esto, alguien pensaría que la magnetocola sería
también anómala. ¡Pues ha vuelto a fallar! La magnetocola es tal y como se esperaba que
fuese.
20
Satélites: Shakespeare en los confines del Sistema Solar.
Urano tiene 27 satélites, de los cuales 22 son pequeños cuerpos. Sin embargo cinco de ellos
son importantes: Oberón y Titania descubiertos por W. Herschel en 1787, Ariel y Umbriel
descubiertos por W. Lasell en 1851, y Miranda descubierta en 1948. Estos satélites reciben
nombre de personajes de obras de Shakespeare y de A. Pope. Como no, orbitando Urano,
alguna "rareza" tenían que tener. Todos ellos son coplanarios al ecuador de Urano. Dicho con
otras palabras, orbitan perpendiculares al plano de revolución del planeta alrededor del Sol.
Neptuno
Neptuno es el octavo planeta en distancia respecto al Sol y el más
lejano del Sistema Solar. Su masa es diecisiete veces la de la Tierra y
es ligeramente más masivo que su planeta «gemelo» Urano, pero al
ser un poco más pequeño, es más denso que éste. En promedio,
Neptuno orbita el Sol a una distancia de 30,1 UA.
Características de Neptuno.
La estructura interna de Neptuno se parece a la de Urano: un núcleo rocoso cubierto por una
costra helada, oculto bajo una atmósfera gruesa y espesa. Los dos tercios interiores de
Neptuno se componen de
una mezcla de roca
fundida, agua, amoníaco
líquido y metano. El
tercio exterior es una
mezcla de gas caliente
compuesto de hidrógeno,
helio, agua y metano. Al
igual que Urano y a
diferencia de Júpiter y de
Saturno, la composición
de la estructura interna
de Neptuno se cree que
está formada por capas
distintas.
La
capa
superior está formada
por nubes de hidrógeno, helio y metano, que se transforman de gas a hielo a medida que
aumenta la profundidad. El manto rodea un núcleo compacto de roca y hielo. Este manto que
rodea al núcleo rocoso de Neptuno, es una región extremadamente densa y caliente; se cree
que en su interior pueden llegar a alcanzarse temperaturas de 1.700 a 4.700 º C. Se trata de un
fluido de gran conductividad eléctrica, una especie de océano de agua y amoníaco. A 7.000 km
de profundidad, las condiciones generan la descomposición del metano en cristales de
diamante que se precipitan en dirección al núcleo.
21
El campo magnético de Neptuno, como el de Urano, está bastante inclinado, más de 50 grados
respecto al eje de rotación y desplazado al menos 0,55 radios (unos 13.500 km) del centro
físico. Comparando los campos magnéticos de los planetas, los investigadores piensan que la
extrema orientación podría ser característica de los flujos en el interior del planeta y no el
resultado de la inclinación del propio planeta o de cualquier posible inversión de los campos
en ambos planetas. Al orbitar tan lejos del Sol, Neptuno recibe muy poco calor. Su
temperatura en la superficie es de -218 °C (55 K). Sin embargo, el planeta parece tener una
fuente interna de calor. Se piensa que puede ser un remanente del calor producido por la
concreción de materia durante la creación del mismo, que ahora irradia calor lentamente hacia
el espacio. Esta fuente de calor interno produce potentísimos sistemas climáticos en torno al
planeta, como la Gran Mancha Oscura que la sonda Voyager 2 descubrió a su paso por el
sistema de Neptuno en 1989. Otra de las teorías apunta a que en las profundidades de
Neptuno se dan las condiciones idóneas para que los átomos de carbono se combinen en
cristales, liberando calor en el proceso. Esta hipótesis plantea pues la posibilidad de que en
Neptuno "lluevan" literalmente los diamantes.
El color de Neptuno difiere del de Urano debido a la cantidad de helio contenida en su
atmósfera, que es ligeramente mayor. Debido a esto, Neptuno absorbe más luz roja del Sol
que su planeta vecino, por tanto refleja un azul mucho más intenso. La atmósfera de Neptuno
tiene una estructura de bandas similar a la encontrada en los otros gigantes gaseosos. En este
planeta se producen fenómenos como huracanes gigantes, con un diámetro igual al de la
Tierra, y otras formaciones de nubes, incluyendo algunos extensos, y muy bellos cirros, encima
(50 km) de las nubes principales. De este modo Neptuno tiene un sistema de nubes muy
activo, posiblemente más activo que el de Júpiter. La velocidad del viento en la atmósfera de
Neptuno, es de hasta 2.000 km/h, siendo la mayor del Sistema Solar y se cree que se alimentan
del flujo de calor interno.
