Planetas del sistema solar

Trabajo sobre
ÍNDICE
PLANETA PÁG
• INTRODUCCIÓN........................... 3
• MERCURIO.................................... 5
• VENUS............................................ 7
• TIERRA.......................................... 9
• MARTE.......................................... 11
• JÚPITER......................................... 15
• SATURNO...................................... 18
• URANO.......................................... 21
• NEPTUNO...................................... 23
• PLUTÓN......................................... 24
INTRODUCCIÓN
Nuestro Sistema Solar es uno de tantos, compuesto de una multitud de objetos que giran alrededor de su
estrella madre. En la galaxia, es común incluso los sistemas de estrellas dobles.
Nuestra galaxia es del tipo espiral mediano, con unos 400.000 millones de estrellas, la hemos llamado Vía
Láctea y pertenece al llamado Grupo Local, un grupo pequeño de 7 miembros. En el Universo observable hay
grupos con miles de galaxias, algunas con billones de soles.
Planetas, Lunas y Movimiento
Los planetas se dividen en dos grupos: los planetas interiores o terrestres (rocosos, pequeños y densos) y los
planetas exteriores o jovianos (gigantes y poco densos). Los primeros son Mercurio, Venus, Tierra y Marte, y
son los más cercanos al Sol. Tras estos están los planetas jovianos: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.
Muchos científicos también diferencian a Urano y Neptuno de Júpiter y Saturno, debido a sus diferentes
características. Plutón es la excepción, pues se trata de un pequeño planeta rocoso en órbita tan excéntrica que
incluso llega a solaparse con la órbita de Neptuno.
Se mueven alrededor de nuestro Sol en órbitas generalmente poco elípticas, excepto en Mercurio y Plutón. Si
situamos un sistema de coordenadas centrado en el Sol y nos situamos al Norte de éste mirando hacia abajo,
observaremos cómo los planetas se mueven en sentido contrario a las agujas del reloj. Excepto en Venus y
Urano, la rotación también se produce en ese sentido. Todos los planetas se están moviendo aproximadamente
en el mismo plano, llamado eclíptica (plano de la órbita de La Tierra alrededor del Sol).
Las lunas son mundos que orbitan los planetas, generalmente moviéndose en la misma dirección que la
rotación de estos. Son muy diversas, y van desde pequeñas rocas irregulares de 10 Km de longitud a
verdaderos mundos como Titán, la luna gigante de Saturno, algo mayor que el planeta Mercurio. No se conoce
ninguna "luna de una luna" (al menos de origen natural: algunas naves espaciales sí han orbitado lunas).
Asteroides, Cometas e impactos
Los asteroides son pequeños objetos (no mayores de 1000 Km), generalmente de proporciones irregulares que
orbitan alrededor del Sol en órbitas muy distintas, aunque la mayoría se concentra en el Cinturón de
1
Asteroides entre Marte y Júpiter, y cerca de la eclíptica. Hay asteroides que mantienen órbitas que se cruzan
con las de los planetas, y algunos de ellos han sido capturados por estos y convertidos en lunas.
A lo largo de la historia del Sistema Solar han ocurrido innumerables impactos sobre los planetas y lunas, que
han ido limpiando las órbitas de colisión. No obstante, hoy en día quedan numerosos objetos con órbitas
desconocidas, y algunos de ellos se cruzan con la terrestre. En la Tierra se han relacionado impactos con
extinciones masivas de seres vivos. Como veremos, hay numerosas muestras de cráteres de impacto en los
mundos rocosos de nuestro sistema.
Los cometas son bolas de nieve sucias de unos pocos Km de diámetro que describen órbitas muy elípticas
alrededor del Sol y que, cuando se acercan a este, despiden colas de gas y polvo por el efecto del viento solar.
Los cometas también pueden chocar con los planetas, como recordaremos con el impacto del
Shoemaker−Levy 9 sobre Júpiter.
Tiempo y Distancias
Nuestras medidas del tiempo se basan en los acontecimientos que ocurren en la Tierra. En otros planetas lo
comparamos con las medidas terrestres. Así, un día en Marte dura aproximadamente lo mismo que el día en la
Tierra; sin embargo, un día en Júpiter dura 10 horas y un día de Venus 243 días terrestres. La referencia de
unidad de tiempo será, evidentemente, la terrestre.
En el Sistema Solar se utiliza la Unidad Astronómica (u.a.) como medida de distancia. Una u.a. equivale a la
distancia media de la Tierra al Sol (149.500.000 Km). Sin embargo, cuando salimos del Sistema Solar incluso
esa unidad de medida se nos queda pequeña, por lo que hay que hablar de año luz (distancia que recorre la luz
en un año terrestre) o de pársec (3,26 años luz).
PLANETA
Mercurio
Venus
Tierra
Marte
Júpiter
Saturno
Urano
Neptuno
Plutón
DIAMETRO
(Km en Ecuador)
4.879
12.104
12.756
6.794
143.428
120.536
51.120
49.490
2.320
DISTANCIA MEDIA
(Millones km y u.a.)
57,9 / 0,39
108,2 / 0,72
149,6 / 1
227,9 / 1,52
778,3 / 5,2
1.429 / 9,54
2.871 / 19,19
4.504,3 / 30,06
5.913,5 / 39,53
Cada planeta (y cada luna) son singulares y únicos. Hay casos en que aún no se explican las causas de algunos
fenómenos observados. La exploración de nuestro Sistema Solar por las sondas y naves robotizadas ha
proporcionado a la humanidad una ingente cantidad de información a estudiar, y nos ha hecho abrir nuestra
mente al espacio y de vuelta a nuestro planeta, para considerarlo mucho más precioso que antes.
MERCURIO
INTRODUCCIÓN
Es el planeta más próximo al Sol. Se trata de un mundo pequeño (el 2º más pequeño tras Plutón) y rocoso, de
radio 2,5 veces inferior al terrestre, que orbita a tan sólo 0,39 u.a. del Sol. Es incluso más pequeño que las
lunas Ganímedes (de Júpiter) o Titán (de Saturno).
2
ÓRBITA y ROTACIÓN
Posee la 2ª órbita más excéntrica del Sistema Solar, tras Plutón. Esta excentricidad y su proximidad al Sol
hacen que sea un tanto especial respecto a los demás planetas: un 10% de su rotación perihelial no era
totalmente explicada por la teoría de la Gravitación Universal de Newton, y no quedó aclarada hasta 1917, al
aplicarse la Teoría de la Relatividad general de Einstein, que incluye la ley de Newton como un caso especial.
Debido a la lenta rotación (58,65 días en un eje prácticamente perpendicular al plano orbital) y su resonancia
respecto del periodo de revolución (88 días) un día de Mercurio dura aproximadamente 176 días terrestres o 2
revoluciones alrededor del Sol (un día son dos años en Mercurio).
SUPERFICIE
Mercurio recibe 10 veces más energía que la Tierra, lo que se traduce en una temperatura de 350ºC de media
durante el día (hay latitudes en las que se alcanzan los 425ºC) y −173ºC de noche. Bajo la superficie, en el
ecuador siempre hay temperaturas por encima de los 0ºC, mientras que en los polos no se alcanzan esos 0ºC.
Su superficie se parece a la de nuestra Luna, recubierta por una capa de silicatos oscuros. Se supone que el
planeta tuvo un periodo volcánico tras finalizar el bombardeo inicial masivo de meteoritos, a pesar de lo cual
se pueden observar numerosos cráteres de impacto, algunos inmensos. El mayor es la cuenca Caloris, de 1300
Km de diámetro. Este fue provocado probablemente por un impacto de gran potencia de un objeto de al
menos 100 Km de diámetro, que generó anillos montañosos concéntricos de 3 Km de altura, y envío material
a 600−800Km del punto de impacto. Las ondas sísmicas del acontecimiento han llegado a formar un terreno
caótico al otro lado del planeta.
También podemos encontrar muchas llanuras de mayor o menor antigüedad, formadas por ríos de lava. Tras el
bombardeo y el vulcanismo, el planeta sufrió un periodo de enfriamiento y contracción, y en la superficie
también puede observarse signos de ello en forma de una corteza arrugada con grandes escarpes de 100−200
Km. de longitud y 1−3 Km de altura.
Existe la posibilidad de que haya hielo justo bajo la superficie del polo norte, donde se cree hay temperaturas
del orden de −161ºC normalmente, y el Sol siempre está bajo el horizonte.
