CURSO: 2º de Bachillerato FECHA: 21.01.2000 Índice 2

CURSO: 2º de Bachillerato
FECHA: 21.01.2000
Índice
• Introducción
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• Astronomía
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• El Sistema Solar
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♦ El Sol
• Planetas Interiores
9
15
♦ Mercurio
16
♦ Venus
17
♦ La Tierra
20
◊ La Luna
♦ Marte
• Planetas Exteriores
25
30
35
♦ Júpiter
36
♦ Saturno
40
♦ Urano
44
♦ Neptuno
45
♦ Plutón
46
• Asteroides
48
• Cometas
50
• Meteoros
54
• Meteoritos
55
1
• Conclusión
56
• Bibliografía
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Introducción
Desde pequeño siempre me ha fascinado lo desconocido.
Y dentro de lo abstracto que puede significar desconocido se encuentra el Sistema Solar, el lugar donde
vivimos, y también por que nosotros, por muy insignificantes que seamos a su lado, formamos parte de
él. Eso es lo que me ha impulsado a desarrollar este trabajo de investigación.
¿Cómo se formó el Sistema Solar y todo lo que conlleva? En este trabajo podremos observar la historia
de la astronomía, cómo el hombre quedó fascinado por esta ciencia, y también las características de
cada uno de los planetas que nos rodea.
Aunque no dispongo de medios, me hubiera gustado poder constatar alguna de las afirmaciones que se
hacen patentes en este trabajo. Meses, años e incluso siglos de investigación que me han permitido
desarrollar este modesto estudio, que queda muy por debajo de todo lo que puede llegarse a decir sobre
este apasionante tema.
Astronomía
Ciencia que tiene por objeto el estudio del universo, de los cuerpos que lo constituyen, de las posiciones
relativas que éstos ocupan, de las leyes que gobiernan sus movimientos y de la evolución que experimentan a
lo largo del tiempo. Esta disciplina comprende tres ramas principales: la astronomía de posición y la mecánica
celeste, que se encargan de determinar las coordenadas de los astros y estudian la magnitud de su variación
natural; la astrofísica, en sus aspectos aplicado y teórico, que estudia las leyes físicas que rigen su
comportamiento, y la cosmología, que estudia las leyes generales de la estructura, el origen y la evolución del
universo como un todo.
Orígenes
Considerada la ciencia más antigua, la astronomía ha favorecido el desarrollo de otras muchas disciplinas,
tales como la matemática, la física, la geografía, etc. Las culturas antiguas (babilónica, china, egipcia, griega,
india, maya, etc.) poseían conocimientos astronómicos rudimentarios, limitados a la observación a simple
vista, aplicados con fines prácticos o mítico−religiosos. Las teorías astronómicas de la Antigüedad estuvieron
dominadas por la autoridad de Aristóteles (s. IV a.J.C.) y la creencia en la inmovilidad de la Tierra. Los
trabajos de observación más importantes de esta época se deben al astrónomo griego Hiparco (fines del s. II
a.J.C.) cuya obra ha llegado hasta nuestros días, en su versión árabe o «Almagesto» (s. IX), gracias a Tolomeo
(fines del s. II d.J.C.). La observación a simple vista completada con el empleo de instrumentos rudimentarios
(astrolabios, ballestillas, etc.) permitió establecer la esfericidad de la Tierra, relacionar los movimientos de la
Luna con las mareas, confeccionar los primeros catálogos de estrellas y determinar la paralaje a ciertos
cuerpos. Con posterioridad, los trabajos de astrónomos como Nicolás Copérnico, Tycho Brahe y Johannes
Kepler permitieron el establecimiento de las bases científicas de esta disciplina, es decir, de la teoría
heliocéntrica, la confección de tablas astronómicas y catálogos muy extensos, el establecimiento de los
primeros observatorios astronómicos permanentes y la formulación de las leyes del movimiento de los
planetas (leyes de Kepler).
Telescopios y radiotelescopios
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La astronomía experimentó una verdadera revolución entre los ss. XVI y XVII gracias a los trabajos de
Galileo Galilei y la aplicación, por primera vez, del anteojo a la observación de los cuerpos celestes. El
posterior desarrollo de estos instrumentos ópticos y de otros instrumentos astronómicos permitió el
descubrimiento de los planetas lejanos y de una gran variedad de cuerpos no visibles a simple vista
(asteroides, galaxias, cúmulos, etc.), así como una notable expansión de los límites del universo observable.
En cuanto a sus aspectos teóricos, la principal contribución se debió a la formulación de la ley de la
gravitación universal por I. Newton, origen de la llamada mecánica celeste. Esta teoría gravitatoria permitió
explicar el origen de las mareas y calcular con precisión las trayectorias de la Luna, los planetas y los
cometas. A este respecto destaca la predicción, hecha por E. Halley con 75 años de antelación, del regreso del
cometa que ahora lleva su nombre, cuya confirmación en 1759 supuso la consagración definitiva de la ley
formulada por I. Newton y de los métodos de la mecánica celeste. Esta disciplina, que alcanzó un alto grado
de perfeccionamiento entre los ss. XVII y XIX, quedó definitivamente asentada tras la localización del planeta
Neptuno (1846) en la posición predicha por los cálculos.
Astronomía moderna
La introducción de las técnicas fotográficas a partir del s. XIX y el desarrollo, a partir de la II Guerra Mundial,
de los detectores de ondas radio (radiotelescopio) impulsó el desarrollo de la principal rama de la astronomía,
la astrofísica, y facilitó el estudio de la composición, estructura y evolución de los cuerpos celestes. En época
reciente, los avances de la astronáutica han permitido situar instrumentos de observación fuera de la atmósfera
terrestre y superar de este modo las limitaciones que ésta impone al paso de las radiaciones correspondientes a
ciertas bandas del espectro electromagnético (rayos gamma, rayos X, etc.), lo que ha traído consigo el
florecimiento de la llamada astronomía de altas energías. Entre los intrumentos capaces de captar ciertos
rangos de la radiación electromagnética, situados a bordo de satélites astronómicos, destaca el telescopio
espacial Hubble.
La evolución actual de la astronomía está caracterizada por la extensión del campo de exploración más allá de
las bandas de frecuencias visibles y del radio del espectro electromagnético, por el desarrollo de nuevos
telescopios terrestres equipados con ópticas múltiples y variables, y de nuevos ingenios espaciales destinados
a la observación desde fuera de la atmósfera terrestre y a la exploración de los cuerpos que forman el sistema
solar.
Sistema Solar
El sistema Solar está formado por el Sol, nueve planetas y sus satélites, asteroides, cometas y meteoroides, y
polvo y gas interplanetario. Las dimensiones de este sistema se especifican en términos de distancia media de
la Tierra al Sol, denominada unidad astronómica (UA). Una UA corresponde a 150 millones de kilómetros. El
planeta más distante conocido es Plutón, su órbita está a 39,44 UA del Sol. La frontera entre el Sistema Solar
y el espacio interestelar llamada heliopausa se supone que se encuentra a 100 UA. Los cometas, sin embargo,
son los más lejanos del Sol; sus órbitas son muy excéntricas, extendiéndose hasta 50.000 UA o más. El
Sistema Solar es el único sistema planetario existente conocido, aunque en 1980 se encontraron algunas
estrellas relativamente cercanas rodeadas por un envoltorio de material orbitante de un tamaño indeterminado
o acompañadas por objetos que se suponen que son enanas marrones o enanas pardas. Muchos astrónomos
creen probable la existencia de numerosos sistemas planetarios de algún tipo en el Universo.
El Sol y el viento solar
El Sol es una estrella característica de tamaño y luminosidad intermedios. La luz solar y otras radiaciones se
producen por la conversión del hidrógeno en helio en el interior denso y caliente del Sol. Aunque esta fusión
nuclear convierte 600 millones de toneladas de hidrógeno por segundo, el Sol tiene tanta masa (2 × 1027
toneladas) que puede continuar brillando con su luminosidad actual durante 6.000 millones de años. Esta
estabilidad permite el desarrollo de la vida y la supervivencia en la Tierra. A pesar de la gran estabilidad del
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Sol, se trata de una estrella sumamente activa. En su superficie aparecen y desaparecen manchas solares
oscuras lindando con intensos campos magnéticos en ciclos de 11 años. Los repentinos estallidos de partículas
cargadas procedentes de las fulguraciones solares pueden provocar auroras y alterar las señales
electromagnéticas de la Tierra; un continuo flujo de protones, electrones e iones abandona el Sol y se mueve
por el Sistema Solar, formando espirales con la rotación del Sol. Este viento solar configura las colas de ion
de los cometas y deja sus rastros en el suelo lunar; la nave espacial Apolo, en su misión a la superficie de la
Luna, trajo muestras a la Tierra de estos rastros.
Los planetas principales
En la actualidad se conocen nueve planetas principales. Normalmente se dividen en dos grupos: los planetas
interiores (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) y los planetas exteriores (Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y
Plutón). Los interiores son pequeños y se componen sobre todo de roca y hierro. Los exteriores (excepto
Plutón) son mayores y se componen, principalmente, de hidrógeno, hielo y helio.
Otros componentes
Los asteroides son pequeños cuerpos rocosos que se mueven en órbitas, sobre todo entre las órbitas de Marte
y Júpiter. Calculados en miles, los asteroides tienen diferentes tamaños, desde Ceres, con un diámetro de
1.000 km, hasta granos microscópicos. Algunos asteroides son desviados hacia órbitas excéntricas que les
pueden llevar más cerca del Sol. Los cuerpos más pequeños que orbitan el Sol se llaman meteoroides.
Algunos se estrellan contra la Tierra y aparecen en el cielo nocturno como rayos de luz; se les llama meteoros.
Los fragmentos rescatados se denominan meteoritos. Los estudios en los laboratorios sobre los meteoritos han
revelado mucha información acerca de la condiciones primitivas de nuestro Sistema Solar. Las superficies de
Mercurio, Marte y diversos satélites de los planetas (incluyendo la Luna de la Tierra) muestran los efectos de
un intenso impacto de asteroides al principio de la historia del Sistema Solar. En la Tierra estas marcas se han
desgastado, excepto en algunos cráteres de impacto reciente.
Parte del polvo interplanetario puede también proceder de los cometas, que están compuestos básicamente de
polvo y gases helados, con diámetros de 5 a 10 km. Muchos cometas orbitan el Sol a distancias tan grandes
que pueden ser desviados por las estrellas hacia órbitas que les transportan al Sistema Solar interior. A medida
que los cometas se aproximan al Sol liberan su polvo y gases formando una cabellera y una cola
espectaculares. Bajo la influencia del potente campo gravitatorio de Júpiter, los cometas, adoptan algunas
veces órbitas mucho más pequeñas. El más conocido es el cometa Halley, que regresa al Sistema Solar
interior cada 75 años. Su última aparición fue en 1986. En julio de 1994 los fragmentos del cometa
Shoemaker−Levy 9 chocaron contra la densa atmósfera de Júpiter a velocidades de 210.000 km/h. Con el
impacto, la enorme energía cinética de los fragmentos se convirtió en calor a través de explosiones
gigantescas, formando bolas de fuego mayores que la Tierra.
Las superficies de los satélites helados de los planetas exteriores están marcadas por los impactos de los
núcleos de los cometas. En realidad, el asteroide Quirón, que orbita entre Saturno y Urano, puede ser un
enorme cometa inactivo. De forma semejante, algunos de los asteroides que cruzan la órbita de la Tierra
pueden ser los restos rocosos de cometas extinguidos.
El Sol está rodeado por tres anillos de polvo interplanetario. Uno de ellos, entre Júpiter y Marte, es conocido
desde hace tiempo como el origen de la luz zodiacal. De los otros dos anillos, que se descubrieron en 1983,
uno está situado a una distancia del Sol de solamente dos anchos solares y el otro en la región de los
asteroides.
Movimientos de los planetas y de sus satélites
Si se pudiera mirar hacia el Sistema Solar por encima del polo norte de la Tierra, parecería que los planetas se
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movían alrededor del Sol en dirección contraria a la de las agujas del reloj. Todos los planetas, excepto Venus
y Urano, giran sobre su eje en la misma dirección. Todo el sistema es bastante plano sólo las órbitas de
Mercurio y Plutón son inclinadas. La de Plutón es tan elíptica que hay momentos que se acerca más al Sol que
Neptuno.
Los sistemas de satélites siguen el mismo comportamiento que sus planetas principales, pero se dan muchas
excepciones. Tanto Júpiter, como Saturno y Neptuno tienen uno o más satélites que se mueven a su alrededor
en órbitas retrógradas (en el sentido de las agujas del reloj) y muchas órbitas de satélites son muy elípticas.
Júpiter, además, tiene atrapados dos cúmulos de asteroides (los llamados Troyanos), que se encuentran a 60°
por delante y por detrás del planeta en sus órbitas alrededor del Sol. (Algunos satélites de Saturno tienen
atrapados de forma similar cuerpos más pequeños). Los cometas muestran una distribución de órbitas
alrededor del Sol más o menos esférica.
Dentro de este laberinto de movimientos, hay algunas resonancias notables: Mercurio gira tres veces alrededor
de su eje por cada dos revoluciones alrededor del Sol; no existen asteroides con periodos de 1/2, 1/3, , 1/n
(donde n es un entero) del periodo de Júpiter; los tres satélites interiores de Júpiter, descubiertos por Galileo,
tienen periodos en la proporción 4:2:1. Estos y otros ejemplos demuestran el sutil equilibrio de fuerzas propio
de un sistema gravitatorio compuesto por muchos cuerpos.
Teorías sobre el origen
A pesar de sus diferencias, los miembros del Sistema Solar forman probablemente una familia común; parece
ser que se originaron al mismo tiempo.
Entre los primeros intentos de explicar el origen de este sistema está la hipótesis nebular del filósofo alemán
Immanuel Kant y del astrónomo y matemático francés Pierre Simon de Laplace. De acuerdo con dicha teoría
una nube de gas se fragmentó en anillos que se condensaron formando los planetas. Las dudas sobre la
estabilidad de dichos anillos han llevado a algunos científicos a considerar algunas hipótesis de catástrofes
como la de un encuentro violento entre el Sol y otra estrella. Estos encuentros son muy raros, y los gases
calientes, desorganizados por las mareas se dispersarían en lugar de condensarse para formar los planetas.
Las teorías actuales conectan la formación del Sistema Solar con la formación del Sol, ocurrida hace 4.700
millones de años. La fragmentación y el colapso gravitacional de una nube interestelar de gas y polvo,
provocada quizá por las explosiones de una supernova cercana, puede haber conducido a la formación de una
nebulosa solar primordial. El Sol se habría formado entonces en la región central, más densa. La temperatura
es tan alta cerca del Sol que incluso los silicatos, relativamente densos, tienen dificultad para formarse allí.
Este fenómeno puede explicar la presencia cercana al Sol de un planeta como Mercurio, que tiene una
envoltura de silicatos pequeña y un núcleo de hierro denso mayor de lo usual. (Es más fácil para el polvo y
vapor de hierro aglutinarse cerca de la región central de una nebulosa solar que para los silicatos más ligeros.)
A grandes distancias del centro de la nebulosa solar, los gases se condensan en sólidos como los que se
encuentran hoy en la parte externa de Júpiter. La evidencia de una posible explosión de supernova de
formación previa aparece en forma de trazas de isótopos anómalos en las pequeñas inclusiones de algunos
meteoritos. Esta asociación de la formación de planetas con la formación de estrellas sugiere que miles de
millones de otras estrellas de nuestra galaxia también pueden tener planetas. La abundancia de estrellas
múltiples y binarias, así como de grandes sistemas de satélites alrededor de Júpiter y Saturno, atestiguan la
tendencia de la nubes de gas a desintegrarse fragmentándose en sistemas de cuerpos múltiples.