Anillos de Neptuno.
Neptuno dispone de un sistema de anillos planetarios muy tenue y débil compuesto
principalmente de polvo. El sistema consta de cinco anillos que reciben el nombre de los
astrónomos más relevantes en la investigación de Neptuno. Del más interior al más exterior
son: Galle, Le Verrier, Lassell, Arago y Adams.
Además existe un anillo coincidente con la órbita del
satélite Galatea. Otros tres satélites más, Náyade,
Talasa y Despina, orbitan entre los anillos haciendo la
función de satélites pastores. El material de los anillos
es enormemente oscuro, tratándose probablemente
de compuestos orgánicos producidos por la radiación
de la magnetosfera del planeta de manera similar a lo
hallado en los anillos de Urano. La proporción de
polvo en los anillos es alta, entre el 20 y el 70%. Se
piensa que los anillos de Neptuno, al igual que los de Urano, son relativamente jóvenes. Su
origen podría estar en la colisión y posterior destrucción de pequeñas lunas del sistema.
22
Satélites de Neptuno.
En la actualidad, se conocen trece satélites en Neptuno. El mayor de ellos es Tritón, que posee
más del 99,5% de la masa en órbita alrededor de Neptuno en sus 2.700 km de diámetro. Se
destaca, no sólo por su gran tamaño, sino también por poseer una órbita retrógrada, algo
excepcional dentro de los grandes satélites. En su superficie se han encontrado géiseres de
nitrógeno. Posee forma esférica, mientras que los demás satélites de Neptuno tienen una
forma irregular. Tritón es considerado un objeto del Cinturón de Kuiper capturado por la
gravedad de Neptuno. Por su tamaño y aspecto debe ser muy parecido a Plutón, hoy
reclasificado como un planeta enano, el cual también es un objeto del Cinturón de Kuiper.
Podemos clasificar a las lunas de Neptuno en dos tipos según las características de sus órbitas,
y su cercanía al planeta, en satélites regulares e irregulares.
- Satélites internos: Este primer grupo incluye los seis satélites interiores, los cuales
describen órbitas circulares alrededor del plano ecuatorial de Neptuno y en el mismo sentido
de su rotación. Son, en orden de distancia, Náyade, Talasa, Despina, Galatea y Larisa. Este
grupo de satélites parece estar íntimamente relacionado con la distribución de los anillos de
Neptuno. Algunos de ellos, como Despina y Galatea, podrían ser satélites pastores. Solamente
dos de estos satélites regulares -los más lejanos a Neptuno- han sido cartografiados con la
suficiente resolución como para discernir su forma o superficie. Larisa, de unos 200 km de
diámetro, es alargado. Proteo, sin embargo, se asemeja más a un poliedro irregular, tiene un
diámetro aproximado de 400 km, y es el mayor de los satélites regulares. Su superficie está
cubierta de cráteres, el mayor de ellos de más de 150 km de diámetro. Ninguno de estos
satélites parece haber sido capturado procedente del exterior del sistema de Neptuno, sino
más bien fragmentos de una luna que se hubiera formado a partir de la misma nube que el
propio planeta, disgregada a causa de las múltiples colisiones. Todos los satélites interiores de
Neptuno, son oscuros, su albedo es de entre el 7 y el 10%. Es muy probable que estén
formados por hielo de agua y compuestos orgánicos oscurecidos por la radiación. En este
aspecto los satélites de Neptuno son muy parecidos a los de su planeta vecino, Urano.
-Satélites externos: Este segundo grupo incluye, por orden de distancia a Neptuno, a:
Tritón, Nereida, Halímedes, Sao, Laomedeia, Psámate y Neso. Generalmente describen
órbitas muy excéntricas e inclinadas, siendo además la mayoría de ellas retrógradas, es decir,
en sentido contrario a la rotación planetaria. La excepción es Tritón, cuya órbita, aunque
retrógrada, es casi circular.
Tritón.
