u.1. - MEC.es
Anuncio
ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1 - Programa de Nuevas Tecnologías - MEC Unidad didáctica 1: El Sistema Solar El Sistema Solar: órbitas de los planetas file:///F|/antares/modulo9/m9_u100.html [12/3/2000 19.46.31] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 01- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 1.1. Introducción Figura 9-1-1: El Sol y los planetas. Dimensiones relativas de los planetas respecto al Sol. La observación del cielo a simple vista permitió descubrir en la antigüedad unos astros que tenían un movimiento apreciable respecto a las estrellas, que parecían fijas debido a sus mayores distancias. Por ello recibieron de los griegos el nombre de planetas, que significa «vagabundos». Su naturaleza y propiedades empezaron a comprenderse en el Renacimiento cuando Kepler, utilizando las medidas realizadas a lo largo de un gran número de años por Tycho Brahe, estableció las ecuaciones de movimiento y determinó la velocidad y tipo de órbita que describen alrededor del Sol. Más tarde, la utilización del telescopio facilitó el descubrimiento de los planetas más alejados, el último en el año 1930, y proporcionó información acerca de sus características físicas y químicas. El sistema solar consiste en una estrella central, llamada Sol, y nueve planetas: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón. Existen además docenas de satélites, entre ellos la Luna y miles de pequeños asteroides y también cometas. En la actualidad, la mejora de las técnicas observacionales y en particular, el empleo de sondas espaciales, ha favorecido la aplicación de instrumentos y métodos utilizados en las predicciones y análisis de fenómenos terrestres. Por ello el estudio de los planetas, sobre todo de los más cercanos, corresponde a unas subdisciplinas como la Geología y Atmósfera Planetarias que tienen, metodológicamente, muchos más puntos en común con las ciencias de la Tierra que con la Astrofísica propiamente dicha. Sin embargo, quedan todavía aspectos, como el estudio de los planetas lejanos, la file:///F|/antares/modulo9/m9_u101.html (1 de 2) [12/3/2000 19.46.33] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 01- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - investigación sobre algún nuevo planeta y sobre todo el propio origen del Sistema Solar, que son materias de particular interés en Astrofísica, a despecho de una justificada tendencia general que considera el estudio del Sistema Solar de escaso interés para nuestro conocimiento del universo a gran escala. La mayor parte de la materia del Sistema Solar esta concentrada en el Sol (figura 9-1-1), y no llega a las dos milésimas de la masa de éste la correspondiente al conjunto de los restantes objetos, planetas y sus satélites, asteroides, que están inmersos en un medio interplanetario de muy baja densidad, constituido por granos de polvo y gas. file:///F|/antares/modulo9/m9_u101.html (2 de 2) [12/3/2000 19.46.33] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 02- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 1.2. Propiedades generales Figura 9-1-2: Orbitas de los planetas. Trayectorias de los planetas en su revolución alrededor del Sol donde se aprecian también las distancias relativas y la peculiaridad del plano de la orbita de Plutón. file:///F|/antares/modulo9/m9_u102.html (1 de 3) [12/3/2000 19.46.33] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 02- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - La gravedad gobierna el movimiento de los planetas alrededor del Sol y determina sus órbitas, que son elipses de muy pequeña excentricidad, esto es aproximadamente circulares. Los semiejes mayores de las órbitas de los planetas son por tanto prácticamente iguales a las distancias medias Sol planeta. Están comprendidas entre las 0.387 UA de Mercurio y 39.4 UA de Plutón, aumentando en progresión geométrica según una curiosa ley denominada de Titius-Bode, que está siendo interpretada en el contexto de la formación del Sistema Solar. Los planos que contienen las órbitas son aproximadamente coplanarios, y por tanto forman ángulos muy pequeños con la eclíptica ( figura 9-1-2). En el caso de Plutón es un poco mas grande, 17’. Todos los planetas efectúan su revolución alrededor del Sol en el mismo sentido, llamado directo. Además de este movimiento, realizan otro de rotación en torno a su eje, que tiene el mismo sentido que el anterior, excepto en los casos de Venus y Urano, que es retrógrado. Algunos de los nueve planetas están acompañados de uno o varios satélites que giran en torno a ellos en sentido directo o retrógrado. Para estudiar las posiciones de los planetas respecto al Sol es conveniente distribuirlos en dos grupos: Interiores (Mercurio y Venus) son aquellos cuyas órbitas están comprendidas entre la Tierra y el Sol, y exteriores los restantes. Cuando un planeta interior se encuentra en la dirección Sol-Tierra, se dice que está en conjunción con el Sol. En la posición más próxima a la Tierra la conjunción es inferior y en la más alejada, superior. Las tangentes a la órbita del planeta, trazadas desde la Tierra, definen dos ángulos con el eje Sol-Tierra denominados elongación máxima oriental y occidental que determinan las posiciones más convenientes para su observación. Por el contrario, el planeta no será visible en la conjunción superior ni en la inferior, a menos que esté situado justamente delante del Sol. De las dos posiciones que puede adoptar un planeta exterior cuando está alineado con el eje Sol-Tierra, se llama conjunción la más alejada de la Tierra y oposición la más cercana. Es esta última la que ofrece mejores condiciones para la observación, ya que además de su proximidad, el planeta estará mejor iluminado por el Sol. El planeta está en cuadratura cuando las direcciones planeta-Tierra y Tierra-Sol, son perpendiculares. Una fracción sustancial de la luz que emiten los planetas es debida a la reflexión de la luz solar. El albedo mide la relación entre la radiación del Sol que incide en el planeta y la reflejada por éste. Otro parámetro característico es la masa, que puede obtenerse aplicando la teoría de la gravitación al movimiento de los satélites. En aquellos que no los tienen, las masas resultan de estudiar la perturbación que producen en sus movimientos los planetas más próximos. Para el mejor estudio de su estructura, los planetas se agrupan en dos categorías. Los telúricos, Mercurio, Venus, la Tierra, y Marte, tienen un diámetro y masa pequeños y una densidad importante, de 4 a 5 g cm-3. Los jovianos o gigantes, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, son más voluminosos y masivos, pero menos densos que los telúricos, de 1 a 2 g cm-3. Los dos grupos están separados por un cinturón de asteroides, cuyos diámetros pueden alcanzar los 1000 km. Esta clasificación no incluye Plutón, el planeta más externo y pequeño, y también el último descubierto. Los planetas terrestres contienen, en su parte más externa, una atmósfera gaseosa de pequeño espesor en relación con el radio. Para su existencia es necesario que la velocidad de las partículas del gas debidas a la agitación térmica, file:///F|/antares/modulo9/m9_u102.html (2 de 3) [12/3/2000 19.46.33] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 02- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - V = (3 kT/m)1/2 sea inferior a la velocidad de escape, Vc, Vc = (2GM/R) 1/2 En el caso de la Tierra, V = 0.5 km/s y Vc = 11.2 km/s. Por debajo de la atmósfera hay una corteza de roca ligera, que constituye su superficie, seguida de una capa de roca más densa (el manto) y de un núcleo central, constituido por una aleación de hierro-níquel. Los planetas gigantes presentan una estructura diferente. Existe también una atmósfera gaseosa, pero debajo de ella hay una capa de hidrógeno molecular líquido y otra muy extensa de hidrógeno metálico. El núcleo rocoso puede ser de 10 a 15 veces mas masivo que el correspondiente a la Tierra. La superficie de los planetas terrestres está caracterizada por la presencia de cráteres cuyas dimensiones pueden alcanzar centenares de kilómetros. El estudio de su distribución facilita información acerca de las edades relativas de las superficies planetarias. Por él se sabe que la Luna, Mercurio y Marte adquirieron prácticamente su configuración actual al final de la primera mitad de la edad del Sistema Solar. En cambio, el 98% de la superficie de la Tierra adoptó la presente disposición en la segunda mitad, y el 90%, en los últimos 600 millones de años. Las propiedades más significativas de los planetas y sus satélites están recogidas en el Apéndice. file:///F|/antares/modulo9/m9_u102.html (3 de 3) [12/3/2000 19.46.33] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 03- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 1.3. Mercurio Figura 9-1-3: Mercurio file:///F|/antares/modulo9/m9_u103.html (1 de 2) [12/3/2000 19.46.33] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 03- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Es el planeta más pequeño, 2440 km de radio y también el más próximo al Sol, del que está separado 0.3871 UA, y alrededor del cual describe la órbita más excéntrica después de Plutón. En ocasiones, en los meses de Septiembre y Octubre, aparece una media hora antes de la salida del Sol y en otras, Abril o Mayo, poco después del ocaso y nunca cuando el cielo está completamente obscuro. Esta proximidad con el horizonte dificulta extraordinariamente su observación, incluso con los telescopios más grandes, a causa del mayor espesor de la atmósfera terrestre. Es conocido que Copérnico, en su lecho de muerte, lamentaba no haber podido observar nunca Mercurio. El periodo orbital es de 88 días y rota alrededor de su eje tres veces por cada dos revoluciones orbitales alrededor del Sol. Como la radiación solar sobre Mercurio es seis veces mayor que la que incide en la Tierra, la temperatura en la cara iluminada es más alta que en cualquier otro planeta, 740 K. Por el contrario, en la oscura puede ser tan baja como 90 K, ya que la lenta rotación del planeta hace que las noches duren seis meses. Las mejores imágenes de Mercurio fueron conseguidas por la sonda espacial Mariner 10 en los años 1974 y 1975, durante los cuales observó un 45% de la superficie total a una distancia de unos 705 km. La superficie es muy parecida a la Luna ( figura 9-1-3) sin embargo el número de cráteres es mas pequeños. Dieciséis de ello tienen diámetros superiores a los 200 km, alcanzando el más grande, Caloris, los 1300 km. Este último aparece rodeado por una elevación anular de uno a dos kilómetros de altura. La masa de Mercurio había sido determinada estudiando la interacción con Venus y las perturbaciones que producía en las órbitas de los cometas que pasaban por sus cercanías. Este fenómeno afectó también al Mariner 10, y su estudio riguroso permitió obtener un valor más preciso de la masa, 3.3x1026 g, con lo cual la densidad media es de 5.43 g cm-3 que es ligeramente inferior a la terrestre, 5.52, y supera los 3.34 de la Luna. La densidad de Mercurio informa acerca de su composición química: un 70% de hierro y el resto son silicatos. Una proporción del primero mayor que la encontrada en otros planetas y en la Luna. La mayor parte del hierro está contenida en un gran núcleo que comprende el 75% del radio del planeta. Esta estructura explicaría en parte la existencia de un magnetismo ambiental, un 1% del terrestre, y flujos de partículas, características de una magnetosfera similar a la terrestre. El Mariner 10 detectó la presencia de hidrógeno y helio en la atmósfera extremadamente tenue de Mercurio y posteriormente, a partir de observaciones desde tierra, fueron identificados los elementos sodio y potasio. file:///F|/antares/modulo9/m9_u103.html (2 de 2) [12/3/2000 19.46.33] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 04- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 1.4. Venus Figura 9-1-4: Venus file:///F|/antares/modulo9/m9_u104.html (1 de 3) [12/3/2000 19.46.34] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 04- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Es el objeto más brillante del cielo después de la Luna y el Sol. Puede ser observado al amanecer, lucero del alba, desde principios de año y luego en agosto, durante el ocaso, estrella vespertina. Su masa, 4.86x1027 g, y radio, 6054 km, son los más próximos a la Tierra, pero la superficie y atmósfera son muy diferentes. La distancia media al Sol es de 0.723 UA inviertiendo 225 días terrestres en realizar una revolución completa y 243 en una rotación alrededor de su eje, que efectúa en un sentido contrario a los restantes planetas y casí todos los satélites. Venus está cubierto por nubes que impiden la observación de la superficie (figura 9-1-4). La composición de la atmósfera ha sido conocida mucho antes del inicio de la era espacial y tiene como constituyente más importante el dióxido de carbono. Es un absorbente eficaz de la radiación infrarroja que produce el incremento de la temperatura de la superficie, que puede alcanzar los 450 C, dando lugar a un efecto invernadero, que aparece típicamente cuando una atmósfera no es transparente. La cantidad de vapor de agua es del orden de una millonésima de la que está presente en la atmósfera terrestre. Una posible explicación es que la radiación ultravioleta del Sol disocia las moléculas de vapor de agua de las capas más altas en hidrógeno y oxígeno, escapando este último al espacio interplanetario Para explorar la superficie inobservable de Venus se enviaron desde tierra señales de radar que una vez reflejadas por el planeta, eran recogidas y analizadas utilizando potentes radiotelescopios. Sin embargo las imágenes no eran suficientemente detalladas. Las primeras observaciones espaciales, que emplearon también señales de radar, fueron realizadas alrededor en los años 70 por los Pioneers de la NASA. A ellas siguieron los Veneras 15 y 16 de la antigua Unión Soviética que barrieron un gran parte del hemisferio norte del planeta. Con ellas pudieron detectarse una rica muestra de formaciones: montañas, volcanes, cráteres, cañones, etc. Información que fue ampliada por el satélite Magellan, operativo entre 1992 y 1994. Los resultados muestran que los volcanes son las formaciones más destacadas, han sido identificados más de 1100, conformando la superficie donde aparecen flujos de lava. Destacan también las grandes planicies situadas 4 km por encima de la superficie media del planeta, montañas con 12 