Mercurio no tiene casi atmósfera. Su pobre gravedad, unido al nivel de radiación al que está sometido hacen
que ésta se reduzca a una muy tenue capa de helio e hidrógeno. Si pudiésemos estar en su superficie,
podríamos observar al Sol 2,5 veces más grande que en la Tierra, pero veríamos el cielo negro, pues su falta
de atmósfera impide la dispersión de la luz.
COMPOSICIÓN
Es posible que el planeta esté compuesto en un 65% de metales pesados y un 30% de silicatos. Seguramente
tiene un núcleo pesado de gran tamaño, dado que su densidad media (5,43gr/cm3) es comparable a la de la
Tierra.
La nave Mariner 10 descubrió que Mercurio tiene un campo magnético (algo insólito en un planeta de este
tamaño) que, aunque muy pequeño (1% del terrestre), aun no ha sido explicado con claridad.
OBSERVACIÓN
Es difícil de observar. Puede verse pocas veces al año sobre el horizonte justo antes de la salida del Sol o justo
después de la puesta. Es necesario un aumento algo importante (150−200x).
3
EXPLORACIÓN
Durante mucho tiempo no se han conocido muchos detalles de este planeta. La mayor parte de los
descubrimientos sobre Mercurio se deben a la sonda Mariner 10, que fotografió un 45% de su superficie en
1974−75 (2700 imágenes) tras realizar 3 pasadas en su órbita alrededor del Sol. El 16 de Marzo de 1975
estuvo a tan sólo 325 Km. de la superficie.
Distancias:
Media al Sol (unid.
astronómicas)
Media al Sol (millones de
Kms.)
Órbita
Periodo de revolución (días)
Velocidad orbital media
(Km/seg)
Excentricidad
Inclinación respecto a la
eclíptica
Rotación
Periodo de Rotación (días)
Inclinación del eje respecto a la
perpendicular de la órbita
Masa y tamaño
Radio en el Ecuador (Km)
Achatamiento
Masa (Tierra = 1)
Densidad Media (g/cm3)
En superficie
Constante Solar (Tierra = 1)
Albedo
Aceleración gravedad
(Tierra=1)
Velocidad de escape en el
ecuador (Km/seg)
Atmósfera
Componentes principales
Presión en superficie (bares)
Temperaturas en superficie
(ºC)
Media de día
Media general
Máxima
Mínima
0,387
57,9
88
47,85
0,206
7º
58,65
~0º
2439,7
0
0,055
5,432
6,68
0,1
0,37
4,25
He,Na,O
2x10−15
350
179
427
−173
VENUS
4
INTRODUCCIÓN
El segundo planeta desde el Sol es conocido como la estrella de la mañana y de la tarde, debido a que es
sencillo observarlo en esos momentos. De dimensiones parecidas a la Tierra, es el planeta más cercano a
nosotros (cuando están en el mismo lado del Sol ambos planetas pueden estar separados tan sólo por 40
millones de Km).
En realidad, se parece a nuestro hogar en masa, densidad, volumen y tamaño, aunque como veremos en la
superficie las condiciones son completamente distintas.
ÓRBITA Y ROTACIÓN
Se mueve en una órbita casi circular a una distancia de 0,723 u.a. del Sol (aprox. 108.000.000 Km), y con una
inclinación de 3,4º respecto a la eclíptica.
Su periodo de revolución (un año de Venus) es de 224,7 días terrestres. La rotación es retrógrada (al revés que
los demás planetas) y lenta. Un día de Venus dura 243 días terrestres (algo más de un año de Venus). El Sol
sale por el Oeste y se pone por el Este. No existe una explicación para la rotación retrógrada.
ATMÓSFERA
El planeta siempre está completamente cubierto de nubes, por lo que es imposible a simple vista vislumbrar
algo de su superficie.
En la cara oscura se observa de vez en cuando un resplandor débil, probablemente similar a la aurora boreal.
Esta luminosidad se produce en el momento en que observamos tempestades magnéticas en la Tierra, por lo
que es evidente que hay una causa solar común.
Su densa atmósfera está compuesta principalmente de dióxido de carbono (96,6%) y nitrógeno (3,2%). Las
nubes se desplazan de este a oeste según los vientos dominantes (380 Km/h), y tardan 4 días en rodear el
planeta.
Según se desciende sobre la superficie de Venus encontramos una neblina de corrosivo ácido sulfúrico, a
45−50 Km de altura, seguida por una capa de nubes de 3 Km de agua y azufre (45 Km de altura), luego se
observa una neblina hasta unos 30 Km, bajo la cual la atmósfera es transparente hasta la superficie, donde la
presión es 92 veces la de la Tierra al nivel del mar y no hay vientos, aunque con esa densidad de gases
cualquier pequeña corriente puede ser peor que un huracán.
La temperatura en superficie es de 482ºC (suficiente para fundir el plomo o el estaño) debido al efecto
invernadero que se produce por la alta concentración de CO2 y la densa atmósfera, que no dejan escapar el
calor que llega del Sol. En realidad, en Venus hace más calor que en Mercurio.
Las condiciones son tan extremas que las pocas sondas que han logrado posarse han sobrevivido poco tiempo.
Estas sondas nos han mostrado un cielo amarillo−anaranjado uniforme.
SUPERFICIE
El estudio de los rasgos de la superficie de Venus sólo se ha conseguido cuando se ha cartografiado el planeta
gracias al radar, y cuando las sondas espaciales han logrado atravesar la densa capa de nubes y posarse en su
suelo. Las rocas fotografiadas por estas sondas tienen bordes cortantes, indicando que no han sufrido mucha
erosión.
5
La superficie parece "joven" en términos geológicos. Se cree que se ha reconstruido completamente hace
300−500 millones de años. Un 60 % es ligeramente ondulada, el 16 % está por debajo del nivel de referencia
y el 24 % restante por encima. Los rasgos volcánicos son numerosos. El 85% de la superficie de Venus está
cubierta por roca volcánica. Hay ríos de lava de cientos de Km de longitud (hay uno de 7000 Km) que
terminan creando vastas llanuras, y gigantescas calderas volcánicas de 100 Km de diámetro.
Se observan varios cráteres de impacto de más de 75 Km de diámetro (algunos hasta 500 Km) y 700 metros
de altura en el borde. No suele haber cráteres de impacto de menos de 2 km, dado que la densa atmósfera
desintegra los meteoritos antes de llegar a la superficie (lo que sí se encuentran son grupos de cráteres
pequeños cercanos, provocados seguramente por objetos de mallos envergadura fraccionados justo antes del
impacto).
Otros aspectos curiosos de la superficie de Venus son las coronas (se ven como zonas ovales de cientos de
Km rodeadas por acantilados) y los aracnoides (parecidos a las coronas pero más alargados).
Al norte del planeta está la zona montañosa Ishtar Terra, de dimensiones aproximadas a Australia. En ella se
encuentra el Monte Maxwell (11.800 m sobre el nivel de referencia). Otras zonas montañosas son Aphrodite
Terra, con montañas de 8.000 m, Alpha Regio y Beta Regio.
COMPOSICIÓN
La corteza de Venus es de mayor espesor que en la Tierra, aunque no tanto como la de la Luna o Marte. Sin
embargo, su grosor hace imposible la tectónica de placas. Las llanuras medias suavemente onduladas son
similares a los fondos marinos terrestres, por lo que se cree que Venus se solidificó en un periodo de
evolución tectónica. Aunque no se puede afirmar nada definitivo, su densidad media (5,25 gr. /cm3) hace
pensar en un núcleo muy rico en Hierro.
OBSERVACIÓN
Es más sencillo de observar que Mercurio. Se ve muy alto en el horizonte poco antes de la salida o puesta del
Sol, según la posición relativa de ambos planetas. Sus fases de lleno a creciente se observan bien con un
telescopio pequeño de 40x. Sin embargo, es obvio que nunca podremos observar su superficie.
Venus es 12 veces más brillante que Sirio, la estrella más luminosa. Si no hay luna, la sombra producida por
la luminosidad de Venus es detectable.
HISTORIAL DE EXPLORACIÓN
02−1961
Venera 1 (URSS) fue la primera sonda que se acercó a Venus
La sonda Mariner 2 (USA) pasa a 36.000 Km de la capa de nubes del planeta. Fue quizás la
14−12−1962
primera misión planetaria coronada por el éxito.
