2º Bach. ÍNDICE Introducción.................................................................................1

2º Bach.
ÍNDICE
Introducción.................................................................................1
Origen del Sistema Solar...........................................................2−5
Estructura del Sol.......................................................................6−8
La Atmósfera..............................................................................10−11
MERCURIO................................................................................12
VENUS.......................................................................................13−14
LA TIERRA.................................................................................15
MARTE.......................................................................................16
JÚPITER....................................................................................17−18
SATURNO.................................................................................19−20
URANO......................................................................................21
NEPTUNO..................................................................................22
PLUTÓN.....................................................................................23
La luna........................................................................................24−25
Estrellas......................................................................................26−27
Cometas.....................................................................................28−31
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Asteroides..................................................................................32−34
BIBLIOGRAFÍA..........................................................................35
Introducción
Desde que el hombre surgió sobre la Tierra su curiosidad innata le ha hecho preguntarse acerca del origen y
funcionamiento de muchas cosas. Una de estas cuestiones, profundamente enraizada en todas las culturas, era
el estudio del cielo, la astronomía. En un principio seguramente hubiera veneración, miedo, temor, pero más
tarde estas emociones se hicieron menos intensas dejando paso al placer que el hombre siente por conocer las
cosas, por comprender y dominar el entorno que le rodea.
Del estudio del movimiento de los astros surgió el calendario, fuente de mejoras en la siembra y recolección
de cosechas; el hombre ya no estaba solo en su tarea de obtener los mejores resultados de sus tierras, sino que
conocía el momento adecuado para que estos resultados se obtuvieran.
El calendario trajo otra importante consecuencia, el desarrollo de las matemáticas, de las cuales podemos
decir que hacen surgir en todo su esplendor a las ciencias experimentales.
Origen del Sistema Solar
Nos preguntamos, ¿cómo se formó el Sol?
Obviamente, no había nadie allí que dejara escrito lo que ocurrió. Sin embargo, existen miles de millones de
estrellas que podemos observar. Éstas se encuentran en distintas etapas de su desarrollo, por lo que podemos
ver todos los pasos, componerlos uno tras otro, usar métodos estadísticos para clasificarlas y proponer y
comprobar teorías sobre su nacimiento. Por todo ello, la formación de una estrella es un fenómeno bien
conocido, todo lo contrario que la formación de los planetas (ya hemos dicho que no tenemos otros sistemas
planetarios con que comparar).
Todo comenzó en una enorme nube de gas de las que abundan en nuestra galaxia. Esa nube, en ciertas
condiciones, y debido a la atracción gravitatoria de sus partes, puede colapsar, esto es, caer sobre sí misma,
concentrándose en un lugar cada vez más pequeño. Este colapso de una nube es la fase inicial del largo
proceso de formación de todas las estrellas, incluido nuestro Sol. Aún en nubes pequeñas se puede formar una
estrella. En este caso, la nube no tiende al colapso, sino a la disgregación debido a la presión del gas (como en
una caldera de vapor), pero si la nube penetra en un brazo espiral de una galaxia, donde existen gran cantidad
de estrellas, alguna de éstas puede inducir gravitatoriamente al colapso. También una explosión de una
supernova cerca de la nube puede desencadenar el colapso. Esta explosión produce cantidades de elementos
metálicos pesados (sólo el hidrógeno y algo de helio y litio se formaron en la explosión primigenia o
big−bang) que se introducen en la nube. Debido a la presencia en nuestro Sol y los planetas de elementos
pesados parece ser que el colapso del Sol fue iniciado por una supernova.
Una vez que empieza el colapso la temperatura de la nube aumenta, especialmente en la región central. A la
vez, la nube en rotación se escinde en diversos anillos o brazos espirales (igual que una vez sucedió con la
galaxia, pero a menor escala en este caso). Al pasar la nube de tener de unos 2 billones de kilómetros de
diámetro a sólo unos 200 millones, su temperatura central alcanza los 5000 K. En el caso de una nube con una
masa como la de nuestro sol, se puede alcanzar una temperatura de 10 millones de grados en el centro si la
contracción continúa durante 10 millones de años.
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En esos momentos, que pueden ser considerados como el verdadero nacimiento de la estrella, comienza la
fusión nuclear en la que, en esencia, el hidrógeno se convierte en helio y desprendiendo energía según la
fórmula de Einstein E = m c^2. Una vez que las reacciones se han iniciado en el núcleo, la estrella se
mantendrá en un estado de equilibrio entre el colapso gravitatorio y la presión de radiación, manteniendo
durante muchísimo tiempo la temperatura y producción de energía.
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Respecto a la formación de los planetas, no hay mucho que podamos asegurar. Pero parece seguro que los
planetas se formaron (como en principio sugirieron Kant (1755) y Laplace (1976)), en una escala menor, de
igual forma a como lo hizo el Sol. Durante el colapso de la nube primigenia se forman anillos de acreción
situados más o menos en el plano perpendicular al eje de rotación de la nube. En esta nube se forman, por
colisión, pequeños «grumos», los cuales acumulan materia poco a poco y acaban convirtiéndose en planetas.
Este proceso también explica la formación de satélites, a una escala aún menor. Sin embargo, existen otras
teorías, menos aceptadas, según las cuales los planetas se formaron, o en otra nube distinta al Sol (Hannes
Alfvén y Gustav Arrhenius), o como resultado de la perturbación producida sobre el Sol por otra estrella que
se acercara, como un efecto de marea (M.M. Woolfson).
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En la teoría de Laplace, la en principio lenta rotación de la nube aumenta con el colapso (como le pasa a una
patinadora sobre hielo o a un saltador de trampolín) formándose, por un lado, el Sol, y por el otro los planetas.
Esta teoría está en aparente contradicción a lo que sabemos porque entonces, todos los planetas deberían tener
la misma composición que el Sol. Sin embargo, hoy sabemos que en el desarrollo de una estrella del tipo a
que pertenece nuestro Sol existe un periodo llamado fase T−Tauri (en este estrella se observó por primera vez
el fenómeno). En este periodo, que dura unos 100.000 años, la luminosidad de la estrella aumenta entre 30 y
40 veces, y una parte sustancial de sus capas externas es expulsada. El viento solar generado durante esta fase
(presión de radiación) fue tan enorme que arrancó la mayoría de los componentes ligeros de las zonas
cercanas al Sol, siendo este efecto menor a largas distancia. De esta forma se puede explicar, además, la
enorme diferencia en composición entre los planetas cercanos al Sol y los gigantes gaseosos (quedando aparte
Plutón, que podría ser un satélite desparentado)
Estructura del Sol
Toda la vida que conocemos depende del Sol. Su luz desempeña un papel fundamental en múltiples aspectos.
La fotosíntesis, el proceso vital de las plantas verdes, fuente última de toda la comida, el oxígeno, el carbón y
el petróleo, se alimentan de la luz solar. Las estaciones, la circulación del aire, la formación de las nubes y la
lluvia, son consecuencia directa de la influencia del Sol. A la vista de su importancia para nuestra existencia,
es natural intentar conocer todo lo posible sobre su naturaleza fundamental.
El Sol se encuentra situado en uno de los brazos de nuestra galaxia, a la que llamamos la Vía Láctea, a unos
tres quintos del centro de ella. Desde que allí se formó, hace unos 5.000 millones de años, ha efectuado 20
vueltas alrededor del centro de la galaxia, a una velocidad de 250 kilómetros por segundo. Tiene un radio de
695.000 kilómetros y una masa de 199 mil cuatrillones de kilogramos, valores tan grandes que no podemos
imaginar fácilmente. Si colocáramos un montón de planetas Tierra uno junto al otro, como un collar, en el
diámetro solar entrarían más de cien. Su gravedad es 27 veces mayor que la terrestre. A pesar de estos
números tan escalofriantes, el Sol es una estrella muy corriente; solo en nuestra galaxia (que tiene unos
100.000 millones de estrellas) debe haber millones de ellas con el mismo tamaño y temperatura que la nuestra;
y hay millones y millones de galaxias en el Universo.
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El Sol es, en esencia, una bola de plasma (gas ionizado) y no tiene, por tanto, superficie en el sentido que
nosotros le damos al término, y lo que nosotros vemos no es más que la capa que emite luz, llamada fotosfera.