kilómetros de altura, que superan el Everest, y valles con profundidades de 3 km que se extienden a lo largo de más de mil kilómetros con una anchura de centenares de kilómetros. Las velocidades del viento en la superficie son muy pequeñas, pero suficientes para mover arena y polvo, quizás por ello, la tasa de erosión es muy pequeña Uno de los resultados más significativos atribuye a la superficie una edad de 500 millones de años, muy pequeña sobre todo si se compara con los casi 4000 millones de años de la corteza terrestre. file:///F|/antares/modulo9/m9_u104.html (2 de 3) [12/3/2000 19.46.34] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 04- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - file:///F|/antares/modulo9/m9_u104.html (3 de 3) [12/3/2000 19.46.34] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 05- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 1.5. La Tierra y la Luna ● La Tierra ● La Luna La Tierra Figura 9-1-5: La Tierra vista desde el espacio. file:///F|/antares/modulo9/m9_u105.html (1 de 4) [12/3/2000 19.46.35] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 05- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - La Tierra (figura 9-1-5) almacena un 50% de la masa del interior del sistema solar, excluido el Sol. Tiene la forma de una esfera ligeramente aplastada por los polos con un radio ecuatorial de 6378 km y masa de 5.97x1027g. La distancia media al Sol, 150 millones de kilómetros, que define la unidad astronómica. La atmósfera de la Tierra esta constituida por nitrógeno (77% en volumen) y oxigeno ( 21%) y otros gases como el argón, dióxido de carbono y vapor de agua en menor proporción. La mayoría de los fenómenos meteorológicos ocurren en una región denominada troposfera cuyo espesor es variable, más pequeño en los polos unos 7 km y mayor en el ecuador donde puede alcanzar los 17 km. En España es del orden de los 11 km. La temperatura varía con la altura unos 10 C por kilómetro. Tras una zona de transición, denominada tropopausa, está la estratosfera que se extiende hasta los 60 km. Contiene la capa de ozono, situada entre los 20 y 25 km. Debido a la absorción de la radiación energética del Sol ( ultravioleta lejano y longitudes de onda más cortas) por las moléculas de dióxido de carbono, vapor de agua y ozono. La temperatura de la estratosfera aumenta con la altura, al contrario de lo que ocurre en la troposfera. La capa siguiente, la ionosfera, desempeña un papel importante en las radiocomunicaciones, ya que refleja las onda de radio. El conocimiento del interior de la Tierra está basado en el análisis de las ondas sísmicas que proporciona mapas tridimensionales detallados y datos sobre la composición química. La principales estructuras son la corteza, el manto y el núcleo que contienen un 0.4, 67.1 y 32.5% de la masa del planeta. La edad de las rocas más antiguas de la corteza está comprendida entre los 3900 y 4000 millones de años, que corresponde a la época de su solidificación. La corteza continental tiene entre 0 y 50 km. Su espesor es mayor debajo de las grandes montañas, y menor en las fosas oceánicas. Flota sobre el manto, la región más extensa, constituido por material fundido. Predomina el basalto rico en calcio y aluminio que surge en las erupciones volcánicas y conforma el fondo de los océanos. El manto se divide en tres partes: superior entre los 10 y 400 km de profundidad; región de transición, de 400 a 650 km; y manto inferior comprendido entre los 650 y 2890 km. Dentro del manto está el núcleo cuya región más externa es de hierro fundido y abarca desde 2890 a 5150 km. Los movimientos del líquido son responsables del campo magnético terrestre cuya intensidad en el ecuador de 3.1x10-3 teslas y tiene una dirección que varía gradualmente con el tiempo. El núcleo interno es un sólido de 980 km de espesor, que posee movimiento de rotación y realiza pequeños desplazamientos respecto al manto. La Luna file:///F|/antares/modulo9/m9_u105.html (2 de 4) [12/3/2000 19.46.35] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 05- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Figura 9-1-6: Superficie lunar. La exploración espacial del sistema solar introduce métodos propios de la Geología y la Ciencias de la Atmósfera en la investigación. En la imagen un astronauta recoge pequeñas rocas lunares que posteriormente serán analizadas. La Luna. Es el único satélite de la Tierra de la que dista 384405 km. Tiene un diámetro de 3476 km y su masa es de 7.348 x 1025 g. A simple vista se distinguen unas regiones obscuras y otras luminosas. Las primeras reciben el nombre de maria ( del latín mare, plural maria). A pesar de su nombre no tienen relación con los mares terrestres, ya que no existe agua en la Luna. En realidad son depresiones de algunos centenares de metros de profundidad causadas por flujos de lava volcánica hace millones de años. Los basaltos de las marias tienen su origen en capas situadas a cientos de kilómetros de profundidad. Las zonas luminosas son mesetas brillantes, llamadas terrae. Son significativamente más jóvenes que las maria y contienen evidencias de la corteza original. La muestras recogidas en las exploraciones lunares (figura 9-1-6) están constituidas por una gran variedad de rocas, muchas de ellas formadas entre los 3.8 y 4 mil millones de años. Los sismómetros y gravímetros han proporcionado datos relevantes sobre la estructura interna de la Luna. La corteza tiene 70 km de espesor medio, file:///F|/antares/modulo9/m9_u105.html (3 de 4) [12/3/2000 19.46.35] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 05- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - variando entre algunas decenas de km en los fondos de las marias y 100 km en las mesetas. El manto contiene el 90 % del volumen dentro del cual existe un núcleo interno de hierro cuyo radio es del orden de 400 km. La Luna no tiene prácticamente atmósfera y carece de campo magnético. file:///F|/antares/modulo9/m9_u105.html (4 de 4) [12/3/2000 19.46.35] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 14- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 1.14. Sistemas planetarios en otras estrellas El descubrimiento de sistemas planetarios en otras estrellas constituye un importante objetivo de la Astrofísica. Contra él conspira la dificultad de observar objetos de muy pequeño tamaño cuyo brillo puede ser, en el mejor de los casos, mil veces más pequeño que la luz difusa local. Existen sin embargo algunos métodos que permiten investigar su existencia y que describimos a continuación. a) La observación con analizadores adecuados acoplados a un gran telescopio espacial, con el fin de mejorar la resolución angular y evitar la deformación de las imágenes producidas por la turbulencia. b) Si una estrella posee un planeta, su movimiento estará perturbado, siendo forzada a describir una pequeña órbita alrededor del centro de masas del sistema estrella-planeta. Este movimiento da lugar a pequeños desplazamientos periódicos de la estrella respecto al campo estelar, el movimiento propio. Para su detección y medida se utilizan técnicas astrométricas, comparando fotografías, tomadas con intervalos de meses o años, de campos estelares conteniendo los posibles candidatos. El pequeño movimiento de la