1−3−1966 Venera 3 es la primera sonda que penetra en su atmósfera.
15−12−1970 Venera 7 se posa suavemente sobre la superficie
La sonda Venera 8 realiza lo que se considera el primer aterrizaje sobre otro planeta coronado
1972
por el éxito científico.
1980
La sonda Pioneer−Venus (USA) reprodujo en luz radar el 93% de la superficie.
Venera 15 y 16 de la Unión Soviética. La Venera 15 realizó el primer mapa orbital completo
1983−84
por radar de otro planeta.
1985
Se desplegó el Vega 1, primera estación de globo desplegada en la atmósfera de otro planeta.
1990−94
Magallanes de la NASA (creación por radar de un mapa de la superficie)
6
TIERRA
INTRODUCCIÓN
Nuestro hogar es el tercer planeta desde el Sol. Es un elipsoide de revolución achatado por la rotación, que
ocasiona que el ecuador esté ligeramente más abombado. Su diámetro medio es de 12,756 kilómetros, unos
pocos Km. mayor que el de Venus.
Visto desde el espacio, nuestro planeta parece pequeño y con una capa sencilla y frágil de atmósfera. Desde
ese punto de vista predomina el azul del mar y el blanco de las nubes y regiones polares, junto al marrón y
verde de los continentes.
Es el único planeta del sistema solar con agua en estado líquido en su superficie. Los océanos suman el 70%
de la superficie y los continentes el resto. También se cree que es el único mundo de nuestro sistema que
alberga vida (biosfera).
Nuestro planeta es el más cercano al Sol que posee un satélite natural: la Luna. Fue nuestro primer mundo a
conquistar.
ÓRBITA Y ROTACIÓN
Se mueve en un órbita elíptica casi circular a 149,6 millones de Km del Sol (1 u.a.) y a casi 30 Km/seg. El
ángulo del eje de rotación respecto a la eclíptica (23º) determina las estaciones, a las que las latitudes medias
son más sensibles. La Tierra tarda casi 24 horas en girar sobre sí misma (día), y algo más de 365 días en viajar
alrededor del Sol (año).
CARACTERÍSTICAS
Distancias:
Media al Sol (unid. astronómica)
Media al Sol (millones de Kms.)
Órbita
Periodo de revolución (días)
Velocidad orbital media (Km/seg)
Excentricidad
Inclinación respecto a eclíptica
Rotación
Periodo de Rotación
Inclinación del eje
Masa y tamaño
Radio en el Ecuador (Km)
Achatamiento
Masa (Kg)
Densidad Media (g/cm3)
En superficie
Albedo
Aceleración gravedad (m/seg2)
Velocidad de escape en el ecuador (Km/seg)
Atmósfera
Componentes principales
Temperatura media en superficie (ºC)
1
149,6
365,26
29,78
0,017
0
23h56'4''
23º45'
6.378
0,003
5,97e24
5,52
0,3
9,8
11,18
N2, O2
22
7
ATMÓSFERA
La atmósfera está compuesta principalmente de nitrógeno (78%), oxígeno (20%), vapor de agua, anhídrido
carbónico y gases nobles. Al principio no había oxígeno, y los procesos biológicos (fotosíntesis, metabolismo)
añadieron este gas con posterioridad, además de incluir amoniaco, metano y otros gases. El ozono apareció
entonces, protegiendo la superficie de la letal radiación ultravioleta, e impulsando la vida fuera del agua.
El clima en nuestro planeta es un proceso sumamente complejo del que apenas se comienzan a conocer
influencias y consecuencias. En la Tierra no siempre hemos tenido el mismo clima: desde el origen de la vida
los polos han estado libres de hielo la mayor parte del tiempo (debido, evidentemente, a un clima más cálido),
y también se han sufrido 4 ó 6 glaciaciones o periodos de hielo hasta latitudes medias (clima mucho más frío).
La causa de tales cambios parece residir en la variación de la fuerza luminosa del Sol, el efecto invernadero,
las grandes erupciones volcánicas y los impactos de meteoritos (de cierto tamaño, pues los meteoritos
pequeños se desintegran antes de llegar al suelo).
El hombre, al aumentar el contenido de CO2 por la quema de combustibles fósiles está aumentando el efecto
invernadero, y los científicos están investigando las complejas relaciones que mantiene este gas en su entorno,
para conocer las consecuencias de este aumento. Otro aspecto influenciado por el hombre ha sido la reducción
de la protectora capa de Ozono debido al uso de los CFCs. Hemos limitado el vertido de CFCs a la atmósfera,
pero aún se estudian las consecuencias a medio plazo.
Desde la superficie, nuestro cielo se ve azul, debido a la mayor dispersión de la luz en las frecuencias de
longitud de onda corta (azul) frente a las de longitud mayor (rojo). Las tonalidades rojizas que observamos al
amanecer o al anochecer se deben a que la luz solar debe atravesar mucho más aire hasta llegar a nosotros, y
vemos lo que queda después de la dispersión completa de los tonos azules. Desde otros mundos, el cielo
tendrá tonalidades distintas (si hay atmósfera) o será negro (si no la hay).
SUPERFICIE
En la superficie ocurren diversos fenómenos geofísicos: volcanismo, deriva continental (tectónica horizontal),
formación de montañas (tectónica vertical) y, como no, impacto de meteoritos.
La erosión de la superficie por el agua y el viento es mucho más importante que en el resto de los planetas
terrestres, de ahí que parezca más difícil a priori determinar las señales de esos impactos (la Luna debe haber
sido golpeada aproximadamente por el mismo número de objetos que la Tierra; sin embargo, como en su
superficie la erosión es prácticamente nula, conserva la profusión de cráteres de impactos que observamos).
Esta erosión también ha hecho difícil el conocimiento de la evolución de nuestro planeta a priori, y sólo tras el
conocimiento de otros planetas hemos entendido la evolución de la Tierra.
COMPOSICIÓN INTERNA
El interior está definido en una estructura en capas que, de fuera hacia dentro, se denominan litosfera o
corteza, manto y núcleo.
La litosfera o corteza tiene sólo 30 km de profundidad media desde el nivel del mar, a partir de donde
cambian de pronto las características (discontinuidad de Mohorovicic) y
comienza el manto. También se denomina SIAL, al ser sus dos elementos principales el Silicio y el Aluminio.
Bajo los continentes hay una capa de granito y grabo de 33 Km de espesor aproximadamente, mientras que
bajo los océanos no hay granito y tiene tan sólo 12 Km. De todas formas, hay numerosas variaciones locales a
esta configuración: las fosas y dorsales en los océanos, las zonas de hundimiento tectónico continental y las
cordilleras.
8
El manto está compuesto principalmente de Silicio y Magnesio (SIMA), y se divide en manto superior (hasta
los 1000 Km aproximadamente), y manto inferior (hasta los 2900 Km). Mas profundamente encontramos un
núcleo externo líquido y uno interno sólido, separados por una capa de transición. Al núcleo también se le
llama NIFE (Níquel y Hierro).
A medida que avanzamos desde la corteza al núcleo aumentan la temperatura presión y densidad media. Así,
en la superficie tenemos una temperatura media de 22º de día, y una densidad media de 2,7g/cm2, mientras
que en el núcleo la temperatura es de aproximadamente 5700−6000ºC, la presión es de 3400 kbar y la
densidad media 17,2 g/cm2.
La Tierra posee un campo magnético grande debido a su núcleo de Hierro y Níquel y a su rápida rotación.
Este campo y la atmósfera nos protegen de la mayor parte de las radiaciones nocivas que nos llegan del Sol.
El Explorer 1 (primer satélite norteamericano) descubrió el cinturón de radiación de Van Allen, formado por
rápidas partículas cargadas atrapadas en el campo magnético terrestre, rodeando el planeta alrededor del
ecuador. Las partículas cargadas del viento solar también producen las auroras boreales en los polos, al rozar
en la atmósfera superior con partículas de aire.
MARTE
INTRODUCCIÓN
Marte es un mundo frío y seco con la mitad de diámetro que la Tierra, fácilmente reconocible por su aspecto
rojizo.
El cuarto planeta desde el Sol es quizás el único al que el ser humano pueda viajar en un plazo medio debido a
que su superficie es la más parecida a la de la Tierra (aunque las condiciones no dejan de ser extremas).