Hacia el interior se encuentran la zona de transporte convectivo, la zona de transporte radiactivo y por último
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la zona de producción de energía nuclear, que es el verdadero Sol, cerca del núcleo. Desde esta pequeña
región se transmite la energía hacia el exterior, primero radiactivamente y por último convectivamente.
Aunque pueda parecer increíble, la energía tarda un millón de años en viajar desde el centro hasta la
superficie, y en el último cuarto, donde el transporte es fundamentalmente convectivo, sólo emplea un par de
días.
La energía que se produce en el núcleo solar no se emite de forma homogénea. Ya los chinos, en el año 600
a.C. descubrieron el fenómeno de las manchas solares, zonas oscuras con diámetros mayores de 130.000 km.
Estas manchas son regiones en la superficie en las cuales las líneas del campo magnético emergen de la
fotosfera formando en el exterior intensos bucles del campo. Estas «erupciones» se deben a que la parte
ecuatorial de la superficie solar gira en 25 días, mientras que en una latitud intermedia entre el polo y el
ecuador, el periodo es casi 28 días. Esta diferencia hace que las líneas de campo se tuerzan, en vez de ir en
dirección norte−sur, formando un par de manchas en dirección este−oeste. Los campos magnéticos presentes
en las manchas inhiben el flujo local de energía procedente de las capas inferiores, siendo unos 1.500 K más
frías y, por tanto, más oscuras que el resto de la superficie visible. Las manchas aparecen y desaparecen en
ciclos de 11 años, comenzando en las latitudes altas y acercándose al ecuador al término del ciclo, que se
vuelve a repetir.
Por otra parte, el Sol tampoco es liso, como nos parece desde la superficie de la Tierra. Cuando se utiliza un
telescopio, el Sol presenta una superficie granulada. Cada gránulo se debe a una célula convectiva, como la
que se forma en una cacerola donde se hierve agua.
Otro fenómeno que se produce en el Sol son las llamadas protuberancias, que no son más que erupciones de
hidrógeno muy caliente que pueden alcanzar los 200.000 km de altura y, a escala menor, las espículas. Estos
fenómenos se vieron por primera vez durante un eclipse solar (ver más adelante para obtener una descripción
detallada de qué es un eclipse), cuando el disco solar queda oculto y su luminosidad no impide observarlos.
También durante un eclipse se puede observar la corona solar, muy tenue. La dimensión de la corona es
comparable a la del propio Sol. La corona se extiende, cada vez más tenue formando un «viento», llamado
viento solar, formado por protones y electrones. Con la ayuda de sondas se ha detectado la presencia del
viento solar más allá de la órbita de Saturno. En la Tierra, la intensidad del viento es tal que podría ser muy
peligroso para la vida. Afortunadamente, el campo magnético terrestre y la atmósfera impiden que el viento
solar alcance directamente la superficie terrestre, aunque sí forma el espectacular fenómeno de la aurora, sólo
observable en latitudes por encima de los 50°.
La Atmósfera
La tierra está rodeada por la atmósfera, una capa de gases que permite la vida en el planeta. La atmósfera,
por ser gaseosa, no posee un límite externo definido, sino que por el contrario, se vuelve cada mas ténue hasta
desaparecer en el espacio. La atmósfera refleja gran parte de la radiación solar durante el día y retiene el calor
del sol por las noches. Sin la atmósfera, las diferencias de temperatura entre el día y la noche serían
abismales. Más del 80 % de los gases atmosféricos son mantenidos por la gravedad en los primeros 20 Km.
de altitud.
La atmósfera está compuesta por una mezcla de diversos gases, en diversas proporciones, que son las
siguientes: un 78 % de nitrógeno, 21 % de oxígeno. El argón, el dióxido de carbono, vapor de agua y otros
elementos conforman menos del 0,1 %. Estos gases se mezclan en estas proporciones para dar origen a lo que
conocemos como aire.
La atmósfera está dividida en cinco capas no muy bien definidas; la primera es la Troposfera, que se
extiende desde el nivel del mar hasta unos 10 Km. sobre el mismo (auque éste espesor varía de 6 Km. en los
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polos a 18 Km. en el ecuador). Es aquí donde se producen todos los procesos meteorológicos y a pesar de ser
la capa más fina, es la mas densa, con 3/4 de toda la masa atmosférica y el 99 % de todo el vapor de agua. En
la troposfera, la temperatura decrece a medida que nos elevamos; y va de 20 ºC al nivel del mar, hasta los −55
ºC a 12 Km.
La tropopausa es la zona de separación entre la troposfera (la capa inferior) y la estratosfera. En la tropopausa
se producen corrientes de aire de gran velocidad. La Estratosfera se extiende desde los 10 Km. hasta 50 Km.
de altitud; en esta capa va en aumento la concentración de ozono en la atmósfera. Ésta concentración alcanza
su punto culminante a 25 Km. de altura, una zona conocida también como capa de ozono, la capa de protege
la vida en la tierra, pues evita que gran parte de los nocivos rayos ultravioleta lleguen a la superfície. El ozono
también absorbe los rayos solares, lo que provoca un aumento de temperatura en la troposfera, que va en
aumento a medida que uno se eleva.
La siguiente capa es la Mesosfera, que va desde los 50 Km. hasta los 100 Km. de altitud, la composición de
la mesosfera es casi la misma que la troposfera (abundante nitrógeno y oxígeno), pero la mesosfera también
contiene grandes cantidades de gases menores, como el ozono. Aunque el ozono alcanza su mayor
concentración en la troposfera, provoca el máximo calentamiento cerca de la estratopausa (el límite inferior de
la mesosfera con la estratosfera). La principal diferencia entre la estratosfera y la mesosfera es que en ésta
última, la temperatura disminuye con la altura.
Por encima de ésta se encuentra la Termosfera o Ionosfera, que comienza a los 100 Km. y llega hasta los 500
Km. A esta altura la atmósfera es ya casi inexistente, pero las pocas moléculas de aire que quedan son
ionizadas por la radiación ultravioleta, rayos X y el viento solar; por lo que el aire se vuelve conductor de la
electricidad. En esta capa se forman las auroras polares; el fenómeno se produce cuando el viento solar es
canalizado hacia los polos terrestres por el campo magnético, y al chocar con el aire, lo excita y produce
luminiscencia, o sea: lo hace brillar. Este aire ionizado es capaz de reflejar las ondas de radio de vuelta hacia
la tierra, lo que permite la recepción de señales de radio a distancias mucho mayores de lo que sería posible
con ondas que viajan paralelas a la superficie terrestre.
La quinta y última capa es la Exosfera, que se extiende hasta más allá de 500 Km. y se vuelve cada vez más
difusa hasta desaparecer en el espacio.
Cometas
Los cometas son cuerpos pequeños compuestos de hielo, materia orgánica, gases y polvo, que giran alrededor
del sol en órbitas muy elípticas. Estas órbitas los llevan muy cerca del astro rey, y luego los devuelven al frío
del espacio exterior, frecuentemente mas allá de Plutón. El núcleo de un cometa, expuesto a la radiación solar,
libera sus componentes volátiles, desarrollando una nube de material difuso, que crece en tamaño y brillo a
medida que se acerca al sol, formando inmensas colas luminosas que se extienden por millones de kilómetros
en el espacio.
La sublimación de los gases arrastra consigo una gran cantidad de granos de polvo, que pasan a formar parte
de la cabellera. El viento solar y la radiación, ejercen cierta presión sobre el material de la cabellera,
empujándolos a distintas velocidades, de acuerdo a su tamaño. Los granos de polvo, al ser relativamente
grandes, son acelerados más despacio, por lo cual tienden a curvarse. Los gases, por ser menos masivos, son
acelerados a altas velocidades, lo que da a la cola de gas un aspecto casi rectilíneo.
Los núcleos cometarios tienen un tamaño que puede oscilar de 5 a 40 Km. Se cree que los cometas se originan
en la distante nube de Oort, una hipotética nube que rodea al sistema solar desde más allá de la órbita de
Plutón, y está compuesta por incontables cometas en un profundo letargo. Estos cometas serían catapultados
hacia el sistema solar interno por la gravedad de alguna otra estrella que se acercara mucho, u otro tipo de
disturbio. De ésta forma, los cometas quedarían atrapados por la gravedad del sol en órbitas muy elípticas, que
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frecuentemente son acortadas por la acción gravitatoria de los planetas.