estrella puede detectarse también midiendo los cambios de su velocidad radial. Estos dan lugar a desplazamientos de sus líneas espectrales, relacionados con la velocidad por el efecto Doppler. c) Mediante la observación directa en el infrarrojo de la imagen de la estrella, utilizando métodos interferométricos denominados de mancha. d) Con ayuda de un complejo método denominado microlente. Existen en la actualidad unas 22 estrellas con posibles sistemas planetarios, de las cuales la mayoría han sido seleccionadas utilizando métodos astrométricos. A continuación listamos las candidatas más probables indicando su distancia, tipo espectral y clase de luminosidad, y número de posibles planetas. Nombre distancia Tipo espectral y (años luz) clase de luminosidad Número de planetas PSR1257+12 ~1600 3 Pulsar file:///F|/antares/modulo9/m9_u114.html (1 de 3) [12/3/2000 19.46.35] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 14- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - PSR 1620-26 ~20,000 Pulsar y Enana blanca (sistema binario) 1 51 Pegasi 50 G2-3 V 1 70 Virginis 59 G4 V 1 47 Ursae Majoris 46 G0 V 1 55 rho1 Cancri 45 G8 V 1 (2?) HD114762 94 F9 V 1 Lalande 21185 8.2 M2 2 tau Bootes 50 F7 V 1 upsilon Andromedae 54 F8 V 3 16 Cygni B 85 G2.5 V 1 rho Coronae Borealis 55 G0 V 1 AMT 1 450 Binario 1 Gliese 876. 15 M4 V 1 14 Herculis 60 K0 V 1 HD187123 156 G5 1 HD210277 68 G0 1 Gliese 86 35 Binarias próximas 1 entre sí HD168443 108 G5 1 HD195019 65 G3 IV-V 1 HD217107 120 G8 IV 1 HD75289 94 G0 V 1 file:///F|/antares/modulo9/m9_u114.html (2 de 3) [12/3/2000 19.46.35] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 14- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - file:///F|/antares/modulo9/m9_u114.html (3 de 3) [12/3/2000 19.46.35] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1 - 15 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Cuestiones y problemas para autoevaluación ● Cuestiones ● Problemas Cuestiones 1. Citar las propiedades básicas que distinguen los planetas jovianos de los terrestres. Cómo clasificaría Plutón. 2. Cuáles son las causas de que Mercurio sea uno de los planetas más calientes y al mismo tiempo más fríos del sistema solar. 3. Por qué la temperatura de la superficie de Venus es tan alta. 4. Si los planetas se condensaron en una nebulosa primitiva, porqué no se convirtieron en estrellas. 5. La masa de la Luna es 1/81 de la terrestre, por qué la gravedad en la Luna es aproximadamente 1/6 de la que existe en la Tierra. 6. Por qué se pueden conocer aspectos de interés de primitiva historia geológica de la Tierra, estudiando rocas lunares en lugar de las terrestres. 7. Explicar porqué el día en Mercurio es 176 veces más grande que el terrestre. 8. Listar la propiedades que pueden ser mejor estudiadas realizando exploraciones espaciales. 9. Establecer una lista de similitudes y diferencias entre la Tierra y Venus. 10. Se llama Albedo al cociente entre las intensidades de la luz que refleja un cuerpo y la que incide en él. El albedo de Mercurio es de tan sólo un 6%. Explicar las causas. Problemas file:///F|/antares/modulo9/m9_u1autoeva.html (1 de 2) [12/3/2000 19.46.35] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1 - 15 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 1. Un satélite observa la Tierra desde una altitud de 100 km. Estimar los tamaños angulares de una casa, un campo de fútbol y una ciudad de tamaño medio. 2. Las medidas del diámetro de Neptuno están comprendidas entre los 2302 km y 2316 km. Cuál que precisión puede conocerse su densidad. 3. Relacionar la cantidad de radiación solar que recibe la Tierra, con la que reciben Mercurio, Marte y Plutón. 4. Comparar la radiación emitida por la superficie de la Tierra, Marte y Venus sabiendo que sus temperaturas medias superficiales son de 293 K, 273K y 720K respectivamente. file:///F|/antares/modulo9/m9_u1autoeva.html (2 de 2) [12/3/2000 19.46.35] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1 - 16 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Proyectos o actividades de observación 1. Observación de un cometa desde el Observatorio Astronómico Virtual. A partir de las posiciones relativas respecto al fondo de estrellas obtener coordenadas astrométricas y dimensiones reales. La descripción completa de esta práctica así como los procesos necesarios para su realización están explicados con detalle en el Apéndice. Por favor, antes de acceder al Observatorio, consulte el manual de instrucciones. 2. Observación de la Luna desde el Observatorio Astronómico Virtual. Medida de la altura y tamaño de diferentes accidentes orográficos. La descripción completa de esta práctica así como los procesos necesarios para su realización están explicados con detalle en el Apéndice. Por favor, antes de acceder al Observatorio, consulte el manual de instrucciones. 3. Discutir los aspectos políticos, científicos y económicos de la exploración de Marte y el posible riesgo de contaminación de este planeta a causa del envío de naves espaciales no tripuladas desde la Tierra. 4. Comparar el tamaño del Gran Cañón de Arizona con el Valles Marineris de Marte. 5. Comparar el tamaño del volcán Olimpus de Marte con los de mayor altura de la Tierra. 6. Si quisiera instalar un observatorio astronómico en un astro del sistema solar, que criterios elegiría. Cuales serían los mejores candidatos. 7. Explicar como la ocultación de una estrella por un planeta puede permitirnos conocer mejor el diámetro del planeta. file:///F|/antares/modulo9/m9_u1activid.html [12/3/2000 19.46.36] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 13- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 1.13. Cometas Figura 9-1-16: El Tapiz de Bayeux. En el año 1066, cuando Guillermo el Conquistador se preparaba para invadir Inglaterra, donde reinaba Harold, apareció un cometa muy espectacular, identificado después con el Halley. Harold, que perdió el trono y la vida en la batalla de Hastings señala el cometa, demandando las consecuencias de tal presagio. Los cometas han atraído siempre la atención de los hombres a causa de sus apariciones esporádicas, sus formas espectaculares y extrañas y sus movimientos, a primera vista peculiares. Estas características, apreciables a simple vista, han contribuido, sin duda, a su papel de mensajeros de catástrofes (figura 9-1-16). Gracias a esta circunstancia disponemos hoy de testimonios con descripciones, en algunos casos muy detalladas, que se remontan hasta el año 3000 a.C. Kepler, que contribuyó a sentar las bases de la Astronomía moderna, no aplicó sin embargo sus leyes a los cometas, considerando una pérdida de tiempo el cálculo de la órbita de un objeto que nunca volvería a observarse. El conocimiento de la naturaleza de los cometas se inicia con los trabajos de Halley, un contemporáneo y amigo de Newton, que aplicando las nuevas teorías elaboradas por éste, mostró que los cometas observados en los años 1531, 1607 y 1682 eran en realidad el mismo y que sus apariciones tenían lugar cada 75 años y medio, estableciendo por tanto la fecha de su nueva visita. Halley señaló también que los intervalos entre los sucesivos pasos del cometa por las proximidades del Sol (perihelio) no eran los mismos, y que ello file:///F|/antares/modulo9/m9_u113.html (1 