Marte es el planeta que mejor conocemos (aparte, claro está, de nuestra Tierra). Tiene dos lunas, Fobos y
Deimos, casi con total seguridad asteroides capturados.
CARACTERÍSTICAS
Distancias:
Media al Sol (unid. astronómicas)
Media al Sol (millones de Kms.)
Órbita
Periodo de revolución (días)
Velocidad orbital media (Km/seg)
Excentricidad
Inclinación respecto a la eclíptica
Rotación
Periodo de Rotación
Inclinación del eje respecto a perpendicular de la
órbita
Masa y tamaño
Radio en el Ecuador (Km)
Achatamiento
Masa (Tierra = 1)
Densidad Media (g/cm3)
En superficie
Albedo
1,52
227,9
687
24,1
0,093
1,9º
24h 37' 23''
25º
3397
0,009
0,108
3,93
0,15
9
Aceleración gravedad (m/seg2)
Velocidad de escape en el ecuador (Km/seg)
Atmósfera
Componentes principales
Presión en superficie (bares)
Temperaturas en superficie
Media
Máxima
Mínima
3,72
5,02
CO2,N2
0,007
−63ºC
20ºC
−140º
ÓRBITA Y ROTACIÓN
Se mueve a 1,5 u.a. del Sol en una órbita algo excéntrica. Tarda 687 días terrestres en dar una vuelta alrededor
del Sol, y 24 horas y 37 minutos en girar sobre sí mismo (el día dura prácticamente lo mismo que en la tierra).
Su eje de rotación tiene casi 24º de inclinación respecto a la órbita, lo que determina que tenga estaciones
(evidentemente casi el doble de largas que en la Tierra).
ATMÓSFERA
El aire es transparente, está compuesto principalmente por CO2, y desprovisto de Ozono, por lo que la
radiación ultravioleta llega a la superficie con total impunidad.
La presión en superficie es muy pequeña (0,007 veces la de la Tierra) y varía según las estaciones, al
congelarse en cada polo alternativamente parte del CO2 de la atmósfera en cada invierno. De todas formas,
esto no impide que en ocasiones se vean nubes y bancos de niebla (a pesar de tan sólo haber 1/1000 partes del
agua que hay en la atmósfera terrestre), y que los vientos lleguen a formar tormentas locales que pueden
crecer hasta casi llenar todo el planeta. Se cree que son estas tormentas más o menos globales las que causan
el que el cielo visto desde la superficie de Marte sea anaranjado y no violeta oscuro, debido al fino polvo en
suspensión. De hecho, se puede averiguar si ha pasado mucho tiempo desde la última tormenta de polvo
observando la tonalidad del cielo.
En Marte hace frío: la temperatura media en superficie varía entre los −23ºC de día y los −123ºC de noche
(generalmente). Además, al no existir prácticamente agua en forma de vapor, es extremadamente seco.
SUPERFICIE
Según descubrió la sonda Mariner 4 en 1965, en la superficie hay muchos cráteres de impacto. Presenta dos
hemisferios algo diferenciados (trazando un círculo imaginario a 35º de inclinación respecto al ecuador), con
llanuras desérticas en el norte y más cráteres en el sur. Hay muchos rasgos diferentes: terrenos erosionados
por el agua, cráteres de impacto, gigantescos volcanes y valles, campos de dunas, regiones polares...
Hay características (costas, islas, valles...) que inducen a pensar que en Marte hubo un tiempo más cálido con
abundante agua en estado líquido y una atmósfera más pesada (probablemente, hace miles de millones de
años), condiciones más benignas que las actuales para albergar vida.
El color amarillo rojizo probablemente se deba al óxido de hierro. Marte tiene dos casquetes polares,
compuestos de anhídrido carbónico congelado y agua (concentrada esta principalmente en el polo norte).
En el programa Viking se estudió la química del suelo (por lo menos en las dos localizaciones de aterrizaje),
comprobándose que estaba compuesto de óxido de silicio (45%), óxido de hierro (19%), magnesio, calcio,
azufre (en una proporción > 100 veces a la de la Tierra), aluminio, cloro y titanio. También averiguó que en la
corteza del planeta hay agua, estudiando la amortiguación de las ondas sísmicas (terremotos).
10
En la superficie de Marte hay rasgos impresionantes. El cráter de impacto Schiparelli, por ejemplo, tiene 450
Km de diámetro. Los Valles Marineris son un conjunto de canales y cañones de 3000 Km de longitud y hasta
8 Km de profundidad. El volcán Ascraeus tiene una altura de 25 Km sobre los llanos circundantes (y hay
varios de ese tamaño). El Olympus Mons es el mayor volcán conocido en el Sistema Solar: tiene 24 Km de
altura, 550 Km de diámetro y está rodeado por un farallón de 6 Km de altura.
¿VIDA EN MARTE?
Durante mucho tiempo se pensó que había vida en Marte, y se generaron numerosas especulaciones sobre
ello. Incluso se creyó ver canales y sombras de vegetación. La imaginación excesiva hizo el resto, y muchas
personas creyeron en la existencia de marcianos.
Todo esto quedó zanjado con la exploración espacial, y hoy día la mayoría de los científicos piensa que es un
planeta sin vida, aunque permanece abierta la incógnita sobre si hubo vida en el pasado.
Hay cientos de canales y valles de miles de millones de años de antigüedad, que hacen pensar en un Marte
más templado con océanos y ríos de agua en el pasado lejano, en condiciones más benignas para la vida (en
ese periodo en la Tierra comenzaban su andadura los primeros microorganismos). Hace 3800 millones de
años, la atmósfera comenzó a aligerarse, y los océanos y ríos se secaron.
En 1976 los análisis de las sondas Viking no fueron nada concluyentes, y si bien algunos experimentos dieron
positivo a la existencia de microbios marcianos, otros experimentos lo refutaban. No se han encontrado
moléculas orgánicas en la superficie.
En la Antártida se han recuperado meteoritos cuyas burbujas de gas contienen el mismo aire que la atmósfera
de Marte. Estas rocas fueron expulsadas de Marte debido a colisiones procedentes del espacio. Tras vagar por
el espacio durante millones de años, cayeron a la Tierra. Examinando a fondo dichos meteoritos, un equipo de
científicos de la NASA ha encontrado evidencias indirectas que prácticamente confirman la existencia de vida
marciana en forma de microorganismos hace unos 3.600 millones de años, aproximadamente el mismo
periodo que cuando la vida surgió en la Tierra.
El 25/7/2000 la NASA tuvo que verificar el rumor de la posible existencia de agua en estado líquido en un
pasado no tan lejano, al analizar un grupo de fotografías de alta resolución tomadas por la nave Mars G.S., en
órbita alrededor del planeta desde hace 2 años. Dichas fotografías muestran lo que parecen rocas y sedimentos
transportados al final de pequeños valles o hendiduras, generados principalmente en el borde de cráteres.
De cualquier manera, actualmente hay muchas dificultades para la vida en la superficie de Marte: demasiado
seca, demasiado fría, muy poca presión atmosférica, demasiados rayos UVA y una química oxidante en el
suelo.
COMPOSICIÓN INTERNA
En cuanto a la estructura interna, se deduce que el planeta tiene una corteza similar a la Tierra, seguida de un
manto más frío y espeso que el de la Tierra, y de un núcleo de unos 1300 a 2000 Km de radio muy rico en
hierro o sulfuro de hierro. Futuras exploraciones permitirán mayor exactitud en la composición del planeta.
LUNAS DE MARTE
Las dos lunas de Marte son como montañas volantes, presentan una órbita sincrónica alrededor del planeta y
probablemente son asteroides capturados.
LUNA
DIMENSIONES (Km)
DISTANCIA (Km)
11
Fobos
Deimos
27x19,6x20,8
15x12,2x11
5.983
20.073
OBSERVACIÓN
Un buen telescopio de abertura igual o superior a 10 cm puede mostrar muchos detalles de la superficie del
planeta, en las épocas en que está en oposición con la Tierra (cada 2 años, aprox.)..
EXPLORACIÓN
14−07−1965
24−02−1969
05−08−1969
1971−72
1971−72
1971−72
02−1974
20−08−1975
07−08−1980
09−09−1975
25−07−1978
07−11−1996
−−
04−11−1996
27−09−1997
03−08−1998
JÚPITER
Mariner 4 (USA). Pasó a 9920 Km de la superficie y nos envió 22 fotos.