Posiblemente, estos cuerpos constituyen los "escombros" de la formación del Sistema Solar, material que no
se condensó para formar el resto del Sistema Solar. No es raro que colisionen contra los planetas, puesto que
muchos de ellos presentan cicatrices provocadas por impactos con cometas.
A cada aproximación al sol, un cometa pierde en el espacio parte de su masa. Eventualmente, el cometa
perdería todo su material volátil, y su núcleo, ya muerto, quedaría orbitando al sol como un asteroide.
Shoemaker−Levi 9
El Shoemaker−Levy 9 fue descubierto por Eugene y Carolyn Shoemaker, junto a David Levy. Este cometa, el
noveno encontrado por los Shoemaker junto a David Levy, fue detectado en una fotografía, tomada el 24 de
marzo de 1993, con el telescopio de 400 mm. del monte Palomar, en California, Estados Unidos. El cometa se
encontraba muy cerca de Júpiter, y fue reportado como un cometa periódico de la 14º magnitud.
Pronto se observó que el cometa tenía una extraña forma alargada, semejante a un cigarro, algo no muy usual.
Pero eso era solo el comienzo; después se confirmó que el cometa orbitaba alrededor de Júpiter, un hecho
mucho mas insólito que llamó la atención de los astrónomos. También se demostró que el cometa se había
acercado demasiado a Júpiter, en julio de 1.992 (unos meses antes de ser descubierto). Se supuso que después
de ese encuentro, la fuerte gravedad del planeta hizo que el núcleo primordial del cometa se partiera en varias
piezas menores. El 27 de marzo, el telescopio en Mauna Kea, en Hawai, tomó una fotografía que mostraba
más de 15 núcleos cometarios ordenados en una fila.
Ya para el 1 de Julio de 1993, una imagen tomada por el telescopio espacial Hubble mostraba por lo menos 15
núcleos de forma clara. Fue un tanto difícil calcular la órbita del cometa, puesto que no se sabía a ciencia
cierta dónde residía el centro de gravedad del cometa. Sin embargo, después de numerosas observaciones, se
determinó que el cometa había pasado a 25.000 Km. (eso es 12 veces más cerca que la distancia que nos
separa de la luna) de la superficie joviana el 8 de julio de 1992. También se descubrió que el cometa volvería
a acercarse mucho a Júpiter el 19 de julio de 1994, pero ésta vez se acercaría demasiado.
Las observaciones continuaron; a medida que transcurrían los meses, las distancias entre los núcleos del
cometa se acentuaban; los fragmentos, que antes estaban todos apretados en una corta fila, ahora estaban más
separados. Para el 9 de diciembre de 1993, la probabilidad calculada de impacto era mas de 99,9 %.
Se refinaron también los cálculos para saber el momento exacto de la colisión. Los fragmentos deberían
golpear a Júpiter en un periodo de varios días. La decepción fue grande cuando se determinó que la colisión
ocurriría durante la noche en Júpiter, en el lado oscuro e inobservable desde la Tierra. Por fortuna, el impacto
ocurriría a pocos minutos del amanecer, y gracias al veloz movimiento de rotación del gigante gaseoso, sería
trasladado rápidamente hacia la zona visible desde la tierra.
Después de mucha expectativa, el 16 de julio de 1994 el fragmento A fue el primero en impactar; ingresó a la
atmósfera joviana a una velocidad de 60 Km. por segundo, produciendo una gigantesca bola de fuego, que se
elevó hasta las capas más altas. En las pocas horas que siguieron al suceso, fueron cayendo los siguientes
fragmentos. El 18 de julio colisionó el fragmento G, tenía 2 Km. y era el más grande de todos; produjo una
bola de fuego de miles de grados de temperatura que se elevó tan rápido y tan alto, que fue visible aún desde
el lado oculto de Júpiter. Y mientras el penacho de gas caliente ascendía, violentas ondas de choque barrían
las capas más bajas de la atmósfera joviana.
Después de cada impacto se podían observar grandes manchas oscuras compuestas de material orgánico. No
se sabe precisamente cómo se sintetizaron los compuestos orgánicos; podrían haber sido desparramados por
los fragmentos del cometa después de desintegrarse, o bien podrían haber sido formados por la brutal onda de
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choque producida en cada impacto. Lo cierto es que algunas de las manchas alcanzaron el tamaño de la Tierra.
El último impacto ocurrió el día 22 de julio; en total fueron 20, y fueron observados en 7 continentes gracias a
los telescopios de varios observatorios terrestres; también el Hubble, en la órbita terrestre, la nave Ulises,
orbitando al sol, la Galileo en camino a Júpiter, el Voyager 2 más allá de Neptuno, y hasta los astronautas en
el transbordador abandonaron temporalmente algunos experimentos para ser testigos del acontecimiento
histórico.
Se calcula que un cometa de tales proporciones debe impactar a Júpiter solamente una vez cada mil años.
Realmente fuimos afortunados en que haya ocurrido en una época en la que contamos con la tecnología
necesaria para poder observar. Si hubiera ocurrido 70 u 80 años atrás, quizá hubiera pasado desapercibido.
Hale Bopp
El 22 de julio de 1995, Alan Hale en New México y Thomas Bopp en Arizona, se encontraban observando el
firmamento, cuando notaron un débil punto rodeado por un halo difuso, cerca del cúmulo globular M70.
Ambos reportaron pocas horas después el descubrimiento y al poco tiempo fueron informados de que habían
descubierto un nuevo cometa. El cometa, que fue denominado C/1995 O1, en aquel entonces se encontraba a
una distancia de aprox. 7 UA, y era 250 veces más brillante que Halley a esa misma distancia.
El Hale Bopp posee un núcleo de aproximadamente 40 Km., mientras que el tamaño promedio del núcleo de
los demás cometas suele ser de tan sólo 8 a 15 Km. La composición del núcleo es de un 90% de agua y un
10% aproximadamente de monóxido de carbono, con una proporción más pequeña de otros componentes.
A medida que se acercaba al sol, el cometa se hacía más brillante; el 26 de septiembre de 1995, cuando aún se
encontraba a unos mil millones de Km. de distancia, fue fotografiado por el telescopio espacial Hubble, y para
el 20 de mayo de 1996 se reportó la primera observación a simple vista, con una magnitud de 6,7.
El 22 de marzo de 1997, el cometa Hale Bopp alcanzó el punto más cercano a La Tierra; aún así se encontró a
distantes 195 millones de Km. más lejos del sol, que está a tan sólo 150 millones de Km. El cometa era tan
brillante que se podía observar desde las ciudades, pero era mucho mejor observarlo desde un lugar bien
oscuro. Cuando el 1 de abril de 1997 el Hale Bopp alcanzó su punto más cercano al sol, tenía una magnitud de
−0,7, y se encontraba aproximadamente a 135 millones de Km. del sol (entre las órbitas de la Tierra y Venus).
El cometa continuó su trayectoria, alejándose del sol y disminuyendo paulatinamente su brillo. Pudo ser
observado a simple vista hasta principios de noviembre de 1997, pero continuó siendo accesible a los
telescopios aficionados por varios meses más. A principios de 1998, el cometa aún era visible para el
telescopio espacial Hubble.
Con toda seguridad, el Hale Bopp será recordado como uno de los mayores cometas del siglo XX. Debido a
su gran luminosidad, el cometa pudo ser visto a simple vista durante un tiempo récord de 19 meses. El hecho
de ser muy brillante, sumado a la atención que recibió por parte de la prensa, colocó al cometa entre los más
observados de la historia. Un sondeo determinó que 81 % de la población de los Estados Unidos vio al cometa
con sus propios ojos. Además; el Hale Bopp fue el cometa más fotografiado de toda la historia.
Halley
La historia del cometa Halley está íntimamente ligada a la historia humana; sus regulares apariciones se
dieron más de veinte veces a través de la historia, y es sin duda el más famoso de los cometas. Es conocido
desde por lo menos 240 años a.C. y posiblemente desde 1059 a.C.. Su aparición más famosa fue en 1066 a.C.,
cuando fue visible justo después de la batalla de Hastings.