Sol
El Sol es nuestra fuente de luz, a demás de vida. También es la estrella que, por el efecto gravitacional de su
masa, domina el sistema planetario que nos incluye. Mediante la radiación de su energía electromagnética,
aporta directa o indirectamente toda la energía que mantiene la vida en la Tierra, porque todo el alimento y el
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combustible procede en última instancia de las plantas que utilizan la energía de la luz del Sol.
A causa de su proximidad a la Tierra y como es una estrella típica, el Sol es un recurso extraordinario para el
estudio de los fenómenos estelares. No se ha estudiado ninguna otra estrella con tanto detalle. La estrella más
cercana al Sol está a 4,3 años luz (4 × 1013 km); para observar los rasgos de su superficie comparables a los
que se pueden ver de forma habitual en el Sol, se necesitaría un telescopio de casi 30 km de diámetro.
Además, un telescopio así tendría que ser colocado en el espacio para evitar distorsiones causadas por la
atmósfera de la Tierra.
Historia de la observación científica
Durante la mayor parte del tiempo que los seres humanos han estado sobre la Tierra, el Sol ha sido
considerado un objeto de especial importancia. Muchas culturas antiguas adoraron al Sol y muchas más
reconocieron su importancia en el ciclo de la vida. Aparte de su relevancia posicional para señalar, por
ejemplo, solsticios, equinoccios y eclipses, el estudio cuantitativo del Sol data del descubrimiento de las
manchas solares; el estudio de sus propiedades físicas no comenzó hasta mucho más tarde.
Los astrónomos chinos observaron manchas solares a simple vista ya en el año 200 a.C. Pero en 1611, Galileo
utilizó el telescopio, recién inventado, para observarlas de modo sistemático. El descubrimiento de Galileo
significó el comienzo de una nueva aproximación al estudio del Sol, que pasó a ser considerado un cuerpo
dinámico, en evolución, y sus propiedades y variaciones pudieron ser, por tanto, comprendidas
científicamente.
El siguiente avance importante en el estudio del Sol se produjo en 1814 como resultado directo del invento del
espectroscopio por el físico alemán Joseph von Fraunhofer. Un espectroscopio divide la luz en las longitudes
de onda que la componen, o colores. Aunque el espectro del Sol había sido observado ya en 1666 por el
matemático y científico inglés Isaac Newton, la precisión del trabajo de Fraunhofer sentó las bases para los
primeros intentos de una explicación teórica detallada de la atmósfera solar.
Parte de la radiación de la superficie visible del Sol (la fotosfera) es absorbida por el gas, algo más frío, que
hay sobre ella. Sin embargo, sólo se absorben longitudes de onda de radiación particulares, que dependen de
las especies atómicas presentes en la atmósfera solar. En 1859, el físico alemán Gustav Kirchhoff demostró
que la falta de radiación en ciertas longitudes de onda del espectro solar de Fraunhofer se debía a la absorción
de radiación por átomos de algunos de los mismos elementos presentes en la Tierra. Con esto, no sólo
demostró que el Sol está compuesto de materia común, sino que también planteó la posibilidad de obtener
información detallada sobre los objetos celestes mediante el estudio de la luz emitida por ellos. Éste fue el
comienzo de la astrofísica.
El progreso en el conocimiento del Sol ha continuado gracias a la habilidad de los científicos para hacer
observaciones nuevas o mejorar las anteriores. Entre los avances en instrumentos de observación que han
influido de forma significativa en la física solar están el espectroheliógrafo, que mide el espectro de los rasgos
solares individuales; el coronógrafo, que permite el estudio de la corona solar sin eclipses, y el magnetógrafo,
inventado por el astrónomo estadounidense Horace W. Babcock en 1948, que mide la fuerza del campo
magnético de la superficie solar. El desarrollo de cohetes y satélites ha permitido a los científicos observar la
radiación en longitudes de onda no transmitidas a través de la atmósfera de la Tierra. Entre los instrumentos
desarrollados para su uso en el espacio se encuentran los coronógrafos, los telescopios y los espectrógrafos
sensibles a una radiación ultravioleta extrema y a los rayos X. Los instrumentos especiales han revolucionado
el estudio de la atmósfera exterior al Sol.
Composición y estructura
La cantidad total de energía emitida por el Sol en forma de radiación es bastante constante, y no varía más que
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unas pocas décimas de un 1% en varios días. Esta energía se genera en las profundidades del Sol. Al igual que
la mayoría de las estrellas, el Sol se compone sobre todo de hidrógeno (71%); también contiene helio (27%) y
otros elementos más pesados (2%). Cerca del centro del Sol, la temperatura es de casi 16.000.000 K y la
densidad es 150 veces la del agua. Bajo estas condiciones, los núcleos de los átomos de hidrógeno
individuales actúan entre sí, experimentando la fusión nuclear. El resultado neto de estos procesos es que
cuatro núcleos de hidrógeno se combinan para formar un núcleo de helio, y la energía surge en forma de
radiaciones gamma. Una enorme cantidad de núcleos reacciona cada segundo, generando una energía
equivalente a la que se produciría por la explosión de 100.000 millones de bombas de hidrógeno de un
megatón por segundo. La combustión nuclear del hidrógeno en el centro del Sol se extiende a un 25% del
radio solar.
La energía producida de esta forma es transportada a la mayor parte de la superficie solar por radiación. Sin
embargo, más cerca de la superficie, en la zona de convección que ocupa el último tercio del radio solar, la
energía es transportada por la mezcla turbulenta de gases. La fotosfera es la superficie superior de la zona de
convección. Se pueden ver pruebas de la turbulencia en la zona de convección observando la fotosfera y la
atmósfera situada encima de ella.
Las células turbulentas de la fotosfera le confieren una apariencia irregular y heterogénea. Este modelo,
conocido como granulación solar, lo provoca la turbulencia en los niveles más altos de la zona de convección.
Cada gránulo mide unos 2.000 km de ancho. Aunque el modelo de granulación siempre está presente, los
gránulos individuales solamente duran unos 10 minutos. También se presenta un modelo de convección
mucho mayor, provocado por la turbulencia que se extiende en las profundidades de la zona de convección.
Este modelo de sobregranulación contiene células que duran un día y tienen 30.000 km de ancho como media.
Manchas solares
George Ellery Hale descubrió en 1908 que las manchas solares (áreas más frías de la fotosfera) presentan
campos magnéticos fuertes. Una mancha solar común tiene una densidad de flujo magnético de 0,25 teslas. En
comparación, el campo magnético de la Tierra tiene una densidad de flujo de menos de 0,0001 teslas. Las
manchas solares se suelen dar en parejas, con las dos manchas con campos magnéticos que señalan sentidos
opuestos. El ciclo de las manchas solares, en el que la cantidad de manchas solares varía de menos a más y
vuelve a disminuir al cabo de unos 11 años, se conoce por lo menos desde principios del siglo XVIII. Sin
embargo, el complejo modelo magnético asociado con el ciclo solar sólo se comprobó tras el descubrimiento
del campo magnético del Sol.
De las parejas de manchas solares del hemisferio norte, la mancha que guía a su compañera en la dirección de
rotación tiene un campo magnético en sentido opuesto al de la mancha solar dominante del hemisferio sur.
Cuando comienza un nuevo ciclo de 11 años, se invierte el sentido del campo magnético de las manchas
solares dominantes de cada hemisferio. Así pues, el ciclo solar completo incluyendo la polaridad del campo
magnético, dura unos 22 años. Además, las manchas solares se suelen dar en la misma latitud en cada
hemisferio. Esta latitud varía de los 45 a los 5° durante el ciclo de las manchas solares.
Como cada mancha solar dura como mucho unos pocos meses, el ciclo solar de 22 años refleja los procesos
asentados y de larga duración en el Sol y no las propiedades de las manchas solares individuales. Aunque no
se comprenden del todo, los fenómenos del ciclo solar parecen ser el resultado de las interacciones del campo
magnético del Sol con la zona de convección en las capas exteriores. Además, estas interacciones se ven
afectadas por la rotación del Sol, que no es la misma en todas las latitudes. El Sol gira una vez cada 27 días
cerca del ecuador, pero una vez cada 31 días más cerca de los polos.
Campo magnético
Gran parte del campo magnético está fuera de las manchas solares. La ausencia de penetración del campo
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magnético del Sol añade complejidad, diversidad y belleza a la atmósfera exterior del Sol. Por ejemplo, la
turbulencia a mayor escala en la zona de convección empuja gran parte del campo magnético por encima de la
fotosfera hacia los extremos de las células de supergranulación. La radiación de la capa que está exactamente
encima de la fotosfera, llamada cromosfera, sigue este modelo con claridad. Dentro de los límites
supergranulares, se lanzan en la cromosfera chorros de materia a una altitud de 4.000 km en 10 minutos. Las
llamadas espículas están producidas por la combinación de la turbulencia y los campos magnéticos en los
extremos de las moléculas supergranulares.
Sin embargo, cerca de las manchas solares, la radiación cromosférica es más uniforme. Estos lugares se
denominan regiones activas y las áreas circundantes, que han distribuido suavemente la emisión cromosférica,
se denominan playas. Las regiones activas son el lugar donde surgen las erupciones solares, explosiones
provocadas por la liberación muy rápida de la energía almacenada en el campo magnético (aunque no se
conoce el mecanismo exacto). Entre los fenómenos que acompañan a las erupciones solares están los reajustes
del campo magnético, intensos rayos X, ondas de radio y la eyección de partículas muy energéticas que a
veces llegan a la Tierra, alterando las comunicaciones de radio y produciendo fenómenos conocidos como
auroras.
La corona
La atmósfera solar exterior que se extiende varios radios solares desde el disco del Sol es la corona. Todos los
detalles estructurales de la corona se deben al campo magnético. La mayor parte de la corona se compone de
grandes arcos de gas caliente: arcos más pequeños dentro de las regiones activas y arcos mayores entre ellas.
Las formas arqueadas y a veces rizadas se deben al campo magnético.
En los años cuarenta se descubrió que la corona es mucho más cálida que la fotosfera. La fotosfera del Sol, o
superficie visible, tiene una temperatura de casi 6.000 K. La cromosfera, que se extiende varios miles de
kilómetros por encima de la fotosfera, tiene una temperatura cercana a los 30.000 K. Pero la corona, que se
extiende desde justo encima de la cromosfera hasta el límite con el espacio interplanetario, tiene una
temperatura de 1.000.000 K. Para mantener esta temperatura, la corona necesita un suministro de energía.
La búsqueda del mecanismo por el cual la energía llega a la corona es uno de los problemas clásicos de la
astrofísica. Todavía está sin resolver, aunque se han propuesto muchas explicaciones. Las recientes
observaciones del espacio han mostrado que la corona es una colección de rizos magnéticos, y cómo se
calientan estos rizos se ha convertido en el foco principal de la investigación astrofísica.
El campo magnético también puede retener material más frío encima de la superficie del Sol, aunque este
material sólo permanece estable unos pocos días. Estos fenómenos se pueden observar durante un eclipse
como pequeñas regiones, conocidas como protuberancias, en el mismo extremo del Sol, como joyas de una
corona. Están en calma, pero ocasionalmente entran en erupción, arrojando material solar al espacio.
Viento solar
En uno o dos radios solares desde la superficie del Sol, el campo magnético de la corona tiene la fuerza
suficiente para retener el material gaseoso y caliente de la corona en grandes circuitos. Cuanto más lejos está
del Sol, el campo magnético es más débil y el gas de la corona puede arrojar literalmente el campo magnético
al espacio exterior. Cuando sucede esto, la materia recorre grandes distancias a lo largo del campo magnético.
El flujo constante del material arrojado desde la corona es conocido como viento solar y suele llegar de las
regiones denominadas agujeros de la corona. Allí, el gas es más frío y menos denso que en el resto de la
corona, produciendo una menor radiación. El viento solar de los grandes agujeros de la corona (que puede
durar varios meses) es muy fuerte. Debido a la rotación solar, estas regiones de fuerte viento solar, conocidas
como corrientes de viento solar a gran velocidad, suelen repetirse cada 27 días vistas desde la Tierra. El viento
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solar provoca alteraciones que se pueden detectar desde el campo magnético de la Tierra.
Evolución solar
El pasado y el futuro del Sol se han deducido de los modelos teóricos de estructura estelar. Durante sus
primeros 50 millones de años, el Sol se contrajo hasta llegar a su tamaño actual. La energía liberada por el gas
calentaba el interior y, cuando el centro estuvo suficientemente caliente, la contracción cesó y la combustión
nuclear del hidrógeno en helio comenzó en el centro. El Sol ha estado en esta etapa de su vida durante unos
4.500 millones de años.
En el núcleo del Sol hay hidrógeno suficiente para durar otros 4.500 millones de años. Cuando se gaste este
combustible, el Sol cambiará: según se vayan expandiendo las capas exteriores hasta el tamaño actual de la
órbita de la Tierra, el Sol se convertirá en una gigante roja, algo más fría que hoy pero 10.000 veces más
brillante a causa de su enorme tamaño. Sin embargo, la Tierra no se consumirá porque se moverá en espiral
hacia afuera, como consecuencia de la pérdida de masa del Sol. El Sol seguirá siendo una gigante roja, con
reacciones nucleares de combustión de helio en el centro, durante sólo 500 millones de años. No tiene
suficiente masa para atravesar sucesivos ciclos de combustión nuclear o un cataclismo en forma de explosión,
como les ocurre a algunas estrellas. Después de la etapa de gigante roja, se encogerá hasta ser una enana
blanca, aproximadamente del tamaño de la Tierra, y se enfriará poco a poco durante varios millones de años.
Planetas Interiores
Los siguientes planetas (Mercurio, Venus, La Tierra y Marte, con sus respectivos satélites), forman parte de
un conjunto llamado planetas interiores. Estos tiene características semejantes. Son de tamaño pequeño, se
componen sobre todo de roca y hierro y con apenas algún satélite.
Mercurio es muy denso, en apariencia debido a su gran núcleo compuesto de hierro. Con una atmósfera tenue,
Mercurio tiene una superficie marcada por impactos de asteroides. Venus tiene una atmósfera de dióxido de
carbono (CO2) 90 veces más densa que la de la Tierra; esto causa un efecto invernadero que hace que la
atmósfera venusiana conserve mucho el calor. La temperatura de su superficie es la más alta de todos los
planetas: unos 477 °C. La Tierra es el único planeta con agua líquida abundante y con vida. Existen sólidas
pruebas de que Marte tuvo, en algún momento, agua en su superficie, pero ahora su atmósfera de dióxido de
carbono es tan delgada que el planeta es seco y frío, con capas polares de dióxido de carbono sólido o nieve
carbónica.
Mercurio
El planeta más cercano al Sol. Se encuentra a una distancia aproximada del Sol de 58 millones de km, tiene un
diámetro de 4.875 km, su volumen y su masa son semejantes a los de la Tierra y su densidad media es
aproximadamente igual a la de la Tierra. Mercurio orbita alrededor del Sol cada 88 días (año del planeta). Los
estudios de radar del planeta muestran que gira sobre su eje una vez cada 58,7 días o cada dos terceras partes
de su periodo orbital; por tanto, gira una vez y media sobre su eje durante cada periodo orbital. Dado que su
superficie es abrupta, porosa y de roca oscura, Mercurio es un mal reflector de la luz solar.
Los estudios espectroscópicos de Mercurio nos muestran una tenue atmósfera que contiene sodio y potasio; en
apariencia, sus átomos proceden de la corteza del planeta. Sus colisiones con otros planetas de nueva
formación en los orígenes del Sistema Solar pudieron despojarle de los materiales más ligeros, lo que explica
la relativamente alta densidad de Mercurio. La fuerza de gravedad de la superficie del planeta es más o menos
una tercera parte de la de la Tierra.
