IV. EL SISTEMA SOLAR
EN ESTE capítulo hablaremos sobre los distintos cuerpos que forman el Sistema Solar. En los últimos años, gracias a la exploración espacial, nuestros conocimientos han crecido enormemente. Por un lado, se han descubierto nuevos fenómenos que nos han ayudado a resolver problemas, y por otro, han surgido muchas nuevas incógnitas. La exploración espacial ha confirmado una vez más la validez del método científico y la posibilidad de hacer predicciones astronómicas a grandes distancias. Por ejemplo, cuando el hombre se posó sobre la Luna no se hundió, ni se quemó, ni fue devorado por un hombrecito lila; las predicciones hechas desde la Tierra sobre las condiciones físicas de la Luna fueron acertadas.
El estudio del Sistema Solar es importante para la humanidad porque es lo que tiene cerca, está a su alcance y siente que tiene la posibilidad de conocerlo, de comprenderlo y de utilizarlo para su beneficio.
Probablemente al lector le ha llamado la atención la Luna; habrá escuchado desde niño cuentos, como aquel que relata cómo en el pasado la Luna estaba tan cerca de la Tierra que los humanos se embarcaban en pequeñas lanchas y cuando subía la marea recortaban trozos de requesón lunar.
Los planetas más cercanos se ven a simple vista como estrellas brillantes. Para los griegos fueron objetos tan importantes que los bautizaron como sus dioses; los días de la semana aun llevan sus nombres romanizados: martes, día de Marte, el dios de la guerra de color rojo como la sangre; o viernes, de Venus, la diosa del amor, el astro de aspecto estelar más brillante.
El Sistema Solar está formado por el Sol, nueve planetas, lunas, planetas menores, cometas, meteoritos, gas y polvo. Parte del polvo está concentrado en anillos, tres cercanos a los asteroides y dos más allá de la órbita de Plutón. En esta sección discutiremos algunas de las características sobresalientes de estos cuerpos.
Utilizaremos la notación exponencial para las cifras astronómicas. Por ejemplo
100 = 102, 1 000 = l03, 1 000 000 = 106, 0.1
= 10-1, 0.01 = l0-2etcétera.
Figura 26. En este esquema del Sistema Solar se muestran las trayectorias de planetas y cometas alrededor del Sol .
Los planetas se suelen dividir en interiores y exteriores. Los interiores son: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte, y se encuentran relativamente cerca del Sol; mientras los exteriores son Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón, pues están en promedio 25 veces más lejos. La distancia entre Plutón y el Sol es 40 veces la distancia de la Tierra al Sol (150 millones de km). La mayoría de los cometas se encuentran miles de veces más lejos. Puesto que el Sol posee el 99.8% de la masa del Sistema Solar, éste es muy extendido y está casi vacío.
Todos los planetas se trasladan alrededor del Sol en órbitas elípticas y, al
mismo tiempo, rotan sobre sí mismos. En la mayoría de los casos la dirección
de la rotación coincide con la de traslación. Un hecho interesante es que entre
más cerca están del Sol se mueven con mayor velocidad: en promedio, Mercurio
se mueve a 48 km/seg, la Tierra a 30 km/seg y Plutón a 5 km/seg. Las órbitas
de los planetas están casi en el mismo plano, el de la eclíptica,1
1
en cambio las órbitas de los cometas suelen tener todo tipo de inclinaciones.
El Sistema Solar está inmerso en un flujo de partículas que emana continuamente del Sol, llamado viento solar. Este "viento" resulta de la evaporación de la superficie del Sol; está compuesto básicamente por gases de hidrógeno y de helio, y posee un campo magnético. Cuando llega a la Tierra se mueve a 450 km/seg y su interacción con el campo magnético terrestre produce las auroras australes y boreales.
El Sistema Solar es muy pequeño si lo comparamos con el Cosmos. Viajando a la velocidad de la luz (300 000 km/seg) tardaríamos 1.5 segundos en llegar a la Luna, 86 minutos en llegar a Saturno y 4 años en llegar a la estrella más cercana. Ahora que si quisiéramos llegar a algún planeta en la galaxia de Andrómeda, tardaríamos varios millones de años viajando a la misma velocidad; y no se diga de planetas pertenecientes a galaxias más lejanas, a las que tardaríamos miles de millones de años en llegar.
En este capítulo haremos una descripción de los cuerpos del Sistema Solar.
Empezaremos por el Sol; después, describiremos cada planeta y los cuerpos menores
y, finalmente, haremos una descripción sencilla de la cosmogonía, que trata
de la formación y evolución del Sistema Solar.
EL SOL |
El Sol es sin duda el componente más notable del Sistema Solar: no sólo provee de la mayor parte de energía al conjunto, sino que además es dueño de la mayor parte de la masa.
La masa del Sol es de 2 X l033 gr = 1 MÅ, mucho mayor que la de la Tierra que es de 5.98 x 1027 gr. El Sol tiene 743 veces más masa que todo el resto del Sistema Solar. El Sol está en el centro de la masa del Sistema Solar y todos los cuerpos gravitan a su alrededor. El Sol a su vez se mueve, junto con su sistema, en relación con las estrellas de su vecindad, y también alrededor del centro de la Galaxia, a una velocidad de 250 km/seg. El diámetro del Sol es de 1.4 millones de km, casi 100 veces el de la Tierra y 10 veces el del Júpiter.
Durante los últimos 4 600 millones de años la Tierra ha estado ligada gravitacionalmente al Sol y éste la ha bañado de energía. En la actualidad la vida se sostiene sobre todo gracias a que las plantas pueden capturar y almacenar químicamente la luz visible. Los primeros hombres intuyeron la función vital del Sol y le atribuyeron poderes protectores y divinos.
El Sol es una estrella bastante común (una de cada cien estrellas de la Galaxia es como el Sol). Su temperatura superficial es de 5 700°K y la interior de 15 X 106 °K. El Sol libera cada segundo 3.8 X l033 ergs de energía; y cada cm2 de la Tierra intercepta 1.36 x 106 erg/seg (esta cantidad se conoce como la constante solar). La fuente de energía del Sol proviene de la fusión nuclear que se lleva a cabo en su interior, en la que se están transformando continuamente dos átomos de deuterio (que es un isótopo del hidrógeno) en uno de helio, utilizando como catalizador al carbono. Como la masa de los dos átomos de deuterio es ligeramente mayor que la masa del átomo de helio, el exceso de masa se transforma en energía, de acuerdo con la relación E = mc2. La masa transformada en energía por reacción, es tan sólo de 0.007 veces la masa original. Cada año, el Sol transforma un diezmillonésimo de millonésimo de su masa en energía.
Debido a que la masa del Sol es casi constante, y por la regularidad de las reacciones nucleares, el Sol se ha mantenido a la misma temperatura desde hace 4.5 X 109 años, y lo seguirá haciendo durante otro tanto. Esto ha permitido en parte que se haya podido desarrollar la vida inteligente en la Tierra. Un planeta cercano a una estrella que vive menos que el Sol tiene menor oportunidad de llevar a cabo el proceso evolutivo de la vida que permite el desarrollo de seres inteligentes.
La composición química del Sol es típica de la composición química del resto del Universo: hidrógeno, helio y trazas de los demás elementos, principalmente carbono, nitrógeno y oxígeno.
Desde principios de siglo se ha estudiado la composición química del Sol. El gas helio (que viene de la palabra griega helios, que significa sol) se descubrió primero en el Sol y después en la Tierra.
En el Sol se han descubierto 92 de los elementos químicos que existen en forma natural en la Tierra. La masa del Sol es tan grande que aun los elementos menos abundantes existen en grandes cantidades. Por ejemplo, si comparamos la abundancia de oro en relación con el hidrógeno solar encontramos que por cada millón de millones de átomos de hidrógeno hay nueve de oro. A pesar de ello el Sol contiene diez cuatrillones de toneladas de oro.
El Sol, una esfera de gases muy calientes que está rotando y que posee un campo magnético (entre 1 y 2 gauss), se está evaporando; como resultado de esta evaporación se produce el llamado "viento solar", que no son más que partículas cargadas (núcleos de hidrógeno, helio y electrones) que arrastran consigo a las líneas de campo magnético, y que a la distancia de la Tierra se mueven a 450 km seg-1. La masa que pierde el Sol por este proceso es sólo de 10-7 MÅ por año.
En la figura 27 se muestra un corte esquemático del Sol. En la parte central, que ocupa el 25% de su radio, es donde se llevan a cabo las reacciones nucleares. Sólo en la parte central del Sol, en donde la temperatura y la presión son muy elevadas, los choques entre partículas atómicas son lo suficientemente frecuentes y potentes como para lograr fusionarse y liberar fotones muy energéticos (rayos gamma). Una vez producida, la radiación sale en todas direcciones, pero cada fotón es dispersado cientos de veces antes de llegar a la superficie, debido a que el Sol no es transparente. Los astrónomos describen esta situación diciendo que el material solar tiene un cierto grado de "opacidad".
Figura 27. Corte esquemático del interior del Sol. (Dibujo de Alberto García.)
A cierta profundidad, la opacidad se vuelve tan elevada que el modo de transporte de energía por radiación ya no es posible y aparece una zona "convectiva", esto es, una zona en que hay movimiento de materia de las capas calientes hacia el exterior y de las frías hacia el interior. El transporte de energía por convección también se da en el interior de la Tierra, en las atmósferas de la Tierra y de otros planetas como Júpiter.
La fotósfera del Sol es la capa que observamos cuando lo vemos a simple vista. No logramos ver a través de ella mayor profundidad debido a que es opaca. Forma parte de su atmósfera y es muy delgada. Una vez que la radiación ha llegado a la fotósfera puede viajar libremente hasta la Tierra. En la fotósfera del Sol aparecen manchas asociadas a su campo magnético. El número de manchas aumenta y disminuye regularmente en ciclos de 22 años. Las manchas solares son un poco más frías que el gas circundante y se ven obscuras por contraste.
Otras capas, que sólo es posible observar a simple vista durante los eclipses totales del Sol, son la cromósfera y la corona. La cromósfera está más caliente que la fotósfera y se caracteriza por tener "espículas", prominencias de gas caliente, cuya temperatura asciende a millones de grados. La fotósfera es 10 000 veces más brillante que la corona. La densidad de la fotósfera es equivalente a la de la atmósfera terrestre superior y la corona tiene tantas partículas como una campana de vacío. Si pudiéramos soportar la temperatura de la fotósfera y la atracción gravitacional del Sol, podríamos atravesar una prominencia sin darnos cuenta; tendríamos que penetrar 1/10 del radio solar para encontrar densidades corno las del aire que respiramos y la mitad del radio para lograr densidades iguales a las del agua...
La vida del Sol no será eterna; las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior continuarán, como en el presente, durante otros 4 500 millones de años. Después de ese tiempo, el hidrógeno de su núcleo se habrá agotado. En este momento empezará la fusión del helio, los gases solares se expandirán y el Sol se convertirá en una estrella "gigante roja". Será tan grande que la órbita de la Tierra estará dentro de su atmósfera. Unos cuantos miles de años después empezará a vibrar, y a fusionar carbono en su núcleo: será inestable. Finalmente, expulsará su atmósfera al espacio, dejando expuesto su núcleo. Sus restos se verán como una "estrella enana" (una estrella muy pequeña y muy caliente) rodeada por una nube esférica de gas brillante. La atmósfera del viejo Sol se seguirá expandiendo hasta mezclarse con el gas interestelar. La estrella enana blanca se enfriará y terminará como enana negra: un cuerpo frío, muy denso y sin luz propia.
Figura 28. Mancha solar. La temperatura en el centro de una mancha solar es unos 1 000 grados menor que la fotósfera circundante. En esta fotografía se aprecia la granulación de la fotósfera.
Una perspectiva histórica del estudio del Sol
El estudio científico del Sol se inició desde la época de Galileo y ha venido perfeccionándose desde entonces. Galileo mismo, según se dice, se volvió ciego por observar el Sol durante los eclipses.