Mariner 6 (USA). Pasó a 3437 Km de la superficie. Envió 200 fotografías y datos de
temperatura de la atmósfera y la superficie, composición molecular de esta y presión.
Mariner 7 (USA). Pasó a 3551 Km de altura del polo sur. Envió 200 fotografías y datos de
temperatura de la atmósfera y la superficie, composición molecular de esta y presión.
Mars 2 (URSS). Se trataba de un orbitador con sonda de aterrizaje, pero la sonda se estrelló
en el planeta al intentar aterrizar el 27−11−1971. De todas maneras, el orbitador envió datos
hasta 1972.
Mars 3 (URSS). Otro orbitador con sonda de aterrizaje. Esta vez la sonda falló tras enviar
20 segundos de imagen al orbitador. El orbitador envió datos de temperatura y composición
atmosférica hasta Agosto de 1972.
Mariner 9 (USA). Una gran tormenta de polvo asoló Marte en el momento de su llegada el
3−11−1971. Tomó las primeras fotos de alta resolución de Fobos y Deimos, y descubrió
estructuras de canales y ríos.
Mars 4 (URSS). Falló al situarse en órbita. No obstante envió algunas imágenes y datos.
Viking 1 (USA). Orbitador y sonda de aterrizaje. El 20−07−1976 aterrizó en Chryse
Planitia. Envió numerosas imágenes a color, realizó experimentos de búsqueda de
microorganismos, y analizó en detalle la atmósfera y el suelo. Trabajó durante años sin
problemas (hasta 1982).
Viking 2 (USA). gemelo del Viking 1, aterrizó en Utopia Planitia el 07−08−1976. La sonda
de aterrizaje trabajó hasta que el orbitador del Viking 1 se desactivó, tras perder contacto
con su propio orbitador.
Mars Global Surveyor (USA). Fue puesto en una óbita elíptica alrededor de Marte el
12−09−1997, recogiendo numerosos datos y realizando muchas fotografías de muchos
aspectos del planeta. La misión inicialmente duraría unos 2 años.
Mars Pathfinder (USA). Llegó a Marte el 4−07−1997 y aterrizó en la región del Ares Vallis.
Disponía de un vehículo robotizado todo−terreno, el Sojourner, que descendió de la nave y
realizó el primer paseo por Marte. La misión envió 16000 fotografías desde la nave, 550
desde el Sojourner, y analizó las rocas y el clima.
Nozomi (Planet B) (Japón). Llegará a Marte en el 2003
INTRODUCCIÓN
Es el planeta de mayor tamaño de nuestro sistema, y con diferencia: su masa es el doble que la de todos los
demás planetas juntos, comparado con la Tierra tiene un diámetro 12 veces mayor, y una masa 318 veces
mayor. Para hacernos una idea, en él cabrían mil Tierras.
12
Se trata de un planeta fundamentalmente gaseoso, que posee una atmósfera inmensa, de unos 24.000 Km de
altura, con imponentes sistemas de nubes de varios colores, de las que sólo vemos las más altas.
A su alrededor orbitan al menos 16 lunas, y tiene su propio sistema de anillos.
ÓRBITA Y ROTACIÓN
Júpiter se mueve a 13 Km por segundo en una órbita casi circular a 5,2 u.a. del Sol de media, y que tiene una
inclinación de casi 1º con la eclíptica. Tarda casi 12 años en completar una vuelta alrededor del astro rey, y
gira sobre sí mismo a gran velocidad, en 9h 50' (velocidad media de giro en las nubes del ecuador). Es el
planeta más rápido en rotación de nuestro sistema.
La distancia de la Tierra a Júpiter varía, por lo tanto, entre 4 y 6,4 u.a., según la posición relativa entre ambos
planetas.
La relación con el periodo de traslación alrededor del Sol de Saturno (30 años) tiene como resultado que
ambos planetas aumentan y disminuyen alternativamente sus velocidades de revolución en periodos que duran
unos 900 años, y se observan desviaciones respecto al movimiento normal de la órbita de 0,3º en Júpiter y
hasta 0,8º en Saturno.
La gran masa de Júpiter provoca alteraciones en las órbitas de los demás mundos del Sistema Solar,
principalmente en Marte, los asteroides y los cometas.
Debido a su gran velocidad de rotación y a la fuerza centrífuga generada en el ecuador el achatamiento del
planeta es muy acusado (1/16: 67232 Km desde el punto central al polo frente a los 71.714 Km al ecuador). El
eje de rotación está inclinado sólo 3º respecto a la perpendicular con la eclíptica.
CARACTERÍSTICAS
Distancias:
Media al Sol (unid. astronómica)
Media al Sol (millones de Kms.)
Órbita
Periodo de revolución (años)
Velocidad orbital media (Km/seg)
Excentricidad
Inclinación respecto a eclíptica
Rotación
Periodo de Rotación
Inclinación del eje respecto a la perpendicular de la
órbita
Masa y tamaño
Radio en el Ecuador (Km)
Achatamiento
Masa (Kg)
Densidad Media (g/cm3)
En las nubes
Albedo
Aceleración gravedad (m/seg2)
Velocidad de escape en el
ecuador (Km/seg)
5,203
778,3
11,86
13,03
0,048
1º,3
9h50'30''
3º5'
71714
0,06
1900e+27
1,33
0,52
22,8
59,6
13
Atmósfera
Componentes principales
Presión en superficie (bares)
Temperaturas media en nubes
H2,He
>>100
−121ºC
COMPOSICIÓN
Gracias a diversas teorías químico−físicas se ha deducido que el planeta debe estar compuesto, al menos, de
un 75% de Hidrógeno. También hay helio y pequeñas cantidades de metano, amoniaco, vapor de agua y otros
compuestos.
El núcleo del planeta se cree es de material rocoso, tal vez hierro y silicatos, a 30.000ºK como máximo, y
tendrá una masa de unas 10 veces nuestro planeta. Alrededor del núcleo debe haber una capa inmensa de
hidrógeno metálico (hasta unos 48.000 Km de altura), a una presión de 1.000.000 atm. y a 10.000ºK. En este
estado, las moléculas de hidrógeno se disocian en átomos, los átomos pierden electrones, el hidrógeno se
comporta como un metal y el fluido es conductor de la electricidad (lo que explicaría el fuerte campo
magnético del planeta). A continuación aparece el hidrógeno molecular hasta las capas altas de la atmósfera.
Excepto en su núcleo, Júpiter parece un fluido bien mezclado, de composición tal vez similar a la primitiva
nebulosa solar.
La dinámica de las capas altas de la atmósfera es a escala gigantesca, con patrones de nubes que cambian en
horas, enormes turbulencias, relámpagos y tormentas complejas. La Gran Mancha Roja es tal vez el rasgo más
peculiar del planeta.
Júpiter emite dos veces más calor que el que recibe del Sol (su temperatura es de −148ºC aprox.), debido
fundamentalmente aún a la contracción gravitacional y a la desintegración radiactiva. En realidad, si el planeta
fuera 10 veces más grande brillaría con luz propia (sería una estrella). Hay que tener en cuenta que recibe sólo
1/30 de la luz del Sol que se recibe en la Tierra.
Júpiter tiene auroras en ambos polos, parece ser que relacionadas con las partículas provenientes de los
volcanes de su luna Io, que caen sobre el planeta siguiendo las líneas de su campo magnético. El eje
magnético está desplazado 15º respecto al de rotación.
Júpiter posee una inmensa magnetosfera que abarca su sistema de lunas y anillos. Se extiende desde 3 a 7
millones de Km hacia el Sol y hasta 750 millones de Km! hasta la órbita de Saturno.
LA GRAN MANCHA ROJA
Se trata de un colosal sistema tormentoso de al menos 300 años de antigüedad. Tiene 13000 Km de alto y
25000 de ancho (es decir, de alto como el diámetro de la Tierra y de ancho el doble).
La parte exterior gira en sentido contrario al de las agujas del reloj cada 6−4 días a unos 400km por hora. La
parte interior tiene menos movimiento, aunque en todas direcciones. Se desconoce el motivo de que sea roja.
Las nubes de la mancha están más altas (unos 50Km) que las de su contorno.