La sonda espacial Mariner 10 sobrevoló Mercurio dos veces en 1974 y una en 1975. Las fotografías del
planeta muestran semejanza con el aspecto de la Luna, con una superficie llena de cráteres; sus temperaturas
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podían ser de 430 ºC en el lado iluminado por el Sol y de −180 °C en el lado oscuro. La Mariner 10 detectó
también un campo magnético con una fuerza del 1% del de la Tierra. La superficie de Mercurio, a diferencia
de la de la Luna, está atravesada por grandes fracturas quizá procedentes del periodo de contracción que
experimentó en sus primeros tiempos, cuando el planeta se enfrió.
En 1991 radiotelescopios terrestres de gran potencia revelaron señales de enormes extensiones de hielo en las
regiones polares de Mercurio que la Mariner 10 no había cubierto.
El perihelio de Mercurio (el punto de su órbita más cercano al Sol) avanza muy despacio. Uno de los primeros
logros de la teoría de la relatividad fue la explicación detallada de este movimiento.
Venus
Es el segundo planeta desde el Sol. Es el objeto más brillante del cielo, después del Sol y la Luna. A este
planeta se le llama el lucero del alba cuando aparece por el Este al amanecer y la estrella de la tarde cuando
está situado al Oeste al atardecer. En la antigüedad, a la estrella de la tarde se le llamaba Hesperus y al lucero
del alba Phosphorus o Lucifer. Debido a las distancias de las órbitas de Venus y la Tierra desde el Sol, Venus
no es visible nunca más de tres horas antes del amanecer o tres horas después del ocaso.
Observado a través de un telescopio, el planeta muestra fases como la Luna. Cuando Venus presenta su fase
completa parece menor porque está en el lado más alejado del Sol desde la Tierra. Su máxima brillantez (una
magnitud estelar de −4,4 o 15 veces el brillo de la estrella más brillante) la muestra en su fase creciente. Las
fases y las posiciones de Venus en el cielo se repiten en un periodo sinódico de 1,6 años. Los tránsitos a través
de la cara del Sol son raros y tienen lugar de dos en dos en intervalos de poco más de un siglo. Los dos
próximos serán en el 2004 y el 2012.
Exploración
Todo Venus está cubierto de nubes y tiene una atmósfera densa, lo que dificulta su estudio desde la Tierra; la
mayor parte de los conocimientos que se tienen del planeta, se han obtenido mediante la utilización de
vehículos espaciales, en concreto aquellos que han descendido a través de la atmósfera portando sondas. El
primer vuelo que se acercó a su superficie fue el Mariner 2, lanzado por Estados Unidos en 1962, seguido por
el Mariner 5 en 1967 y el Mariner 10 en 1974. La antigua Unión Soviética desarrolló varias sondas de
entrada, combinadas con aparatos de vuelo de paso u orbitadores: Venera 4 y 5 (1967), 6 (1969), 7 (1970), 8
(1972), 9 y 10 (1975), 11 y 12 (1978), 13 y 14 (1981), y 15 y 16 (1983); Vega 1 y 2, enviadas hacia el cometa
Halley en 1984, también volaron hacia Venus y enviaron cápsulas de descenso. Varias de estas sondas
llegaron con éxito a la superficie del planeta. Estados Unidos envió dos misiones Pioneer Venus en 1978.
Pioneer Venus 2 envió cuatro sondas a la superficie, mientras que el aparato restante exploraba la atmósfera
superior. Pioneer Venus 1, un orbitador, continúa midiendo la atmósfera superior. La sonda Magallanes,
lanzada hacia Venus en 1989, comenzó a transmitir imágenes de radar del planeta en 1990. Han sido
procesadas por ordenador hasta formar espectaculares figuras tridimensionales del terreno.
Atmósfera
La temperatura de la superficie de Venus es muy uniforme y alcanza unos 462 °C; la presión de la superficie
es 96 veces la de la Tierra. La atmósfera está compuesta casi en su totalidad por dióxido de carbono (CO2). La
base de las nubes está a 50 km de la superficie y las partículas de estas nubes son sobre todo ácido sulfúrico
concentrado. El planeta no tiene campo magnético perceptible.
Que el 97% de la atmósfera de Venus sea CO2 no es tan extraño como pudiera parecer; de hecho, la corteza
terrestre contiene casi la misma cantidad en forma de tierra caliza. Cerca del 3% de la atmósfera venusiana es
nitrógeno (N2). Por contraste, el 78% de la atmósfera terrestre es nitrógeno. El agua y el vapor de agua son
10
muy raros en Venus. Muchos científicos argumentan que Venus, al estar más cerca del Sol, está sujeto a un
llamado efecto invernadero desbocado que provocó que se evaporaran algunos océanos en la atmósfera. Los
átomos de hidrógeno de las moléculas de agua podían haberse perdido en el espacio y los átomos de oxígeno
en la corteza. Otra posibilidad es que Venus tuviera en principio muy poca agua.
El ácido sulfúrico de las nubes también tiene su correspondencia en la Tierra; forma nieblas muy finas en la
estratosfera. Este ácido cae con la lluvia y reacciona con los materiales de la superficie; la denominada lluvia
ácida daña determinadas partes del medio ambiente. En Venus, el ácido se evapora en la base de las nubes y
sólo puede permanecer en la atmósfera. La parte superior de las nubes, visible desde la Tierra y desde el
Pioneer Venus 1, se extienden como neblina 70 u 80 km por encima de la superficie del planeta. Las nubes
contienen una impureza de color amarillo pálido que se detecta mejor con longitudes de onda cercanas al
ultravioleta. Las variaciones en el contenido de dióxido de azufre de la atmósfera podrían indicar vulcanismo
activo en el planeta.
En la cima de las nubes es posible distinguir ciertos modelos de nube y rasgos climáticos que proporcionan
información sobre el movimiento del viento en la atmósfera. Los vientos del nivel superior rodean al planeta a
una velocidad de 360 km/h. Estos vientos recorren el planeta, soplando en casi todas las latitudes, desde el
ecuador a los polos. El seguimiento del movimiento de las sondas descendentes ha mostrado que, a pesar de la
existencia de estos vientos de nivel superior de alta velocidad, mucho más de la mitad de la densísima
atmósfera de Venus, próxima a la superficie del planeta, está estancada. Desde la superficie hasta los 10 km
de altura, las velocidades del viento sólo son de 3 a 18 kilómetros por hora.
La atmósfera superior y la ionosfera han sido estudiadas con gran detalle por el Pioneer Venus 1 mientras las
atravesaba una vez al día. En la Tierra, esta región es muy cálida; en Venus no, a pesar de estar más cerca del
Sol. Resulta sorprendente que el lado nocturno de Venus sea muy frío (las temperaturas del lado diurno son de
40 °C y las del lado nocturno de −170 °C). Los científicos sospechan que los fuertes vientos soplan desde el
lado diurno hacia el vacío cercano que está provocado por las bajas temperaturas del lado nocturno. Estos
vientos arrastrarían gases ligeros, como hidrógeno y helio, que están concentrados en un engrosamiento del
lado nocturno.
En la Tierra, la ionosfera está aislada del viento solar por la magnetosfera. Venus carece de campo magnético
propio, pero el viento solar parece generar una magnetosfera inducida.
Características de la superficie
Venus gira muy lentamente sobre su eje y la dirección es retrógrada (contraria a la de la Tierra).
Curiosamente, cuando los dos planetas están más cerca, siempre mira hacia la Tierra la misma cara de Venus.
En estas ocasiones, se puede observar esta cara y se pueden trazar mapas mediante radiotelescopios con base
en la Tierra.
En contraste con la enorme antena que necesitó el radar terrestre que traza los mapas de Venus, un modesto
instrumento del Pioneer Venus 1 pudo dirigir un reconocimiento casi global. Combinado con los datos de las
sondas soviéticas y los del radar, el reconocimiento mostró que la superficie de Venus es, ante todo, una
meseta plana interrumpida por dos zonas montañosas del tamaño de un continente conocidas como Ishtar
Terra y Aphrodite Terra. Esta última ocupa la parte más lejana de Venus según se ve desde la Tierra cuando
ambos planetas están más alejados.
El radar más potente a bordo de la sonda espacial Magallanes ha descubierto volcanes muy activos, grandes
corrientes de lava solidificada y una amplia serie de cráteres meteóricos. El mayor cráter de impacto que se ha
observado mide casi 160 km de diámetro (el más pequeño, unos 5 km). El radar de la sonda podría resolver
incluso cráteres más pequeños, si los hubiera. La densa atmósfera de Venus impide que meteoroides más
pequeños alcancen la superficie del planeta.
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El reconocimiento global y otras sondas también han dejado pruebas de que, al menos en el pasado, hubo una
gran actividad tectónica en Venus. Estas pruebas incluyen cordilleras, cañones, una depresión que se extiende
1.400 km a lo largo de la superficie y un gigantesco cono volcánico cuya base mide más de 700 km de ancho.
Las sondas soviéticas enviaron fotografías de las áreas donde se posaron y también midieron la radiactividad
natural de las rocas. La radiactividad recuerda a la del granito y sugiere que el material de Venus se diferencia
químicamente por su actividad volcánica. Las rocas angulosas que se pueden ver en las imágenes soviéticas
también sugieren la existencia de actividad geológica que contrarrestaría las fuerzas de erosión.
La Tierra
Nosotros, los seres humanos, vivimos en un planeta que forma parte del sistema solar. Es el único planeta
conocido que tiene vida, aunque algunos de los otros planetas tienen atmósferas y contienen agua. El nuestro
es el tercer planeta desde el Sol y quinto en cuanto a tamaño de los nueve planetas conocidos hasta el
momento. La distancia media de la Tierra al Sol es de 149.503.000 km., más conocido como 1 año luz. La
Tierra no es una esfera perfecta.
Movimiento
Al igual que todo el Sistema Solar, la Tierra se mueve por el espacio a razón de unos 20,1 km/s hacia la
constelación de Hércules. Sin embargo, la galaxia Vía Láctea como un todo, se mueve hacia la constelación
Leo a unos 600 km/s. La Tierra y su satélite, la Luna, también giran juntas en una órbita elíptica alrededor del
Sol. La excentricidad de la órbita es pequeña, tanto que la órbita es prácticamente un círculo. La
circunferencia aproximada de la órbita de la Tierra es de 938.900.000 km. Gira sobre su eje una vez cada 23
horas, 56 minutos y 4,1 segundos.
Composición
Se puede considerar que la Tierra se divide en cinco partes: la primera, la atmósfera, es gaseosa; la segunda, la
hidrosfera, es líquida; la tercera, cuarta y quinta, la litosfera, el manto y el núcleo son sólidas.
• La atmósfera es la cubierta gaseosa que rodea el cuerpo sólido del planeta. Aunque tiene un grosor de
más de 1.100 km, aproximadamente la mitad de su masa se concentra en los 5,6 km más bajos.
• La hidrosfera es la capa de agua que, en forma de océanos, cubre el 70,8% de la superficie de la
Tierra. El manto y el núcleo son el pesado interior de la Tierra y constituyen la mayor parte de su
masa. La hidrosfera se compone principalmente de océanos, pero en sentido estricto comprende todas
las superficies acuáticas del mundo, como mares interiores, lagos, ríos y aguas subterráneas. La
profundidad media de los océanos es de 3.794 m, más de cinco veces la altura media de los
continentes. La masa de los océanos es de 1.350.000.000.000.000.000 (1,35 × 1018) toneladas, o el
1/4.400 de la masa total de la Tierra.
• La litosfera, compuesta sobre todo por la fría, rígida y rocosa corteza terrestre, se extiende a
profundidades de hasta 100 km. Las rocas de la litosfera tienen una densidad media de 2,7 veces la del
agua y se componen por minerales cuyos elementos son 11, que juntos forman el 99,5% de su masa.
El más abundante es el oxígeno (46,60% del total), seguido por el silicio (27,72%), aluminio (8,13%),
hierro (5,0%), calcio (3,63%), sodio (2,83%), potasio (2,59%), magnesio (2,09%) y titanio, hidrógeno
y fósforo (totalizando menos del 1%). Además, aparecen otros 11 elementos en cantidades del 0,1 al
0,02%. Estos elementos, por orden de abundancia, son: carbón, manganeso, azufre, bario, cloro,
cromo, flúor, circonio, níquel, estroncio y vanadio. Los elementos están presentes en la litosfera casi
por completo en forma de compuestos más que en su estado libre. La litosfera comprende dos capas
(la corteza y el manto superior) que se dividen en unas doce placas tectónicas rígidas. La corteza
misma se divide en dos partes. La corteza siálica o superior, de la que forman parte los continentes,
está constituida por rocas cuya composición química media es similar a la del granito y cuya densidad
12
relativa es de 2,7. La corteza simática o inferior, que forma la base de las cuencas oceánicas, está
compuesta por rocas ígneas más oscuras y más pesadas como el gabro y el basalto, con una densidad
relativa media aproximada de 3. La litosfera también incluye parte del manto superior. Las rocas a
estas profundidades tienen una densidad de 3,3. El manto superior está separado de la corteza por una
discontinuidad sísmica, la discontinuidad de Mohorovicic, y del manto inferior por una zona débil
conocida como astenosfera. Las rocas plásticas y parcialmente fundidas de la astenosfera, de 100 km
de grosor, permiten a los continentes trasladarse por la superficie terrestre y a los océanos abrirse y
cerrarse.
• El denso y pesado interior de la Tierra se divide en una capa gruesa, el manto, que rodea un núcleo
esférico más profundo. El manto se extiende desde la base de la corteza hasta una profundidad de
unos 2.900 km. Excepto en la zona conocida como astenosfera, es sólido y su densidad, que aumenta
con la profundidad. El manto superior se compone de hierro y silicatos de magnesio como el olivino y
la parte inferior de una mezcla de óxidos de magnesio, hierro y silicio.
• La investigación sismológica ha demostrado que el núcleo tiene una capa exterior de unos 2.225 km
de grosor con una densidad relativa media de 10. Esta capa es probablemente rígida y los estudios
demuestran que su superficie exterior tiene depresiones y picos, y estos últimos se forman donde
surge la materia caliente (fluida). Por el contrario, el núcleo interior, cuyo radio es de unos 1.275 km,
es sólido. Se cree que ambas capas del núcleo se componen en gran parte de hierro con un pequeño
porcentaje de níquel y de otros elementos. Las temperaturas del núcleo interior pueden llegar a los
6.650 °C y se considera que su densidad media es de 13.
Fluido térmico interno
El núcleo interno irradia continuamente un calor intenso hacia afuera, a través de las diversas capas
concéntricas que forman la porción sólida del planeta. Se cree que la fuente de este calor es la energía liberada
por la desintegración del uranio y otros elementos radiactivos. Las corrientes de convección dentro del manto
trasladan la mayor parte de su energía térmica desde la profundidad de la Tierra a la superficie y son la fuerza
conductora de la deriva de los continentes. El flujo de convección proporciona las rocas calientes y fundidas al
sistema mundial de cadenas montañosas oceánicas y suministra la lava que sale de los volcanes.
Edad y origen de la Tierra
La datación radiométrica ha permitido a los científicos calcular la edad de la Tierra en 4.650 millones de años.
Aunque las piedras más antiguas de la Tierra datadas de esta forma, no tienen más de 4.000 millones de años,
los meteoritos, que se corresponden geológicamente con el núcleo de la Tierra, dan fechas de unos 4.500
millones de años, y la cristalización del núcleo y de los cuerpos precursores de los meteoritos, se cree que ha
ocurrido al mismo tiempo, unos 150 millones de años después de formarse la Tierra y el Sistema Solar.