de 4) [12/3/2000 19.46.36] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 13- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - se debía a las perturbaciones de su órbita producidas, fundamentalmente, por Júpiter y Saturno. Con un pequeño error sobre la fecha prevista, apareció de nuevo el cometa, que recibió el nombre de Halley, muerto cinco años antes. Los cometas adquirieron a partir de entonces categoría de objetos naturales sometidos a leyes físicas conocidas. Pero con ello no acabó la atribución de poderes sobrenaturales. Así, la vuelta del Halley en 1910 provocó, en los países más avanzados, verdaderas oleadas de pánico y suicidios. Circunstancias que sin embargo no se repitieron en su última aparición, a finales de 1985 y principios de 1986, debido quizá a su escasa luminosidad, que lo hacía difícilmente visible, al mayor nivel cultural de la población y a la responsabilidad de los encargados de dar la noticia en los medios de difusión. La órbita de un cometa puede ser una hipérbola, parábola o elipse. Sólo cuando describe la última, el cometa pasa periódicamente por la vecindad del Sol. Los cometas se descubren analizando imágenes de regiones extensas del cielo tomadas con varias horas de intervalo e identificando algún punto luminoso que tenga un movimiento aparente apreciable respecto a las estrellas. Muchos de los cometas han sido descubiertos por astrónomos aficionados, de los que han recibido sus nombres. Cuando el cometa está todavía muy lejos de nosotros, su irradiancia es debida principalmente a la reflexión de la luz solar. Cuando está más próximo, tiene el aspecto de una pequeña nube que se difumina progresivamente desde el centro a los bordes. Es la cabellera o coma, que muestra una estructura más brillante y puntual, que recibe el nombre de núcleo, y que en ocasiones está rodeada por unos halos circulares. Al acercarse al Sol la cabellera incrementa su brillo y tamaño, desarrollando la cola, que es la estructura más espectacular. Nace en el núcleo y atraviesa la cabellera dirigiéndose siempre en sentido opuesto al Sol. Cuando el cometa se aleja, la cola desaparece. Las observaciones realizadas en estos últimos años han revelado importantes propiedades de los cometas y fundamentado una teoría sobre su estructura que es aceptada por la práctica mayoría de los especialistas. De acuerdo con ella, los cometas están constituidos por una bolas de nieve sucia que tienen una masa similar a la de una gran montaña terrestre y un diámetro de algunos kilómetros. La nieve está compuesta por hielos de agua, dióxido de carbono y gases, entre los que aparecen compuestos complejos. La suciedad de la nieve está producida por granos de polvo interplanetario de diferentes tamaños. Los cometas proceden de los confines del sistema solar, de una región denominada nube de Oort, situada a unas diez mil unidades astronómicas. Allí permanecen hasta que alguna perturbación les obliga a salir, describiendo entonces una órbita que les lleva a las partes centrales del sistema solar. Hasta entonces desconocemos su existencia. Cuando llegan a una distancia del Sol comparable a la de Júpiter, parte de los hielos comienza a sublimarse y el gas y polvo liberados forman la cabellera, que alcanza su máximo tamaño a 1.5 o dos UA. Al aproximarse al Sol produce cantidades progresivamente mayores de gas y polvo, apareciendo tras el núcleo la cola, espectacular, de decenas de millones de kilómetros de longitud. file:///F|/antares/modulo9/m9_u113.html (2 de 4) [12/3/2000 19.46.36] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 13- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Figura 9-1-17: Cometa Halley. En el que se aprecian las dos colas En general las colas pueden ser de polvo o plasma. La del primer tipo es amarillenta a causa de la luz reflejada y tiene una apariencia homogénea, con longitudes que van desde uno a diez millones de kilómetros. Está compuesta de granos de polvo que no superan la micra y que son empujados hacia fuera por la presión de radiación solar. La cola de plasma contiene electrones e iones, entre ellos de monóxido de carbono (CO+) que son fluorescentes por efecto de la luz solar y producen un color azul característico. Estas colas son bastante rectas y pueden prolongarse hasta los 100 millones de kilómetros (figura 9-1-17). La masa media de un cometa es relativamente pequeña, mil millones de veces menor que la masa terrestre. Actualmente se admite que si bien la colisión de un cometa con la Tierra es posible, sin embargo es muy improbable. Pero si ocurriera, las consecuencias catastróficas serían puramente locales, similares a las causadas por la caída de un gran meteorito, y en ningún caso podría acarrear el fin del mundo. Respecto a las perturbaciones producidas por el paso de la Tierra a través de la cola cometaria, los conocimientos actuales sobre la composición y baja densidad de la misma permiten augurar la ausencia de peligro. Por otro lado, hay evidencias que prueban que la Tierra ha atravesado colas de cometas varias veces en épocas recientes. La única manifestación apreciable de este suceso es la formación de lluvias de meteoritos, muy espectaculares en algunos casos. Están producidas por las partículas cometarias, que al penetrar en la atmósfera terrestre con velocidades del orden de 45 km/s entran en combustión a consecuencia de su fricción con el aire. file:///F|/antares/modulo9/m9_u113.html (3 de 4) [12/3/2000 19.46.36] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 13- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - file:///F|/antares/modulo9/m9_u113.html (4 de 4) [12/3/2000 19.46.36] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1 - 17 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Soluciones ● Cuestiones ● Problemas Cuestiones 3. Por qué la temperatura de la superficie de Venus es tan alta. Por la composición y condiciones físicas de su atmósfera que produce un efecto invernadero. 4. Si los planetas se condensaron en una nebulosa primitiva, porqué no se convirtieron en estrellas. No contenían materia suficiente para desencadenar reacciones nucleares. 10. Se llama Albedo al cociente entre las intensidades de la luz que refleja un cuerpo y la que incide en él. El albedo de Mercurio es de tan sólo un 6%. Explicar las causas. La materia de su superficie tiene una composición que favorece la absorción de la luz incidente. Problemas 4. Comparar la radiación emitida por la superficie de la Tierra, Marte y Venus sabiendo que sus temperaturas medias superficiales son de 293 K, 273K y 720K respectivamente. 