EL SISTEMA DE LUNAS
Júpiter tiene 16 lunas. Los cuatro mayores (Io, Europa, Ganimedes y Calisto) fueron observados por Galileo
en 1610. Las otras 12 son probablemente capturadas. Ordenadas desde las más interiores a las más exteriores
son:
14
LUNA
Metis
Adrastea
Amaltea
Tebe
Io
Europa
Ganimedes
Calisto
Leda
Himalia
Lisitea
Elara
Ananke
Carme
Pasifae
Sinope
DIMENSIONES (Km)
40
25x20x15
270x168x150
110x90
3.630
3.138
5.260
4.800
16
186
36
76
30
40
50
36
DISTANCIA (Km)
56.255
57.257
109.586
150.180
350.000
600.000
998.000
1.811.000
11.022.000
11.402.000
11.648.000
11.665.000
21.128.000
22.528.000
23.425.000
23.630.000
LOS ANILLOS DE JÚPITER
Son tan tenues que son invisibles desde la Tierra. Fueron descubiertos por el Voyager 1 en 1979, aunque fue
la nave Galileo la que los diferenció en más de un anillo. Están compuesto por partículas de polvo, y se hallan
entre las órbitas de las cuatro lunas más interiores de Júpiter. Probablemente tiene menos de 10 Km de
espesor.
EL IMPACTO DEL SOHEMAKER−LEVY−9
El cometa Sohemaker−Levy 9 chocó contra Júpiter entre el 16 y el 22 de Julio de 1994. El espectáculo fue
grandioso: 20 grandes fragmentos impactaron contra la atmósfera del planeta a una velocidad de 60 Km /
segundo. El fragmento más grande se cree medía 2 Km de diámetro, y colisionó el día 18.
Los penachos de gas y fuego que se formaron en el momento de las colisiones alcanzaron cientos de Km de
altura. En los puntos de colisión se formaron manchas oscuras que, a la luz ultravioleta, eran
considerablemente más grandes que la Tierra. Estas manchas duraron meses.
OBSERVACION
Es el planeta más fácilmente observable con instrumentos modestos. Con un aumento intermedio se puede ver
como un disco de tamaño considerable, que muestra claramente sus zonas y bandas.
Con unos buenos prismáticos se pueden ver los satélites galineanos: Io, Europa, Ganimedes y Calisto. El
rápido movimiento orbital de estos tiene como consecuencia una continuidad de fenómenos como eclipses,
ocultaciones, sombras sobre el planeta...
EXPLORACION
1−12−1973
Pioneer 10 (USA). Pasó a 132.200 Km de las nubes más altas de Júpiter, enviando 500
imágenes del planeta y sus lunas. Actualmente está dejando el Sistema Solar.
15
1−12−1974
5−3−1979
9−7−1979
1995−...
Pioneer 11 (USA). Pasó a 42900 Km del planeta, envió imágenes y estudió el campo de
partículas cargadas alrededor del planeta. Tras pasar por Saturno, actualmente está dejando
el Sistema Solar.
Voyager 1 (USA). Tras un viaje de 18 meses desde la Tierra, envió muchas imágenes de
gran perfección de la atmósfera joviana y sus lunas, y realizó numerosas mediciones del
sistema. Tras estudiar Saturno y Titán, actualmente se aleja de nuestro Sistema Solar en un
plano distinto al de la eclíptica.
Voyager 2 (USA). Permitió completar y aumentar los descubrimientos realizados con el
Voyager 1 sobre Júpiter. Continuó hacia Saturno, Urano y Neptuno, y actualmente se aleja
en el plano de la eclíptica.
Galileo (USA). Tras un completa y compleja trayectoria que llevó a la nave a Venus,
Tierra, al asteroide Gaspra, de nuevo a la Tierra y al asteroide Ida, la nave alcanzó Júpiter
en 1995, enviando una sonda a su atmósfera, y realizando numerosos descubrimientos.
SATURNO
INTRODUCCIÓN
Saturno ha sido considerado durante mucho tiempo el planeta más exterior de nuestro sistema. Es el segundo
planeta más grande, después de Júpiter (al que se parece en muchos aspectos) y el sexto desde el Sol. Destaca
por su tono amarillento y su impresionante sistema de anillos.
Las naves Voyager ampliaron en gran medida el conocimiento de este sistema en 1980 y 1981.
ÓRBITA Y ROTACIÓN
Se mueve a 9,54 u.a. del Sol a una velocidad de casi 10 Km/seg., por lo que tarda 29'46 años en completar una
órbita alrededor del astro rey. Gira sobre sí mismo a gran velocidad (10h. y 39m.).
Su alta velocidad de rotación hace que, como en Júpiter, se formen bandas nubosas paralelas al ecuador del
planeta (aunque menos destacadas que en aquel) y que esté muy achatado (6000 Km de diferencia entre los
radios ecuatorial y polar).
CARACTERÍSTICAS
Distancias:
Media al Sol (unid. astronómica)
Media al Sol (millones de Kms.)
Órbita
Periodo de revolución (años)
Velocidad orbital media (Km/seg)
Excentricidad
Inclinación respecto a eclíptica
Rotación
Periodo de Rotación (horas)
Inclinación del eje
Masa y tamaño
Radio en el Ecuador (Km)
Achatamiento
Masa (Kg)
Densidad Media (g/cm3)
9,54
1.429
29,46
9,7
0,06
2,5
10,2
25,3
60.268
0,1
5,69e26
0,69
16
En las nubes
Albedo
Aceleración gravedad en ecuador (m/seg2)
Velocidad de escape en ecuador (Km/seg)
Temperaturas media en nubes (ºC)
0,5
9
35,5
−125
COMPOSICIÓN
Con un diámetro 9,5 veces el terrestre y una masa 95 veces mayor Saturno es, sin embargo, el planeta con
menor densidad media del sistema solar (0,674gr/cm3). Realmente es el único con densidad inferior a la del
agua (un 30% menos, lo que significa que si pudiéramos disponer de un océano suficientemente grande,
Saturno flotaría en él).
Su estructura interna parece ser muy similar a la de Júpiter, y seguramente constará de un núcleo de elementos
pesados (mezcla de roca y hielo) 15 veces superior al núcleo terrestre, seguido de una capa de hidrógeno
metálico (hasta la mitad del radio), continuada por encima por una capa líquida de hidrógeno y helio y por la
atmósfera, que se extiende probablemente hasta los 600 Km de profundidad.
Saturno emite al espacio más energía que la que recibe del Sol, seguramente transformando la energía
gravitacional.
ATMÓSFERA
Está compuesta principalmente de Hidrógeno, Helio y trazas de Metano.
Cerca del Ecuador, el viento generalmente sopla de Oeste a Este hasta a 1800 Km/hora. Según aumentamos la
latitud, es menos fuerte y se alterna en dirección. Se forman pequeñas estructuras similares a la Gran Mancha
Roja de Júpiter.
En Saturno también se forman auroras en los polos norte y sur, debido al choque de partículas cargadas contra
las capas altas de la atmósfera. Sin embargo, estas auroras sólo pueden ser vistas en ultravioleta, por lo que no
se pueden fotografiar sino desde el espacio.
LOS ANILLOS DE SATURNO
Tal vez lo más impresionante de Saturno sea su sistema de anillos. Se cree que fueron formados a partir de
colisiones de lunas y cometas o asteroides.
Su composición es variada y cuanto menos dudosa. Lo que sí es seguro es que contienen agua. En general, se
puede decir que están compuestos de bolas de nieve sucia e icebergs de tamaño variable (desde pequeñas
partículas a unos metros). La complicada estructura en muchos anillos es debida a los efectos gravitacionales
de las lunas cercanas.
Los anillos se denominaron de A a G. Los más brillantes son los A y B, aunque el Voyager detectó que en
realidad había muchos anillos distintos en cada uno de ellos. Hay varias divisiones o espacios sin material en
los anillos, entre las que destacan la división de Cassini, que separa los anillos A y B y la división de Encke,
en medio del anillo A.
El sistema de anillos y divisiones desde el planeta es el siguiente (anillo, distancia a la atmósfera en Km,
ancho en km)
D
6700
7500
17
C
División de Maxwell
B
División de Cassini
A
División de Encke
División de Keeler
F
G
E
14200
27200
31700
57200
61900
73300
76260
79940
105500
119700
17500
270
25500
4700
14600
325
35
30−500
8000
300000
EL SISTEMA DE LUNAS
Hasta ahora se han descubierto 18 lunas orbitando el planeta, entre las que destaca Titán, la 2ª en tamaño del
sistema solar, y con una atmósfera tal que impide ver su superficie.