Después de condensarse a partir del polvo cósmico y del gas mediante la atracción gravitacional, la Tierra
habría sido casi homogénea y relativamente fría. Pero la continuada contracción de estos materiales hizo que
se calentara, calentamiento al que contribuyó la radiactividad de algunos de los elementos más pesados. En la
etapa siguiente de su formación, cuando la Tierra se hizo más caliente, comenzó a fundirse bajo la influencia
de la gravedad. Esto produjo la diferenciación entre la corteza, el manto y el núcleo, con los silicatos más
ligeros moviéndose hacia arriba para formar la corteza y el manto y los elementos más pesados, sobre todo el
hierro y el níquel, sumergiéndose hacia el centro de la Tierra para formar el núcleo. Al mismo tiempo, la
erupción volcánica, provocó la salida de vapores y gases volátiles y ligeros de manto y corteza. Algunos eran
atrapados por la gravedad de la Tierra y formaron la atmósfera primitiva, mientras que el vapor de agua
condensado formó los primeros océanos del mundo.
Electricidad terrestre
Se conocen tres sistemas eléctricos generados en la Tierra y en la atmósfera por procesos geofísicos naturales.
13
Uno de ellos está en la atmósfera y otro está dentro de la Tierra, fluyendo paralelo a la superficie. El tercero,
que traslada carga eléctrica entre la atmósfera y la Tierra, fluye en vertical.
La electricidad atmosférica, excepto aquella que se asocia con cargas dentro de una nube y ocasiona el
relámpago, es el resultado de la ionización de la atmósfera por la radiación solar y a partir del movimiento de
nubes de iones conducidas por mareas atmosféricas. Las mareas atmosféricas se producen por la atracción
gravitacional del Sol y la Luna sobre la atmósfera de la Tierra y, al igual que las mareas oceánicas, suben y
bajan a diario. La ionización y, por consiguiente, la conductividad eléctrica de la atmósfera cercana a la
superficie de la Tierra es baja, pero crece con rapidez al aumentar la altura. Entre los 40 y los 400 km por
encima de la Tierra, la ionosfera constituye una capa esférica casi perfectamente conductora. La capa refleja
las señales de radio de ciertas longitudes de onda, ya se originen en la Tierra o lleguen a la Tierra desde el
espacio. La ionización de la atmósfera varía mucho, no sólo con la altura sino también con la hora del día y la
latitud.
Corrientes de la Tierra
Las corrientes de la Tierra constituyen un sistema mundial de ocho circuitos cerrados de corriente eléctrica
distribuidos de una forma bastante uniforme a ambos lados del ecuador, además de una serie de circuitos más
pequeños cerca de los polos. Aunque se ha argumentado que este sistema está ocasionado por los cambios
diarios en la electricidad atmosférica (y esto puede ser cierto para variaciones de periodo corto), es probable
que los orígenes del sistema sean más complejos. El núcleo de la Tierra, que está compuesto por hierro
fundido y níquel, puede conducir electricidad y es comparable con el armazón de un generador eléctrico
gigantesco. Se considera que las corrientes de convección mueven el metal fundido en circuitos relacionados
con el campo magnético de la Tierra y se ven reflejados en el sistema de las corrientes de la Tierra que
producen.
La carga de la superficie de la Tierra
La superficie de la Tierra tiene carga eléctrica negativa. Aunque la conductividad del aire cerca de la Tierra es
pequeña, el aire no es un aislante perfecto y la carga negativa se consumiría con rapidez si no se repusiera de
alguna forma.
Cuando se han realizado mediciones con buen tiempo, se ha observado que un flujo de electricidad positiva se
mueve hacia abajo desde la atmósfera hacia la Tierra. La causa es la carga negativa de la Tierra, que atrae
iones positivos de la atmósfera. Aunque se ha sugerido que este flujo descendente puede ser contrarrestado
por flujos positivos ascendentes en las regiones polares, la hipótesis preferida hoy es que la carga negativa se
traslada a la Tierra durante las tormentas y que el flujo descendente de corriente positiva durante el buen
tiempo se contrarresta con un flujo de regreso de la corriente positiva desde zonas de la Tierra que
experimentan tiempo tormentoso. Se ha comprobado que la carga negativa se traslada a la Tierra desde nubes
de tormenta y la relación en la que las tormentas desarrollan energía eléctrica es suficiente para reponer la
carga de la superficie. Además, la frecuencia de tormentas parece ser mayor durante el día, cuando la carga
negativa aumenta con mayor rapidez.
La Luna
La Luna es nuestro satélite, el de la Tierra. El diámetro de la Luna es de unos 3.480 km (una cuarta parte del
de la Tierra) y su volumen es como 50 veces más pequeño del de la Tierra. La masa de la Tierra es 81 veces
mayor que la de la Luna. Por tanto, la densidad media de la Luna es de sólo las tres quintas partes de la
densidad de la Tierra, y la gravedad en la superficie lunar es un sexto de la de la Tierra.
La Luna orbita a la Tierra a una distancia media de 384.403 km y a una velocidad media de 3.700 km/h.
Completa su vuelta alrededor de la Tierra en una órbita elíptica en 27 días, 7 horas, 43 minutos y 11,5
14
segundos con respecto a las estrellas. Para cambiar de una fase a otra similar, o mes lunar, la Luna necesita 29
días, 12 horas, 44 minutos y 2,8 segundos. Como se puede observar en la tabla, la Luna tarda en dar una
vuelta sobre su eje el mismo tiempo que en dar una vuelta alrededor de la Tierra, en realidad, siempre es la
misma cara de la Luna la que se ve desde la Tierra. Aunque la Luna aparece brillante a simple vista, sólo
refleja en el espacio alrededor del 7% de la luz que recibe del sol. Este poder de reflexión, es similar al del
polvo de carbón.
La Luna vista desde la Tierra
Un observador sólo puede ver en cada momento determinado un 50% de la superficie total de la Luna. Sin
embargo, de vez en cuando se puede ver un 9% adicional alrededor del borde aparente debido al balanceo
relativo de la Luna llamado libración. Esto sucede a causa de las ligeras diferencias en el ángulo de visión
desde la Tierra de las diferentes posiciones relativas de la Luna a lo largo de su órbita elíptica inclinada.
La Luna muestra fases cambiantes a medida que se mueve en su órbita alrededor de la Tierra. La mitad de la
Luna está siempre bajo la luz del Sol, de la misma forma que en la mitad de la Tierra es de día mientras que
en la otra mitad es de noche. Las fases de la Luna dependen de su posición con respecto al Sol en un instante
dado. En la fase llamada Luna nueva, la cara que la Luna presenta a la Tierra está completamente en sombra.
Aproximadamente una semana más tarde la Luna entra en su primer cuarto, mostrando la mitad del globo
iluminado; siete días después la Luna muestra toda su superficie iluminada, será la Luna llena; otra semana
más, el último cuarto, la Luna vuelve a mostrar medio globo iluminado. El ciclo completo se repite cada mes
lunar. Es Luna llena cuando está mas lejos del Sol que de la Tierra; es Luna nueva cuando está más cerca. La
Luna está en cuarto menguante en su paso de Luna llena a nueva y en cuarto creciente en su paso de nuevo a
Luna llena. Las temperaturas de su superficie son extremas, van desde un máximo de 127 °C al mediodía
lunar hasta un mínimo de −173 °C justo antes del amanecer lunar.
Superficie de la Luna
En la antigüedad, los observadores de la Luna creían que las regiones oscuras de su superficie eran océanos,
dándole el nombre latino de mare, que se sigue utilizando todavía; las regiones más brillantes se consideraron
continentes. Nuevas observaciones y exploraciones de la Luna han aportado un conocimiento mucho más
amplio y específico. Desde el renacimiento, los telescopios han revelado numerosos detalles lunares, y las
naves espaciales han contribuido en enorme medida a este conocimiento. Entre las características discernibles
en la superficie de la Luna están los cráteres, cadenas de montañas, llanuras o mares, fracturas, cimas, fisuras
lunares y radios o rayos. El mayor cráter es el llamado Bailly, de 295 km de ancho y 3.960 m de profundidad.
El mar más grande es el Mare Imbrium (mar de las Lluvias), de 1.200 km de ancho. Las montañas más altas,
en las cordilleras Leibnitz y Doerfel, cerca del polo sur de la Luna, tienen cimas de hasta 6.100 m de altura
comparables a la cordillera del Himalaya. En observaciones con telescopio se han determinado cráteres de
tamaño tan pequeño como de 1,6 km. El origen de los cráteres lunares se ha debatido durante mucho tiempo;
las últimas evidencias muestran que la mayor parte de ellos se formaron por impactos explosivos de
meteoritos de gran velocidad o pequeños asteroides, sobre todo durante la era primaria de la historia lunar,
cuando el Sistema Solar contenía todavía muchos de estos fragmentos. Sin embargo, algunos cráteres, fisuras
lunares y cimas presentan características de indiscutible origen volcánico.
Origen de la Luna
Antes de la era moderna de la astronáutica, los científicos desarrollaron tres teorías principales sobre el origen
de la Luna: fisión de la Tierra, formación en la órbita de la Tierra y formación lejos de la Tierra. En 1975,
después de analizar las rocas lunares y primeros planos de la Luna, los científicos propusieron la teoría del
impacto planetesimal, que ha llegado a ser la teoría con más probabilidades de verosimilitud sobre la
formación de la Luna.
15
Formación por fisión de la Tierra
La versión moderna de esta teoría propone que la Luna fue expulsada espontáneamente de la Tierra cuando
ésta estaba recién formada y giraba con rapidez sobre su eje. Esta hipótesis gana adeptos, en parte porque la
densidad de la Luna es la misma que la de las rocas del manto superior de la Tierra, justo debajo de la corteza.
Sin embargo, esta teoría presenta una dificultad: el momento angular de la Tierra, para lograr inestabilidad
rotacional, tendría que haber sido mayor que el momento angular del sistema actual Tierra−Luna. De acuerdo
con los principios básicos de la mecánica, la cantidad total del momento angular en un sistema aislado como
lo es el sistema Tierra−Luna permanece constante.
Formación en una órbita cercana a la Tierra
Esta teoría propone que la Tierra, la Luna y los demás cuerpos del Sistema Solar se condensaron
independientemente de la enorme nube de gases fríos y partículas sólidas que constituyeron la nebulosa solar
primordial. Gran parte de este material, finalmente, se acumuló en el centro para formar el Sol.
Formación de la Luna fuera de la Tierra
De acuerdo con esta teoría, se supone la formación independiente de la Tierra y la Luna, como en la anterior
hipótesis; sin embargo, establece que la Luna se formó en un lugar diferente del Sistema Solar, alejado de la
Tierra. Se presupone entonces que las órbitas de la Tierra y la Luna las arrastraron y aproximaron, de forma
que la Luna fue atraída a una órbita permanente alrededor de la Tierra.
Impacto planetesimal
Esta teoría, que se publicó por primera vez en 1975, presupone que en el principio de la historia de la Tierra,
hace unos 4.000 millones de años, la Tierra fue golpeada por un enorme cuerpo llamado planetésimo, del
tamaño de Marte. El impacto catastrófico expulsó partes de la Tierra y de este cuerpo, situándolas en la órbita
de la Tierra, donde los detritos del impacto se reunieron formando la Luna. Esta hipótesis, después de
numerosas investigaciones con las rocas lunares durante las décadas de 1970 y 1980, se ha convertido en la
teoría más aceptada sobre el origen de la Luna. El mayor problema de esta teoría es que parecería necesario
que los materiales terrestres se hubieran fundido totalmente después del impacto, mientras que la geoquímica
de la Tierra no indica una fusión tan radical.
Exploración lunar
A lo largo de los siglos XIX y XX, las exploraciones visuales con telescopios de gran potencia han permitido
obtener un conocimiento muy amplio del lado visible de la Luna. El lado de la Luna no visible, se mostró al
mundo por primera vez en octubre de 1959 con las fotografías tomadas por la nave espacial soviética Lunik 3.
Estas fotografías mostraron que el lado lejano de la Luna es similar al cercano, excepto en que los grandes
mares lunares están ausentes. Ahora sabemos que los cráteres cubren toda la Luna, desde los de tamaños
gigantescos, rodeando los mares, hasta los de tamaños microscópicos. Las fotografías de las naves espaciales
estadounidenses Rangers 7, 8 y 9 y Orbiters 1 y 2 de 1964 y 1966 apoyan estas conclusiones. La Luna tiene
aproximadamente 3 billones de cráteres de más de 1 m de diámetro.
Los alunizajes con éxito de las sondas espaciales no tripuladas de la serie estadounidense Surveyor y de la
soviética Luna en la década de 1960 y, finalmente, los alunizajes tripulados a la superficie lunar del programa
estadounidense Apolo, hicieron realidad las mediciones directas de las propiedades físicas y químicas de la
Luna. Los astronautas del Apolo recogieron rocas lunares, sacaron miles de fotografías y colocaron una serie
de instrumentos en la Luna que enviaron información a la Tierra por telemetría de radio. Estos instrumentos
midieron la temperatura y la presión del gas en la superficie lunar; la corriente de calor desde el interior de la
Luna; las moléculas e iones de los gases calientes emitidos desde la atmósfera del Sol, es decir, el viento
16
solar; los campos magnéticos y gravitacionales de la Luna, y las vibraciones sísmicas de la superficie lunar
causadas por los llamados terremotos de la Luna, desprendimientos de tierra e impactos de meteoritos.
Mediante los rayos láser se midió la distancia exacta entre la Tierra y la Luna.
Después de las mediciones de las rocas lunares se ha sabido que la Luna tiene 4.600 millones de años, más o
menos los mismos que la Tierra y que el resto del Sistema Solar. Las rocas de los mares lunares se formaron
cuando la roca derretida se solidificó hace entre 3.160 y 3.960 millones de años. Estas rocas se parecen a los
basaltos terrestres, un tipo de roca volcánica muy extendida en la Tierra, pero con ciertas diferencias
importantes. Las pruebas indican que las regiones montañosas lunares, o continentes, pueden estar formados
de una roca ígnea plutónica menos densa llamada anortosita, formada casi por completo por feldespato. Otros
tipos de muestras lunares importantes incluyen los cristales, brechas (ensamblajes complejos de fragmentos de
rocas cementados conjuntamente por la acción del calor o la presión, o por ambos) y suelo o regolita
(fragmentos rocosos muy finos producidos por miles de millones de años de bombardeos de meteoritos).
El campo magnético de la Luna no es tan intenso o amplio como el de la Tierra. Algunas rocas lunares son
débilmente magnéticas, lo que indica que se solidificaron en un campo magnético más potente. Las
mediciones magnéticas, entre otras, muestran una temperatura interna de la Luna de hasta 1.600 °C, que está
por encima del punto de fusión de la mayor parte de la rocas lunares. Los registros sísmicos sugieren que
algunas regiones cerca del centro lunar pueden ser líquidas.
Los sismómetros situados en la superficie lunar han registrado, también, señales que muestran impactos de
meteoritos, en una proporción de 70 a 150 por año, y con masas desde 100 g hasta 1.000 kg. Por tanto, la
Luna sigue siendo bombardeada por meteoritos (aunque no con tanta frecuencia como en el pasado), lo que
puede resultar problemático para los ingenieros que diseñan bases permanentes en la superficie lunar. La
superficie está cubierta por una capa de grava, que puede tener una profundidad de varios kilómetros en los
mares y una profundidad todavía desconocida en las regiones montañosas. Se cree que esta grava se ha
formado por los impactos de meteoritos.