Antiguamente se aceptaba que los cometas eran cuerpos erráticos que vagaban por el espacio, y que de vez
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en cuando eran atrapados por la gravedad del sol, que los lanzaba de vuelta hacia el frío espacio exterior. Pero
en 1705, Edmond Halley afirmó, basándose en la recién propuesta teoría de la gravitación universal de Isaac
Newton, que varios cometas ya observados podrían tratarse en realidad de uno solo, y predijo que el cometa,
visto en 1607 y 1682, volvería a ser visible en 1758. Halley falleció en 1742, varios años antes de la fecha,
pero cuando el cometa volvió a aparecer, fue bautizado en su honor.
El núcleo del Halley, al igual que otros cometas, está constituido por un núcleo de hielo y polvo, del cual
brotan chorros de gas que se sublima, formando una extensa y brillante cabellera de polvo y gas caliente a su
alrededor. El núcleo en si tiene una forma de patata, con tamaño aproximado de 18 Km.
El Halley tiene una órbita retrógrada y con 18º de inclinación con respecto a la órbita terrestre. Aunque el
tiempo promedio que tarda el Halley en girar alrededor del sol es de 76 años, éste tiempo puede ser
distorsionado por la acción gravitatoria de los planetas gaseosos, o por los mismos chorros de gas que parten
del núcleo cometario, que pueden desviar ligeramente su trayectoria.
En su último acercamiento, en el año 1986, una verdadera flotilla de sondas fue enviada hacia el cometa. La
que más se acercó fue la sonda de la Agencia Espacial Europea: Giotto, que pasó a menos de 600 Km. del
núcleo cometario y lo fotografió, ademas de tomar muestras del gas liberado y analizar el polvo. La Giotto
llevaba a bordo 10 instrumentos científicos, entre ellos una cámara en color con la cual fotografió el núcleo
del Halley. El encuentro produjo severos daños en la nave; tres de los instrumentos, incluyendo la cámara,
quedaron completamente inútiles.
Asteroides
Los asteroides son cuerpos rocosos o metálicos, de forma irregular, y de pocos Km. de diámetro. Sólo uno, el
mayor de todos los asteroides, Ceres, supera los 900 Km. y sólo 16 tienen un tamaño igual o superior a 240
Km. Aproximadamente 200 asteroides tienen más de 100 Km. y existen miles de asteroides más pequeños.
Aún así, si juntáramos todos los asteroides que existen formando un sólo cuerpo, éste tendría
aproximadamente 1.500 Km. (más pequeño que la luna). Los cuerpos más grandes son más o menos esféricos,
pero los que tienen diámetros inferiores a 160 Km., presentan formas alargadas e irregulares. La mayoría de
los asteroides, sin importar su tamaño, completan un giro sobre su eje cada 5 a 20 horas.
El primer asteroide fue descubierto el 1 de enero de 1801, por Giuseppe Piazzi, quien primero pensó que se
trataba de un cometa, pero después de determinar su órbita, quedó claro que no era un cometa, sino algo
parecido a un pequeño planeta. Piazzi lo bautizó Ceres, como la diosa romana de la agricultura. Al año
siguiente, el astrónomo William Herschel fue el primero en acuñar el término "asteroide", que significa
"semejante a estrella" en griego, para clasificar a éstos nuevos cuerpos. En los años que siguieron fueron
descubiertos tres cuerpos más similares: Pallas, Vesta, y Juno. Y para el final del siglo XI eran ya conocidos
varios cientos de asteroides.
Existe una vieja teoría que sugiere que los asteroides son los restos de un antiguo planeta que se desintegró,
posiblemente por alguna colisión. Actualmente, sin embargo, se piensa que los asteroides son el material que
nunca llegó a juntarse para formar un nuevo planeta, debido a la influencia gravitatoria de Júpiter; quizás en
un principio solo existiesen pocas decenas de asteroides, que posteriormente se fragmentaron en colisiones
mutuas hasta producir el número actual.
Aunque casi todos los asteroides están concentrados en el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter,
existen unos pocos distribuidos aleatoriamente por el sistema solar, desde el interior de la órbita terrestre,
hasta más allá de Saturno; algunos cruzan la órbita de los planetas, e inclusive algunos de esos han chocado
con nuestro planeta en el pasado. Mucho de lo que sabemos acerca de los asteroides procede del estudio de los
pequeños asteroides que caen en la Tierra. Un asteroide en ruta de colisión con la Tierra se denomina
meteoroide. Cuando un meteoroide choca contra la atmósfera a alta velocidad, la fricción lo calienta a tal
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punto que produce un fuerte resplandor, conocido como meteoro. Si un meteoroide no se consume por
completo, lo que queda impacta contra la superficie terrestre y se denomina meteorito.
Aproximadamente, un 92 % de todos los meteoritos examinados están compuestos por silicatos (rocosos), y
un 5 % de hierro y níquel (metálicos). El resto, también denominados meteoritos pétreo ferrosos, están
compuestos por una mezcla de los tres materiales. De todos los meteoritos, los rocosos son los más difíciles
de identificar, pues se parecen mucho a las rocas terrestres. Los meteoritos presentan generalmente una
superficie irregular y una capa exterior carbonizada y fundida. Los más grandes golpean la Tierra con un
tremendo impacto, creando profundos cráteres, como el famoso cráter Barringer, cerca de Winslow, Arizona.
El mayor meteorito ya encontrado pesa aproximadamente 55 toneladas, y se encuentra en Hoba West, cerca
de Grootfontein, Namibia.
Los asteroides se clasifican en tres grupos: C,S y M, de acuerdo a su composición. Los más comunes son los
de la clase C, que incluye un 75 % de los asteroides conocidos; son extremadamente oscuros y están
compuestos de hidrógeno y helio congelados. Ya los de la clase S, que constituyen un 17 % de los asteroides
conocidos, son relativamente brillantes, y están compuestos de hierro y níquel, con silicatos. Los de la clase M
son brillantes, y están compuestos de hierro y níquel puro. Además de éstos tres grupos, también existen otros
tipos raros de asteroides, pero son muy escasos.
Los asteroides también se clasifican de acuerdo a su posición en el sistema solar. La mayor parte de ellos
pertenecen al grupo del Cinturón Principal, y se encuentran entre Marte y Júpiter, con distancias que varían
entre 2 y 4 UA. Sus órbitas son prácticamente circulares. A éste grupo de asteroides pertenecen, por ejemplo,
Ceres, Vesta y Juno. El segundo grupo es el de los NEAs, o Near Earth Asteroids (Asteroides Cercanos a La
Tierra, en inglés). Estos asteroides son los que más se acercan a nuestro planeta, y son los que en un futuro
lejano podrían impactar. Los Troyanos constituyen otro grupo de asteroides, que comparten la órbita con
Júpiter, y están localizados en los puntos de Lagrange (60º delante y 60º detrás) del gigante gaseoso. Existen
también unos pocos asteroides en el sistema solar exterior; los asteroides Centauro, como 2060 Quiron, que
orbita entre Saturno y Urano, o 5335 Damocles cuya órbita lo lleva desde las inmediaciones de Marte hasta
más allá de Urano. Deben existir muchos más asteroides de éste tipo, pero como sus órbitas atraviesan a las
órbitas planetarias, tienden a ser inestables y pueden ser perturbadas en el futuro. La composición de éstos
cuerpos ha de estar más relacionada con la de los cometas o los objetos del Cinturón de Kuiper que con la de
los asteroides convencionales.
De hecho, algunos asteroides parecen estar muy emparentados con los cometas; el Asteroide Faetón, por
ejemplo es el causante de la lluvia de estrellas de géminis. Lo extraño de éste fenómeno, es que los cuerpos
que causan las lluvias de estrellas son siempre cometas; quizás Faetón haya sido alguna vez un vistoso
cometa, que con el tiempo perdió todo su material sublimable, quedando solamente el núcleo de aspecto
asteroidal. Tal vez, al igual que el Faetón, los cometas, en algún punto de su existencia, agoten sus reservas de
hielo y metano; de éste modo, sus núcleos ya muertos quedarían orbitando al sol como simples asteroides.