Un avance muy importante, ocurrido hace más de cien años, fue el descubrimiento de la "espectroscopia". Ésta consiste en descomponer la luz proveniente de una fuente en sus diferentes frecuencias (o longitudes de onda). En el caso del Sol, gracias a ella hemos deducido: 1) la composición química; 2) la densidad; 3) la temperatura, y 4) la velocidad de los gases que forman su superficie. En síntesis: sus condiciones físicas.
En los años cincuenta ya se conocía la física básica del Sol: 1) su composición gaseosa; 2) la temperatura sumamente elevada de la corona; 3) la importancia fundamental de los campos magnéticos en la actividad solar, y 4) el ciclo de 22 años para esta actividad.
Sondas solares. Las primeras mediciones de la radiación solar se hicieron desde globos, el siglo pasado, y continuaron en aviones, dirigibles y globos a principios de siglo. Esto fue necesario para evitar al máximo la absorción de la atmósfera terrestre, ya que las partículas de polvo y el gas atmosférico absorben y dispersan la luz.
En 1914, C. Abbot envió un globo lleno de hidrógeno a una altitud de 24.4 km, con un detector para medir la constante solar (que, como vimos, es la cantidad de radiación proveniente del Sol que llega a la Tierra por centímetro cuadrado por segundo).
En 1935, un globo con dos hombres y varios aparatos (el Explorador II) alcanzó la misma altitud. Sin embargo no logró captar radiación solar que no fuera la visible, debido a la absorción atmosférica.
En 1946, un cohete V-2 con fines militares subió a 55 km; llevaba un espectrógrafo
solar en la cola y pudo fotografiar el Sol en longitudes de onda menores que
2 400 Å, es decir en el ultravioleta. En 1948, diez años antes de
la fundación de la NASA, se pudo fotografiar al Sol en rayos X
con cohetes. Hubo algunos cohetes que fotografiaron ráfagas solares en 1956
durante un máximo de actividad.
En 1960 se lanzó la primera sonda solar: Solrad. Su misión fue monitorear el Sol en rayos X y en el ultravioleta —en especial en una longitud de onda de 1 216 Å, que corresponde a una emisión muy importante del gas hidrógeno que los astrónomos conocen como la "línea Lyman a".
Más adelante se lanzaron ocho observatorios solares orbitantes alrededor de
la Tierra, empezando con el OSO 1 en 1962. Los OSO
fueron las primeras sondas que pudieron apuntar continuamente hacia el Sol.
Lo monitorearon durante 17 años y en ellos se experimentó con nuevas técnicas
de transmisión hacia la Tierra, como la fotografía.
Figura 29. El Sol en luz ultravioleta mostrando una enorme prominencia.
Se muestra también el tamaño de la Tierra a la misma escala. (NASA)
El mayor observatorio solar ha sido el Skylab. Llevaba tripulación y ocho telescopios solares. Estuvo en órbita durante nueve meses en 1973 y principios de 1974. Observó al Sol en rayos g, X, ultravioleta y visible, y obtuvo la mayor cantidad de datos (y los mejor organizados) que hayamos logrado jamás para un objeto celeste.
En 1974 y 1976 las sondas Helios A y B se acercaron al Sol más allá de la órbita de Mercurio, para medir las condiciones del viento solar. No llevaron cámaras. Desde luego que otras sondas soviéticas y estadounidenses, no específicamente diseñadas para estudios solares, lo han observado: Vela, Apolo, Mariner, entre otras.
En 1980 se lanzó la sonda Solar Max, con el fin de estudiar al Sol en otro de sus máximos de actividad. Cuando surgió una descompostura, los astronautas del Columbia la repararon, viajando por el espacio con pequeños propulsores adaptados a sus trajes espaciales. Fue una empresa muy complicada, ya que Solar Max es del tamaño de un automóvil Volkswagen, rotaba una vez por minuto sobre su eje, y hubo que efectuar la compostura en el espacio vacío sin gravedad.
El Sol en luz ultravioleta. La respuesta del ojo humano a la luz disminuye drásticamente en longitudes de onda menores de 3 500 Å y mayores de 7 000 Å. Esto no es casual; la atmósfera terrestre tiene una "ventana" en este intervalo de longitudes de onda; no deja pasar longitudes de onda ni más cortas, ni más largas.
Como consecuencia, el ojo de los seres vivos ha evolucionado, adaptándose a las longitudes de onda a su disposición; no le seria útil poder observar una longitud de 3 000 Å, por ejemplo, ya que este tipo de radiación casi no existe sobre la superficie de la Tierra; aunque Superman tuviera visión de rayos X no vería nada.
La luz que se produce en la fotósfera del Sol sólo tiene un ligero porcentaje
de luz ultravioleta. Este no es el caso de la atmósfera superior del Sol, que
por ser más tenue y más caliente, la produce en cantidades apreciables. Por
ello, el estudio de la radiación ultravioleta del Sol es útil para estudiar
ráfagas, regiones solares activas, así como los procesos físicos que gobiernan
la estructura externa del Sol.
Figura 30. El Sol en rayos X se ve muy distinto al Sol en luz blanca. El disco
desaparece totalmente y aparece la corona brillante y los llamados hoyos coronales
(NASA).
En luz ultravioleta, el Sol no se ve como un círculo con algunas manchas esporádicas; más bien se ve como una nubecilla con arcos que brotan de repente. Se le ven olas y chorros, sobre todo cuando está cerca del máximo de actividad.
Como vimos, la parte visible del Sol está a 6 000°C y la corona, más alejada, a 2 000 000°C. Estudiando al Sol en el ultravioleta se llegó a la conclusión de que el calentamiento de la corona se debe a la gran actividad magnética del Sol.
El Sol en rayos X. Los rayos X siguen a los ultravioleta en el espectro electromagnético; tienen mayor energía. El estudio del Universo en rayos X es de gran utilidad puesto que los rayos X se producen sólo en regiones de temperatura muy alta, como la vecindad de ciertos agujeros negros o la corona del Sol, que está a varios millones de grados. Como la atmósfera terrestre es opaca a los rayos X, los primeros detectores de este tipo de radiación fueron enviados a estudiar el Cosmos montados en cohetes, en 1948. Pero las primeras fotografías de gran resolución del Sol en rayos X se obtuvieron hasta 1968.
En rayos X, el disco solar se ve negro, ya que sólo está a 6 000°C y no radia en esas frecuencias, sino en luz visible. En cambio la corona se ve brillante, pero no de manera homogénea. Existen zonas muy brillantes que cambian de tamaño y de intensidad conforme varía la actividad solar. También existen los llamados hoyos coronales, zonas desprovistas de emisión y de un campo magnético que pueda confinar el material coronal. El viento solar se escapa del Sol a través de los hoyos coronales.
En esta sección, lo que se pretende es hacer una descripción somera del cuadro 1, que presenta algunas características de los planetas. En general, es difícil imaginar al Sistema Solar en su conjunto, ya que no estamos acostumbrados a manejar distancias y masas tan grandes. Es por ello que se invita al lector a que mire con cuidado cada una de las columnas y renglones del cuadro tratando de comparar unas características con otras. (Si lo desea, puede omitir esta sección si le parece complicada.)
En la primera columna se han enumerado los nombres de los planetas en orden
de su distancia respecto al Sol y en la segunda columna se han tabulado esas
distancias. El último de la lista resulta ser Plutón, que está 40 UA del Sol,
pero eso no quiere decir que con él se termine el Sistema Solar. Se piensa que
más allá de la órbita de Plutón existe gas y polvo y además una nube de bloques
de hielo con impurezas de metales, cuyas dimensiones van desde 9 km hasta algunas
micras de diámetro. Algunas veces estos bloques, que se mueven en órbitas elípticas
muy alargadas alrededor del Sol, se acercan a él lo suficiente como para evaporarse
y formar un cometa.
____________________________________________________________________
| 1 |
2 |
3 |
4 |
5 |
6 |
7 |
8 |
9 |
|
Planetas |
Distanca al sol (UA)a |
Periodo de revolución
(días) |
Velocidad orbital
(km s -1) |
Excentricidad de
la órbita |
Periodo de rotación
(días) |
Inclinación
del eje de rotación |
Inclinación
de la órbita respecto a la eclípticac |
Diámetro ecuatorial (km) |
| Mercurio | 0.38 |
87.969 |
47.87 |
0.2056 |
58.6462 |
28 ° |
7.004 |
4 878 |
| Venus | 0.72 |
224.701 |
35.02 |
0.0068 |
-243.0187b |
3 ° |
3.394 |
12 104 |
| Tierra | 1.00 |
365.256 |
29.79 |
0.0167 |
0.99727 |
23 ° 27' |
0.000 |
12 765 |
| Marte | 1.52 |
686.98 |
24.13 |
0.0934 |
1.025957 |
23 ° 59' |
1.850 |
6 794 |
| Júpiter | 51 |
4 332.71 |
13.06 |
0.0483 |
0.41354 |
3 ° 05' |
1.308 |
142 792 |
| Saturno | 9.52 |
10 759.50 |
9.66 |
0.0560 |
0.44401 |
26 ° 44' |
2.488 |
120 000 |
| Urano | 19.13 |
30 685.00 |
6.80 |
0.0461 |
- 0.71833 |
82 ° 05' |
0.744 |
52 400 |
| Neptuno | 30.02 |
60 190.00 |
5.44 |
0.0097 |
0.67125 |
28 ° 48' |
1.774 |
50 450 |
| Plutón | 39.42 |
90 800.00 |
4.74 |
0.2482 |
- 6.3872 |
85 ° |
17.148 |
2 400 |
| Continúa |
||||||||
| 10 |
11 |
12 |
13 |
14 |
15 |
16 |
17 |
|
| Masa |
Densidad |
Temperatura |
Gravedad superficial |
Velocidad de escape |
Campo f
magnético |
Número de
|
Número de
|
|
| (Tierra=1)d |
(g cm-3)e |
media ° C |
(G) |
(km s-1) |
g=10-5
gauss |
lunas conocidas |
anillos detectados |
|
| Mercurio | 0.055 |
5.43 |
350 |
0.38 |
4.3 |
160 |
0 |
------- |
| Venus | 0.815 |
5.24 |
480 |
0.91 |
10.4 |
4 |
0 |
------- |
| Tierra | 1.0 |
5.52 |
22 |
1.00 |
11.2 |
30 000 |
1 |
------- |
| Marte | 0.107 |
3.9 |
- 23 |
0.38 |
5.0 |
60 |
2 |
------- |
| Júpiter | 317.8 |
1.3 |
- 150 |
2.53 |
60 |
400 000 |
17 |
1 |
| Saturno | 94.3 |
0.7 |
- 180 |
1.07 |
36 |
20 000 |
25 |
~1 000 |
| Urano | 14.6 |
1.3 |
- 210 |
0.92 |
21 |
23 000 |
15 |
15 |
| Neptuno | 17.2 |
1.5 |
- 220 |
1.08 |
24 |
20 000 |
8 |
9 |
| Plutón | 0.0025 |
0.02 |
- 230 |
0.09 |
1.0 |
------- |
1 |
------- |
| a Una unidad astrómica (UA) es la distancia media de la tierra al sol, o sea, 150 millones de kilómetros. |
| b El signo menos significa rotación retrógrada. |
| c La eclíptica es la trayectoria aparente de la Tierra en el cielo. |
| d La masa de la tierra es de 5.98 x 1027 g=1MÅ. |
| e La densidad del agua es de 1 g cm³. |
| f Campo magnético del Sol 1-2 gauss. |
Las distancias interplanetarias son enormes. Las naves Viajero, por ejemplo, tardaron 2.5 años en llegar a Júpiter, viajando a una velocidad de 11 km/seg. Para comprender el significado de estos números, suele ser útil el siguiente modelo a escala del Sistema Solar. Si el Sol fuera del tamaño de una canica, la Tierra sería una mota de polvo a un metro de distancia y Plutón una bacteria a 40 metros de la canica. El lector podrá imaginar la dificultad que representó el descubrimiento de este planeta. Es como pedirle que descubra un microbio a 40 metros de distancia.