La atmósfera de la Luna es tan tenue que no se puede reproducir ni en las mejores cámaras de vacío situadas
en la Tierra.
Los seis alunizajes tripulados a la Luna las misiones Apolo 11, 12 y de la 14 a la 17 trajeron a la Tierra
muestras de roca lunar y de suelo, en total 384 kg. Y no fue hasta la última misión, el Apolo 17, cuando entre
la tripulación de astronautas se incluyó a un geólogo, H. H. Schmitt. Invirtió 22 horas en explorar la región
Taurus−Littrow Valley y cubrió 35 km en un vehículo lunar. Todavía hoy continúan los análisis intensivos
sobre los datos y las rocas obtenidas en las misiones lunares.
A finales de 1996, un grupo de científicos estadounidenses anunció el descubrimiento de la posible existencia
de hielo (probablemente agua helada) en un cráter de la cara oscura de la Luna. Este hielo procedería de un
cometa que hubiera chocado con el satélite. El descubrimiento se basó en las señales de radar enviadas en
1994 por la sonda Clementine a la superficie lunar. La nave espacial no tripulada Lunar Prospector de la
NASA será la encargada de investigar si existe agua en la Luna.
Marte
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Es el planeta que recibe su nombre del dios romano de la guerra, el cuarto desde el Sol y el tercero en cuanto a
masa. Marte tiene dos pequeños satélites con cráteres, Fobos y Deimos, que algunos astrónomos consideran
que son asteroides capturados por el planeta muy al comienzo de su historia. Fobos mide unos 21 km de
diámetro y Deimos, sólo unos 12 kilómetros.
Aspecto desde la Tierra
Cuando se le observa sin telescopio, Marte es un objeto rojizo de un brillo muy variable. Cuando está más
cerca de la Tierra (55 millones de km), Marte es después de Venus el objeto más brillante en el cielo nocturno.
A Marte se le observa mejor cuando está en oposición (cuando se forma la línea Sol−Tierra−Marte) y cuando
se encuentra cerca de la Tierra. La concurrencia de ambas circunstancias se produce cada 15 años, cuando el
planeta llega al perihelio (su mayor acercamiento al Sol) casi en oposición.
Mediante un telescopio, se puede ver que Marte tiene regiones brillantes de color anaranjado y otras zonas
más oscuras y menos rojas, cuyo contorno y tono cambia con las estaciones marcianas. A causa de la
inclinación de su eje y la excentricidad de su órbita, tiene veranos cortos y calurosos e inviernos largos y fríos.
El color rojizo del planeta se debe a la oxidación o corrosión de su superficie. Se cree que las zonas oscuras
están formadas por rocas similares al basalto terrestre, cuya superficie se ha erosionado y oxidado. Las
regiones más brillantes parecen estar compuestas por material semejante, pero menos erosionado y oxidado, y
en apariencia contienen partículas más finas, como el polvo, que las zonas oscuras.
Enormes casquetes brillantes, en apariencia formados por escarcha o hielo, señalan las regiones polares del
planeta. Se ha seguido su ciclo estacional durante casi dos siglos. En el otoño marciano, se forman nubes
brillantes sobre el polo correspondiente. Una fina capa de dióxido de carbono se deposita sobre el casquete
polar durante el otoño y el invierno; es la parte estacional del casquete. Al final del invierno, el casquete polar
puede descender a latitudes de 45°. En primavera y al final de la larga noche polar, la parte estacional se va
deshaciendo, y muestra el casquete helado del invierno o parte permanente. Los límites del casquete polar
retroceden hacia el polo cuando la luz del sol evapora la escarcha acumulada. En pleno verano, la recesión de
la parte permanente se detiene y permanece un sedimento de hielo y escarcha hasta el otoño siguiente. Se
piensa que esta parte permanente está compuesta sobre todo por agua helada. Mide 300 km de ancho en el
polo sur y 1.000 km en el norte. Aunque no se conoce su espesor real, debe contener hielo y gases helados de
un espesor aproximado de 2 kilómetros.
Además de las nubes de dióxido de carbono helado, en el planeta hay otros tipos de nubes. Se observan
neblinas y nubes de hielo a gran altitud. Estas últimas son el resultado del enfriamiento asociado con las
masas de aire que se alzan por encima de obstáculos elevados. Durante los veranos del sur, son especialmente
notables extensas nubes amarillas compuestas de polvo levantado por los vientos.
Observación mediante naves espaciales
18
El conocimiento más detallado de Marte se debe a seis misiones llevadas a cabo por naves espaciales
estadounidenses entre 1964 y 1976. Las primeras imágenes de Marte fueron obtenidas por el Mariner 4 en
1964, y las misiones Mariner 6 y 7, que lo sobrevolaron, proporcionaron mayor información en 1969. El
primer satélite artificial de Marte (el Mariner 9, lanzado en 1971) estudió el planeta durante casi un año,
proporcionando a los científicos su primera visión global del planeta y las primeras imágenes detalladas de sus
dos lunas. En 1976, dos sondas Viking se posaron con éxito en la superficie y llevaron a cabo las primeras
investigaciones directas de la atmósfera y de la superficie. La segunda sonda Viking dejó de funcionar en abril
de 1980; la primera sonda operó hasta noviembre de 1982. La misión Viking también incluía dos satélites que
estudiaron el planeta durante casi dos años marcianos. En 1988 la Unión Soviética envió dos sondas para
posarse en la luna Fobos; ambas misiones fracasaron, aunque una difundió algunos datos y fotografías antes
de perder contacto por radio. A finales de 1996 la NASA lanzó dos naves no tripuladas (Mars Global
Surveyor y Mars Pathfinder) a Marte, lo que supuso el inicio de una nueva serie de expediciones al planeta
vecino, que terminó siendo un fracaso cuando hace pocos días la Mars Polar Lander no pudo aportar pruebas
sobre la existencia de agua ni en los polos de Marte ni en su subsuelo, a causa de un fallo técnico en la antena
de la nave. Esta serie de expediciones han sido un fracaso quizás porque eran proyectos de bajo presupuesto,
según fuentes de la NASA.
Atmósfera
La atmósfera de Marte está formada por dióxido de carbono (95%), nitrógeno (2,7%), argón (1,6%), oxígeno
(0,2%), y trazas de vapor de agua, monóxido de carbono y gases nobles. La presión media de la superficie es
de 0,6% la de la Tierra, equivalente a la presión de la atmósfera terrestre a una altura de 35 km. La
temperatura de la superficie varía mucho según el día, la estación y la latitud. Las temperaturas máximas en
verano pueden alcanzar los 17 °C, pero las temperaturas medias en la superficie no sobrepasan los −33 °C.
Debido a la poca consistencia de la atmósfera, son normales las variaciones de 100 °C de temperatura. A unos
50° de latitud hacia el polo, las temperaturas son aún más frías (menos de −123 °C) durante todo el invierno
porque el componente fundamental de la atmósfera, el dióxido de carbono, se congela en los sedimentos
blancos que constituyen los casquetes polares. La presión atmosférica total de la superficie fluctúa en un 30%
debido al ciclo estacional de los casquetes polares.
La cantidad de vapor de agua presente en la atmósfera es muy pequeña y variable. La concentración de vapor
de agua atmosférico es más alta cerca de los extremos de los casquetes polares cuando se retiran en primavera.
Marte es como un desierto muy frío, de gran altitud. Las temperaturas y las presiones de la superficie son
demasiado bajas en la mayor parte del planeta para que exista agua en estado líquido. Sin embargo, se ha
sugerido que pudiera haber agua bajo la superficie en determinados lugares.
En ciertas estaciones, algunas zonas de Marte son azotadas por vientos tan fuertes que levantan la tierra de la
superficie y lanzan polvo a la atmósfera. Se produce un acontecimiento climático importante en el hemisferio
sur entre primavera y el comienzo del verano cuando Marte está cerca del perihelio y el recalentamiento de las
latitudes del sur cercanas al ecuador es más intenso. Se forman tormentas de polvo de tales proporciones que
oscurecen la superficie del planeta durante semanas e incluso meses. El polvo de estas nubes es muy fino y
tarda mucho tiempo en disolverse.
Superficie e interior
La superficie de Marte puede dividirse en dos zonas más o menos hemisféricas por un gran círculo inclinado
unos 30° respecto al ecuador. La mitad sur está compuesta de terreno antiguo horadado por cráteres que datan
de la historia más temprana del planeta, cuando Marte y los demás planetas estaban sujetos a un bombardeo
meteórico más intenso que el que sufren en la actualidad. Desde entonces, se han producido considerables
erosiones de los cráteres y muchos de ellos (incluso los tres más grandes) han sido parcial o totalmente
rellenados.
19
La mitad norte de Marte tiene una superficie con menos cráteres y por tanto, más joven, que se supone está
compuesta de flujos volcánicos. Se han identificado los dos centros más importantes de actividad volcánica: la
meseta Elísea y el engrosamiento de Tharsis. Algunos de los volcanes más grandes del Sistema Solar se dan
en Tharsis. Olympus Mons, una estructura que muestra todas las características de un volcán basáltico, se
eleva por encima de los 25 km y mide más de 600 km de diámetro en su base. No hay pruebas concluyentes
de que exista actividad volcánica habitual en ninguna parte del planeta.
Extendidas por Marte aparecen fallas y otras formaciones que recuerdan a la fractura de la corteza provocada
por el engrosamiento y por la expansión locales. Por otra parte, no se han encontrado accidentes provocadas
por una compresión a gran escala. Los cinturones montañosos tan habituales en la Tierra no existen en Marte,
indicando la ausencia de tectónica de placas. A su vez, esto sugiere que Marte tiene una corteza más espesa y
una historia térmica más fría que la Tierra. Sin embargo, una escarpadura cercana al ecuador de Marte podría
ser una falla de desplazamiento horizontal, lo que indicaría después de todo, alguna actividad de tectónica de
placas.
Hay evidencias de las pruebas de hielo subterráneo, en especial las capas en forma de pétalo que rodean
algunos cráteres, extensas áreas de terreno derrumbado y los llamados suelos adornados de las latitudes más al
norte. Los descubrimientos geológicos más espectaculares han sido, con mucho, los canales que recuerdan las
cuencas de los ríos secos. Se conocen dos tipos importantes: los grandes canales de desagüe y los canales
pequeños. Los grandes canales de desagüe se han podido formar por el repentino desbordamiento de grandes
cantidades de agua de las áreas de terreno derrumbado. Estos canales discurren desde el más alto hemisferio
sur hasta el hemisferio norte, más bajo. La causa del derretimiento localizado en las áreas de origen sigue
siendo incierta, pero estas características datan probablemente del primer tercio de los 4.600.000 años de
historia del planeta. En los canales pequeños los rastros de la erosión por el agua son menores. Además de los
grandes canales de desagüe, hay canales pequeños en los que los rastros de la erosión por el agua son
menores. Como en la actualidad no hay agua en la superficie del planeta, los canales han sido utilizados como
prueba de que en el pasado Marte tenía presiones más altas y temperaturas más cálidas.
Sin embargo, Marte es hoy un desierto azotado por el viento. Abundan grandes extensiones de dunas de arena
y otras formas de erosión creadas por el viento, que atestiguan la eficacia de los procesos de sedimentación y
de erosión del viento en el actual medio ambiente de Marte.
Poco se conoce sobre el interior de Marte. La densidad media relativamente baja del planeta indica que no
puede tener un núcleo metálico extenso. Más aún, el núcleo que podría estar presente no será fluido, ya que
Marte no tiene un campo magnético medible. A juzgar por su capacidad de soportar formas topológicas tan
enormes como Tharsis, la corteza de Marte debe tener un grosor de 200 km (cinco o seis veces el grosor de la
corteza terrestre). Un sismómetro a bordo del Viking 2 fracasó en detectar "martemotos".
La búsqueda de la vida
La idea de que podía haber, o incluso de que hay vida en Marte, tiene una larga tradición. En 1877, el
astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli reivindicó haber visto un sistema de canales a todo lo ancho del
planeta. El astrónomo estadounidense Percival Lowell difundió entonces que las débiles líneas eran canales y
las puso como prueba de que seres inteligentes se habían esforzado por construir un sistema de irrigación
imprescindible en un planeta árido. Posteriores observaciones de naves espaciales han demostrado que no hay
canales en Marte. Además, las zonas oscuras que una vez se creyeron oasis, no son verdes, como los efectos
de contraste les habían hecho parecer a los observadores terrestres, y sus espectros no contienen vestigios de
materiales orgánicos. Los cambios estacionales que experimenta el aspecto de estas zonas no se debe a ningún
ciclo vegetativo, sino a los vientos estacionales de Marte que levantan arena y polvo. Es probable que el agua
sólo se dé en forma de hielo encima o debajo de la superficie, o como rastros de vapor o cristales de hielo en
la atmósfera. Sin embargo, la evidencia más fuerte contra la existencia de vida es la ligereza de la atmósfera y
el hecho de que la superficie del planeta está expuesta, no sólo a dosis letales de radiación ultravioleta, sino
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también a los efectos químicos de sustancias muy oxidantes (como el peróxido de hidrógeno) producidas por
fotoquímica.
Quizá el resultado más fundamental y de más largo alcance obtenido por los Viking es que el suelo no
contiene material orgánico (no hay razón para suponer que los dos lugares en los que se posaron no son
representativos de Marte). Aunque los meteroides carbonáceos aportan pequeñas cantidades de moléculas
orgánicas a la superficie de Marte, este material parece destruirse antes de tener la oportunidad de acumularse.
Los resultados de los análisis del suelo en búsqueda de moléculas orgánicas llevados a cabo por los Viking, no
proporcionan ninguna prueba de la existencia de vida.
Una pregunta más difícil es si ha existido vida alguna vez en Marte, dadas las incontestables pruebas de
cambio climático y los indicios de una atmósfera anterior más cálida y más densa. Para responder a esta
pregunta habría que recoger muestras del subsuelo y trasladarlas a la Tierra para un análisis detallado. La
comunidad internacional está estudiando la posibilidad de realizar un viaje tripulado a Marte en el siglo XXI.
Probablemente sería un proyecto internacional (NASA, ESA, Japón, Rusia,...).
Planetas Exteriores
Los siguientes planetas (Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón, con sus respectivos satélites), forman
parte de un conjunto llamado planetas exteriores. Salvo Plutón, los demás planetas tienen características
semejantes. Son de tamaño grande, se componen de hidrógeno, hielo y helio, además poseen muchas lunas.
Júpiter es el mayor de los planetas. Su atmósfera de hidrógeno y helio contiene nubes de color pastel y su
inmensa magnetosfera, anillos y satélites, lo convierten en un sistema planetario en sí mismo. Saturno rivaliza
con Júpiter, con una estructura de anillos más complicada y con mayor número de satélites, entre los que se
encuentra Titán, con una densa atmósfera. Urano y Neptuno tienen poco hidrógeno en comparación con los
dos gigantes; Urano, también con una serie de anillos a su alrededor, se distingue porque gira a 98° sobre el
plano de su órbita. Plutón parece similar a los satélites más grandes y helados de Júpiter y Saturno;
está tan lejos del Sol y es tan frío que el metano se hiela en su superficie.
Júpiter
Júpiter es el quinto planeta desde el Sol, además de ser el mayor planeta conocido. Recibió el nombre del rey
de los dioses de la mitología romana. Júpiter es 1.400 veces más voluminoso que la Tierra, pero su masa es
sólo 318 veces la de nuestro planeta. La densidad media de Júpiter es como una cuarta parte de la densidad de
la Tierra, lo que indica que este planeta gigante debe estar compuesto de gases más que de metales y rocas
como la Tierra y otros planetas.
Da una vuelta alrededor del Sol cada 11,9 años a una distancia orbital media de 778 millones de kilómetros.