Puesto que los asteroides han permanecido sin modificaciones a través del tiempo, los científicos están muy
interesados en su composición, que podría revelarnos nuevas pistas a cerca de la formación de nuestro sistema
planetario. Antes de 1.991, la única información obtenida de los asteroides era a través de observaciones
realizadas desde la superficie terrestre, hasta que en 1991, el asteroide 951 Gaspra fue visitado por la nave
Galileo (que se encontraba en camino a Júpiter). De nuevo, en agosto de 1.993, la Galileo se acercó al
asteroide 243 Ida, el segundo asteroide visitado por una sonda espacial. Tanto Gaspra como Ida son asteroides
del tipo S, compuestos por silicatos ricos en metal. El 27 de junio de 1.997 la nave NEAR realizó un
encuentro a alta velocidad con el asteroide 253 Matilde. El encuentro dio a los científicos la primera
oportunidad de observar de cerca un asteroide del tipo C, rico en carbono. Otra nave que tuvo cita con un
asteroide es la DS1 (Deep Space 1), que en julio del 99 pasó a 10 Km. del asteroide Braille (1992 KD).
Estrellas
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Una estrella es un cuerpo material en el que se producen permanentemente reacciones que transforman la
masa en energía, luz y calor. La composición de una estrella es aproximadamente un 75% de Hidrógeno (H2),
20% de Helio (He) y el resto Neón (Ne), Carbono (C), Nitrógeno (N), Oxígeno (O), ...
Dos características claves de una estrella son el color y el brillo. El color depende de su temperatura; así, la
escala va desde el rojo (1.500 − 3.000 ºC), pasando por el amarillo (6.000 ºC), hasta llegar al azul (20.000 −
30.000 ºC), para terminar con las enanas blancas de temperatura aún más altas. El Sol (amarillo) emite
aproximadamente 6.000 ºC.
El brillo es otra característica fácil de ver en una estrella. Las estrellas brillan más o menos intensamente
según estén más o menos cerca de nuestro planeta. La unidad de medida para calcular el brillo es el Sol.
Comparando el brillo de una estrella con el del Sol obtenemos la escala:
1/100 soles ........ estrellas rojas
1 sol ............ estrellas amarillas
100 soles ........ estrellas azules
Esta escala es orientativa, ya que existen estrellas cuyo brillo es 10.000 veces superior al del Sol. Por ejemplo,
el caso de las Gigantes Rojas, 100 veces más brillantes que el Sol, pero de poca temperatura; o el caso de las
Enanas Blancas, casi sin brillo pero de elevada temperatura.
Cuando observamos las estrellas, las vemos en puntos que no corresponden a su verdadera posición. La razón
del fenómeno estriba en que nosotros damos por supuesto que la luz viaja en línea recta. Lo que ocurre en
realidad es que los objetos de gran masa, como por ejemplo el Sol, distorsionan el espacio−tiempo como si
fueran bolas muy pesadas colocadas sobre una tela elástica. La curvatura del espacio−tiempo provoca la
desviación de la Luz procedente de una estrella.
Clasificación de las estrellas
CLASE COLOR
O .............azulada
B..............blancoazulada
A..............Blanca
F..............amarillo−blanco
G..............amarillenta
K..............anaranjada
M..............rojiza
El color y la luminosidad de cada una de las estrellas depende de sus características. Con una atenta mirada
vemos que no todas son del mismo color. Con ayuda óptica se puede ver, por ejemplo, que Sirio es
blancoazulada, vega es blanca, Girtab es amarilla, ...
La luna
La luna es el único satélite natural de la Tierra. Con sus 3.400 Km. de diámetro (aproximadamente un cuarto
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del diámetro terrestre), es relativamente grande, en comparación con su planeta madre. Tan grande que hasta
se podría considerar el sistema Tierra−Luna como un sistema doble, o sea; dos planetas girando en órbitas
muy parecidas. De hecho, casi todos los satélites naturales del sistema solar son diminutos en comparación
con su planeta. La luna sólo es superada por Caronte, el satélite de Plutón que tiene aproximadamente la mitad
del diámetro de su planeta.
La luna tiene un pequeño núcleo sólido, posiblemente de hierro, de unos 1500 ºC, rodeado por un núcleo
externo parcialmente fundido en donde se generan ondas sísmicas. Por encima de ambos, se extiende un
manto de aproximadamente 1000 Km. de espesura, y una corteza rocosa de 60 Km. de grosor.
La superficie lunar es rocosa y esta plagada de cráteres, algunos muy antiguos, y otros relativamente
recientes. Existen también cordilleras, como los Apeninos o los montes Haemus. Estas cordilleras son en
realidad las paredes de viejos y grandes cráteres que después fueron inundados con lava. La lava emergió de
las profundidades e inundó los cráteres antes de solidificarse y formar las inmensas llanuras de color oscuro
conocidas como "mares". Los mares son más escasos en el lado oculto de la luna; ésto se debe a que la corteza
allí es mas gruesa, dificultando la salida de la lava del interior. La cara oculta, sin embargo, posee más
cráteres y accidentes. Los rusos fueron los primeros en explorar la cara oculta de la luna; naturalmente, la
mayor parte de los accidentes geográficos tienen nombres de filósofos y científicos soviéticos. Así, por
ejemplo, podemos encontrar los cráteres Gagarin y Tsiolkovsky, y el mar Moscoviense, entre otros.
El período de rotación de la luna dura 27 días y 8 horas terrestres, el mismo tiempo que tarda en girar
alrededor de la tierra. La causa de ésta sincronización entre el periodo de rotación y el de traslación, se debe al
efecto gravitatorio que la gravedad terrestre ejerce sobre la luna. Así como la atracción gravitatoria de la luna
levanta unos centímetros el agua de la tierra provocando las mareas, también la tierra ejerce mareas sobre la
superficie sólida de la luna. En el pasado, la luna presentaba una rotación más veloz. A medida que la tierra
abultaba ligeramente la superficie lunar, ésta giraba 90º funcionando como una palanca que frenó la rotación
lunar hasta igualarla al periodo de rotación.
La luna es el único cuerpo del sistema solar ya visitado por la especie humana, y podría ser en un futuro no
muy lejano local de estaciones científicas, habitadas permanentemente por humanos. La luna es un lugar
perfecto para la investigación espacial; no posee atmósfera, lo que facilita la observación, pues no hay
turbulencia; tiene una gravedad muy débil, lo que facilitaría el transporte de víveres, y el lado oculto está
permanentemente protegido del intenso ruido electromagnético generado por la tierra, lo que facilitaría captar
ondas hertzianas sin interferencias. La idea de estaciones permanentes en la luna, en un futuro no muy lejano,
se fortalece con el reciente descubrimiento de altas cantidades de hidrógeno (posiblemente combinado en
forma de agua) en los polos lunares. Quizás dentro de unas décadas estemos tan acostumbrados a las
estaciones lunares como lo estamos con la MIR o la ISS.
MERCURIO
A mercurio se le dio ese nombre en honor al dios mensajero de los romanos, porque parecía moverse más
rápido que todos los planetas por el firmamento. Los griegos pensaron que se trataba de dos astros diferentes,
uno que aparecía en el alba, y otro en el atardecer.
Mercurio es el planeta más cercano al sol (58 millones de Km.), y en tan solo 88 días terrestres, completa una
vuelta alrededor del mismo. Por estar tan cerca del astro rey, es muy difícil observarlo, ya que nunca se aleja
más de 20º del mismo. Mercurio gira alrededor de su eje con una una inclinación de apenas 2º; su órbita, sin
embargo, posee una inclinación de 7º con respecto a la eclíptica, y es la órbita mas excéntrica después de la de
Plutón.
Se trata de un pequeño planeta rocoso, con una superfície plagada de cráteres, producidos por el impacto de
asteroides contra la superficie. Algunos cráteres son realmente grandes; la cuenca de Caloris, por ejemplo, fue
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producida por el impacto de un cuerpo de 100 Km. de diámetro que colisionó con mercurio, formando un
inmenso cráter de 1 300 Km. de diámetro, y varios anillos concéntricos, de los cuales el más externo tiene una
altura de hasta 2 Km. Mercurio no presenta actividad volcánica, aunque algunos estudios recientes indican
que sí habría tenido volcanes activos en el pasado.
Debido a su lenta rotación, mercurio no debería poseer un campo magnético, pero los científicos se
asombraron cuando la nave Mariner 10 reveló que sí tiene, aunque es 100 veces más débil que el de La Tierra.