Posiblemente haya nuevos satélites descubiertos por el Voyager y/o el Telescopio Espacial Hubble, por ahora
sin confirmar.
La mayor parte refleja casi toda la luz que recibe. Excepto Japeto y Febe, son satélites regulares (es decir,
situados en el plano ecuatorial y con órbitas casi circulares).
Epimeteo y Jano se alternan cada 4 años en su proximidad a Saturno.
Ordenadas desde las más interiores a las más exteriores, las lunas son: (luna, dimensiones o diámetro en Km,
distancia media en Km)
Pan
Atlas
Prometeo
Pandora
Epimeteo
Jano
Mimas
Encélado
Tetis
Telesto
Calipso
Dione
Helena
Rea
Titán
Hiperión
Japeto
Febe
19,3
40x30
142x85x64
114x84x60
144x108x96
196x192x150
392
500
1060
34x28x26
35x22x22
1120
36x32x30
1530
5150
410x260x220
1460
220
73315
77370
79080
81432
91175
91175
125250
177750
234390
234390
234390
317130
317130
466770
1161580
1420700
3501000
12892000
OBSERVACIÓN
18
Vistos desde la Tierra, los anillos casi parecen desaparecer cada 15 años, debido a que nuestro planeta se
encuentra en el mismo plano que ellos. No obstante, el borde de los anillos refleja algo de luz.
EXPLORACIÓN
1−9−1979
12−11−1980
26−08−1981
Lanzado en
1997
Pioneer 11 (USA) Pasó a 20930 Km de las nubes de Saturno. Ahora está alejándose del
Sistema Solar.
Voyager 1 (USA). Envió gran número de fotografías de alta resolución del sistema de
anillos. El acercarse al estudio de Titán le llevó a una trayectoria alejada del plano de la
eclíptica. Ahora se aleja del Sistema Solar.
Voyager 2 (USA). Continuó los estudios realizados por el Voyager 1, y aumentó su
velocidad en su viaje a Urano y Neptuno. Actualmente se aleja del Sistema Solar.
Cassini / Huygens (NASA / ESA). El objetivo es la exploración de todo el sistema de
Saturno (a donde llegará en el 2004), especialmente de Titán, donde la cápsula Huygens
descenderá y tomará tierra.
URANO
INTRODUCCIÓN
El Séptimo planeta desde el Sol fue descubierto por William Herschel en 1781. Es el tercer planeta en tamaño,
tras Júpiter y Saturno, con un diámetro ecuatorial de 51800 Km.
También es el 2º objeto más lejano visitado por una nave espacial: el Voyager 2, tras 4,5 años de viaje desde
Saturno, nos describió el sistema en enero de 1986. Presenta un color verde−azul, tiene 15 lunas como
mínimo y su propio sistema de anillos.
CARACTERÍSTICAS
Distancias:
Media al Sol (unid. astronómica)
Media al Sol (millones de Kms.)
Órbita
Periodo de revolución (años)
Velocidad orbital media (Km/seg)
Excentricidad
Inclinación respecto a eclíptica
Rotación
Periodo de Rotación (horas)
Inclinación del eje respecto a perpendicular
Masa y tamaño
Radio en el Ecuador (Km)
Achatamiento
Masa (Kg)
Densidad Media (g/cm3)
En superficie
Albedo
Aceleración gravedad (m/seg2)
Velocidad de escape en el ecuador (Km/seg)
Atmósfera
19,19
2.871
84
6,8
0,05
0,8
17,9
82,5º
25.560
0,06
8,68e25
1,29
0,35
7,8
21,3
19
Componentes principales
Temperatura media en las nubes (ºC)
H, He
−193
ÓRBITA Y ROTACIÓN
Urano se mueve a una distancia media de 19,19 u.a. del Sol (por lo tanto, está 18 veces más alejado del Sol
que la Tierra) a una velocidad de 6,8 Km /seg, y tarda 84 años en completar una órbita.
Su periodo de rotación es de 17 horas y 14 minutos, y lo asombroso es que su eje de rotación está casi en la
eclíptica (plano de la órbita), en lugar de perpendicular a ésta (como en el resto de los planetas). Esto hace que
cada polo del planeta esté muchos años sumido en la oscuridad más absoluta mientras orbita alrededor del Sol.
El planeta adoptó esta posición probablemente debido a una gran colisión apenas formado el Sistema Solar.
Las lunas y anillos también orbitan el planeta de esta manera.
Una consecuencia de la postura ladeada es su efecto sobre la cola del campo magnético que, inclinada 60
grados respecto al eje de rotación ha adoptado la forma de un sacacorchos tras el planeta. Aún no se sabe el
porqué de este campo magnético.
COMPOSICIÓN
La atmósfera está compuesta de hidrógeno (83%), helio(15%) y metano(2%) principalmente, y parece ser
extraordinariamente clara. El color azul verdoso es producido por el metano (que absorbe la luz roja) y por el
smog fotoquímico situado a gran altura.
Se observan nubes en latitudes constantes, y vientos que soplan en la dirección de rotación en latitudes medias
a velocidades de 40 a 160 metros/seg. (hasta 570 Km/hora), y a 100 metros/seg (360 Km/h) en el ecuador en
dirección contraria.
No se sabe mucho de su estructura interna. La densidad media tiene un valor muy alto para ser un planeta
compuesto casi todo de hidrógeno, por lo que se cree que tiene un núcleo rocoso de un 40% de la masa,
aproximadamente del tamaño de nuestra Tierra. Se puede descartar casi con seguridad que en Urano exista
hidrógeno metálico. Alrededor del núcleo podría haber una mezcla de agua, amoniaco, metano y otros. Por
encima de este "océano" está la atmósfera, hasta una profundidad de 9300 Km.
EL SISTEMA DE LUNAS
Antes del encuentro del Voyager 2 con Urano, se conocían las 5 lunas mayores del planeta. Las dos mayores,
Titania y Oberón, son las más alejadas. La nave espacial descubrió otras 10 lunas.
Ordenadas desde las más interiores a las más exteriores son: (luna, dimensiones o diámetro en Km, distancia
media en Km).
Cordelia
Ofelia
Bianca
Crésida
Desdémona
Julieta
Porcia
26
32
44
66
58
84
110
24.190
28.200
33.600
36.210
37.100
38.800
40.540
20
Rosalinda
Belinda
Puck
Miranda
Ariel
Umbriel
Titania
Oberón
54
68
154
472
1.158
1.169
1.578
1.523
44.370
49.700
60.450
104.220
165.680
240.410
410.280
557.040
LOS ANILLOS DE URANO
Urano tiene un sistema diferenciado de anillos (al menos 11) que orbitan el planeta entre 12.000 y 26.000 Km
de distancia de la superficie. Puede que existan más anillos incompletos. 7 de ellos no superan los 3 Km. de
ancho.
Épsilon es el anillo mayor y más exterior; tiene de 20 a 100 Km. de ancho, es de un tono gris y está formado
por rocas de hielo de algunos decímetros de envergadura. La lunas Cordelia y Ofelia acompañan al anillo
Épsilon.
OBSERVACIÓN
Urano es visible con unos buenos prismáticos. Un telescopio mediano permite ver un disco de color
azul−verdoso pálido.
EXPLORACIÓN
La nave espacial Voyager 2 ha sido la única que ha viajado hasta Urano, cruzando el sistema a gran velocidad
el 24−1−1986, tras 8 años y medio de viaje desde la Tierra, llegando a Neptuno 3 años y medio más tarde.
NEPTUNO
INTRODUCCIÓN
Este planeta no se descubrió hasta 1846, cuando se buscaba una causa que explicara las desviaciones de la
órbita de Urano. En realidad, Galileo ya observó Neptuno en 1612, según se ha podido deducir de sus precisos
apuntes.
La nave Voyager 2 aumentó enormemente nuestro conocimiento de este planeta en verano de 1989 (12 años
después de su lanzamiento). Ha sido el planeta más lejano visitado por una nave espacial.
Posee 8 lunas, 6 de ellas descubiertas por el Voyager 2.
ÓRBITA Y ROTACIÓN
Se trata de un planeta parecido a Urano en algunos aspectos (es un gigante gaseoso), aunque mucho más
distanciado del Sol (30 u.a. frente a 19 de Urano). Es el último planeta grande del Sistema Solar.