Tarda 9,9 horas en dar una vuelta alrededor de su eje. Esta rápida rotación produce un engrosamiento
ecuatorial que se aprecia cuando se mira el planeta a través de un telescopio. La rotación no es uniforme. Las
bandas que se ven en Júpiter se deben a la presencia de fuertes corrientes atmosféricas que reflejan los
diferentes periodos de rotación en las distintas latitudes. Estas bandas se aprecian más debido a los colores
pastel de las nubes. Estos colores se ven también en la llamada Gran Mancha Roja, de forma oval y con
variaciones de color desde rojo ladrillo hasta rosa. Los colores proceden de rastros de compuestos formados
por la luz ultravioleta, las tormentas y el calor. Algunos de estos compuestos pueden ser similares a los de las
moléculas orgánicas que se desarrollaron en la Tierra como preludio del origen de la vida.
Composición, estructura y campo magnético
El conocimiento científico de Júpiter se enriqueció mucho en 1979 a partir de los satisfactorios lanzamientos
21
realizados por la NASA de las sondas espaciales Voyager 1 y Voyager 2. Las observaciones espectroscópicas
realizadas desde la Tierra habían demostrado que la mayor parte de la atmósfera de Júpiter estaba compuesta
de hidrógeno molecular, H2. Los estudios de infrarrojos de la sonda espacial Voyager indicaron que el 87% de
la atmósfera de Júpiter estaba compuesta de H2, y que el helio, He, formaba la mayor parte del 13% restante.
Por la baja densidad observada se deduce que el interior de Júpiter ha de tener, esencialmente, la misma
composición que la atmósfera. Por lo tanto, en apariencia, este inmenso mundo está compuesto de los dos
elementos más ligeros y más abundantes del Universo, una composición similar a la del Sol y a la de otras
estrellas. En consecuencia, Júpiter puede corresponder a una condensación directa de una parte de la nebulosa
solar primordial, la gran nube de gas y polvo interestelar a partir de la que se formó todo el Sistema Solar hace
unos 4.600 millones de años.
Los científicos también recogieron una gran cantidad de información sobre Júpiter cuando los fragmentos del
cometa Shoemaker−Levy 9 se estrellaron contra el planeta en julio de 1994. Las colisiones agitaron la
atmósfera de Júpiter, calentando los gases interiores hasta la incandescencia y sacándolos a la superficie. Los
astrónomos capturaron imágenes detalladas de estos gases desde telescopios situados en la Tierra y en el
espacio. Utilizaron espectroscopios para el análisis de los gases con el fin de verificar y ampliar sus
conocimientos sobre la composición de la atmósfera del planeta.
Júpiter emite más o menos el doble de energía que la que recibe del Sol. La fuente de esta energía es
aparentemente una lenta contracción gravitacional de todo el planeta. Júpiter tendría que ser 100 veces mayor
para que su masa pudiera iniciar reacciones nucleares como las del Sol y las estrellas.
La atmósfera turbulenta y con muchos tipos de nubes de Júpiter es, por tanto, fría. Con gran abundancia de
hidrógeno, predominan las moléculas que contienen este elemento, como el metano, el amoníaco y el agua.
Las fluctuaciones periódicas de temperatura en la atmósfera superior de Júpiter revelan una pauta en el
cambio de los vientos como la de la región ecuatorial de la estratosfera terrestre. Las fotografías con cambios
secuenciales de las nubes jovianas sugieren el nacimiento y deterioro de gigantescos sistemas tormentosos
ciclónicos. Los datos obtenidos por la sonda espacial de la misión Galileo han contribuido a un mayor
conocimiento del planeta.
El amoníaco se congela a las bajas temperaturas de la atmósfera superior (−125 °C) formando las nubes
blancas de cirros que se ven en muchas fotografías del planeta transmitidas por la sonda espacial Voyager. El
hidrosulfuro de amonio se puede condensar a niveles más bajos. Las nubes de esta sustancia, coloreadas por
otros compuestos, pueden contribuir a la capa de nubes oscuras que se extiende por el planeta. La temperatura
en la parte superior de estas nubes es de −50 °C y la presión atmosférica es alrededor del doble de la presión
atmosférica de la Tierra a nivel del mar. A través de agujeros en esta capa de nubes se escapa la radiación de
una región en donde se alcanzan temperaturas de 17 °C. Mediante radiotelescopios sensibles a la radiación
que penetra a través de las nubes se ha detectado que la temperatura aumenta al descender hacia las capas más
profundas.
Aunque sólo se puede ver directamente la parte más externa del planeta, los cálculos muestran que la
temperatura y la presión aumentan hacia el interior del planeta. La presión alcanza valores en los que el
hidrógeno se licua y después adopta un estado metálico altamente transmisor. En el centro puede existir un
núcleo de material parecido al de la Tierra.
En la profundidad de estas capas se genera el campo magnético joviano. En la superficie de Júpiter este
campo es 14 veces más fuerte que el de la Tierra. Su polaridad es opuesta a la de la Tierra, de forma que una
brújula terrestre que se trasladara a Júpiter apuntaría al Sur. El campo magnético es el responsable de que
enormes cinturones de radiación de partículas cargadas retenidas rodeen el planeta a una distancia de 10
millones de kilómetros.
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Satélites y anillos de Júpiter
Hasta el momento se han descubierto dieciséis satélites de Júpiter. En 1610, Galileo descubrió los cuatro
mayores. Fueron recibiendo los nombres de los amantes mitológicos de Júpiter (o Zeus en el panteón griego):
Ío, Europa, Ganimedes y Calisto. Esta tradición se ha seguido para denominar los demás satélites o lunas.
Observaciones más recientes han demostrado que las densidades medias de las lunas mayores siguen la
tendencia aparente del propio Sistema Solar. Ío y Europa, cercanos a Júpiter, son densos y rocosos como los
planetas interiores. Ganimedes y Calisto, que se encuentran a más distancia, están compuestos principalmente
de hielo de agua y tienen densidades más bajas. Durante la formación de satélites y planetas, su proximidad al
cuerpo central (el Sol o Júpiter) evita, claramente, que se condensen las sustancias más volátiles.
Calisto es casi tan grande como Mercurio, y Ganimedes es mayor que Mercurio. Si describieran sus órbitas
alrededor del Sol serían considerados planetas. Las cortezas heladas de estos dos cuerpos están marcadas por
numerosos cráteres, las marcas de un antiguo bombardeo, probablemente del núcleo de un cometa, similar al
bombardeo de asteroides que dejó señales en la Luna de la Tierra. Por el contrario, la superficie de Europa es
muy lisa. Está cubierta por una capa de hielo (que puede que cubra una zona global de agua) que emergió del
interior del satélite después del bombardeo meteorítico primordial. Una intrincada red de estrías poco
profundas cubre la superficie de hielo.
Un equipo de astrónomos de la Universidad John Hopkins (EEUU) descubrió recientemente que Ganimedes
tiene una atmósfera de oxígeno muy tenue, con una presión comparable a la de la atmósfera terrestre a una
altura de unos 400 metros. Antes de este descubrimiento, estos mismos científicos habían detectado también
un tenue velo de oxígeno alrededor de Europa.
El satélite más notable es, sin duda, Ío. Su superficie presenta un aspecto muy contrastado: del amarillento al
castaño oscuro y áreas blancas con manchas negras. Ío es sacudido por un vulcanismo impulsado por la
dispersión de la energía mareal del interior del satélite. Diez volcanes estaban en erupción durante los vuelos
espaciales del Voyager en 1979 y, desde entonces, se han detectado otras erupciones. Los orificios emiten
dióxido de azufre (SO2) y éste se condensa en la superficie formando una atmósfera local, transitoria. Las
regiones blancas son SO2 sólido; las otras marcas están producidas, presumiblemente, por otros compuestos
de azufre.
Las restantes lunas son mucho más pequeñas y se han estudiado menos que los cuatro satélites de Galileo. Los
ocho satélites externos están en dos grupos de cuatro y pueden representar cuerpos apresados.
Ya cerca del planeta, la nave espacial Voyager descubrió un débil sistema de anillos. El material de estos
anillos tiene que estar en continua renovación porque se le observa moviéndose en dirección al planeta. Este
material puede ser el resultado de la desintegración de pequeños satélites que se mueven dentro de los anillos.
El satélite Metis está exactamente en el límite externo de los anillos y podría ser una fuente de ese material.
Saturno
Saturno es el sexto planeta desde el Sol y el segundo más grande del Sistema Solar. La peculiaridad más
conocida de Saturno es la de estar rodeado de un sistema de anillos, descubierto en 1610 por Galileo
utilizando uno de los primeros telescopios. Galileo no comprendió que los anillos estuvieran separados del
cuerpo central del planeta, así que los describió como `asas' (ansae). Fue el astrónomo holandés Christiaan
Huygens el primero en describirlos correctamente. En 1655, para no perder su derecho de prioridad mientras
verificaba sus propuestas, Huygens escribió un anagrama que, cuando se ordenaba, formaba una sentencia
latina cuya traducción dice así: Está circundado por un delgado anillo achatado, inclinado hacia la eclíptica y
sin tocar en ningún punto al planeta. Los anillos, que se nombraron por el orden en que se descubrieron, se
conocen como los anillos D, C, B, A, F, G y E. Hoy se sabe que contienen más de 100.000 pequeños anillos,
todos ellos girando en torno al planeta.
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Exploración del sistema de Saturno
Visto desde la Tierra, Saturno aparece como un objeto amarillento, uno de los más brillantes en el cielo
nocturno. Observado a través de un telescopio, los anillos A y B se ven fácilmente, mientras que los D y E
sólo se ven en condiciones atmosféricas óptimas. Telescopios de gran sensibilidad situados en la Tierra han
detectado nueve satélites, y en la niebla de la envoltura gaseosa de Saturno se distinguen pálidos cinturones y
estructuras de bandas paralelas al ecuador.
Tres naves espaciales estadounidenses han incrementado enormemente el conocimiento del sistema de
Saturno. La sonda Pioneer 11 fue lanzada en septiembre de 1979, seguida por el Voyager 1 en noviembre de
1980 y el Voyager 2 en agosto de 1981. Estas naves espaciales llevaban cámaras e instrumentos para analizar
las intensidades y polarizaciones de la radiación en las regiones visible, ultravioleta, infrarroja y de radio del
espectro electromagnético. Estas naves también estaban equipadas con instrumentos para el estudio de los
campos magnéticos y para la detección de partículas cargadas y granos de polvo interplanetario.
El interior de Saturno
La densidad media de Saturno es una octava parte de la de la Tierra, debido a que el planeta está compuesto
fundamentalmente de hidrógeno. El enorme peso de la atmósfera de Saturno hace que la presión atmosférica
se incremente a gran velocidad hacia el interior, donde el hidrógeno se hace líquido. Hacia el centro del
planeta el hidrógeno líquido se condensa en hidrógeno metálico, que es un conductor eléctrico. Las corrientes
eléctricas presentes en este hidrógeno metálico son las responsables del campo magnético del planeta. En el
centro de Saturno se han consolidado, probablemente, elementos pesados formando un pequeño núcleo rocoso
a una temperatura cercana a los 15.000 °C. Tanto Júpiter como Saturno siguen asentándose por la gravitación,
siguiendo su original acreción de la nebulosa de gas y polvo de la que se formó el Sistema Solar hace más de
4.000 millones de años. Esta contracción genera calor, haciendo que Saturno lo irradie en el espacio en una
proporción tres veces mayor que la que recibe del Sol.
La atmósfera de Saturno
Los principales componentes de la atmósfera de Saturno son el hidrógeno (88% en masa) y el helio (11%); el
resto comprende trazas de metano, amoníaco, cristales de amoníaco y otros gases como etano, acetileno y
fosfina. Las imágenes del Voyager mostraron remolinos y corrientes turbulentas de nubes que tenían lugar a
gran profundidad en una niebla mucho más densa que la de Júpiter debido a la menor temperatura de Saturno.
Las temperaturas de la parte superior de la nube de Saturno están cercanas a −176 °C, unos 27 °C más bajas
que las de Júpiter en los mismos puntos.
Los movimientos de las nubes tormentosas de Saturno muestran que el periodo de rotación de la atmósfera
cerca del ecuador es de 10 horas y 11 minutos. Las emisiones de radio que se han detectado procedentes del
cuerpo del planeta indican que el cuerpo de Saturno y su magnetosfera tienen un periodo de rotación de 10
horas, 39 minutos y 25 segundos. La diferencia aproximada de 28,5 minutos entre estos dos periodos indica
que los vientos ecuatoriales de Saturno alcanzan velocidades de 1.700 km/h aproximadamente.
En 1988, a partir del estudio de las fotografías del Voyager, los científicos determinaron un elemento
atmosférico extraño alrededor del polo norte de Saturno. Lo que podría ser una configuración de onda
estacionaria, reproducida seis veces alrededor del planeta, hace que parezca que las bandas de nubes, a cierta
distancia del polo, forman un hexágono enorme y permanente.
La magnetosfera
El campo magnético de Saturno es mucho más débil que el de Júpiter, y su magnetosfera es como una tercera
parte de la de Júpiter. La magnetosfera de Saturno consta de un conjunto de cinturones de radiación toroidales
24
en los que están atrapados electrones y núcleos atómicos. Los cinturones se extienden unos 2 millones de
kilómetros desde el centro de Saturno, e incluso más, en dirección contraria al Sol, aunque el tamaño de la
magnetosfera varía dependiendo de la intensidad del viento solar (el flujo desde el Sol de las partículas
cargadas). El viento solar y los satélites y anillos de Saturno suministran Las partículas que están atrapadas en
los cinturones de radiación. El periodo de rotación de 10 horas, 39 minutos y 25 segundos del interior de
Saturno fue medido por el Voyager 1 mientras atravesaba la magnetosfera, que gira de forma sincrónica con el
interior de Saturno. La magnetosfera interactúa con la ionosfera, la capa superior de la atmósfera de Saturno,
causando emisiones aurorales de radiación ultravioleta.
Rodeando la órbita de Titán, el mayor satélite de Saturno, y extendiéndose hasta la órbita de Rea, se encuentra
una enorme nube toroidal de átomos de hidrógeno neutro. Un disco de plasma, compuesto de hidrógeno y
posiblemente de iones oxígeno, se extiende desde fuera de la órbita de Tetis hasta casi la de Titán. El plasma
gira en sincronía casi perfecta con el campo magnético de Saturno.
El sistema de anillos
Los anillos visibles se extienden hasta una distancia de 136.200 km del centro de Saturno, pero en muchas
regiones pueden tener sólo 5 m de grosor. Se cree que constan de agregados de roca, gases helados y hielo de
agua en tamaños que pueden variar desde menos de 0,0005 cm de diámetro hasta 10 m (desde el tamaño de
una partícula de polvo hasta el de una gran piedra). Un instrumento a bordo del Voyager 2 registró más de
100.000 anillos pequeños.
La aparente separación entre los anillos A y B se denomina división de Cassini, en honor a su descubridor, el
astrónomo francés Giovanni Cassini. Las cámaras de televisión del Voyager reflejaron cinco nuevos anillos
débiles dentro de la división de Cassini. Los anchos anillos B y C parece que constan de cientos de pequeños
anillos, algunos ligeramente elípticos que muestran variaciones de densidad ondulante. La interacción
gravitacional entre anillos y satélites, que produce estas ondas de densidad, sigue sin comprenderse del todo.
El anillo B aparece brillante cuando se ve desde el lado iluminado por el Sol, pero oscuro desde el otro lado
porque es lo bastante denso como para bloquear la mayor parte de la luz del Sol. Las imágenes del Voyager
revelan también en el anillo B configuraciones radiales.