Actualmente se acepta que el campo magnético se debe a que Mercurio posee un inmenso núcleo de hierro y
níquel, que compensa la lenta rotación. La densidad media de la superficie de Mercurio, al igual que la de La
Tierra, es de unos 5,4 gm/cm3 .
Por su escasa gravedad, el planeta no posee satélites ni atmósfera; los únicos gases retenidos son el
hidrógeno y helio capturados del viento solar, y que forman una finísima camada volátil. Por no tener una
atmósfera voluminosa que nivele la temperatura, ésta puede oscilar entre los 430 ºC de día y −170 ºC en las
noches.
VENUS
Los astrónomos siempre han observado una gran semejanza entre Venus y la Tierra. Ambos poseen casi el
mismo tamaño, masa, densidad y volumen. En el pasado, algunos científicos sugirieron que las espesas nubes
de Venus podrían resguardarlo del intenso calor del sol. Según ellos, Venus tendría una temperatura muy
similar a la Tierra, con agua líquida, océanos y un clima húmedo. Sin embargo, en los últimos 50 años tras
estudiarlo mas detalladamente, descubrimos su verdadera identidad. Tras la gruesa capa de nubes se encuentra
un mundo totalmente diferente de la Tierra; no posee agua líquida ni océanos, pero si una densa atmósfera
compuesta casi totalmente de dióxido de carbono, con una presión 90 veces superior a la de la Tierra, nubes
de ácido sulfúrico, vientos de hasta 360 Km/h y una superficie salpicada de volcanes.
Venus; que se encuentra a 108 millones de Km.del sol, tarda 224 días terrestres para completar una órbita y
gira alrededor de su eje en 243 días terrestres (en sentido contrario a todos los demás planetas). El resultado
de ello es que un día en Venus tarda más que un año.
La atmósfera de Venus está compuesta por un 96 % de dióxido de carbono, 3 % de nitrógeno, trazas de
dióxido de azufre, vapor de agua, monóxido de carbono, Helio y otros gases. La temperatura en la superficie
puede llegar a los 482 ºC, y la presión a 92 Bares. La densa atmósfera de Venus deja pasar una pequeña
porción de la luz solar hacia la superficie; una vez allí, gran parte de la radiación se transforma en rayos
infrarrojos. Estos, que deberían ser liberados hacia el espacio, son reabsorbidos por el abundante CO2
elevando la temperatura del planeta.
Venus es ligeramente menor que la tierra, y se cree que tenga una estructura interna semejante; compuesta de
un núcleo de hierro y níquel semi−sólido con cerca de 6000 Km.de diámetro, éste núcleo metálico no genera
campo magnético debido a la lentitud del movimiento de rotación. Por encima del núcleo se encuentra un
manto con 3000 Km. de espesura y una corteza de 50 Km. compuesta de silicatos.
Venus posee una topografía llena de volcanes, montañas, y llanuras cubiertas por ríos de lava. La superficie
venusiana es relativamente joven, con menos de 500 millones de años de antigüedad. Existen cráteres
distribuidos por la superficie; algunos tienen varias decenas de Km. con 100 Km. de diámetro. Pero no
existen cráteres con diámetro inferior a 2 o 3 Km., obviamente esto se debe a que la densa atmósfera
desintegra rápidamente a los cuerpos muy pequeños antes de que puedan alcanzar la superficie y formar
cráteres. El mayor cráter de Venus es el Mead, con 275 Km. de diámetro, que se encuentra en Ovda Regio.
Los fenómenos volcánicos son muy frecuentes en Venus; aproximadamente un 80 % de las rocas en Venus
son ígneas. Existen sinuosos y largos canales con varios cientos de Km. formados por ríos de lava. Algunos de
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éstos ríos han cubierto las tierras bajas de Venus creando vastas llanuras de piedra volcánica. Venus también
posee grandes calderas volcánicas, algunas de hasta 100 Km. de diámetro (las calderas terrestres suelen tener
unos pocos Km.). Existen miles de pequeños volcanes en Venus, pero los mayores son Rhea y Theia Mons,
que podrían haberse activado en años recientes. Existen también en Venus construcciones volcánicas
desconocidas en La Tierra, como pueden ser los "aracnoides". Se trata de depresiones circulares rodeadas por
anillos concéntricos, de cuyo centro parten largas grietas radiales. El tamaño de éstas estructuras varía de 50 a
130 Km. de diámetro.
Otras formaciones desconocidas en la tierra son las denominadas "tortas". Estas estructuras en forma de
cúpulas tienen un diámetro promedio de 25 Km. y una altura máxima de 750 m. Algunos científicos piensan
que fueron formadas por una lava espesa y densa que se esparció hacia todos lados de forma simétrica.
LA TIERRA
La tierra es el mayor de los planetas rocosos, y el tercero en orden de distancia al sol.Es el único que posee
agua en estado líquido y ésta cubre el 70 % de su superfície. La tierra posee una atmósfera compuesta
principalmente por nitrógeno (78%), y oxígeno (21%). La atmósfera actúa como una barrrera contra los rayos
solares nocivos y los meteoros además de ser un regulador térmico para evitar los extremos de temperatura.
El núcleo terrestre, mayormente compuesto por hierro, y la rápida rotación terrestre, generan un campo
magnético, que junto con la atmósfera nos protege de la radiación interestelar nociva. El campo magnético
terrestre está distorsionado en forma de gota, por el viento solar. Este último también es el principal
responsable de las auroras, que se producen cuando las partículas cargadas (protones y electrones) del viento
solar llegan a la tierra, son desviadas por el campo magnético hacia los polos, y cuando chocan con las
moléculas de aire, emiten radiación visible. La corteza también posee sus peculiaridades: las placas tectónicas,
que se deslizan lentamente entre sí, cambiando así el aspecto del planeta a través del tiempo.
La característica más resaltante del planeta sin embargo es la vida; es el único rincón en todo el Universo que
sabemos posee seres vivos, toda una biosfera plenamente desarrollada. Y no sólo eso, sino que también vida
inteligente. Las especiales y raras condiciones de la Tierra son las que favorecieron la aparición y evolución
de la vida hasta alcanzar los niveles más elevados.
MARTE
Marte es el planeta rocoso más externo; es un planeta frío y seco, con una tenue atmósfera compuesta casi
totalmente de dióxido de carbono y una superficie cubierta por un fino polvo de óxido de hierro, lo que le
proporciona su característica tonalidad roja.
Durante el siglo pasado los astrónomos observaron características que, pensaron, serían indicios de vida en
Marte. Entre esas características podemos citar los famosos canales y unas manchas oscuras que, pensaron,
serían vegetación.
En julio de 1965, la sonda interplanetaria Mariner 4 transmitió algunas imágenes cercanas de Marte. Todo lo
que se podía observar era una superficie con muchos cráteres y canales naturales, pero ninguna evidencia de
construcciones artificiales, vegetación o agua líquida. De hecho hoy sabemos que los canales eran tan solo una
ilusión óptica que desaparecía cuando se utilizaban instrumentos más poderosos y las manchas oscuras eran
zonas a donde los fuertes vientos habían llevado el polvo rojizo que generalmente cubre la superficie,
exponiendo una capa inferior más oscura.
Finalmente, en 1976 las dos sondas Viking aterrizaron en el suelo marciano. Los experimentos biológicos
realizados por las naves revelaron un suelo enigmáticamente reactivo químicamente, pero no suministraron
pruebas claras de vida orgánica.
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Marte posee inmensos cañones, como el valle Marineris, cientos de cráteres y algunos volcanes, entre ellos, el
más grande del Sistema Solar: el monte Olimpo, un volcán con 24 Km de altura (el Everest tiene 8 Km). Los
polos albergan dióxido de carbono y agua congelados, y la temperatura media es de −40ºC.
Marte posee dos satélites de muy reducido tamaño: Fobos y Deimos, que poseen 22 y 13 Km.
respectivamente. Posiblemente no sean más que un par de asteroides errantes capturados por la gravedad del
planeta.
La fina atmósfera de Marte está compuesta por un 95,3 % de dióxido de carbono, y tan solo un 0,13% de
oxígeno. Además posee 1000 veces menos agua que la atmósfera terrestre, pero incluso esa pequeña cantidad
de agua se suele condensar, formando finas nubes y neblina por las mañanas. La presión atmosférica marciana
es extremadamente baja; las sondas que se posaron en su superficie registraron una presión de 9 a 10
milibares, mientras que en la Tierra la presión normal a nivel del mar es de 1 000 milibares.