En la columna 3 se muestran los periodos de revolución de los planetas, o sea la duración de sus "años". Se observa un aumento en estos períodos del centro del Sistema Solar hacia afuera. Esto es precisamente lo que descubrió Kepler en su tercera ley: el cuadrado del periodo de traslación de los planetas es igual al cubo del semieje mayor de su órbita, multiplicado por una constante. Como se ve, el año marciano es 2 veces mayor que el terrestre y el plutoniano 248 veces mayor.
En la columna 4 observamos que la velocidad de traslación de los planetas disminuye en relación con su distancia del centro del Sistema Solar. La Tierra, por ejemplo, se mueve a 30 km/seg alrededor del Sol, lo cual parece ser una velocidad muy elevada si la comparamos con las que encontramos en la vida diaria. En efecto, si viajáramos a 30 km/seg, tardaríamos sólo 13 segundos en recorrer la distancia que hay entre el Distrito Federal y Acapulco; pero tardaríamos ¡10 000 años! en llegar a la estrella más cercana al Sistema Solar.
En la columna 5 se presentan las excentricidades de las órbitas, o sea el grado de elipticidad que tienen (una circunferencia tiene excentricidad cero y una elipse infinitamente elongada tiene excentricidad 1). Se puede apreciar que muchas de las órbitas son casi circulares, como las de Venus, Neptuno y la Tierra. En cambio, Plutón y Mercurio tienen órbitas mucho más elongadas.
La columna 6 muestra el periodo de rotación (o sea, la duración del "día") de los diferentes planetas. Es interesante notar que Venus y Urano tienen direcciones de rotación distintas a las del resto de los planetas. Esto es más asombroso si se considera que el Sol, todos los demás planetas y casi todas las Lunas rotan y se trasladan en la misma dirección. Cualquier teoría de formación del Sistema Solar tendrá que explicar estas peculiaridades. La duración del día es muy semejante en la Tierra y en Marte. En Júpiter, en cambio, el día y la noche son muy cortos (duran menos de cinco horas cada uno), mientras que en Venus duran 121 días cada uno.
En la columna 7 se muestra la inclinación del eje de rotación respecto al plano de la órbita. En la Tierra, esta inclinación es de 23° y a ella se deben las estaciones. Los ejes de rotación de Mercurio, Marte, Saturno y Neptuno también están inclinados y, por consiguiente, también ellos tienen estaciones. La inclinación del eje de Marte es muy parecida a la de la Tierra; en cambio la del eje de Urano es de 82°, lo que nos indica que los polos de este planeta apuntan prácticamente hacia el Sol en invierno y verano.
En la columna 8 se muestran las inclinaciones de los planos de las órbitas respecto al "plano de la eclíptica", que es el plano que pasa por la órbita de la Tierra. Como se aprecia, todas las órbitas están prácticamente en el mismo plano, o sea que el Sistema Solar en su conjunto es aplanado.
En la columna 9 se presentan los diámetros ecuatoriales de los planetas. Venus y la Tierra tienen tamaños parecidos, Saturno tiene un diámetro 10 veces mayor que el de Venus, y Plutón de la mitad de este último.
En la columna 10 se muestran las masas planetarias. Como se mencionó anteriormente, las masas de los planetas son una parte muy pequeña de la masa total del Sistema Solar, siendo la mayor la de Júpiter, que es de 318 MÅ.
En la columna 11 se han tabulado las densidades de los planetas. La densidad del agua es igual a 1 g/cm³. Mercurio y Venus tienen densidades muy parecidas a la de la Tierra, y Marte un poco menor. En cambio las densidades de los planetas exteriores son mucho menores, siendo las de Saturno y la de Plutón menores que las del agua. Si hubiera un mar lo suficientemente grande, Saturno y Plutón flotarían en él.
Figura 31. El Sistema Planetario. En la parte inferior se muestran a escala
los tamaños relativos de los planetas. Nótese que los cometas resultan ser los
cuerpos más extendidos del Sistema Planetario.
En la columna 12 se muestra la temperatura superficial promedio de los planetas. Es interesante notar que la temperatura de Venus es sumamente elevada, mayor que la de Mercurio, que está más cerca del Sol. Más allá de Marte la temperatura superficial que tienen los planetas es siempre inferior a 0°C.
El simple hecho de conocer las masas, los diámetros y las temperaturas superficiales de los planetas nos permite estimar cuál es la composición química de sus atmósferas (cuando las tienen), ya que la posibilidad que tiene un gas de escapar está en función de la temperatura y de la gravedad superficial. Así, por ejemplo, las masas de Júpiter y de Saturno son lo suficientemente elevadas como para retener el hidrógeno y el helio, a diferencia de Venus y de la Tierra que, aunque tienen atmósfera, han perdido el hidrógeno y el helio. Mercurio está tan caliente y tiene tan poca masa que no puede retener una atmósfera.
En las columnas 13 y 14 se ha tabulado la gravedad superficial y la velocidad de escape de los distintos planetas. Nótese que aunque Saturno, Urano y Neptuno tienen masas mucho mayores que la terrestre, su gravedad superficial es casi igual a la terrestre debido a sus enormes diámetros.
En la columna 15 se ha tabulado el campo magnético de los planetas en los cuales se ha podido medir. Cuando un planeta posee un campo magnético, el viento solar no incide directamente sobre su superficie, sino que es deflectado por las líneas de campo, dando así lugar a una "cavidad magnética". La Luna no tiene campo magnético ni atmósfera y el viento solar incide directamente sobre la superficie. Venus tampoco tiene campo magnético, pero el viento solar es deflectado por su ionósfera.
En la columna 16 se presenta el número de lunas conocidas de cada planeta. Los planetas jovianos tienen más lunas que los terrestres.
En la columna 17 se muestran los anillos detectados alrededor de los planetas. El anillo de Júpiter es muy tenue, formado probablemente por polvos de silicatos de micras de diámetro. Tiene 6 000 km de ancho y 30 km de espesor. Además, tiene un halo de 10 000 km (mucho más tenue) que llega hasta las nubes más externas del planeta. Saturno, por su parte, tiene más de 900 anillos, tanto de polvo como de rocas y hielos.
Los planetas terrestres, también llamados interiores, son los más cercanos al Sol: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. Como su nombre lo indica, se parecen a la Tierra: tienen pocas lunas, son ricos en elementos pesados y su temperatura promedio es de 200°C. A continuación haremos una descripción de los planetas terrestres y de las características que los hacen únicos.
Mercurio es el planeta más cercano al Sol. Hasta hace muy poco tiempo se sabía muy poco sobre él. Su órbita es sumamente elíptica. La diferencia entre sus acercamientos máximo y mínimo (al Sol) es de 40%, mientras que, en el caso de la Tierra, esta diferencia es tan sólo del 4%.
Puesto que la órbita de la Tierra está más alejada que la de Mercurio, éste siempre se ve, desde la Tierra, muy cercano al Sol. Por ello, sólo se puede observar al anochecer o al amanecer, nunca cuando el cielo está muy oscuro. Su máximo alejamiento del Sol es de 28°, por lo que, como máximo, se le ve dos horas antes de salir el Sol o dos horas después de ponerse. Es tan difícil observarlo desde la Tierra, que aun las mejores fotografías lo muestran como una pelota fuera de foco. El mismo Copérnico se lamentó de que nunca lo pudo observar. Se ve borroso porque su luz tiene que atravesar la atmósfera de la Tierra oblicuamente, a través de una capa gruesa de aire turbulento.
La rotación de Mercurio. Debido a las dificultades de observación, los dibujos y las fotografías de Mercurio no muestran rasgos bien definidos sobre su superficie que pudieran ser utilizados para medir su periodo de rotación. Basándose en algunas estructuras superficiales indefinidas los astrónomos llegaron a la conclusión de que su periodo de rotación era igual a su periodo de traslación: 88 días. De ser esto cierto, Mercurio siempre le daría la misma cara al Sol, de la misma manera como la Luna siempre nos da la misma cara. Esto lo convertiría, simultáneamente, en el planeta más frío y más caliente del Sistema Solar. Su lado "día", siempre apuntando al Sol, alcanzaría temperaturas muy altas, recibiendo seis veces más energía solar que la Tierra, mientras que el lado "noche" estaría sumergido en el frío del medio interplanetario.
En 1960 se terminó la construcción de un radiotelescopio para estudios planetarios,
y ¡cuál sería la sorpresa de los radioastrónomos al observar que el lado noche
de Mercurio no era tan frío como se había supuesto originalmente! Si Mercurio
no rotaba, la única posible explicación para la temperatura elevada del lado
noche era la presencia de una atmósfera. (Las atmósferas y las masas de agua
son fundamentales en el clima. Por eso en la Tierra, la temperatura no baja
a -250°C aunque sea de noche.)
Figura 32. Mercurio. A primera vista es muy parecido a la Luna, con la superficie
cubierta de cráteres de impacto. Esta fotografía fue tomada por la nave estadounidense
Mariner 10. (NASA).
Es muy difícil imaginar que Mercurio pueda tener una atmósfera. Por un lado, su gravedad superficial es baja (2/5 de la terrestre: una persona de 100 kg pesaría 40 kg en Mercurio, y si diera un salto de 40 cm en la Tierra daría uno de 100 cm en Mercurio). Por otro lado, como Mercurio está muy cerca del Sol, sus partículas gaseosas se moverían muy rápidamente (porque estarían a temperaturas muy altas), y el posible "aire de Mercurio" se escaparía fácilmente al espacio. En resumen, era poco probable que el planeta tuviera atmósfera.
Con el mismo radiotelescopio, usando técnicas de radar, se encontró que, efectivamente, Mercurio rota muy despacio, descartándose así la explicación atmosférica para explicar la temperatura alta de su lado nocturno. Su periodo de rotación es de 56 días, y el de traslación de 88, así que cada vez que el planeta da tres vueltas sobre su eje se mueve dos veces alrededor del Sol, viéndose en la misma posición y dándole en apariencia la misma cara. Lo increíble es que se ha encontrado que Mercurio en realidad sí posee una atmósfera. Es sumamente tenue: mil billones de veces menos densa que la de la Tierra. No es una atmósfera que provenga del planeta, lo que se deduce de su composición química: helio e hidrógeno. La atmósfera de Mercurio viene del Sol: como el viento solar incide directamente sobre su superficie, las rocas lo absorben y más tarde se degasifican, produciendo la incipiente atmósfera.
La superficie de Mercurio. En 1974 se observó nítidamente por primera
vez la superficie de Mercurio, cuando la nave Mariner 10 se acercó y pudo fotografiarla.
A simple vista Mercurio es muy parecido a la Luna: de color gris blancuzco y
con miles de cráteres de todos tamaños. Esta última es una característica muy
común en los cuerpos del Sistema Solar y se piensa que se remonta a los primeros
tiempos de su formación. Como los cuerpos más masivos atraen gravitacionalmente
a los menos masivos, los meteoritos que pasan cerca de la Tierra son atrapados
por ésta y al caer sobre su superficie forman un cráter. El resto de los cuerpos
del Sistema Solar se comporta de la misma manera, y lo ha venido haciendo durante
toda su historia.
Figura 33. En estas figuras se muestra la formación de un cráter de impacto.
Una vez que cae el proyectil, pulveriza la superficie del blanco y la arroja
al exterior. Por eso se dice que los impactos meteoríticos frecuentes muelen
la superficcie de los cuerpos expuestos. (National Geographic).
Los cráteres de Mercurio se deben a impactos de meteoritos; uno de los cráteres, que se utiliza para medir posiciones sobre su superficie (el "Greenwich" de Mercurio), se llama Hun Kal, nombre que significa, en maya, número 20. Este cráter mide 1.5 km de diámetro. Muchos otros cráteres tienen nombres de artistas. Los rayos brillantes que surgen de algunos cráteres se formaron cuando brotó materia eyectada después del impacto de algún meteorito; dichos rayos están compuestos de polvo muy fino de alta reflectividad. Probablemente han chocado millones de meteoritos contra Mercurio, sobre todo cuando estaba recién formado.