Tritón tiene un tamaño y composición semejantes a Plutón, y al
verificar la órbita excéntrica de Plutón que atraviesa a la de
Neptuno, podemos ver pistas del posible origen de Tritón como
un planeta semejante a éste y capturado por Neptuno. Es el único
satélite de Neptuno que tiene forma esférica. El núcleo
corresponde los dos tercios de la masa total de Tritón (de 65% a
75%), lo que es más que en cualquier otra luna del Sistema Solar,
con excepción de Ío y Europa. La diferenciación puede haber sido
23
eficiente debido al efecto gravitacional de Neptuno durante la captura de Tritón. Tritón tiene
una densidad media de 2,05 g/cm³, y está compuesto por cerca de un 25% de hielo de agua,
esencialmente localizada en el manto. La superficie está compuesta principalmente por hielo
de nitrógeno, pero también hielo seco (dióxido de carbono helado), hielo de agua y hielo de
monóxido de carbono y metano. Se piensa que podrían existir hielos ricos en amoníaco en la
superficie, pero no fueron detectados. La dimensión de Tritón sugiere que deberían existir
regiones de densidades diferentes, variando entre 2,07 y 2,3 gramos por centímetro cúbico.
Existen áreas que tienen exposiciones rocosas, y que son áreas resbaladizas, debido a las
sustancias heladas, especialmente metano helado, que cubre parte de la superficie. La región
del polo Sur de Tritón está cubierta por una capa de nitrógeno y metano helados salpicado por
cráteres impactantes y géiseres. La capa helada es altamente reflectora, porque absorbe la
poca energía solar que recibe. Se desconoce cómo será el polo Norte ya que éste se
encontraba en penumbra cuando la Voyager 2 visitó Tritón. Sin embargo, se piensa que, tal y
como ocurre en el polo Sur, debería tener un casquete polar. En la región ecuatorial hay largas
fallas con cordilleras paralelas de hielo expelido del interior que cortan terrenos complejos con
valles imperfectos. También se han observado zonas planas y llanuras. Tano Sulci es una de las
largas fallas que recorren la extraña región de Bubembe en Tritón, una región también
conocida por el terreno de cáscara-de-melón, llamada así a causa de su aspecto. Es una de las
regiones más extrañas del Sistema Solar. Se desconoce el origen de este terreno, pero puede
haber sido causado por la subida y caída de hielo de nitrógeno, y por el colapso e inundación
causados por criovulcanismo. A pesar de ser un terreno con pocos cráteres, se cree que podría
ser la superficie más antigua en Tritón. Este terreno podría cubrir la mayoría del hemisferio
Norte. Estos terrenos de “cáscara-de-melón” comprenden depresiones de 30 a 50 km de
diámetro, probablemente no relacionadas con impacto de meteoritos porque son demasiado
regulares, con un espaciamiento regular, y separados por sierras curvadas. Estas cumbres
podrían tener su origen en erupciones de hielo viscoso por entre las fracturas en anillo.
Pueden tener hasta 1 km de altura. Probablemente, esta actividad volcánica es debida al
calentamiento zonal causado por el Sol, lo que hace de Tritón una luna geológicamente activa.
Tritón posee una atmósfera tenue compuesta por nitrógeno (99,9%) con pequeñas cantidades
de metano (0,01%). La presión atmosférica de Tritón es de sólo 14 microbares. La temperatura
en la superficie es de cerca de -235 grados Celsius, aún más baja que la temperatura media de
Plutón (cerca de -229° C). A 800 km de la superficie, la temperatura es de -180° C. El eje de
rotación de Tritón es poco común, ya que está inclinado 157° en relación al eje de Neptuno, y
130° respecto a la órbita de Neptuno, exponiendo un polo al Sol cada vez. Como Neptuno
orbita al Sol, las regiones polares de Tritón intercambian su posición en un intervalo de 82
años, lo que probablemente desemboca en radicales cambios estacionales cada vez que un
polo se mueve hacia el Sol. Dada su órbita e inclinación axial, Tritón presenta un ciclo de
estaciones suaves y extremas. Las estaciones más extremas ocurren en intervalos de 700 años.
Tritón es uno de los lugares más fríos del Sistema Solar. Pero su actividad geotermal ha
sugerido la presencia de vida exótica en esta luna, aunque esto es muy poco probable.
Verónica Casanova
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