418 W m-2, 315 W m-2, 15235 W m-2 file:///F|/antares/modulo9/m9_u1soluciones.html [12/3/2000 19.46.37] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 06- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 1.6. Marte Figura 9-1-7: Marte. El Telescopio Espacial Hubble muestra obtuvo esta imagen cuando Marte estaba más próximo a la Tierra, 100 millones de kilómetros. La región blanca de la parte superior corresponde al Polo Norte. file:///F|/antares/modulo9/m9_u106.html (1 de 4) [12/3/2000 19.46.38] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 06- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Tiene una aspecto rojizo (figura 9-1-7) que ha sido destacado en todas las descripciones históricas. Durante muchos años existió el convencimiento, compartido por muchos científicos, de que podía existir vida en Marte. Una de las evidencias que apoyaban esta creencia era la variación del aspecto de la superficie con los cambios de estación. A finales de la primavera aparece un oscurecimiento de la superficie, que se extiende progresivamente del polo al ecuador, atribuido al crecimiento de la vegetación, ya que las plantas reflejan menos luz que el suelo desnudo. Es un planeta pequeño de 3400 km de radio, la mitad por tanto de la Tierra y Venus, con una masa de 6.419x1026 g. Invierte 686.93 días terrestres en su revolución alrededor del Sol, del que dista 1.5237 UA, empleando 24.623 h en la rotación alrededor de su eje. La posibilidad de vida en Marte quedó prácticamente desechada a partir del análisis de los datos obtenidos por la primeras sondas espaciales Mariner, lanzadas en la década de los 60. La exploración continuó con los Vikingos y culminó con el Mars Pathfinder, que alcanzó el suelo del planeta en Julio de 1997, desplegando un vehículo para observar y analizar rocas cercanas in situ. Poco más tarde fue puesto en órbita el Mars Global Surveyor, con la misión de estudiar la geología, mineralogía, magnetismo, gravedad, etc. del planeta. La atmósfera está compuesta principalmente por dióxido de carbono (95%), nitrógeno (2%), oxígeno (entre 0.1 y 0.4%) y una cantidad análoga de vapor de agua, que puede condensarse para formar nubes. Hay trazas de metano, 25 partes por millón, y también de ozono aunque menos abundante. La atmósfera es muy seca y tenue. La presión en la superficie es unas 200 veces más pequeña que en la Tierra. file:///F|/antares/modulo9/m9_u106.html (2 de 4) [12/3/2000 19.46.38] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 06- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Figura 9-1-8: Superficie de Marte. Vista desde el Pathfinder Las imágenes mostradas por el Mars Pathfinder (figura 9-1-8 ) y las sondas espaciales anteriores asemejan las de un desierto terrestre. Entre las características distintivas de Marte las más espectaculares son sin duda los sinuosos cañones y valles tributarios. Destaca el sistema denominado Valles Marineris que se extiende a lo largo de 4000 km, con profundidades del orden de 7km en la parte central y anchuras que alcanzan los 600 km. Se han detectado sedimentos que pueden haber sido producidos por la acción del agua, que llenaba parcialmente los cañones en el pasado. Pero la erosión fluvial no parece haber jugado un papel determinante en su formación, que es más compleja. La orografía marciana esta caracterizada por la presencia de volcanes entre los que destaca el Olimpus, de 24 km de altura, cuya base es del orden de 500 km. Constituye la evidencia de una actividad volcánica que fue muy importante en el pasado, y que quizás continúe con mucha menor intensidad en la actualidad. Los polos son diferentes del resto del planeta. Contienen hielo mezclado con polvo y pueden tener centenares de metros de espesor. El comportamiento de ambos polos durante las estaciones es diferente, el casquete norte permanece invariable, en tanto que el sur desaparece casi totalmente durante el verano. Además de la corteza, Marte tiene un manto y núcleo. No se conoce bien si este último esta constituido mayoritariamente por hierro o por una mezcla de azufre y hierro. En el primer caso sería más pequeño, unos 1300 km de radio, file:///F|/antares/modulo9/m9_u106.html (3 de 4) [12/3/2000 19.46.38] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 06- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - que en el segundo, 2000 km. Figura 9-1-9: Lunas de Marte: Phobos y Diemos Marte tiene dos Lunas (Figura 9-1-9) que son irregulares: Phobos, que tiene un tamaño de 27x21x19 km y un periodo orbital alrededor de Marte de 7h 39m, y Diemos, más pequeño, de 15x12x11 km. Ambos tienen cráteres como resultado de impactos meteoríticos. file:///F|/antares/modulo9/m9_u106.html (4 de 4) [12/3/2000 19.46.38] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 07- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 1.7. Júpiter Figura 9-1-10: Jupiter file:///F|/antares/modulo9/m9_u107.html (1 de 3) [12/3/2000 19.46.38] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 07- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Observado con un telescopio, Júpiter aparece como una esfera donde las características mas destacadas son unas bandas paralelas en el plano ecuatorial, alternativamente claras y obscuras, y tonalidades rojas anaranjadas, marrones, amarillas y azules. Muestra también algunas estructuras singulares como una gran mancha oval rojiza, visible a menudo en el hemisferio sur del planeta (figura 9-1-10), que ya fue observada a mitad del siglo XVII. El mejor momento para observar Júpiter es cuando está en oposición, lo que ocurre cada trece meses. Entonces brilla como una estrella del cielo y la imagen telescópica es un disco de 50 segundos de arco de diámetro, aproximadamente dos veces más grande que la de Marte visto en las condiciones más favorables. Júpiter invierte 4332 días en su revolución alrededor del Sol, del que dista 5.2026 UA, y el periodo de rotación en torno a su eje es de 9.925 horas. Aproximadamente el 70% de la masa del sistema solar, excluido el Sol, está concentrada en este planeta gigante. Su masa es de 1.898x1030 g y el radio 71492 km. La densidad media, calculada a partir de su masa y volumen, es 1.33 g cm-3 y es enteramente consistente con la composición de Júpiter, un 82% de hidrógeno, 17% de helio y sólo un 1% de los restantes elementos. Muy similar a la atmósfera del Sol y a la que debió tener la primitiva nebulosa protosolar. Las regiones polares giran más lentamente, con un periodo de 9h 55m 41s, que las ecuatoriales. Esta diferencia influye profundamente en la forma, achatándola ligeramente. Por ello, el diámetro del ecuador es un 6.37% mayor que el comprendido entre los polos. La forma de Júpiter es también un excelente indicador de su estructura interna. Si dos planetas tienen la misma masa, densidad media y velocidad de rotación, será más achatado aquel cuyo núcleo sea más compacto y denso. El 4% de la masa de Júpiter está concentrada en un núcleo denso y rocoso, trece veces más masivo que el terrestre pero con un tamaño que es sólo ligeramente superior. Y es que el peso del resto del planeta, unas 305 veces mayor que el de la Tierra, comprime el núcleo reduciéndolo a una esfera de 10000 km de radio con una densidad de 20 g cm-3. La temperatura en el centro del planeta debe ser del orden de 25000 K, mucho más alta que los 165 K de las capas altas de la atmósfera. En 1950 los astrónomos descubrieron que Júpiter emitía ondas de radio. Una gran parte está causada por el material caliente de la superficie. La restante es de naturaleza no térmica, debida a descargas eléctricas en las nubes y de tipo sincrotrónico. El análisis de esta última revela la existencia de un campo magnético, con una intensidad muy superior al terrestre, y también detalles sobre la estructura interna. El núcleo rocoso de Júpiter, está rodeado por una capa de 40000 km de espesor de hidrógeno metálico liquido, donde la presión es muy elevada y la temperatura de unos 10000 