Se piensa que, en sus orígenes, Mercurio estaba compuesto de roca y metal fundidos. El interior permaneció fundido durante mucho tiempo (tal vez siga estándolo en el presente) mientras que las regiones externas se enfriaron y se solidificaron para formar la corteza. Conforme se enfrió el interior, se contrajo, y la corteza se arrugó; algunas porciones de la corteza se encimaron sobre otras, y en los puntos de contacto se aprecian las escarpaduras. Las arrugas produjeron las montañas.
El interior de Mercurio se fundió como resultado del decaimiento de los elementos radioactivos presentes en el interior del planeta. Puesto que los elementos radioactivos producen calor cuando decaen, es probable que este calentamiento se haya producido en todos los planetas y en los satélites mayores, que tuvieron gran concentración de elementos radioactivos. Este proceso de fundición es importante, puesto que hace que los cuerpos de tamaños planetarios se diferencien, es decir que se separen en ellos los elementos más densos de los menos densos. Los materiales más densos se hunden, mientras que los elementos más ligeros se elevan. Por consiguiente, se forma un núcleo planetario central de hierro y níquel, un manto compuesto por rocas densas, y una corteza exterior formada por rocas de baja densidad.
Como en otros cuerpos, encontramos regiones de Mercurio que están tan pobladas por cráteres que se cubren unos a otros en algunos lugares. En cambio, en otras regiones hay menor densidad de cráteres. Probablemente un proceso como el vulcanismo rellenó algunas de las regiones entre los cráteres antes de que terminara el intenso bombardeo de meteoritos al inicio de la formación del Sistema Solar.
Algunos planetas como la Tierra aún están parcialmente fundidos cerca de la superficie, de tal forma que el magma frío ocasionalmente emerge en forma de lava volcánica. Los campos de lava que se observan en Mercurio son muy viejos, puesto que se ven innumerables cráteres de meteoritos sobrepuestos, lo que implica que su interior se ha enfriado y que cerca de la superficie no ha habido material fundido durante mucho tiempo.
La exploración de Mercurio apenas ha empezado. No se ha fotografiado más que
uno de sus hemisferios, y se ha encontrado únicamente una probable caldera volcánica,
pero se piensa que tal vez existan más.
Figura 34. Venus visto desde el espacio. Se observan las nubes altas del planeta,
que tienen velocidades de unos 400 km por hora. Sin embargo, la atmósfera es
tan densa que cerca de la superficie los vientos apenas alcanzan velocidades
de unos cuantos kilómetros por hora (NASA).
A simple vista Venus se ve como una estrella nocturna más brillante que la demás. Por su hermoso aspecto algunos pueblos de la antigüedad le dieron un lugar privilegiado en el cielo. Los mesoamericanos hicieron un calendario con base en el periodo de traslación del planeta; los griegos lo bautizaron con el nombre de la diosa de la belleza y el amor.
Galileo fue el primer hombre que realizó observaciones de Venus con un telescopio; encontró que es un cuerpo esférico y que presenta fases como la Luna.
Si nos pudiéramos acercar a Venus veríamos que está siempre nublado, y que estas nubes de alta reflectividad son las que lo hacen tan brillante. Venus tiene casi el mismo tamaño y masa que la Tierra.
Si Venus, la diosa del amor y la belleza, tuviera características humanas, estaría incómoda bajo estas nubes compuestas de ácido sulfúrico con velocidades dos veces más altas que la de los vientos huracanados terrestres, que le dan la vuelta al planeta en 90 horas.
¿Y la superficie de Venus? Tiene temperaturas de casi 500°C cuando es de día. Esto significa que, si hubiera plomo en la superficie, estaría fundido. Debido a la presión atmosférica, equivalente a la que soportaríamos bajo un kilómetro de agua en la Tierra, las rocas toman formas extrañas. Caen rayos continuamente y hay lluvias esporádicas de ácido sulfúrico.
Las temperaturas superficiales tan elevadas se deben a la presencia de una gran cantidad de bióxido de carbono en la atmósfera. Esto hace que en Venus haya lo que se conoce como el efecto invernadero: la luz del Sol penetra hasta la superficie, ésta la absorbe e irradia fotones infrarrojos, los cuales no logran escapar debido al bióxido de carbono atmosférico. Así, la superficie se mantiene muy caliente —más que en Mercurio— a pesar de que Venus está 1.4 veces más lejos del Sol. Para las ciencias de la Tierra, es de vital importancia estudiar las características de la atmósfera de Venus. Puesto que no hay vida en Venus, su densa atmósfera no tiene O2, y por ello no es transparente a la radiación infrarroja. La radiación solar penetra y, como en el caso de la Tierra, se queda atrapada como en un invernadero. Probablemente, si la humanidad sigue depredando y contaminando su ambiente, logre alterar la composición química de la atmósfera hasta modificar seriamente el clima terrestre.
Hasta hace muy poco tiempo se tuvieron noticias de la estructura superficial
del planeta gemelo de la Tierra. Por un lado, Estados Unidos construyó un telescopio
de radar que manda señales a todos los puntos accesibles de la superficie de
Venus y estima la estructura de la superficie midiendo el tiempo de rebote.
El mapeo de la superficie tardó tres años en efectuarse y mostró que en Venus
hay una montaña, el monte Maxwell, de 14 km de altura (recordemos que el monte
Everest tiene 9 km). Sin embargo, en términos generales, la superficie de Venus
es mucho más homogénea que la de la Tierra. En la figura 35 se muestran mapas
comparativos, obtenidos con radar, de las superficies de Venus, de la Tierra
y de Marte, hechos con la misma resolución y como si los tres planetas fueran
del mismo tamaño. Se puede apreciar, en estos mapas, que en Venus, y sobre todo
en Marte, los continentes son mucho más masivos y están más agrupados que en
la Tierra. La Tierra surgió como un solo continente, pero la tectónica de placas
ha ido modificando su superficie, fragmentándola y desplazando los pedazos.
En cambio, en Marte no existen movimientos continentales.
Figura 35. Fotografía de radar de Venus, la Tierra y Marte, a la misma escala.
En Venus los continentes tienen aspecto más granuloso y en Marte más masivos
que en la Tierra, Los soviéticos han construido radares más poderosos que se
han puesto en órbita alrededor de Venus y en breve se tendrán mejores fotografías
de este planeta.
La Unión Soviética ha enviado varias sondas a Venus. Las primeras expediciones tomaron fotografías de las nubes, midieron campos magnéticos y determinaron la intensidad del viento solar. Recientemente varias sondas se han posado en la superficie, y han logrado sobrevivir algunos minutos en las condiciones ambientales existentes. Gracias a ello se han podido fotografiar las rocas superficiales y el cielo (que es de color naranja), así como realizar el análisis químico de algunas rocas.
Resulta interesante detenerse a considerar el esfuerzo que implica colocar una nave en la superficie de un planeta tan inhóspito como Venus. La nave Vega 1 tardó un mes en llegar al planeta. Era una nave nodriza que transportaba varios módulos de exploración y de descenso. Los módulos descendieron con un paracaídas, rodeados de rayos y ácido sulfúrico, e hicieron los primeros análisis de los aerosoles de la atmósfera venusina. Al mismo tiempo que descendían, enviaban la información por medio de ondas de radio a la Tierra. Una vez sobre la superficie del planeta, el módulo tenía que soportar una temperatura de 600°C y una presión de 100 atmósferas. Los científicos soviéticos construyeron una copia del módulo que colocaron dentro de un horno a alta presión, con la esperanza de que la temperatura interior se mantuviera debajo de 20°C durante los tres minutos necesarios para hacer el análisis químico de la superficie (con un espectrógrafo de masas) y mandar los resultados a la Tierra. Desde luego que el módulo experimental se fundió y se oxidó totalmente en menos de una hora.
Una vez sobre la superficie, que no es lisa (no se disponían de fotografías de antemano para estimar en qué posición iba a quedar el módulo), se procedió al análisis químico. El módulo contaba con un brazo dotado de un taladro y de una aspiradora. El taladro no sabía con qué tipo de suelo se iba a enfrentar. Tuvo que taladrar roca dura y aspirarla, una vez dentro del módulo fue necesario bajar la presión de la muestra, ya que esta última estaba a una presión cien veces mayor que el interior del módulo (hubiera sido como abrir una olla express con 50 veces la presión usual). Hubo que analizar la muestra y enviar los resultados en forma de ondas de radio a la Tierra. Simultáneamente el módulo fotografió el paisaje venusino. ¡Todo esto en menos de trece minutos!
La nave Venera 13 se posó sobre la región Phoebe; cerca del ecuador, y sacó varias fotografías. El cielo, las nubes y la superficie de Venus son de color naranja. Las rocas tienen aristas agudas, lo que parece indicar que hubo flujos de lava sobrepuestos que más tarde fueron erosionados por el viento (los vientos en la atmósfera de Venus son de 200 m/seg en la parte alta y de 2 m/seg cerca de la superficie). En el cuadro 2 se muestra la composición química obtenida en el estudio de rocas superficiales a 3 cm de profundidad por la naves Venera.
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Mineral
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Venera 13
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Venera 14
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| MgO | 10 % ± 6 | 8 % ± 4 |
| Al2O3 | 16 ± 0.6 | 18 ± 4 |
| SiO2 (cuarzo) | 45 ± 3 | 49 ± 4 |
| K2O | 4 ± 3 | 0.2 ± 0.1 |
| CaO | 7 ± 1.5 | 10 ± 1.5 |
| TiO2 | 1.5 ± 0.6 | 1.2 ± 0.4 |
| MnO | 0.2 ± 0.1 | 0.16 ± 0.08 |
| FeO | 9 ± 3 | 9 ± 2 |
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La Tierra presenta una estructura superficial de gran diversidad: tiene agua gaseosa, líquida y sólida, alberga vida, y normalmente, el 50% de su atmósfera está opacada por nubes.
Si fuéramos un astrónomo de Titán, una de las lunas de Saturno, podríamos hacer el siguiente reporte acerca de la Tierra:
INFORME DE LA ACADEMIA TITANIANA DE CIENCIAS
Desde hace siglos nuestros antepasados
han estudiado a la Tierra. Nuestros primeros habitantes suponían que se
trataba de una estrella vagabunda, que aparece al atardecer o al anochecer:
puesto que es un planeta interior sólo se observa cerca del Sol. Desde
que el gran Galilixto utilizó el primer telescopio (que en realidad era
un anteojo de pirata) para estudiar los cuerpos celestes, descubrió que
la Tierra es redonda y presenta fases, como nuestro hermoso planeta Saturno
y sus 23 lunas, de las que formamos parte. |
Figura 36. Fotografía de la Tierra tomada desde el espacio. Se vislumbra la
parte noroeste del territorio mexicano a través de las nubes.
Sólo se conoce un satélite de la Tierra
y no se le han detectado anillos, aunque suponemos que debe tenerlos. |
Resulta difícil estudiar a la Tierra ya
que, como nosotros, posee una atmósfera y está cubierta de nubes la mayor
parte del tiempo; pero sus nubes no son de metano como las nuestras, sino
de agua, lo que hace difícil que albergue vida (aunado a su alta temperatura).
Se conoce muy poco sobre ella ya que la gran distancia a la que se encuentra
nos ha hecho muy difícil estudiarla. |
El estudio de la Tierra es importante para poder compararla con el resto de los planetas del Sistema Solar, y se ha podido realizar cuidadosamente dado que la conocemos con mucho más detalle y desde hace mucho más tiempo. La geología de la Tierra es tan compleja que resulta necesario el estudio del resto de los planetas, que presentan actividades geológicas más sencillas, para ayudarnos a entenderla.