Recientes investigaciones sugieren que Marte habría tenido abundante agua líquida en el pasado y una
temperatura más elevada, condiciones ideales para albergar vida.
JÚPITER
Júpiter es el quinto planeta en orden de distancia al sol, el primero de los gigantes gaseosos y el mayor planeta
del sistema solar, tan grande, que su masa sería aún mayor que la unión de todos los demás planetas. Júpiter
posee un sistema de anillos, pero al contrario de los de Saturno, los anillos de Júpiter son muy tenues, e
invisibles desde la tierra. Posiblemente se formaron por el impacto de asteroides o cometas sobre alguno de
los satélites jovianos. Debido a que son muy pálidos, los anillos solo fueron descubiertos por la sonda
Voyager 1, en 1979. El anillo principal de Júpiter es muy etéreo, está ubicado entre otros dos anillos y se
compone de un fino polvo oscuro. Más etéreo aún es el anillo interior, o halo que se extiende desde el anillo
principal hacia el interior del sistema; éste halo está compuesto de finísimas partículas de polvo que se
desprenden del anillo principal, y van "cayendo" en espiral hacia el planeta. En las fotos del Voyager, el anillo
externo aparecía como un anillo compacto, pero la Galileo nos mostró que se trata de dos anillos muy juntos:
los anillos de Gossamer.
La espesa atmósfera está compuesta principalmente de hidrógeno y helio (90 % de hidrógeno, un 10% de
Helio, y pequeñísimas cantidades de amoniaco y metano), y tiene una temperatura de unos −120 ºC aprox.
Debajo de la atmósfera existe un manto externo de hidrógeno y helio líquidos. Más abajo, se encuentra un
manto interno de 30.000 Km. de extensión. A éstas profundidades, la presión es tan elevada que los átomos se
desintegran, liberando sus electrones, de tal forma que los átomos están constituidos solamente por protones;
en éstas condiciones, el hidrógeno adquiere propiedades de metal, y se le llama hidrógeno metálico. Por
debajo del manto interno de hidrógeno metálico se encuentra el núcleo. Júpiter posee un núcleo rocoso, de
unos 28 000 Km. de diámetro, y con una temperatura de 30.000 ºC (el núcleo terrestre tiene tan solo 5.500
ºC).
Júpiter tiene un periodo de rotación de unas 9 horas y 50 minutos aproximadamente. Es una rotación
extremadamente rápida para un planeta tan grande. La fuerza centrífuga resultante es lo suficientemente fuerte
como para achatar al planeta unos 10000 Km. en los polos. La rápida rotación del planeta provoca una gran
agitación en la atmósfera; las nubes se organizan en "cinturones" y "zonas" paralelas al ecuador; los
cinturones poseen nubes oscuras y bajas, mientras que las zonas poseen nubes altas y brillantes. Como ambas
se alternan y giran en sentido contrario; generan grandes tormentas como la oval blanca o la gran mancha roja.
La gran mancha roja es un gran sistema de tempestad anticiclónico, tres veces más grande que toda la tierra.
También debido a la veloz rotación, el manto de hidrógeno metálico actúa como un dinamo, generando un
potente campo magnético. Las líneas de fuerza trazan alrededor del planeta, una gigantesca magnetosfera,
1.200 veces mayor que la de la tierra. Esto atrapa las partículas cargadas del viento solar, generando potentes
cinturones de radiación. El viento solar estira la magnetosfera, formando una "cola" que llega más allá de
17
Saturno.
En total, Júpiter posee 16 satélites, que se clasifican en tres grupos; los mas internos, (pero fuera de los
anillos)son Metis, Adrastea, Amaltea y Tebas. Más allá, se encuentran los cuatro satélites galileanos; Io,
Europa, Ganímedes y Calisto. Y por último, 8 pequeños satélites externos, los cuatro más cercanos; Leda,
Himalia, Lisitea y Elara, son probablemente restos de la formación de Júpiter, mientras los otro cuatro que
orbitan en sentido contrario a los demás son: Ananke, Carme, Parsifea, y Sínope. Estos 4 últimos satélites, por
girar en sentido contrario, no pudieron haberse formado junto al sistema joviano, y es posible que hayan sido
capturados del cinturón de asteroides.
De todos los satélites de Júpiter, los más interesantes son los 4 satélites Galileanos Io, Europa, Calisto y
Ganímedes; Io, el satélite galileano más cercano a Júpiter, podría también ser clasificado como la menos
común de todas las lunas del sistema solar; es una de las dos lunas que poseen volcanes activos conocidos. Su
superficie está cubierta de manchas amarillas, anaranjadas y rojas, resultantes de las continuas erupciones
volcánicas. Io posee un diámetro de 3.642 Km. Otro satélite muy interesante es Europa, un pequeño mundo
cubierto de una gruesa capa de hielo, y posiblemente con un inmenso océano debajo de esa camada. La
característica más notable de Europa es justamente la ausencia de características geológicas; no tiene cráteres,
y parece no tener relieves verticales, tan solo un enmarañado de líneas que se intersectan. Es posible que
Europa tenga un inmenso océano de agua líquida de varios kilómetros, debajo de la dura capa de hielo
superficial.
Ganímedes, el mayor satélite del sistema solar con 5.260 Km. de diámetro, es casi del tamaño del planeta
Marte, y más grande que Mercurio. Ganímedes tiene una superficie de hielo y rocas, moldeada por montañas,
valles y cráteres. El más externo de los satélites galileanos, Calisto, posee una superficie saturada de cráteres
de impacto, que son las únicas características que se hallan en su superficie. Dedido a su baja densidad (1.86
gm/cm3), parece estar constituido por iguales proporciones de hielo y roca. Posiblemente posea un núcleo
rocoso rodeado por un manto de hielo y roca, con una corteza de hielo. Calisto carece de atmósfera, y tiene
4.800 Km. de diámetro.
SATURNO
Saturno es el segundo planeta más grande del sistema solar; es también uno de los más bonitos. Su
característica más notable son los anillos; aunque todos los gigantes gaseosos tengan anillos, los de Saturno
son los más vistosos; éstos, en comparación con los anillos de los demás planetas, son anchos y brillantes;
incluso se pueden ver con un telescopio casero. Los anillos de Saturno quizá sean los restos de la formación
del planeta o el resultado del impacto de asteroides contra algunos de los sus satélites; o bien, ambas cosas a la
vez. Están compuestos por fragmentos de hielo y polvo; cada fragmento individual puede ser tan pequeño
como un cubito de hielo, o tan grande como un automóvil. Aunque tan solo midan unas cuantas decenas de
metros, los anillos más brillantes se extienden hasta 274 000 Km. Cada anillo se divide en millones de etéreos
ánulos, como los surcos de un disco. El sistema de anillos tiene algunas aberturas internas llamadas
divisiones; la más grande fue descubierta en 1675 por Giovanni Cassini y lleva su nombre. La división Encke
es otra oquedad, donde orbita el satélite mas interno. La mayor parte de la elaborada estructura de algunos de
los anillos es debida a los efectos gravitacionales de los satélites cercanos; algunas secciones del anillo F, por
ejemplo, están compuestas de dos ánulos trenzados entre si. Se cree que ésto se debe a la gravedad de Pandora
y Prometeo, dos satélites "pastores" que mantienen a las partículas alineadas como si fueran un rebaño.
Saturno posee más satélites que ningún otro; son 18 ya conocidos, Titán el mayor de ellos, con sus 5.150 Km.
(nuestra luna tiene 2.400 Km.)es una raridad. Es el único satélite conocido que posee una atmósfera densa y
cubierta de nubes. El diminuto Mimas es otro de sus satélites; su marca más llamativa es un gigantesco cráter
llamado Herschel, que con sus 135 Km. ocupa aproximadamente un tercio del satélite (que tiene solo 390 Km.
de diámetro). Es difícil comprender cómo Mimas pudo sobrevivir a un impacto tan violento. Otro cráter
desproporcionadamente grande es Odiseo, que se encuentra en la helada superfície de Tetis. El cráter mide
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400 Km. de diámetro y el satélite 1.050 Km. Una característica bastante llamativa de la familia de satélites de
saturno es que algunos de ellos son co−orbitales, o sea, comparten una órbita con otro satélite. Se piensa que
tales lunas se originaron a partir de un único satélite que se partió.