Satélites
Se han descubierto más de 20 satélites en la órbita de Saturno. Sus diámetros van de 20 a 5.150 km. Constan,
fundamentalmente, de las sustancias heladas más ligeras que predominaron en las partes externas de la
nebulosa de gas y polvo de la que se formó el Sistema Solar. Los cinco mayores satélites interiores Mimas,
Encélado, Tetis, Dione y Rea son más o menos de forma esférica y compuestos en su mayor parte de hielo de
agua. El material rocoso puede constituir hasta un 40% de la masa de Dione. Las superficies de los cinco
presentan cráteres producidos por impactos de meteoritos. Encélado tiene una superficie más lisa que los otros
y la zona que presenta menos cráteres en su superficie tiene algunos cientos de millones de años.
(Posiblemente Encélado sigue soportando una actividad tectónica). Los astrónomos suponen que Encélado
suministra partículas al anillo E, el cual está muy cerca de la órbita del satélite. Mimas, con una superficie
nada lisa, muestra un cráter cuyo diámetro es igual a la tercera parte del diámetro del propio satélite. Tetis
tiene también un gran cráter y un valle de 100 km de ancho que se extiende más de 2.000 km a través de su
superficie. Tanto Dione como Rea tienen pequeñas bandas brillantes en sus superficies ya muy reflectivas.
Algunos científicos suponen que fueron causadas bien por hielos expulsados de cráteres por impactos
meteóricos, o por hielo puro procedente del interior.
Se han descubierto diversos satélites pequeños fuera del anillo A y cerca de los anillos F y G. Así mismo, se
han descubierto cuatro satélites de Tetis, llamados Troyanos y uno de Dione. El término Troyano se aplica a
cuerpos como los satélites o asteroides que se producen en regiones de estabilidad que preceden o siguen a un
cuerpo en su órbita alrededor de un planeta o del Sol.
25
Los satélites externos Hyperion e Iapeto también constan, fundamentalmente, de hielo de agua. Iapeto tiene
una región muy oscura que contrasta con la mayor parte de su superficie, que es brillante. Esta región oscura y
la rotación del satélite son la causa de las variaciones de brillo que observó Cassini en 1671. Phoebe, el
satélite más alejado, se mueve en una órbita retrógrada muy inclinada hacia el ecuador de Saturno; es muy
probable que se trate de un cometa capturado por el campo gravitatorio del planeta.
Entre los satélites interiores y exteriores orbita Titán, la luna mayor de Saturno. Su diámetro es de unos
5.150 km, mayor, incluso, que el del planeta Mercurio. Sin embargo, el diámetro de Titán no es bien conocido
porque tiene una densa niebla anaranjada que oculta su superficie. La atmósfera de Titán tiene un espesor de
unos 300 km, y está compuesta de nitrógeno con trazas de metano, etano, acetileno, etileno, cianuro de
hidrógeno, monóxido de carbono y dióxido de carbono. La temperatura en la superficie es de −182 °C, y el
metano o etano pueden estar presentes en forma de lluvia, nieve, hielo o vapor. El interior de Titán consta,
probablemente, de rocas y hielo de agua en las mismas cantidades. No se han detectado campos magnéticos.
El hemisferio sur es algo más brillante, y el único detalle visible es un anillo oscuro en la región del polo
norte.
Urano
Es un planeta de gran magnitud, séptimo en cuanto a distancia al Sol, que gira fuera de la órbita de Saturno y
dentro de la órbita de Neptuno. Es el sexto en magnitud, lo que posibilita su observación a simple vista. Urano
fue descubierto accidentalmente en 1781 por el astrónomo británico William Herschel y originariamente se le
llamó Georgium Sidus (Estrella de Jorge) en honor a su mecenas real, Jorge III. Más tarde, durante un tiempo
se le llamó Herschel en honor a su descubridor. El nombre Urano, que lo propuso por vez primera el
astrónomo alemán Johann Elert Bode, se comenzó a utilizar a finales del siglo XIX.
Urano tiene un diámetro de 52.200 km y su distancia media al Sol es de 2.870 millones de km. Urano tarda 84
años en completar una órbita y 17 horas y 15 minutos en una rotación completa sobre su eje, que está
inclinado 98° con relación al plano de la órbita del planeta alrededor del Sol. La atmósfera de Urano está
compuesta fundamentalmente de hidrógeno y helio, con algo de metano. A través del telescopio, el planeta
aparece como un disco verde azulado con un pálido contorno verde. En comparación con la Tierra, Urano
tiene una masa 14,5 veces mayor, un volumen 67 veces mayor y una gravedad 1,17 veces mayor. No obstante,
el campo magnético de Urano sólo es una décima parte más fuerte que el de la Tierra, con un eje inclinado
55° en relación con el eje de rotación. La densidad de Urano es aproximadamente 1,2 veces la del agua.
En 1977, mientras se observaba la ocultación de una estrella detrás del planeta, el astrónomo estadounidense
James L. Elliot descubrió la presencia de cinco anillos que rodeaban a Urano en el plano de su ecuador. Los
llamó Alpha, Beta, Gamma, Delta y Epsilon (empezando por el anillo más interno). Forman un cinturón de
9.400 km de ancho, extendiéndose hasta una distancia de 51.300 km del centro del planeta. En enero de1986,
durante el viaje exploratorio del Voyager 2 se descubrieron cuatro anillos más.
Además de los anillos, Urano tiene 15 satélites (5 descubiertos por medio del telescopio y 10, por el Voyager
2); todos giran alrededor de su ecuador y se mueven en el mismo sentido en el que gira el planeta. Las dos
lunas mayores, Oberon y Titania, las descubrió Herschel en 1787. Las dos siguientes, Umbriel y Ariel fueron
descubiertas por el astrónomo británico William Lassell en 1851. Miranda, el satélite más interior conocido
antes del Voyager, fue descubierto en 1948 por el astrónomo estadounidense Gerard Pieter Kuiper.
Neptuno
Es el cuarto planeta en cuanto a tamaño y el octavo en cuanto a distancia al Sol. La distancia media de
Neptuno al Sol es de 4.500 millones de kilómetros y su diámetro lineal medio es de aproximadamente
49.400 km, o sea, cerca de 3,8 veces el de la Tierra. Su volumen es aproximadamente 72 veces, su masa 17
veces y su densidad media 0,31 la de la Tierra o 1,7 veces la del agua. El albedo del planeta es alto: refleja el
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84% de la luz que recibe. El periodo de rotación es de cerca de 16 horas y el periodo sideral de revolución es
de 164,79 años. La magnitud estelar media del planeta es de 7,8 y casi nunca es visible a simple vista, aunque
se puede observar con un pequeño telescopio, apareciendo como un pequeño disco azul verdoso sin marcas
definidas en su superficie. La temperatura de la superficie de Neptuno es de unos −218 °C, parecida a la de
Urano, que está a más de 1.500 km más cerca del sol, por lo tanto, los científicos suponen que Neptuno debe
tener alguna fuente interna de calor. La atmósfera se compone fundamentalmente de hidrógeno y helio, pero
la presencia de más del 3% de metano da al planeta su soprendente color azul.
Se conocen ocho satélites que giran alrededor de Neptuno, dos de los cuales se pueden observar desde la
Tierra. El mayor y más brillante es Tritón, descubierto en 1846, año en el que se observó Neptuno por vez
primera. Tritón, con un diámetro de 2.705 km es poco menor que la luna terrestre. Su órbita tiene un
movimiento retrógado, esto es, opuesto a su dirección primaria de rotación, a diferencia de cualquier otro
satélite importante del Sistema Solar. A pesar de su temperatura extremadamente fría, Tritón tiene una
atmósfera de nitrógeno con algo de metano y una cierta neblina. También muestra una activa superficie de
géiseres que arrojan una materia subterránea desconocida. Nereo, el segundo satélite, (descubierto en 1949),
tiene un diámetro sólo de unos 320 km. La sonda planetaria Voyager 2 descubrió otros seis satélites en 1989.
Neptuno también está rodeado por cinco anillos. Su campo magnético está inclinado más de 50° respecto al
eje de rotación.
El descubrimiento de Neptuno fue uno de los éxitos de la astronomía matemática. En 1846, para explicar las
alteraciones en la órbita de Urano, el astrónomo francés Urbain Le Verrier calculó la existencia y la posición
de un planeta nuevo. El mismo año, el astrónomo alemán Johann Gottfried Galle descubrió el planeta a 1° de
esa posición. La posición de Neptuno fue calculada, por otra parte, por el matemático británico John Couch
Adams, pero los observadores británicos no actuaron con suficiente celeridad para anunciar el descubrimiento
del planeta.
Plutón
Noveno y último planeta descubierto hasta ahora en el Sistema Solar. Es el planeta más alejado del Sol que se
conoce. Plutón fue descubierto a raíz de una búsqueda telescópica iniciada en 1905 por el astrónomo
estadounidense Percival Lowell, quien supuso la existencia de un planeta situado más allá de Neptuno como
el causante de ligeras perturbaciones en los movimientos de Urano. Personal del Observatorio Lowell
continuó con la búsqueda que finalizó con éxito en 1930, cuando el astrónomo estadounidense Clyde William
Tombaugh confirmó que Plutón se encontraba en una posición cercana a la prevista por Lowell. La masa del
nuevo planeta, sin embargo, pareció insuficiente para explicar las perturbaciones de Urano y Neptuno, y la
búsqueda de un posible décimo planeta continúa.
Plutón da una vuelta alrededor del Sol en 247,7 años a una distancia media de 5.900 millones de kilómetros.
Su órbita es tan excéntrica que en ciertos puntos de su recorrido Plutón se encuentra más cerca del Sol que
Neptuno. No existe, sin embargo, ninguna posiblidad de colisión, ya que la órbita de Plutón se inclina en más
de 17,2° con respecto al plano de la eclíptica y nunca cruza, en realidad, el recorrido de Neptuno.
Plutón solamente puede ser visto a través de grandes telescopios, con los que se ha comprobado que es de
color amarillento. Durante muchos años se ha sabido muy poco acerca de este planeta, pero en 1978 los
astrónomos descubrieron una luna relativamente grande girando alrededor de Plutón a una distancia
aproximada de 19.000 km, y la llamaron Caronte. Las órbitas de Plutón y Caronte han hecho que ópticamente
estos cuerpos celestes se superpongan de forma repetida desde 1985 a 1990, lo que ha permitido a los
astrónomos determinar sus dimensiones con bastante precisión. Plutón tiene un diámetro de 2.284 km y
Caronte de 1.192 km, lo que les convierte en un sistema de dos planetas, más incluso que el de la Tierra y La
Luna. Se descubrió también que Plutón tiene una atmósfera tenue, probablemente de metano, que ejerce una
presión sobre la superficie del planeta aproximadamente 100.000 veces más débil que la presión atmosférica
de la Tierra al nivel del mar. Parece que la atmósfera se condensa y forma capas polares durante el largo
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invierno de Plutón.
Con una densidad aproximada de dos veces la del agua, Plutón es, aparentemente, más rocoso que los otros
planetas de la parte exterior del Sistema Solar. Esto puede ser el resultado del tipo de combinaciones químicas
a baja temperatura y baja presión que tuvieron lugar durante la formación del planeta. Algunos astrónomos
han sugerido que Plutón puede ser un antiguo satélite de Neptuno, violentamente lanzado a una órbita
diferente durante los primeros días del Sistema Solar. Caronte sería entonces una acumulación de los
materiales más ligeros resultantes de la colisión.
Asteroide
Los asteroides son esos numerosos mini planetas que giran en órbitas elípticas entre las órbitas de Marte y
Júpiter.
Tamaños y órbitas
Los asteroides de mayor tamaño y más representativos son: Ceres, con un diámetro de unos 1.030 km, y Palas
y Vesta, con diámetros de unos 550 km. Aproximadamente 200 asteroides tienen diámetros de más de 100
km, y existen miles de asteroides más pequeños. La masa total de todos los asteroides del Sistema Solar es
mucho menor que la masa de la Luna. Los cuerpos más grandes son más o menos esféricos, pero los que
tienen diámetros menores de los 160 km suelen presentar formas alargadas e irregulares. La mayoría de los
asteroides, sin tener en cuenta su tamaño, completan un giro sobre su eje cada 5 a 20 horas. Algunos
asteroides tienen compañeros.
Actualmente, pocos científicos creen que los asteroides sean los restos de un planeta anterior. Lo más
probable es que los asteroides ocupen un lugar en el Sistema Solar donde se podría haber formado un planeta
de tamaño considerable, pero no pudo ser por las influencias disruptivas de Júpiter. Quizá en un principio,
existieran unas pocas docenas de asteroides que posteriormente se fragmentaron en colisiones mutuas hasta
producir el número actual.
Los llamados asteroides Troyanos están situados en dos nubes, una que gira 60° delante de Júpiter, en su
órbita, y la otra 60° detrás. En 1977 el asteroide Quirón fue descubierto en una órbita entre la de Saturno y la
de Urano. A comienzos de la década de 1990 se descubrió que unos 75 asteroides (los asteroides de Amor)
cruzaban la órbita de Marte, unos 50 (los asteroides de Apolo) cruzaban la órbita de la Tierra y menos de 10
(los asteroides de Atón) tienen órbitas más pequeñas que la de la Tierra. Uno de los asteroides interiores más
grandes es Eros, un cuerpo alargado que mide 14 × 37 km. Un extraño asteroide de Apolo, Faetón, de unos 5
km de ancho, se acerca al Sol más que cualquier otro asteroide conocido (20,9 millones de km). También se le
relaciona con el regreso anual de la corriente de meteoros de Géminis.
Algunos de los asteroides que se acercan a la Tierra son objetivos relativamente fáciles para las misiones
espaciales. En 1991, la sonda espacial de la NASA Galileo, en su viaje a Júpiter, captó el primer plano de un
asteroide. Las imágenes muestran que el pequeño cuerpo, 951 Gaspra, está salpicado de cráteres y revelan la
existencia de un manto de un material fragmentario o regolito que cubre la superficie del asteroide.
Composición de la superficie
Se cree que la mayoría de los meteoritos recuperados en la Tierra se piensa que son fragmentos de asteroides.
Las observaciones de asteroides mediante espectroscopia telescópica y por radar apoyan esta hipótesis.
Demuestran que los asteroides, al igual que los meteoritos, se pueden clasificar en pocos tipos.
Las tres cuartas partes de los asteroides visibles desde la Tierra, incluido Ceres, pertenecen al tipo C, lo cual
parece estar relacionado con una clase de meteoritos conocidos como condritos carbonáceos. Se considera que
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son los materiales más antiguos del Sistema Solar, con una composición que refleja la de las primitivas
nebulosas solares. De color extremadamente oscuro, probablemente causado por su contenido en
hidrocarburos, presentan pruebas de haber adsorbido agua de hidratación. Así pues, a diferencia de la Tierra y
de la Luna, nunca se han reblandecido o recalentado desde que se formaron por vez primera.
Los asteroides del tipo S, relacionados con los meteoritos pétreos−ferrosos, constituyen aproximadamente el
15% del número total. Mucho más raros son los objetos del tipo M, que se corresponden por su composición a
los meteoritos férrosos. Compuestos de una aleación de hierro y níquel, representan los núcleos de los cuerpos
planetarios reblandecidos y diferenciados, a los que los impactos despojaron de sus capas externas.
Unos pocos asteroides, entre ellos Vesta, quizá estén relacionados con la clase más extraña de meteoritos: los
acondritos. Estos asteroides parecen tener en su superficie una composición ígnea semejante a la de muchos
torrentes de lava terrestres y lunares. Por lo tanto, los astrónomos están razonablemente seguros de que Vesta,
en algún momento de su historia, se reblandeció de forma parcial. Los científicos se muestran desconcertados
ante el hecho de que algunos de los asteroides se hayan reblandecido y otros, como Ceres, no. Una posible
explicación es que el primitivo Sistema Solar contuviera ciertos isótopos concentrados, muy radiactivos, que
hubieran generado el calor suficiente para reblandecer a los asteroides.