La corteza terrestre está dividida en nueve grandes pedazos o placas que flotan parcialmente sobre el manto viscoso. Estas placas están en movimiento, impulsadas por un flujo de magma que surge del manto a través de las cuarteaduras de la corteza que las originaron. Cuando dos placas se alejan, el espacio entre ellas se llena de agua, dando lugar a mares u océanos, en el fondo de los cuales encontramos cordilleras formadas por el magma solidificado. Cuando se juntan dos placas, una de ellas se hunde, dando lugar a grandes cañones submarinos. También pueden surgir montañas y ocurrir temblores en los sitios en que están chocando.
En resumen, la superficie de la Tierra es dinámica: la corteza vieja desaparece continuamente, a la par que se forma la nueva. Las placas se mueven centímetros o milímetros por año. No se ven muchos cráteres de impacto por meteorito sobre la Tierra porque su superficie es geológicamente joven. Estas ideas forman parte de la teoría de la deriva continental.
El interior de la Tierra. La primera información sobre el interior de la Tierra proviene de comparar la densidad de las rocas superficiales (~3 gr/cm3) con la densidad promedio del planeta: 5.5 gr/cm3. Esta comparación nos indica que en el interior de la Tierra debe haber material más denso. Probablemente cuando se formó la Tierra y estaba todavía muy caliente y viscosa, sucedió la diferenciación: los elementos más densos se fueron al interior y los livianos quedaron en la superficie.
La siguiente información proviene de los temblores. Cuando se produce un movimiento violento en la superficie de la Tierra se producen dos tipos de ondas: las P o primarias, que son ondas de compresión y viajan a unos 7 km/seg, y las S o secundarias, que son transversales y viajan a 5 km/seg. Esta diferencia de velocidades permite conocer con precisión el epicentro del temblor, ya que llegan primero las ondas P que las S. Existen cientos de estaciones sismológicas sobre la superficie terrestre con las cuales se pueden hacer las interpolaciones adecuadas. Las ondas P no atraviesan líquidos. Midiendo la llegada o no de estas ondas a las distintas estaciones sismológicas se ha encontrado que la Tierra posee un núcleo líquido. Dado que las ondas sísmicas se refractan al pasar de un medio a otro (como la luz: por eso una cuchara se ve doblada en un vaso de agua), por su desviación de una trayectoria rectilínea se pueden conocer las distintas sustancias de las que está compuesto el interior de la Tierra. Éste no es un trabajo sencillo; ha tomado decenas de años empezar a conocer el manto y el núcleo terrestre. Se han colocado sismógrafos en la Luna y en Marte, y en 1998 se piensa colocar uno en Venus.
Probablemente el interior de la Tierra esté formado por níquel y hierro. El núcleo central es sólido, pero está rodeado de líquido. La fuente de calor del interior de la Tierra es la radiactividad.
La atmósfera. La atmósfera que tiene la Tierra no es la que tuvo originalmente. Ésa se perdió, y la actual surgió de los gases emitidos por los volcanes, aunque ha sufrido modificaciones (principalmente debido a las plantas).
La composición química de la atmósfera terrestre es de 78% N2, 28% O2, 2.2% CO2 y cantidades variables de vapor de agua. En el cuadro 3 se da una relación más completa, junto con la de las atmósferas de Venus y Marte.
La atmósfera de la Tierra se divide en diferentes capas que varían en temperatura, principalmente debido a su composición química. La luz visible que nos llega del Sol atraviesa la atmósfera y calienta la superficie. La temperatura promedio de la superficie terrestre es de 20°C. La primera capa se llama la tropósfera; tiene composición química homogénea, mide unos 16 km de altura y se calienta por emisión de luz infrarroja, que remite a la superficie, y por convección (es decir, por masas de gas caliente que se elevan y masas de gas frío que descienden). La temperatura de la tropósfera disminuye hasta llegar a -50°C.
Figura 37. Estructura vertical de la atmósfera de la Tierra como función de la temperatura. (dibujo de Alberto García).
A unos 50 km de altura existe una capa de ozono. El ozono (03) es un gas formado por tres moléculas de oxígeno, que absorbe eficientemente la luz ultravioleta del Sol y se calienta; así que a partir de los 16 km de altura, en donde termina la tropósfera, aumenta nuevamente la temperatura hasta llegar a la capa de ozono, que está a unos 0°C. Debajo de la capa de ozono está la estratósfera, y encima la mesósfera. En la estratósfera los gases están en capas, con los de mayor densidad en las capas inferiores. En la mesósfera la temperatura atmosférica vuelve a disminuir hasta -90° C. Después se calienta nuevamente más y más en la termósfera. En esta última capa, los gases atmosféricos atrapan los rayos X del Sol, se ionizan y, como consecuencia, la capa se calienta. Así se forma la ionósfera, que aumenta su tamaño de día y disminuye durante la noche, cuando ya no le llegan los rayos X del Sol. Las ondas de radio rebotan en ella, haciendo posibles las comunicaciones radiales entre lugares alejados. Esto explica la razón por la cual cuando hay actividad solar intensa se alteran las comunicaciones: porque se modifican o cambian bruscamente las capas ionosféricas.
La capa de ozono es fundamental para frenar los rayos ultravioletas provenientes del Sol, pues si éstos lograran penetrar destruirían la vida. Algunos desechos de aviones, de refrigeradores viejos y de aerosoles (los fluorocarbonos) destruyen la capa de ozono. Un efecto a corto plazo es un aumento posible en la incidencia del cáncer de la piel; a largo plazo, las consecuencias podrían ser terribles.
Comparemos las atmósferas de Venus, la Tierra y Marte, tres planetas pequeños con atmósferas primitivas similares. Los tres tenían agua y bióxido de carbón, pero evolucionaron de acuerdo a sus diferentes masas y a sus distancias distintas al Sol.
Venus, el más cercano al Sol, recibe mayor cantidad de radiación. Probablemente Venus tenía vastos océanos cuando estaba recién formado y el Sol era menos brillante; pero al aumentar la luminosidad del Sol, los océanos se evaporaron. Mientras tanto, los volcanes venusinos arrojaron bióxido de carbono a la atmósfera. En la Tierra, el C02 se disolvió en el agua y se reincorporó a las rocas, carbonándolas; pero esto no pudo suceder en Venus, porque el agua estaba gasificada. Conforme aumentó el C02 en la atmósfera de Venus, aumentaron el efecto invernadero y la temperatura, de tal manera que Venus es incapaz de albergar aun las formas más primitivas de vida.
La Tierra está lo suficientemente lejos del Sol como para retener agua líquida. Su presencia prolongada permitió el desarrollo de microorganismos que cambian parte del C02 en 02 y azúcares. Los volcanes y la tectónica de placas siguen proporcionando C02 a la atmósfera.
Probablemente Marte tenía océanos y un clima moderado; incluso pudo haber albergado vida. Como es más pequeño que la Tierra, es menos activo tectónicamente. No tiene una renovación constante de C02, el efecto invernadero ha disminuido y el agua se ha congelado, así que Marte se quedó seco y frío. Frecuentemente, las tormentas de polvo hacen que disminuya drásticamente la temperatura en la superficie de Marte. A diferencia del C02, que atrapa la radiación infrarroja y no la deja escapar, produciendo calentamiento, el polvo impide la entrada de la radiación solar y hace que la temperatura disminuya. Si hubiera una guerra nuclear se levantaría tanto polvo en la Tierra como en las tormentas marcianas y disminuiría tanto la temperatura que se extinguiría la vida en la Tierra (serían suficientes 5 000 megatones para que esto sucediera).
Un compuesto interesante de la atmósfera terrestre es el carbono catorce (14C). Se trata de un isótopo radioactivo del carbono cuya vida media es de 5 760 años. El 14C se produce por bombardeo de rayos cósmicos sobre el 14N. Se ha encontrado que la cantidad de 14C atmosférico ha permanecido casi constante durante los últimos miles de años. Cuando las plantas incorporan a sus hojas bióxido de carbono, una fracción del carbono es del isótopo catorce. Los mamíferos consumimos vegetales o animales vegetarianos e ingerimos 14C. Durante nuestras vidas, la cantidad de este isótopo en nuestro organismo permanece relativamente constante, porque lo renovamos en forma continua. Pero al morir dejamos de renovarlo, y como el 14C decae radiactivamente, midiendo la cantidad de 14C en restos humanos se puede determinar con precisión el año en que murió la persona. El llamado método del carbono catorce es ampliamente utilizado por los antropólogos para datar restos arqueológicos de origen biológico.
El 80% de la masa de la atmósfera se encuentra en los primeros 10 km de altura. La densidad del aire disminuye rápidamente conforme nos alejamos de la superficie de la Tierra. Esto lo podemos experimentar midiendo la temperatura de ebullición del agua. Para que el agua hierva, las burbujas de aire que se forman en el fondo del recipiente tienen que vencer la presión atmosférica para poderse elevar. Al nivel del mar, el agua hierve a 100°C. En la ciudad de México lo hace a 87°C, ya que las burbujas necesitan menos energía para vencer una presión atmosférica menor. En la cima del Monte Everest (8 880 m) el agua hierve a 30°C, pues las burbujas del fondo del recipiente tienen muy poca presión que vencer. De hecho, el ama de casa utiliza este fenómeno en la "olla express": al aumentar la presión dentro de la olla, el agua se calienta a más de 100°C y se cuecen más rápidamente los alimentos. A 100 km de altura la presión atmosférica ha disminuido 100 000 veces; ya casi no hay aire. Aunque se encuentran partículas atmosféricas a decenas de miles de kilómetros de la Tierra, su densidad es tan sólo de unas cuantas partículas por cm3;.
En el cuadro 3 se han presentado algunas características de las atmósferas de los planetas terrestres. La presión atmosférica en Venus es 90 veces la terrestre, mientras que la de Marte es 150 veces menor y Mercurio prácticamente no posee atmósfera.
CUADRO 3. Composición química de las atmósferas de los planetas terrestres
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| Planeta | Presión atmosférica (en bars) | Compuestos principales (porcentaje) | compuestos secundarios (partes por millón) |
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| Mercurio | 10 -15 | He (98) | |
| H (2) | |||
| Venus | 90 | CO2 (96) | H2O (~100), SO2 (~ 150) |
| N2 (35) | Ar (70), CO (40), HCL (0.4) | ||
| Tierra | 1 | N2 (77) | CO2 (330), Ne (18), He (70) |
| O2 (21) | Kr (1.1), Xe (.087), CH4 (1.5) | ||
| H2O (1) | H2 (.5), N2O (.3), CO (.12) | ||
| Ar (0.93) | NH3 (0.1), NO2 (.001) | ||
| SO2 (.0002), H2S (.0002), O3 (4) | |||
| Marte | 0.007 | CO2 (95) | O2 (1 300), CO (700), H2O (300) |
| N2 (2.7) | Ne (2.5), Kr (.3), Xe (.08), | ||
| Ar (1.6) | O3 (.1) | ||
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Los cinturones de radiación. En enero de 1958 el satélite estadounidense Explorador descubrió los Cinturones Van Allen de Radiación, llamados así en honor del director del proyecto.
Se conocen dos de estos cinturones que contienen partículas energéticas y eléctricamente cargadas. Las partículas cargadas emiten la radiación. Los límites de los cinturones no son muy definidos: el interior se extiende desde unos 1 000 km sobre la superficie terrestre hasta 5 000 km, mientras que el exterior va desde unos 15 000 km hasta 25 000 km.
Las partículas cargadas se mantienen dentro de los anillos porque el campo magnético de la Tierra las atrapa cuando llegan con el viento solar y no las deja escapar. Cuando una partícula cargada se mueve dentro de un campo magnético, describe una trayectoria espiral a lo largo de las líneas del campo y emite radiación. Las botellas magnéticas que se utilizan en la Tierra para contener plasmas muy calientes, pretenden hacerlo, imitando la forma en que el campo magnético terrestre mantiene atrapadas a las partículas cargadas provenientes del viento solar.