Se mueve a una velocidad de 5,4 Km/seg, y tarda casi 165 años terrestres en completar una vuelta alrededor
del Sol. Gira sobre sí mismo en 16 horas.
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Debido a la excentricidad de la órbita de Plutón, cuyo perihelio está dentro de la órbita de Neptuno, en
ocasiones es el planeta más alejado del Sol. En realidad, desde 1979 hasta 1999 fue así.
CARACTERÍSTICAS
Distancias:
Media al Sol (unid. astronómica)
Media al Sol (millones de Kms.)
Órbita
Periodo de revolución (años)
Velocidad orbital media (Km/seg)
Excentricidad
Inclinación respecto a eclíptica
Rotación
Periodo de Rotación (horas)
Inclinación del eje
Masa y tamaño
Radio en el Ecuador (Km)
Achatamiento
Masa (Kg)
Densidad Media (g/cm3)
En las nubes
Albedo
Aceleración gravedad en ecuador (m/seg2)
Velocidad de escape en ecuador (Km/seg)
Temperaturas media en nubes (ºC)
30,06
4.504,3
164,8
5,45
0,01
1,8
16,11
28,3
24.745
0,02
1,02e26
1,64
0,4
11
23,5
−183
COMPOSICIÓN
Se cree que el interior de Neptuno está compuesto de roca fundida, agua, amoniaco y metano (líquidos).
Probablemente los flujos del interior del planeta sean la causa de la gran inclinación del campo magnético
(47º) y de su desplazamiento de 13.500Km respecto del centro físico del planeta. El exterior (1/3 del radio)
está compuesto por hidrógeno (85%), helio (13%), metano (2%) y agua. El color azul del planeta se debe al
metano.
En la atmósfera se observan los vientos más fuertes medidos en el Sistema Solar, generalmente en sentido
contrario a la rotación del planeta (es decir, que soplan en dirección oeste). Hay varias manchas oscuras
(tormentas huracanadas) que recuerdan a la Gran Mancha Roja de Júpiter. La mayor de ellas fue conocida
como la Gran Mancha Oscura, de un tamaño similar a la Tierra, en cuyas proximidades se han medido
velocidades del viento en torno a 2.000 km/h. Esta mancha oscura parece ser que ha desaparecido, según las
observaciones del telescopio espacial Hubble en 1994, lo que indica la gran variabilidad de la atmósfera.
También se han observado bancos de nubes, algunas similares a los cirros de la Tierra, que proyectan sombra
en las capas inferiores.
ANILLOS Y LUNAS
A Neptuno lo rodean al menos 4 anillos muy tenues, compuestos por polvo, algunos de ellos entrelazados.
Tritón fue el último objeto visitado por el Voyager. Esta nave descubrió las primeras 6 lunas. Ordenadas
desde las más interiores a las más exteriores son:
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LUNA
Náyade
Thalassa
Despina
Galatea
Larisa
Proteo
Tritón
Nereida
DIMENSIONES (Km)
58
80
148
158
208x178
400
2.700
340
DISTANCIA (Km)
23.300
25.300
27.800
37.300
48.900
92.900
330.055
5.488.700
OBSERVACIÓN
Puede seguirse con unos prismáticos de gran abertura. Un buen telescopio puede llegar a visualizar un
pequeño disco. Poca cosa más puede observarse con los medios de un aficionado.
EXPLORACIÓN
Hasta ahora la única nave que ha viajado a Neptuno ha sido la Voyager 2, que el 24−8−1989 pasó a toda
velocidad por el sistema, y en este momento se encuentra alejándose del sistema solar interior.
PLUTÓN
INTRODUCCIÓN
Plutón fue descubierto el 18 de Febrero de 1930 por Clyde W. Tombaugh. Se trata de un planeta pequeño
rocoso aún no visitado por una nave espacial, aunque tiene características muy interesantes.
Posee una luna, Caronte, con la que mantiene una relación curiosa: rota sincrónicamente con ella con un
periodo de 6,4 días. Esto quiere decir que ambos objetos se presentan siempre la misma cara, como si
estuvieran bailando en el espacio.
El planeta fue descubierto buscando un supuesto planeta X mayor que Plutón. Caronte fue descubierta en
1978, examinando unas placas estudiando el movimiento del planeta, y tiene sólo 1/7 parte de la masa de
Plutón.
ÓRBITA Y ROTACIÓN
Generalmente es el planeta más exterior de nuestro Sistema Solar. Se mueve en una órbita muy excéntrica a
4,7 Km/seg. y a una media de 39,5 u.a. del Sol (entre 30 y 50 u.a.), por lo que un año de Plutón equivale a
248,5 años terrestres.
Esta excentricidad hace que 20 años de su órbita esté más cercano al Sol que Neptuno. La última vez que
ocurrió esto fue desde el 21 de Enero de 1979 hasta el 14 de Marzo de 1999. La próxima vez será en
Septiembre del 2226. Plutón nunca chocará con Neptuno porque su órbita está muy inclinada con respecto a la
eclíptica (17º), lo que hace que la menor aproximación entre ambos planetas sea de 18 u.a. Estas
peculiaridades hacen pensar que tal vez Plutón no se formó de la misma manera que los demás planetas.
El sistema Plutón−Caronte gira sobre sí mismo con una inclinación cercana al plano de la órbita, como en
Urano. Esto, unido a la diferencia de albedo entre su polo sur (muy brillante) y el ecuador, hizo que pareciera
que el planeta se apagaba poco a poco en las observaciones realizadas entre 1954 y 1973 (en este momento
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vemos el ecuador del planeta, mientras que en 1954 veíamos el polo sur)
COMPOSICIÓN
Durante 5 años (de 1985 a 1990), Caronte y Plutón estuvieron alineados con la Tierra. El estudio de los
eclipses producidos en ese periodo, junto a las fotografías de alta calidad del Telescopio Espacial Hubble han
revelado mucha información acerca de ambos objetos.
De esta forma se ha averiguado que Plutón es más brillante que su luna, y se ha verificado que ese albedo
varía desde los polos (0,66) hasta el ecuador (0,49). También se han podido calcular con más precisión las
distancias y diámetros de ambos: 2.274 Km de diámetro para Plutón (menos de la mitad que Mercurio), 1.172
para Caronte. Ambos están separados por 19.640 Km.
La distancia media entre ambos objetos permite calcular sus masas (la de Plutón es aproximadamente 1/5
parte la de nuestra Luna), lo que a su vez lleva a averiguar sus densidades medias, que son entre 1,8 y 2,1
gr/cm3 para Plutón y 1,3 gr/cm3 para Caronte. Esta diferencia de densidades hace pensar que tal vez Plutón y
Caronte no tuvieron un origen común.
La densidad media permite aproximarse a la composición: se cree que Plutón posee al menos entre un 50% y
un 75% de rocas con hielo. Se piensa que Caronte tiene muchas menos rocas y más hielo.
Se cree que Plutón, Caronte y Tritón (una luna de Neptuno) son mundos de la región más externa del Sistema
Solar que no ayudaron a generar Urano ni Neptuno, ni fueron lanzados fuera del sistema. Esta teoría no
descarta que haya más mundos como estos más allá de la órbita de Plutón. Otra teoría mantiene que Plutón y
Caronte son fruto de una colisión (la peculiaridad de su eje de rotación parece avalarlo).
La superficie de Plutón está helada, y se cree compuesta de Nitrógeno, Metano y Monóxido de Carbono . De
la presencia de metano congelado se deduce que su temperatura media debe ser del orden de −203ºC. Esta
temperatura varía mucho según se mueve en la excéntrica órbita, por lo que la tenue atmósfera (cuya presión
es 100.000 veces menor que la de la Tierra) se congela y cae sobre su superficie a media que el planeta se
aleja del Sol, y vuelve a surgir cuando se acerca.
OBSERVACIÓN
Muchos astrónomos amateurs no han conseguido verlo nunca. Puede localizarse como una pequeña mota de
luz con un telescopio de 25 cm.
EXPLORACIÓN
La NASA planea enviar muy pronto 2 naves espaciales pequeñas y relativamente baratas al sistema
Plutón−Caronte. La misión se denomina Plutón Express, espera ser lanzada en el 2001 y llegar al planeta en el
2013, antes de que la leve atmósfera se congele de nuevo.
BIBLIOGRAFIA
LAROUSSE 2000
• TOMOS
• CD
ASURI: Gran Diccionario Enciclopédico
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