Cometa
Los cometas son cuerpos celestes de aspecto nebuloso que giran alrededor del Sol. Un cometa se caracteriza
por una cola larga y luminosa, aunque esto sólo se produce cuando el cometa se encuentra en las cercanías del
Sol.
Historia
Las apariciones de grandes cometas se consideraron fenómenos atmosféricos hasta 1577, cuando el astrónomo
danés Tycho Brahe demostró que eran cuerpos celestes. En el siglo XVII el científico inglés Isaac Newton
demostró que los movimientos de los cometas están sujetos a las mismas leyes que controlan los de los
planetas. Comparando los elementos orbitales de algunos de los primeros cometas, el astrónomo británico
Edmund Halley mostró que el cometa observado en 1682 era idéntico a los dos que habían aparecido en 1531
y en 1607, y predijo con éxito la reaparición del cometa en 1759. Las primeras apariciones de este cometa, el
cometa Halley, se han identificado ahora a partir de registros fechados en el año 240 a.C., y es probable que el
brillante cometa observado en el año 466 a.C. fuera también este mismo. El cometa Halley pasó por última
vez alrededor del Sol a principios de 1986. En su fase de alejamiento fue visitado en marzo de ese año por dos
sondas de construcción soviética, Vega 1 y Vega 2, y por otro vehículo espacial, llamado Giotto, lanzado por
la Agencia Espacial Europea. También fue observado a gran distancia por dos astronaves japonesas.
Composición
Un cometa consta de un claro núcleo, de hielo y roca, rodeado de una atmósfera nebulosa llamada cabellera o
coma. El astrónomo estadounidense Fred L. Whipple describió en 1949 el núcleo de los cometas, que contiene
casi toda la masa del cometa, como una bola de nieve sucia compuesta por una mezcla de hielo y polvo.
Hay diversos datos que sustentan la teoría de la bola de nieve. De los gases y partículas meteóricas observados
que se expulsan para formar la cabellera y la cola de los cometas, la mayor parte de los gases son moléculas
fragmentarias o radicales de los elementos más comunes en el espacio: hidrógeno, carbono, nitrógeno y
oxígeno. Los radicales, por ejemplo CH, NH y OH, provienen de la rotura de algunas de las moléculas
estables CH4 (metano), NH3 (amoníaco) y H2O (agua), que pueden permanecer en el núcleo como hielos o
como compuestos más complejos y muy fríos. Otro hecho que apoya la teoría de la bola de nieve es que se ha
comprobado, en los cometas más observados, que sus órbitas se desvían bastante de las previstas por las leyes
newtonianas. Esto demuestra que el escape de gases produce una propulsión a chorro que desplaza
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ligeramente el núcleo de un cometa fuera de su trayectoria, por otra parte, fácil de predecir. Además, los
cometas de periodos cortos, observados a lo largo de muchas revoluciones, tienden a desvanecerse con el
tiempo como podría esperarse de los del tipo de estructura propuesta por Whipple. Por último, la existencia de
grupos de cometas demuestra que los núcleos cometarios son unidades sólidas.
La cabeza de un cometa, incluida su difusa cabellera, puede ser mayor que el planeta Júpiter. Sin embargo, la
parte sólida de la mayoría de los cometas tiene un volumen de algunos kilómetros cúbicos solamente. Por
ejemplo, el núcleo oscurecido por el polvo del cometa Halley tiene un tamaño aproximado de 15 por 4
kilómetros.
Efectos solares
A medida que un cometa se aproxima al Sol, la alta temperatura solar provoca la sublimación de los hielos,
haciendo que el cometa brille enormemente. La cola también se vuelve brillante en las proximidades del Sol y
puede extenderse decenas o centenares de millones de kilómetros en el espacio. La cola siempre se extiende
en sentido opuesto al Sol, incluso cuando el cometa se aleja del astro central. Las grandes colas de los cometas
están compuestas de simples moléculas ionizadas, incluyendo el monóxido de carbono y el dióxido de
carbono. Las moléculas son expulsadas del cometa por la acción del viento solar, una corriente de gases
calientes arrojada continuamente desde la corona solar (la atmósfera externa del Sol), a una velocidad de
400 km/s. Con frecuencia, los cometas también presentan una cola arqueada, más pequeña, compuesta de
polvo fino expulsado de la cabellera por la presión de la radiación solar.
A medida que un cometa se retira del Sol pierde menos gas y polvo, y la cola desaparece. Algunos cometas
con órbitas pequeñas tienen colas tan cortas que son casi invisibles. Por otra parte, la cola de al menos un
cometa ha superado la longitud de 320 millones de kilómetros en el espacio. La mayor o menor visibilidad de
los cometas depende de la longitud de la cola y de su cercanía al Sol y a la Tierra. Menos de la mitad de las
colas de los 1.400 cometas registrados eran visibles a simple vista, y menos del 10% resultaron llamativas.
Uno de los cometas más brillantes observado desde nuestro planeta en los últimos veinte años ha sido el
cometa Hale−Bopp, que alcanzó el punto más próximo a la Tierra en marzo de 1997. Además, el cometa
permaneció visible durante un periodo excepcionalmente largo, lo que permitió a los astrónomos realizar
importantes investigaciones sobre la composición y el proceso de formación de estos cuerpos celestes.
Periodos y órbitas
Los cometas describen órbitas elípticas, y se han calculado los periodos (el tiempo que tarda un cometa en dar
una vuelta alrededor del Sol) de unos 200 cometas. Los periodos varían desde 3,3 años para el cometa Encke a
2.000 años para el cometa Donati de 1858. Las órbitas de la mayor parte de los cometas son tan amplias que
pueden parecer parábolas (curvas abiertas que apartarían a los cometas del Sistema Solar), pero como suponen
los astrónomos a partir de los análisis técnicos, son elipses de gran excentricidad, posiblemente con periodos
de hasta 40.000 años o mayores.
No se conoce ningún cometa que se haya aproximado a la Tierra con una órbita hiperbólica; esto significaría
que su origen estaba en el espacio exterior del Sistema Solar. Sin embargo, algunos cometas pueden no volver
jamás al Sistema Solar debido a la gran alteración de sus órbitas originales por la acción gravitatoria de los
planetas. Esta acción se ha observado en una escala más pequeña: unos 60 cometas de periodos cortos tienen
órbitas que han recibido la influencia del planeta Júpiter, y se dice que pertenecen a la familia de Júpiter. Sus
periodos varían de 3,3 a 9 años.
Grupo de cometas
Cuando varios cometas con periodos diferentes giran casi en la misma órbita se dice que son miembros de un
grupo de cometas. El grupo más conocido incluye el espectacular cometa (que casi rozó el Sol) Ikeya−Seki de
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1965, y otros siete que tienen periodos de cerca de mil años. El astrónomo estadounidense Brian G. Marsden
dedujo que el cometa de 1965 y el de 1882, incluso más brillante, se separaron de un cometa principal,
posiblemente el de 1106. Tal vez este cometa y otros del grupo se separaran de un cometa gigantesco hace
miles de años.
Cometas y lluvias de meteoros
Hay también una estrecha relación entre las órbitas de los cometas y las de las lluvias de meteoros. El
astrónomo italiano Giovanni Virginio Schiaparelli demostró que la lluvia de meteoros Perseidas, que aparece
en agosto, se mueve en la misma órbita que el Cometa III de 1862. De la misma forma la lluvia de meteoros
Leónidas, que aparece en noviembre, estaba en la misma órbita que el Cometa I de 1866. Se ha sabido de
otras lluvias diferentes relacionadas con las órbitas de los cometas y se supone que son restos diseminados por
un cometa a lo largo de su órbita.
Origen de los cometas
En algún momento se creyó que los cometas procedían del espacio interestelar. Aunque no se ha aceptado del
todo ninguna teoría detallada de su origen, muchos astrónomos creen que los cometas se originaron en los
primeros días del Sistema Solar en su parte exterior, más fría, a partir de la materia planetaria residual. El
astrónomo danés Jan Hendrik Oort ha formulado que una nube de reserva de material cometario se ha
acumulado más allá de la órbita de Plutón, y que los efectos gravitatorios de las estrellas fugaces pueden
enviar parte de este material en dirección al Sol, momento en el que se haría visible en forma de cometas.
Colisiones
Las personas supersticiosas han considerado durante mucho tiempo que los cometas presagiaban calamidades
o acontecimientos importantes. La aparición de un cometa ha despertado incluso el temor de una colisión
entre el cometa y la Tierra. Nuestro planeta, de hecho, ha pasado a través de colas de cometas ocasionales sin
que esto haya producido efectos de consideración. La caída del núcleo de un cometa en una gran ciudad
probablemente la destruiría, pero la posibilidad de que esto ocurra es muy pequeña. Sin embargo, algunos
científicos sugieren que ha habido colisiones en el pasado que incluso pueden haber tenido un efecto climático
en la extinción de los dinosaurios.
En 1992 el cometa Shoemaker−Levy 9 explotó en 21 fragmentos de gran tamaño a medida que entraba en el
fuerte campo gravitatorio de Júpiter. Durante una semana, en julio de 1994, los fragmentos irrumpieron
bruscamente en la densa atmósfera de Júpiter a velocidades de 210.000 km/h. En el impacto, la enorme
cantidad de energía cinética de los fragmentos se convirtió en calor mediante explosiones masivas, algunas de
ellas visibles como bolas de fuego mayores que la Tierra.
Meteoro
Es un fenómeno luminoso que se produce por la entrada en la atmósfera planetaria de un cuerpo sólido,
llamado meteoroide, procedente del espacio exterior, y su vaporización por el rozamiento debido a su gran
velocidad. De forma aislada se pueden producir meteoros brillantes, conocidos como bolas de fuego, que
constan, generalmente, de una cabeza luminosa seguida de una estela de luz, como la de un cometa, que puede
perdurar durante varios minutos; algunos, llamados bólidos, explotan con un sonido como el de un trueno. A
veces tienen lugar, también de forma aislada y esporádica, meteoros más débiles, llamados estrellas fugaces.
En ocasiones, sin embargo, se producen cientos o miles de dichos meteoros durante horas o días, y parece que
proceden de un punto fijo. Se denominan lluvias de meteoros y se les da el nombre de la constelación en la
que se supone tienen su punto de origen. Algunos aparecen anualmente en los mismos días de cada año y se
denominan lluvias periódicas; otros aparecen con poca frecuencia y a intervalos variables. Los periodos de las
lluvias de meteoros coinciden generalmente con los de ciertos cometas. La mayor parte de los meteoroides se
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desvanecen en la atmósfera y caen a la Tierra en forma de polvo; el resto de los meteoroides que alcanzan la
superficie de la Tierra u otro planeta se llaman meteoritos.
Meteorito
Un meteorito es todo aquel fragmento de un meteoroide que ha resistido el impacto con la atmósfera y ha
alcanzado la superficie de algún planeta antes de consumirse. Los meteoritos encontrados en la Tierra, según
su composición, se clasifican en tres tipos: ferrosos, compuestos fundamentalmente de hierro, un pequeño
porcentaje de níquel y rastros de otros metales, como el cobalto; pétreos, meteoritos rocosos compuestos de
silicatos, y pétreos−ferrosos, que contienen proporciones variables tanto de roca como de hierro. Aunque,
actualmente, se cree que la mayor parte de los meteoritos son fragmentos procedentes de los asteroides o
cometas, recientes estudios geoquímicos han demostrado que algunas rocas de la Antártida proceden de la
Luna y de Marte, desde donde, presumiblemente, fueron lanzadas por el impacto explosivo de asteroides. Los
asteroides son, en sí mismos, fragmentos de pequeños planetas formados hace 4.600 millones de años
mientras se formaba la Tierra. Se cree que los ferrosos corresponden a los núcleos de los pequeños planetas,
mientras que los pétreos (los que no proceden de la Luna y Marte) corresponden a la corteza. Los meteoritos
tienen generalmente una superficie irregular y una capa exterior carbonizada, fundida. Los más grandes
golpean la Tierra con un tremendo impacto, creando cráteres profundos.
El mayor meteorito conocido pesa aproximadamente 55 toneladas y se encuentra en Hoba West, cerca de
Grootfontein, Namibia. El siguiente pesa cerca de 31 toneladas; se trata del Ahnighito (Tienda) y lo descubrió,
junto con otros dos meteoritos más pequeños, en 1894, cerca de Cape York, Groenlandia, el explorador
estadounidense Robert Edwin Peary. Compuestas fundamentalmente de hierro, estas tres masas han sido
utilizadas desde hace mucho tiempo por los inuit para la fabricación de cuchillos y armas. Peary llevó el
Ahnighito a Estados Unidos y se exhibe en el Planetario Hayden de Nueva York. El mayor cráter conocido
que se cree ha sido producido por un meteorito se descubrió en 1950 al noroeste de Quebec. Tiene un
diámetro de 4 km, contiene un lago, y está rodeado de paredes concéntricas de granito fragmentado.
Conclusión
Gracias a este trabajo he podido comprender cosas que hasta ahora no me podía ni imaginar. Es posible que
todo el Sistema Solar se formara a la vez, conjuntamente con el espacio exterior.
Comparto la fascinación que tenían aquellos sabios científicos de la antigüedad que, sin saberlo, estaban
estableciendo las bases que nos irían descubriendo, más tarde, el Sistema Solar tal y como lo conocemos
ahora. Creo que faltan muchos detalles por descubrir pero, aunque no por falta de empeño, las cosas no nos
salen tan bien como se había planeado. Hablo de ejemplos como el reciente fracaso de la Mars Polar Lander.
Pero un hecho como este no debe desilusionarnos, sino muy al contrario, retarnos a seguir consiguiendo datos
imprescindibles para comprender.
Pero ¿comprender que? A medida que iba desarrollando mi trabajo, me iba haciendo preguntas que no tienen
respuesta por muchas investigaciones que hagamos. Ahí entra el tema espiritual, profundas reflexiones que no
puedo evitar hacerme sin entrar en conflictos que se debaten en mi cabeza: ¿es cuestión de física y química o
un poder sobrenatural de un todopoderoso? Porque, ¿qué o quién sino mantiene todo este esplendoroso
equilibrio?
Y si existimos nosotros en nuestro sistema solar ¿puede en otro lugar darse las condiciones similares que
hagan posible la vida, al menos de un modo comprensible para nosotros, por nuestros limitados
conocimientos?
Pero centrémonos en la Tierra ya que nuestro planeta tiene demasiados problemas. No es justo que nosotros la
estemos estropeando, y al mismo tiempo estemos ensuciando el espacio, por que alrededor de nuestro planeta
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hay un montón de basura espacial, y sería hora de empezar a reflexionar. No estoy de acuerdo ni que la NASA
ni la Agencia Espacial Europea empleen sus presupuestos solo en descubrir nuevos retos, aunque sea muy
interesante conocer y visitar nuevos planetas. Pero todos los pros, tienen sus contras. Y uno de estos contras
es, como he dicho antes la basura espacial.
Bibliografía
Las fuentes de información
• EL PERIÓDICO, Los Grandes Atlas Visuales−El Espacio, ed. Dorling Kindersley, 1991, Madrid
• Diccionario Enciclopédico Salvat, 1983, Barcelona
• Enciclopedia Microsoft® Encarta® 98
• www.rincondelvago.com
Las fotos
• Enciclopedia Microsoft® Encarta® 98
• Internet
57
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