Marte ha sido siempre uno de los cuerpos celestes más interesantes, tanto para astrónomos como para legos. Su aspecto nocturno es el de una estrella roja muy brillante. Los griegos lo bautizaron con el nombre del dios de la guerra. Se ha especulado durante siglos sobre la probabilidad de que haya vida en ese planeta.
Marte es un planeta pequeño: tiene 6 800 km de diámetro, es decir, la mitad del de la Tierra o Venus, y una vez y media el de Mercurio. Como está casi cuatro veces más lejos del Sol que Mercurio, recibe mucho menos radiación y es capaz de retener una atmósfera.
La atmósfera marciana es tan tenue que se puede mirar a través de ella y estudiar estructuras superficiales hasta de 60 km de diámetro; las más pequeñas se borran debido a la turbulencia atmosférica. Se pueden distinguir casquetes polares y medir su periodo de rotación: 24 horas, 37 minutos y 22.6 segundos.
¿Hay vida en Marte? Con un telescopio, Marte se observa como un disco naranja que cambia de coloración; algunas veces aparecen grandes extensiones verdes o rojizas. Sus casquetes polares cambian sensiblemente de tamaño con las estaciones.
Figura 38. Marte visto desde la Tierra con un buen telescopio. Sus estructuras
superficiales cambian de color y forma durante su periodo de traslación alrededor
del Sol, y lo mismo ocurre con sus casquetes polares.
Marte es difícil de fotografiar porque posee atmósfera, y cuando se realizan exposiciones muy prolongadas se obtienen fotografías borrosas. Por esta razón en el pasado muchos observadores prefirieron dibujar a Marte que fotografiarlo, argumentando que se observaban mejor los detalles superficiales empleando la vista.
En 1877 el astrónomo italiano Schiaparelli describió unas estructuras que bautizó "canales". Son estructuras alargadas que recorren la superficie de Marte. Hizo observaciones muy cuidadosas con un telescopio pequeño, y dibujó la faz cambiante del planeta rojo.
Más adelante, Sir Percivall Lowell consideró que los "canales" de Marte podían haber sido construidos por seres inteligentes; tabuló más de 400 canales: "algunos de los cuales intersectaban los 'oasis' y otros traían agua directamente de los polos a este planeta semidesértico". Consideró Lowell que las manchas verdosas eran extensiones de tierras cultivadas que cambiaban según fueran irrigadas por los marcianos. Cuando se descubrieron los satélites de este planeta, Fobos y Deimos, algunas personas sugirieron que eran artificiales y, según esto, los marcianos nos habían adelantado en mucho desde el punto de vista científico.
En 1965, cuando Mariner 4 mandó las primeras fotografías cercanas de Marte y se afinó el análisis espectroscópico de la superficie, se llegó a la triste conclusión de que era imposible que un planeta sin agua y cubierto de polvo albergara algún tipo de vida. Además, su atmósfera está básicamente compuesta de C02 y tiene una presión 150 veces menor que la terrestre.
Figura 39. Mosaico fotográfico de la superficie de Marte, en el que se pueden
observar regiones viejas ricas en cráteres de impacto y regiones jóvenes, de
aspecto más terso, que fueron rellenadas por lavas volcánicas. En la parte superior
izquierda se ve una región en la que parece haber corrido algún líquido, que
podría haber sido agua. También se pueden observar estrías debidas a fracturas
por tectonismo (NASA).
Estas ideas tomaron un nuevo giro en 1970, cuando fotografías más veladas mostraron que en Marte existen depresiones que parecen ser lechos de ríos secos; además, el análisis químico de los casquetes polares mostraba que éstos tienen una gran cantidad de hielo de agua y no sólo de hielo seco (C02), como se pensó en la década de los años sesenta. Una vez más la comunidad científica supuso que si Marte no albergaba vida en el presente, seguramente esto sí había ocurrido en el pasado, pues todo parecía indicar que alguna vez fluyó el agua sobre su superficie. Así que se planeó una misión no tripulada para que aterrizara en algún lugar propicio e intentara buscar alguna forma latente de vida, como esporas, por ejemplo. Los resultados de las misiones fueron negativos. Las misiones Vikingo pudieron realizar un análisis de las rocas superficiales de Marte, que estaban esparcidas aquí y allá y que, por tener aristas agudas, parecían haber sido eyectadas por impactos de meteoritos.
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| Sonda |
País de Origen |
Fecha de despegue |
Comentario |
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| Mariner 4 | EUA | julio de 1965 | sobrevoló el planeta |
| Mariner 6 | EUA | julio de 1969 | sobrevoló el planeta |
| Mariner 7 | EUA | agosto de 1969 | sobrevoló el planeta |
| Mariner 9 | EUA | noviembre de 1971 | puesto en órbita |
| Marte 2 | EUA | noviembre de 1971 | puesto en órbita y se perdió el módulo de amartizaje |
| Marte 3 | URSS | diciembre de 1971 | puesto en órbita y amartizaje |
| Marte 4 | URSS | febrero de 1974 | sobrevoló el planeta |
| Marte 5 | URSS | febrero de 1974 | puesto en órbita |
| Marte 6 | URSS | marzo de 1974 | puesto en órbita y amartizaje fallido |
| Marte 7 | URSS | marzo de 1974 | puesto en órbita y amartizaje fallido |
| Vikingo 1 | EUA | julio de 1976 | puesto en órbita y amartizaje fallido |
| Vikingo 2 | EUA | agosto de 1974 | puesto en órbita y amartizaje sin fallido |
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La composición química de la superficie de Marte es distinta que la de la Tierra y tiene un alto contenido de hierro (el óxido de hierro es el que le da la coloración rojiza). El alto contenido de este metal sugiere que en Marte no hubo diferenciación como en la Tierra, Venus y Mercurio. La ausencia de un campo magnético marciano y las mediciones de su densidad (3.9 gr/cm³), comparada con el promedio de los otros tres planetas terrestres, 5.4 gr/cm3), sugieren que Marte no tiene núcleo de hierro; es decir, que los materiales más densos no están en el interior del planeta y los livianos en la superficie, sino que están bien mezclados.
La superficie de Marte presenta gran cantidad de cráteres de impacto y conos volcánicos. Frecuentemente la apariencia del planeta cambia cuando hay tormentas de polvo, que duran varios meses y pueden cubrir vastas zonas.
Algunas áreas de Marte están cubiertas por dunas de arena, frecuentemente alineadas en la misma dirección, que muestran que los vientos siempre soplan en el mismo sentido. También se observan montículos de polvo amontonados detrás de los cráteres en el lado en el que no sopla el viento.
Figura 40. El volcán apagado más grande que se conoce en el Sistema Solar
es el Monte Olimpo. Se localiza en Marte y tiene casi 700 km de diámetro y 27
km de altura (NASA).
Las naves Vikingo, además de buscar vida, pudieron fotografiar la superficie marciana. El aspecto de la superficie muestra un paisaje desértico con rocas de aristas agudas. El suelo marciano es naranja, así como su cielo. Las fotografías tomadas por la nave Vikingo 2, que amartizó en una zona más cercana al polo, muestran escarcha cubriendo finamente a las rocas en el amanecer marciano.
Estudios recientes detallados de las fotografías tomadas por las naves Vikingo muestran que hace dos o tres miles de millones de años hubo lagos o mares en Marte. En la región llamada Deuteronilus Mensae existen vestigios de depresiones lacustres. El personal de la NASA piensa enviar una nueva misión exploradora a Marte en 1992, la cual tomará mejores fotografías de la superficie marciana. Dicha misión constará de un robot plástico en forma de rueda de 5 m de diámetro, que explorará directamente la superficie moviéndose a un kilómetro por día.
El cono volcánico más grande de Marte, y de todo el resto del Sistema Solar explorado, es el Monte Olimpo. Tiene 600 km de base y unos 25 km de altura. Como comparación, el mayor volcán terrestre es Mauna Kea, en Hawaii, que tiene 9 km de altura si se mide comenzando en las profundidades submarinas. El cráter del Monte Olimpo es de 65 km, y la ciudad de México cabría fácilmente en su interior.
Además de volcanes, la superficie de Marte muestra cañones. Uno, inmenso, tiene 5 000 km de longitud: es más largo que México. Se cree que Marte no tiene tectónica de placas porque no existen grandes cordilleras montañosas.
Los planetas gigantes o jovianos se encuentran más allá del cinturón de asteroides y su temperatura promedio es de -200°C, ya que a las distancias a las que se encuentran interceptan muy poca radiación solar: Plutón, por ejemplo, recibe 1 600 veces menos luz por cm2 que la Tierra. Debido a la debilidad de la luz que reflejan, estos planetas, sus satélites y anillos son muy difíciles de estudiar, sobre todo más allá de Urano.
Figura 41. Tamaños comparativos de Júpiter, la Tierra y Saturno.
El primer contacto con los planetas gigantes fue en 1973, cuando el Pionero 10 voló cerca de Júpiter; en 1981 y 1982 lo secundaron las misiones Viajero, ofreciéndonos el panorama de un mundo maravilloso.
Los planetas gigantes son mucho mayores que los terrestres. A diferencia de éstos, están hechos de materia volátil: Júpiter, Saturno y Neptuno son gaseosos, salvo por un pequeño núcleo sólido; tienen muchas lunas y anillos y son mundos fríos; Urano es principalmente líquido. A continuación describiremos algunas de las características de los planetas gigantes.
Júpiter es el mayor de los planetas del Sistema Solar. Se ve frecuentemente como un objeto brillante en el cielo nocturno. Observaciones realizadas con un telescopio pequeño muestran su sistema de nubes en forma de bandas que cubren su superficie y cuatro de sus muchas lunas, que hacen que Júpiter parezca un sistema solar en miniatura. Tiene una densidad de 1.3 gr/cm3, de lo que se infiere que su composición química debe ser más parecida a la del Sol que a la de otros planetas (además se tiene evidencia espectroscópica al respecto). Está compuesto casi totalmente de hidrógeno y helio. Como la masa de Júpiter es 318 veces la terrestre y su radio 11.2 el terrestre, la gravedad superficial es 2.5 veces mayor que en la Tierra. Una joven de 60 kg pesaría unos 150 kg en Júpiter. La gravedad es tan alta que los gases más livianos no logran escapar de su superficie. (Si alguna vez la Tierra tuvo hidrógeno gaseoso, éste se escapó, pues la Tierra sólo retiene gases más densos, como el oxígeno y el bióxido de carbono.) Probablemente Júpiter ha retenido los gases de los que se formó originalmente; el estudio de su composición química nos hablará de su origen.
Júpiter es casi totalmente gaseoso, salvo por un núcleo rocoso en el interior (más o menos del tamaño de la Tierra y 15 veces más masivo). Tiene una estructura de bandas y huracanes en su superficie visible, producidas por la convección interior aunada a la rotación. Las bandas que cubren su superficie tienen tonalidades naranja, café, gris, amarillo, crema y azul. Están en continuo movimiento y en ellas se pueden apreciar cambios en cuestión de días. Las bandas de color claro son 10°C más calientes que las de color oscuro; las bandas claras se mueven hacia afuera del planeta y las oscuras hacia adentro. Las bandas oscuras están 20 km por debajo de las claras.
Figura 42. La superficie de Júpiter, totalmente gaseosa, es muy turbulenta. Se distinguen claramente manchas huracanadas (NASA).
Figura 43. Tamaño comparativo de la Tierra y los huracanes de Júpiter.
La Gran Mancha Roja, que se eleva 8 km por encima del material circundante, tiene 26 000 km de diámetro y cabrían dos Tierras en su interior. Es una tormenta atmosférica con vientos huracanados de 360 km/h de velocidad. Se ha observado desde hace más de trescientos años y aparentemente no se ha destruido por la ausencia de estructuras sólidas en la superficie de Júpiter (los huracanes terrestres se destruyen al chocar contra los continentes). Se han observado más manchas de este estilo en Júpiter y en la atmósfera de Saturno.