Saturno está claramente achatado en los polos; ésto se debe a la rápida rotación del planeta, que dura tan solo
10 horas y 30 minutos aprox. Su estructura interna es bastante similar a la de Júpiter: un pequeño núcleo
rocoso, de unos 30.000 Km. de diámetro y con 15.000 ºC. Por encima del núcleo se encuentra un manto
interno de hidrógeno metálico líquido, con una espesura de 15.000 Km., cubierto por un manto superior de
hidrógeno líquido, y por encima de todo esto se encuentra una atmósfera compuesta por un 94 % de
Hidrógeno y un 6% de Helio. La densidad media de Saturno es bajísima comparada a la de los demás
planetas; en realidad es un 30 % menos denso que el agua. Saturno está surcado por tenues bandas similares a
las de Júpiter, pero más pálidas.
Al contrario de Júpiter, Saturno posee muy pocos rasgos distintivos fáciles de detectar. La mancha de Anne es
uno de ellos; al igual que la gran mancha roja, es un sistema de tempestad anticiclónico, producido en los
límites de los fuertes vientos opuestos. Saturno tiene fuertes vientos, que llegan a una velocidad de 500 metros
por segundo cerca del ecuador. El viento sopla principalmente hacia el este, y los más fuertes se encuentran en
el ecuador, debilitándose uniformemente a medida que nos acercamos a los polos. La temperatura media de
las nubes superiores del planeta es de −180ºC.
URANO
Urano fue descubierto en 1781, por William Herschel, un astrónomo aficionado que inspeccionaba el
firmamento cuando encontró un disco verdoso. Al principio pensó que se trataba de un cometa, pero sus
movimientos le indicaron que se trataba de un planeta desconocido, dos veces más distante que Saturno.
Al igual que los demás gigantes gaseosos, Urano está constituido principalmente de Hidrógeno (85 %) y Helio
(12 %), con pequeñísimas cantidades de metano y otros gases (3 %). Urano probablemente posea un
"pequeño" núcleo rocoso de 17.000 Km. de diámetro y una temperatura de 7.000ºC. Sobre éste núcleo se
extiende un denso manto de amoniaco, metano y agua, y sobre éste, una gruesa capa atmosférica compuesta
de helio, hidrógeno y metano. Las altas capas atmosféricas son agitadas por vientos de mas de 300 Km. por
hora, y la temperatura méedia de las nubes es de −210 ºC.
Urano tiene un campo magnético de fuerza similar al de la Tierra. Sin embargo, el eje magnético difiere en
60º del de rotación. Además, el magnetismo es generado a unos 10 000 Km. del núcleo, lo que hace pensar
que se origina por corrientes eléctricas formadas en el espeso manto de amoníaco y agua. A diferencia de los
demás gigantes gaseosos, Urano genera muy poco o ningún calor interno, debido quizá a que no se contrae.
La característica más notable de Urano es su inclinación; su eje de rotación está inclinado unos 97º con
respecto al plano orbital. Hay quienes sugieren que quizás Urano haya sido golpeado en el pasado por algún
otro planeta; la colisión lo habría destruido parcialmente, pero los restos se habrían vuelto a condensar
formando un planeta con un eje inclinado más de 90º.
Urano posee finísimos anillos prácticamente invisibles, y un conjunto de 15 helados satélites. Los 10 satélites
interiores son pequeños y oscuros, con menos de 160 Km., y los 5 más externos poseen diámetros de entre
470 y 1600 Km. Los dos más grandes, Titania y Oberón, fueron descubiertos por el propio Herschel en 1787.
NEPTUNO
Neptuno está muy lejos que no es posible observarlo a simple vista; a esa distancia el sol parece como poco
más que una estrella extraordinariamente brillante. Por encontrarse tan alejado de los calientes rayos solares,
las temperaturas típicas de las nubes más altas rondan por los −240 ºC .
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Neptuno es un gigante de gas; un planeta con un pequeño núcleo sólido rodeado por una espesa atmósfera. La
superficie observable de Neptuno no es sólida, tan solo atmósfera y nubes, que se hacen más densas con la
profundidad. La atmósfera está compuesta principalmente de hidrógeno y helio, con una pequeña proporción
de metano, y rastros de otros hidrocarburos; también puede haber algo de nitrógeno. Algunas nubes brillantes,
al parecer compuestas de cristales de metano, flotan sobre otras más espesas y profundas, de composición
desconocida. Observando el movimiento de las nubes, se pudo determinar a velocidad de los vientos
huracanados, opuestos a la rotación del planeta. Estos fuertes vientos soplan con velocidades de hasta 2000
Km. por hora. También podemos observar una gran mancha oscura, similar a la mancha roja de Júpiter.
Alrededor de éste mundo frío y poco iluminado, también encontramos un sistema de anillos. Se creía que
Neptuno poseía anillos parciales, o "arcos"; sin embargo, el Voyager nos reveló una estructura de cuatro
anillos completos: dos anchos y dos muy estrechos. Cada anillo está compuesto de partículas brillantes,
algunas tan pequeñas como las finas partículas de humo de un cigarrillo, y otras tan grandes como un pequeño
camión. Se cree que la gravedad y la radiación solar terminarán por hacer desaparecer los anillos de Neptuno
en pocos millones de años.
Hasta 1989 se conocían dos satélites de Neptuno: Tritón, de 2700 Km. de diámetro, y Nereida, con tan solo
340 Km. En la misma fecha, el Voyager descubrió seis más, todos interiores . Tritón es un mundo frío, con
una tenue atmósfera de nitrógeno. Su superficie presenta cráteres, producidos por impacto, que al parecer,
alguna vez estuvieron inundados.
PLUTÓN
Plutón es el último planeta del sistema solar; se trata de un pequeño cuerpo de unos 2.200 Km. de diámetro,
que orbita al sol a una distancia media de casi 6 mil millones de Km. Debido a la distancia, la luz que emana
del sol tarda aproximadamente 5 horas en alcanzar a Plutón, y cuando lo hace, es ya tan débil que apenas
consigue iluminar al planeta.
El astrónomo norteamericano Jim Christy, en 1978, después de observar varias fotografías en la que Plutón
aparecía con una forma de pera, concluyó que este aspecto se debía a la presencia de otro astro muy cerca de
Plutón. De hecho, se trataba de Caronte, el pequeño satélite de Plutón. Este pequeño mundo tiene unos 1.100
Km. de diámetro, lo que es casi la mitad del diámetro de Plutón. Ambos están tan cerca uno del otro, que más
bien parecen conformar un sistema doble, con un centro de gravedad en común.
Plutón y Caronte se encuentran separados por 19.500 Km. (nuestra luna está a 384.000 Km.). Esta proximidad
hace que la gravedad de uno levante abultamientos en la superficie del otro (así como la luna provoca las
mareas sobre la Tierra). Estos abultamientos fueron frenando la rotación de ambos, y ahora se hallan fijos uno
frente al otro: Plutón rota una vez cada 6 horas, el mismo tiempo que tarda Caronte en orbitar al planeta y
rotar sobre su eje. De éste modo, desde la superficie de Plutón, Caronte se vería como un cuerpo fijo en el
firmamento.
Aunque Plutón se halla demasiado lejos como para que podamos ver detalles en su superficie, algunos mapas
de brillo revelaron que posee blancos casquetes polares, compuestos quizás de metano congelado. El resto del
planeta presenta una coloración rosada. La helada superficie de Caronte, sin embargo, parece estar cubierta de
hielo, sin rastros de metano. Se cree que plutón posee un núcleo rocoso, cubierto por una gruesa capa de agua
congelada, y una superficie de hielo y metano congelado. Cuando Plutón está más cerca del sol, parece que
parte de la superficie se evapora, formando una fina atmósfera de metano y nitrógeno.
Una misión, la Pluto Express, está programada para investigar a Plutón, Caronte y quizá otros cuerpos del
cinturón Kuiper, en los primeros 10 o 15 años de este milenio. Posiblemente sean dos naves gemelas que
navegarán por el espacio durante 12 o 13 años hasta alcanzar al sistema Plutón−Caronte.
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BIBLIOGRAFÍA
Internet: http://www.geocities.com/CapeCanaveral/3840/index.html
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