K. Es un estado infrecuente que tiene algunas de las propiedades típicas de los metales. La región ocupa 20000 km y está constituida por hidrógeno molecular. La parte superior es la atmósfera, donde existen nubes que contienen pequeños cristales de amoníaco congelado, etano, metano y trazas de compuestos carbono, azufre y fósforo. Los colores observados en la atmósfera joviana son debidos a la temperatura de la región de formación de las nubes. Las azules están en regiones más calientes y por tanto más profundas, las marrones en capas altas y finalmente las nubes blancas y rojas son características de las zonas más externas y frías. file:///F|/antares/modulo9/m9_u107.html (2 de 3) [12/3/2000 19.46.38] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 07- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Las sondas espaciales han identificado un sistema sencillo de anillos constituido por un halo toroidal de unos 30000 km de espesor, un anillo principal de 6000 km y un anillo externo más tenue. Están formados por partículas microscópicas que difunden la luz, y como los anillos no son estables, debe ser rellenados de manera continua con nuevo material. Júpiter tiene 16 satélites de tamaños muy diferentes. Los más grandes son Io, Europa, Ganímedes y Calixto, que tienen dimensiones comparables a la Luna y Mercurio. Fueron descubiertos por Galileo en 1610 y pueden ser observados con prismáticos. Los restantes son bastante más pequeños, con diámetros cercanos a los 300 km. file:///F|/antares/modulo9/m9_u107.html (3 de 3) [12/3/2000 19.46.38] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 12- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 1.12. Asteroides y meteoritos Figura 9-1-15: Comparativa de asteroides file:///F|/antares/modulo9/m9_u112.html (1 de 3) [12/3/2000 19.46.39] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 12- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Los asteroides son pequeños planetas que orbitan alrededor del Sol en una región del espacio interplanetario comprendida entre la Tierra y algún lugar más allá de la órbita de Saturno. La mayor parte de ellos están situados en el llamado cinturón de asteroides, comprendido entre las 2.2 y 3.3 UA, donde puede haber casi medio millón con un radio superior a los 500 metros. Hay 25 asteroides conocidos con radios superiores a los 100 km siendo el mayor Ceres, con 467 km. Son demasiado débiles para que puedan ser observados a simple vista, por lo que es necesario recurrir al telescopio. Tienen formas muy variadas que van desde las aproximadamente esféricas hasta las alargadas e irregulares. Los periodos de rotación son en algunos casos muy grandes pudiendo alcanzar los 48 días como en el caso de 288 Glauke. La mayoría de los asteroides son oscuros a causa de su composición rica en carbono de la superficie. Pero los hay también brillantes y rojizos que contienen predominantemente silicatos y metales y carecen de minerales opacos absorbentes de luz. Existen también otros objetos interplanetarios de menor tamaño que los asteroides denominados meteoroides. No está clara la frontera entre ambos. Estos pequeños asteroides giran alrededor del Sol cruzando la órbita de la Tierra y colisionando en ocasiones con ella. Cuando un meteoroide entra en la atmósfera de la Tierra, su gran velocidad relativa provoca su calentamiento por fricción apareciendo como una estrella fugaz o meteoro. Si su masa es pequeña, acaba consumiéndose, pero si es muy grande sobrevive, y alcanza entonces la superficie de la Tierra, pudiendo producir un cráter apreciable. Por ejemplo el gran cráter de Arizona de más de un kilómetro de diámetro fue causado hace más de 20.000 años. Otro meteorito que cayó en 1908 en Siberia, no dejó un cráter aparente pero el impacto quedó señalado por los arboles arrancados en un círculo de varios kilómetros. La clasificación de los meteoritos es complicada y aun cuando existen muchas semejanzas con algunas clases de asteroides, hay también casos en los que no es apreciable esta contrapartida. Se distinguen los siguientes tipos: Condritas que pueden ser ordinarias, caracterizadas por unos conglomerados esféricos de silicatos de hierro-magnesio llamados cóndrulos, o carbonaceas, como las anteriores pero muy ricas en carbono. Estas dos clases de condritas rocosas constituyen el 86% de los meteoritos que caen a tierra. Acondritas, que carecen de cóndrulos pero están formadas por silicatos, como las condritas. A esta clase pertenece un 8% de las meteoritos que llegan a la superficie terrestre. Férrico- rocosos, formados por olivino y una aleación de níquel-hierro Férricos, constituidos por aleaciones de hierro y níquel La gran mayoría de los meteoritos son en realidad fragmentos de asteroides. Esta conclusión está apoyada en la similitud entre sus propiedades químicas. Sin embargo pueden existir diferencias importantes. Los asteroides pueden sufrir colisiones que dan lugar a pequeños objetos que están sometidos, durante millones de años, a los efectos de la radiación cósmica que modifica su interior alterando la composición química. Hay muchos meteoritos que llegan cada año a la superficie de la Tierra, pero no pueden ser localizados si caen al mar o en lugares deshabitados. En los últimos años se han realizado con éxito expediciones de búsqueda en la file:///F|/antares/modulo9/m9_u112.html (2 de 3) [12/3/2000 19.46.39] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 12- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Antártida, cuya superficie helada ha recibido impactos de meteoritos durante millones de años. Otros lugares de interés como los desiertos, en particular el Sahara, son también objeto de exploraciones sistemáticas. En estos casos es conveniente tener en cuenta que, a causa del tiempo transcurrido, pueden estar contaminados por lo que su composición no reflejaría rigurosamente las propiedades originales. El estudio de los meteoritos presenta un gran interés ya que proporcionan datos sobre la formación y composición química del sistema solar y con aspectos relacionados con la cosmocronología. file:///F|/antares/modulo9/m9_u112.html (3 de 3) [12/3/2000 19.46.39] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 11- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 1.11. Plutón Figura 9-1-14: Plutón y su satélite Carón. Situado a 39.5447 UA del Sol, es el planeta más externo del sistema solar. Con una masa de 1.32x1025 g y un radio 600 km más pequeño que el lunar, la densidad media es 2 g cm-3. Este valor indica que del 60 al 70% de la masa de planeta es roca y el resto hielos de diversas clases: metano, nitrógeno molecular, dióxido de carbono y agua. Como el metano congela a temperaturas inferiores a 60K, temperatura superficial ha de ser muy baja y debe existir una atmósfera tenue de metano que probablemente contenga también algún otro gas como el neón. El satélite de Plutón es Caronte (figura 9-1-14) , del que está separado 19 636 km. Tiene un radio de 625 km y una masa de 1.6x1024 g y tiene la misma composición que el planeta. file:///F|/antares/modulo9/m9_u111.html (1 de 2) [12/3/2000 19.46.39] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 11- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - file:///F|/antares/modulo9/m9_u111.html (2 de 2) [12/3/2000 19.46.39] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 10- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 1.10. Neptuno Figura 9-1-13: Neptuno. En la parte central izquierda de la imagen, obtenida por el Voyager 2 se identifica la gran mancha oscura. El metano de la atmósfera absorbe gran parte de la luz roja, dando lugar al color azulado. file:///F|/antares/modulo9/m9_u110.html (1 de 2) [12/3/2000 19.46.39] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 10- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Situado a 30.111 UA, tiene 24766 km de radio y una masa 1.024x1029 g. El periodo de rotación es de 16.110 horas y el de revolución de 59800 días. Su densidad, 1.638 g cm-3, es mayor que la de cualquier otro planeta gigante. El núcleo de unos 8000 km de radio es rocoso y comprende un 15% de la masa del planeta. Está rodeado por una capa de hielos de agua y metano. La atmósfera, está compuesta primordialmente de hidrógeno, helio y metano. Las nubes tienen una estructura más compleja que las de Urano, y exhibe algunas manchas similares a las de Júpiter (figura 9-1-13). La velocidad de los vientos es bastante alta, unos 1500 km/h. En Neptuno se han descubierto cuatro anillos. Dos de ellos estrechos y brillantes, bautizados con los nombres de LeVerrier y Adams. Sobre éste último, que es el más externo, aparecen unos arcos que son simplemente concentraciones de materia. Los otros dos anillos son mas oscuros y anchos y están intercalados entre el planeta y Adams. El satélite Voyager 2 amplió de 2 a 8 el censo de satélites conocidos. El más grande es Tritón, con 1353 km de radio y una masa de 2.15x1025g , que tiene una atmósfera tenue compuesta principalmente por nitrógeno, file:///F|/antares/modulo9/m9_u110.html (2 de 2) [12/3/2000 19.46.39] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 09- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 1.9. Urano Figura 9-1-12: Urano. Imagen observada por la sonda espacial Voyager 2 file:///F|/antares/modulo9/m9_u109.html (1 de 2) [12/3/2000 19.46.40] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 09- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Urano es de color verdoso y, al igual que Neptuno y Plutón, era desconocido en la antigüedad, ya que sólo es visible con ayuda de un telescopio. La duración del día es de 17.24 horas e invierte 30589 días en recorrer su órbita alrededor del Sol, del que dista 19.218 UA. Tiene la particularidad de que su eje de rotación está inclinado 98º, una propiedad que no tiene ningún otro planeta y que ha sido atribuida a una colisión. La temperatura superficial, en la cara enfrentada con el Sol, es de casi 700 K, y sorprendentemente, en la cara opuesta es cien grados más alta. En la composición de la atmósfera entran el hidrógeno y el helio en proporciones similares a los planetas gigantes y al Sol y aparecen también compuestos más complejos como metano y acetileno. Precisamente la absorción de la luz roja por el metano sería responsable del color característico del planeta (figura 9-1-12). En 1977 se descubrieron nueve anillos en Urano que están fuertemente agrupados. Son casi circulares y muy estrechos, no superando la mayoría los 10 km de espesor y sólo el más externo alcanza los 100 km. Como además son muy obscuros es difícil observarlos ya que están en los límites mismos de la resolución de los telescopios. Su estructura y composición presenta peculiaridades, como la ausencia de hielos de agua tan frecuentes en las regiones externas del sistema solar y específicamente en los satélites adyacentes. Urano tiene un núcleo rocoso que almacena el 25% de su masa, cubierto por una capa delgada de hielo de agua y por otra más externa de metano e hidrógeno gaseoso. Se ha identificado una magnetosfera donde el campo magnético es 50 veces más intenso que el terrestre. Hay quince satélites orbitando en torno de Urano, siendo el de mayor tamaño es Oberón, con 761 km de radio. Desde el punto de vista estructural uno de los más interesantes es Miranda, constituido por una mezcla de terrenos única en el sistema solar, donde aparece también material volcánico. file:///F|/antares/modulo9/m9_u109.html (2 de 2) [12/3/2000 19.46.40] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 08- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 1.8. Saturno Figura 9-1-11: Saturno file:///F|/antares/modulo9/m9_u108.html (1 de 2) [12/3/2000 19.46.40] ANTARES - Módulo 9 - Unidad 1- 08- Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Muestra un color amarillento sobre el que aparecen unas bandas y estructuras que son más tenues y menos extensas que las observadas en Júpiter. Destacan por su espectacularidad el sistema de anillos (figura 9-1-11), que fue durante tres siglos y medio el único observado en un planeta. Dista del Sol 9.5549 UA empleando 10747 días en describir una revolución completa. Como el periodo de rotación alrededor de su eje es 10.6562 horas, gira muy rápidamente, como ocurre también en el caso de Júpiter. Con sus 60268 km de radio y una masa de 5.685 x1029 g, es el segundo planeta más grande del sistema solar. Su densidad, 0.70 g cm-3, es más baja que la de cualquier otro planeta, por lo que casi toda la materia debe encontrarse en estado gaseoso. Los elementos más abundantes son el hidrógeno, que representa un 80% de la masa total, seguido por el helio (18%) oxígeno (1%) y carbono (0.4%). Una composición que puede considerarse similar al Sol. La interpretación de las observaciones indica que el núcleo ha de ser relativamente pequeño y compuesto de silicio, hierro y otros elementos pesados. Rodeándolo y extendiéndose mucho más allá de la mitad del radio, hay una región de hidrógeno metálico líquido que en las capas más altas es gaseoso. También, como en el caso de Júpiter, hay un campo magnético relativamente importante que tiene por causa el efecto de la rotación sobre la capa de hidrógeno metálico. Las estructuras más llamativas de Saturno son los anillos. Primero fueron descubiertos los denominados A y B, y más tarde, en 1850, el más interno, C. Este es muy tenue y tiene 17000 km de ancho. Le sigue el anillo B, de 26000 km de espesor, es el más brillante y contiene miles de estructuras anulares muy estrechas. Aparece a continuación la denominada división de Cassini, que tiene 3000 km de espesor y que no está completamente vacía. Tras ella se identifican los anillos A y el más externo, F, de algunos centenares de kilómetros. Mas allá hay algunas zonas de material muy disperso, conocidas como G y E, pero que no son realmente verdaderos anillos. Los anillos están compuestos de moléculas de amoniaco y metano cristalizados, así como restos de micrometeoritos. Las zonas más externas contienen hielo de agua mezclado con impurezas. La densidad de los anillos es tan baja que su masa total es del orden de una diez millonésima parte de la masa total del planeta. Alrededor de Saturno orbitan 18 satélites. El más grande es Titán, de 2575 km de radio y una masa de 1.34x1026 g, que tiene una atmósfera apreciable. De menor tamaño es Japeto, uno de los objetos más extraños del sistema solar. Una de sus caras es extremadamente obscura y la otra brillante. file:///F|/antares/modulo9/m9_u108.html (2 de 2) [12/3/2000 19.46.40]