Júpiter rota muy rápido —una vez cada 10 horas— y esta rotación también influye en el aspecto de las bandas que, según dijimos, son nubes paralelas al ecuador. No todas las bandas rotan con la misma velocidad: las ecuatoriales rotan un poco más rápido que las cercanas a los polos, completando su rotación cinco minutos antes. En consecuencia, cada 50 días jovianos las bandas ecuatoriales han dado un giro más que las polares. Las regiones internas de Júpiter también giran a distintas velocidades.
Los gases de Júpiter se van haciendo más y más espesos hacia el núcleo del planeta, en el que la densidad es tan alta que el hidrógeno se vuelve metálico. La rápida rotación del planeta hace que Júpiter esté achatado, siendo su radio ecuatorial 7% mayor que el polar.
Por medio de la espectroscopia se ha encontrado amoniaco (NH3) y metano (CH4) en la atmósfera de Júpiter; estos compuestos forman menos del 1% de la totalidad del planeta (el 85% es hidrógeno y el 15% helio). Los colores de las nubes provienen de hielos suspendidos en la atmósfera.
Júpiter radia dos veces más energía que la que recibe del Sol, de donde se infiere que, de alguna manera, está generando energía en su interior. Esto no sucede en los demás planetas, con excepción de Saturno y Neptuno, según veremos más adelante. Se piensa que la fuente de energía de Júpiter es la contracción gravitacional del planeta. Es más, si Júpiter hubiera sido 75 veces más masivo lo más probable es que hubiera sido una estrella común y corriente; así, viviríamos en un sistema con dos soles.
Por medio de observaciones en el infrarrojo, hechas desde la Tierra, se ha logrado deducir que las temperaturas de las nubes de Júpiter van de -173 a -73°C. Otro grupo de observaciones, efectuadas por el Pionero 11, mostraron que a una profundidad en la que la presión equivale a media atmósfera terrestre, la temperatura es de +127°C.
El Pionero 10 tomó fotografías orientadas al ecuador de Júpiter y el Pionero 11 hacia la región polar, invisible desde la Tierra. Cerca de los polos ya no se observan las estructuras de bandas, pero sí se aprecia una gran turbulencia.
En 1955 se descubrieron emisiones de radio provenientes de Júpiter parecidas a las que se producen cuando hay tormentas eléctricas en la Tierra. Estas emisiones provienen de descargas eléctricas entre el planeta e lo, uno de sus satélites, y revelan que Júpiter tiene un campo magnético intenso.
Las primeras fotografías cercanas de Júpiter fueron tomadas por las naves Pionero 10 y Pionero 11, en 1973 y 1974. Estas sondas no quedaron orbitando alrededor de Júpiter, sino que prosiguieron su viaje, alejándose cada vez más del Sol. Como viajan a suficiente velocidad para escapar del Sistema Solar (en unos 80 000 años habrán recorrido la distancia correspondiente a 3 años luz), a la larga lo abandonarán. De hecho, a partir de 1979 ya no tuvieron suficiente potencia para seguir mandando señales a la Tierra; pero llevan a bordo una placa con información acerca de su planeta de origen: la Tierra.
Saturno es el segundo planeta del Sistema Solar en cuanto a masa y dimensiones. Es muy parecido a Júpiter, probablemente debido a que tuvieron un origen similar. El diámetro de Saturno es 80% del de Júpiter.
Figura 44. Saturno, observado por el Viajero 2. (NASA)
Debido a su enorme distancia al Sol (9.5 veces más que la Tierra) y a su baja velocidad de traslación, Saturno parece moverse muy despacio a lo largo de la bóveda celeste. A simple vista se ve más amarillento y débil que Júpiter. Su nombre viene del dios griego del tiempo. Para el observador aficionado Saturno resulta ser el objeto más hermoso del Sistema Solar por sus anillos. Los anillos de Saturno están inclinados 27° respecto de su órbita, por lo que, vistos desde la Tierra, presentan diversas orientaciones; cuando están de canto, casi desaparecen por completo.
Galileo fue el primero en observar que Saturno tenía una forma curiosa (en 1610), y en 1959 Huyghens escribió: "Saturno tiene un anillo plano que en ningún punto toca al planeta."
El aspecto exterior de Saturno es parecido al de Júpiter aunque tiene franjas menos pronunciadas debido a su menor temperatura. Su composición química también es muy parecida: en la atmósfera hay moléculas de hidrógeno, amoniaco y metano, aunque este último se cristaliza y se precipita en forma de nieve.
La magnetósfera de Saturno está mucho menos extendida que la de Júpiter, debido a la menor intensidad de su campo magnético -35 veces menor. Esto nos hace pensar que el núcleo de hidrógeno metálico de Saturno es menor que el de Júpiter. El eje del campo magnético de Saturno sólo está inclinado 1° respecto de su eje de rotación.
Como Júpiter, Saturno es una fuente de emisión de radio. Parte de la emisión se produce en los cinturones de radiación, en donde el campo magnético planetario ha capturado una nube de electrones y de iones. Saturno también emite radiación proveniente del interior, ya que todavía se está diferenciando (emite 2.2 veces más energía de la que recibe del Sol).
Los vientos en el ecuador de Saturno se mueven a 1 800 km/h, mientras que en Júpiter esta velocidad es de "sólo" 360 km/h. La diferencia se puede deber a que en Saturno hay estaciones (que duran 30 años) que modifican la temperatura de las nubes.
Saturno tiene un núcleo sólido, rodeado por una capa de hidrógeno líquido metálico;
afuera tiene una capa de hidrógeno y de helio y, finalmente, las nubes que se
observan.
Figura 45. La superficie de Saturno es muy parecida a la de Júpiter,
con bandas alternas claras y oscuras y con manchas de huracanes (NASA).
La nave Viajero 2 lanzada por Estados Unidos pasó por las cercanías de Urano en febrero de 1986, después de haber estudiado a Júpiter en 1979 y a Saturno en 1981; es decir, tardó 5 años en viajar los 1 500 millones de kilómetros que separan a Urano de Saturno. Antes de esa fecha se conocía muy poco acerca de este planeta; incluso su diámetro era incierto.
Además de hidrógeno y helio, Urano y Neptuno tienen oxígeno, nitrógeno, carbono, silicio y hierro en su interior. Tienen, también, un núcleo denso y un interior convectivo.
Para medir los diámetros de los planetas lejanos y para estimar las condiciones de sus atmósferas, tradicionalmente se ha empleado el método de las ocultaciones.
En la figura 46 se muestra la ocultación de una estrella por un planeta. En la parte a se muestra cómo el planeta —que tiene mayor velocidad aparente que la estrella— la oculta (la eclipsa). En la parte b se muestra la curva de luz (la variación de la luz recibida con el tiempo) que se obtendría al observar la ocultación. Primero se observarían la luz de la estrella y del planeta, después sólo la luz proveniente del planeta y, mas adelante, la luz del planeta y de la estrella, una vez que la estrella hubiese emergido. Conociendo la velocidad relativa del planeta y de la estrella y midiendo el tiempo de ocultación, se puede conocer el diámetro del planeta. Si el planeta tuviera una atmósfera que no fuera totalmente opaca a la luz de la estrella, la curva de la luz se vería como se muestra en la parte c de la figura. En la parte d se muestra lo que sucedería si la ocultación no fuera precisamente en la dirección del diámetro del planeta; en este caso se obtendría un límite inferior para el diámetro (es por esta razón que durante mucho tiempo no se tuvo la certeza de los diámetros planetarios). En la parte e de la figura se muestra lo que sucedería cuando se tiene un planeta con anillos y con eje de rotación que apunta hacia el observador, y en la parte f se muestra la curva de luz de este planeta; las depresiones simétricas a ambos lados de la ocultación por el cuerpo del planeta muestran los lugares de los anillos.
Cuando la estrella SAO 158 687 fue ocultada por Urano, en 1977,
se estudió la curva de la luz para tratar de conocer la opacidad de la atmósfera.
Se observó una curva de luz similar a la que se muestra en la parte f o
sea, se descubrió que Urano tiene anillos. Por fotografía directa y ocultaciones
subsecuentes se le han encontrado 10 anillos.
Figura 46. Ocultación de una estrella por un planeta. Ver texto para una
explicación detallada. (Dibujo de Alberto García).
Se calcula el periodo de rotación de los planetas estudiando la reaparición de alguna estructura brillante en su superficie. Como Urano tiene atmósfera opaca y vientos, había sido difícil calcular su periodo de rotación. La nave Viajero 2 encontró que Urano tiene un campo magnético tan intenso como el terrestre, y midiendo su periodo de rotación se encontró que era de 17 horas. Otra característica interesante del campo magnético de Urano es que no está alineado con los polos de rotación, como en la Tierra, en donde el polo sur magnético y el norte geográfico están en direcciones similares (y por eso es tan útil la brújula que, aunque señala la dirección del campo magnético, nos da dirección geográfica). En Urano el Polo Sur magnético está a 55° del Polo Norte geográfico. En la Tierra la dirección de los polos magnéticos cambia con el tiempo, es decir, el Polo Sur magnético algunas veces esta dirigido hacia el Polo Norte geográfico y otras hacia el Polo Sur geográfico. Cuando se endurecen sustancias, como ciertas arcillas, sus partículas quedan alineadas con el campo magnético presente en ese momento. Así, estudiando arcillas antiguas se ha comprobado que el campo magnético terrestre se ha invertido varias veces: la última fue hace unos setecientos mil años. Probablemente el campo magnético de Urano está cambiando de dirección y los aparatos de la nave Viajero lo midieron durante la transición.
La nave Viajero encontró que Urano tiene vientos que se mueven a 375 kilómetros por hora (un avión comercial viaja a 1 000 km/hora). La atmósfera de Urano tiene 8 500 km de espesor y está compuesta principalmente por hidrógeno; además tiene helio y trazas de metano y otros gases. Debajo de esta atmósfera hay un mar con amoniaco disuelto en el agua y más adentro un núcleo rocoso.
La nave Viajero 2 también estudió los anillos de Urano. Descubrió que tiene 10 en lugar de los 9 que se habían encontrado por medio de ocultaciones. Utilizando ondas de radio que rebotan sobre los anillos descubrió que están constituidos por miles de rocas de aproximadamente un metro de diámetro que rotan alrededor del planeta más o menos cada ocho horas. Estas rocas podrían ser fragmentos de algún cuerpo mayor que se rompió; incluso podría haber sido parte de un gran satélite de tamaño terrestre que chocó contra Urano, provocando con ello la anormal inclinación de su eje (como vimos, el eje de Urano está casi paralelo a su plano de traslación). Finalmente, durante su recorrido la nave Viajero encontró 10 satélites menores que no habían sido detectados por los telescopios terrestres.
Figura 47. Urano visto desde su satélite Miranda. Se observa el disco liso de
Urano rodeado de un anillo muy delgado y la superficie rugosa de Miranda.
Figura 48. Los anillos de Urano fotografiados por la nave Vikingo 2.
Son sumamente delgados (NASA).
Los 10 anillos de Urano son delgados, oscuros y bien definidos. Están compuestos por rocas grandes, que miden varios metros de diámetro y casi no tienen piedras pequeñas ni polvo. Esto es sorprendente, ya que se esperaría que las rocas que forman los anillos de Urano estuvieran chocando unas contra otras, produciendo piedras y polvo como en el caso de Saturno. Lo que se piensa es que el polvo de los anillos de Urano se carga electrostáticamente por el viento solar y es atrapado por el campo magnético del planeta, dejando "limpios" a los anillos de desechos pequeños. Aún no existe ninguna teoría para explicar por qué son tan delgados los anillos de Urano.
El planetólogo Brahic dice que los anillos son como el perfume: "poseen muy poca sustancia pero producen mucha emoción".
Más allá de Júpiter, Saturno y Urano, están Neptuno y Plutón. Se sabe muy poco acerca de estos planetas remotos debido a su gran distancia y a que todavía no han sido visitados por sondas, excepto Neptuno, en 1989, del que se ha podido observar que tiene dos o tres satélites y nueve anillos.
El descubrimiento de Neptuno fue un triunfo de la astronomía newtoniana. Neptuno era desconocido hasta el momento en que se encontró que la órbita de Urano difería ligeramente de una elipse. Esta pequeña diferencia se atribuyó a su interacción gravitacional con un planeta aún no descubierto.
El inglés John C. Adams predijo la posición del planeta desconocido en 1845, pero su profesor de astronomía en Cambridge no se molestó en revisar los cálculos del joven. Adams llevó sus cálculos al astrónomo real, pero su mayordomo no le permitió verlo, pues estaba cenando. Sin embargo Adams dejó una copia de sus cálculos. Más tarde, el astrónomo real le pidió a Adams más información, para probar sus habilidades, pero éste no contestó a la petición y sus cálculos fueron archivados.
Un año después, en Francia, Urbain Leverrier repitió, independientemente, los cálculos de Adams, y con base en sus datos, el nuevo planeta fue descubierto en Berlín.
La órbita de Neptuno es tan grande que no le ha dado tiempo de dar una vuelta completa al Sol desde que fue descubierto, aun cuando se mueve a 19 800 kilómetros por hora. Está tan lejos que es muy difícil de observar. En 1968, Neptuno ocultó una estrella casi tan brillante como él (BD-17 4 388). Observaciones hechas desde Australia permitieron determinar un diámetro de 49 200 km para el planeta. El cálculo preciso de un diámetro planetario es importante para conocer su densidad y, por consiguiente, su composición química.
Las observaciones infrarrojas de Neptuno muestran que su temperatura es de -210° C; 17°C mayor que la que producirá la escasa radiación solar que recibe. Como consecuencia, Neptuno radia tres veces más energía de la que recibe, así que tiene una fuente interna de energía como Júpiter y Saturno. Curiosamente Urano no la tiene.
Esto era casi todo lo que sabíamos sobre Neptuno a mediados de 1989, pero en agosto tuvo lugar uno de los acontecimientos científicos más espectaculares de la década: el encuentro de la sonda espacial Viajero 2 con este misterioso planeta y con su aún más misterioso satélite Tritón. En efecto, el 24 de agosto de 1989, después de un viaje de 12 años de duración y de más de 4 000 millones de km de recorrido, el Viajero 2 culminó exitosamente su misión de explorar los planetas exteriores del Sistema Solar (excepto Plutón) pasando a sólo 500 km de la superficie de Neptuno ante la espectante mirada del mundo entero y, en particular, de los especialistas en astronomía planetaria.
Para que una misión de esta envergadura haya llegado a feliz término, hubo que resolver una gran cantidad de problemas científicos y tecnológicos. Por ejemplo, las señales provenientes del Viajero 2 tardaban más de 4 horas en llegar a la Tierra, por lo que la sonda tuvo que llevar un sistema propio de pilotaje que la guiaba, apuntando a una estrella. Además, Neptuno está tan lejos del Sol que se ve 30 veces menos brillante que Júpiter, por lo que fue sumamente difícil fotografiarlo. Todas las imágenes que llegaron estuvieron "movidas" y hubo que utilizar técnicas complejas basadas en el procesamiento de imágenes, vía computadora, para "enderezarlas".
Como hemos dicho, el Viajero 2 sobrevoló Neptuno a sólo 500 km de su superficie, acercamiento mucho mayor que el que tuvo con los demás planetas que visitó (Júpiter, Saturno y Urano). Obviamente, esto trajo consigo un incremento espectacular de nuestros conocimientos sobre este planeta. A continuación presentamos los hechos más importantes que hoy sabemos acerca de él.
Neptuno es un planeta gigante, gaseoso, como Júpiter y Saturno. En el centro tiene una parte sólida más o menos del mismo tamaño que nuestra Tierra. Su color azul se debe a la presencia de metano, un gas combustible, en su atmósfera extendida. El Viajero 2 pudo fotografiar su helada y gruesa capa atmosférica en la que se descubrió un ciclón bautizado como "la gran mancha azul" por su similitud con la "gran mancha roja" de Júpiter. En la atmósfera existen bandas horizontales, claras y oscuras, que se deben a los movimientos de las nubes que bajan a la superficie y que suben de ella, rotando al mismo tiempo con el planeta. Esta turbulencia es producida por una fuente de calor interna, como la de Júpiter y Saturno (curiosamente, Urano no la tiene).
Un descubrimiento muy interesante fue que el planeta tiene cinco anillos (tres de los cuales ya habían sido detectados parcialmente desde la Tierra) que están formados por polvo de hielo y rocas opacas, lo cual los hace muy tenues y, por ende, muy difíciles de detectar. También se descubrieron seis nuevas lunas —se conocían sólo Nereida y Tritón— todas las cuales resultaron ser muy pequeñas y estar cubiertas de hielo (sus temperaturas superficiales son de -200°C).
El misterioso Tritón resultó ser un satélite "de colores": tiene mares de nitrógeno líquido. Unos son color de rosa y otros, de metano, del mismo color "azul agua" que caracteriza a Neptuno. En su superficie se descubrieron conos volcánicos apagados que se deben sumergir en ella —cuando pasan de una cierta altura crítica— ya que el suelo de Tritón es de hielo, y la resistencia mecánica de éste es mucho menor que la de la roca. Pero lo más impresionante ocurrió al estudiar fotografías estereoscópicas de la superficie, pues de pronto apareció, ante los asombrados ojos de los investigadores, ¡un volcán activo! (al que aún no se le ha puesto nombre). Este volcán arroja lo que parecen ser nubes de nitrógeno con cristales de carbono provenientes de las entrañas de esta gran luna (es mayor en tamaño que Mercurio, aun cuando su masa es menor). La erupción llega a una altura de 8 kilómetros. Las nubes de nitrógeno son arrastradas por el viento, rico en metano, hasta una distancia de ciento cincuenta kilómetros. Tritón también presenta rasgaduras superficiales producidas probablemente por glaciares.
Después de haber visitado Neptuno, la sonda Viajero 2 se alejó del planeta en dirección perpendicular al plano del Sistema Solar. Se piensa que seguirá mandando señales durante unos 13 años más, básicamente referentes a la composición química y condiciones del viento solar y del medio interplanetario. Después... se perderá en el espacio interestelar.
P |
ni tu desierta materia que colinda |
con el principio y el fin de los planetas, |
espectral territorio de la nada: |
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a ti, a tus ocultas sombras, a tus |
solitarios eclipses para nadie, |
al no inventado nombre de tus mares; |
a ti, |
luna no cantada, supuesta luna |
que desde la imposible lejanía |
ya proyecta su luz sobre la Tierra. |
|
"Luna de Plutón", B |
Plutón es el único planeta que no ha sido visitado por alguna sonda. Tiene una órbita muy elongada, como se aprecia en el cuadro 1. Está, en promedio, 70 % más lejos del Sol que Neptuno, pero a veces se mueve dentro de la órbita de Neptuno. De hecho, eso está ocurriendo actualmente, y ahora Plutón es el octavo planeta a partir del Sol: entró en la órbita de Neptuno en 1978 y emergerá de ella en 1998.
Dado que Plutón tiene una masa y un tamaño muy pequeños comparados con el resto de los planetas exteriores, y que su órbita intersecta a la de Neptuno, alguna vez se pensó que había sido satélite de éste y que se había escapado al chocar con otro satélite gigante (Tritón) de Neptuno. Sin embargo, recientemente se descubrió la enorme luna de Plutón, Caronte, y así la teoría de que Plutón fue alguna vez una luna resulta difícil de sostener. El periodo orbital de Caronte es de 6.39 días, precisamente igual al periodo de rotación de Plutón, y su órbita está inclinada 650 respecto a la órbita de Plutón. Aparentemente el periodo de traslación y de rotación de Caronte coinciden porque, a causa de las enormes fuerzas de manera que ejerce Plutón sobre él, se ha ido frenando. La Tierra también ha frenado a la Luna por fuerzas de manera y por eso siempre nos da la misma cara.
Figura 49. Fotografía en la que se descubrió el satélite de Plutón, Caronte.
Los planetas del Sistema Solar poseen gran cantidad de lunas (o satélites). Las hay de muchos tamaños en comparación con el planeta madre. Tritón, el mayor satélite de Neptuno (y, probablemente, del Sistema Solar), es tan grande que su diámetro es mayor que el de Marte. El diámetro de Caronte, en cambio, es sólo 1/3 del de Plutón, su planeta madre, y algunas lunas de Júpiter y Saturno sólo tienen algunos kilómetros de diámetro.
Los satélites presentan un a gran heterogeneidad en lo que se refiere a su composición química. Algunos son más bien rocosos, como las lunas de Marte, y otros están compuestos de hielos como Encélado, una luna de Saturno.
En la figura 50 hemos graficado algunos de los satélites del Sistema Solar con sus tamaños relativos. También se han dibujado a escala los diámetros de los planetas como comparación. Las distancias a los planetas no están a escala. No se han incluido los nombres de todos los satélites para no sobrecargar la figura. Se han graficado en orden de distancia al planeta.
Mercurio y Venus no tienen lunas. Fobos y Deimos son dos satélites irregulares de Marte que están cubiertos de cráteres.
Júpiter y Saturno tienen muchas lunas. Los satélites mayores de Júpiter son los galileanos lo, Europa, Ganimedes y Calisto. Los tres últimos son ricos en compuestos de hielos; los demás son más rocosos, mucho más pequeños, y algunos de los exteriores son asteroides atrapados por Júpiter.
Figura 50 Tamaños relativos de algunos satélites. Se han delineado los discos
de algunos planetas como comparación. (Dibujo de Alberto García).
En el cuadro 5 hemos resumido las características más importantes de los satélites del Sistema Solar de los cuales tenemos algunos datos.
A continuación describiremos con mayor detalle los satélites más sobresalientes.
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| Nombre del satélite y del planeta | Semieje mayor órbita (miles de km) | Periodo sideral (días) | Excentricidad de la órbita | Inclinación orbital (%)* | Radio (km) | Masa respecto al planeta | Descubridor (y año) | Magnitud |
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| De la Tierra | ||||||||
| Luna | 384 500 | 27.322 | 0.055 | 18 - 29 V | 1 738 | 0.0123 | - 12.27 |
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| De Marte | ||||||||
| Fobos | 9 380 | 0.318 | 0.018 | 1.0 | 14 x 10 | 1.5 x 10-6 | Hall (1877) | 11.6 |
| Dedimos | 23 500 | 1.262 | 0.002 | 1.3 | 8 x 6 | 3 x 10-7 | Hall (1877) | 12.7 |
| De Júpiter | ||||||||
| 16 Metis | 127 000 | 0.295 | 0.000 | 0 | 20 | ------- | Synnott (1979) | 17 |
| 14 Adrastea | 128 000 | 0.297 | 0.000 | 0 | 20 | ------- | Jewitt et al. (1979) | 17 |
| 5 Amaltea | 181 000 | 0.489 | 0.003 | 0.4 | 135x82x76 | 18 x 10-10 | Barnard (1892) | 4.1 |
| 15 Tebe | 221 000 | 0.670 | 0.000 | 0 | 40 | ------- | Synnott (1979) | 16 |
| 1 Io | 422 000 | 1.769 | 0.000V | 0 | 1 816 | 4.70x10-6 | Galileo (1610) | 5 |
| 2 Europa | 671 000 | 3.551 | 0.000V | 0 | 1 563 | 2.56x10-6 | Galileo (1610) | 5.3 |
| 3 Ganimedes | 1 070 000 | 7.155 | 0.001V | 0.2 | 2 638 | 7.84x10-6 | Galileo (1610) | 4.6 |
| 4 Calisto | 1 880 000 | 16.69 | 0.01 | 0.2 | 2 410 | 5.6x10-6 | Galileo (1610) | 5.6 |
| 13 Leda | 11 110 000 | 240 | 0.146V | 26.7 | ~5 | 5x10-10 | Kowal (1974) | 20 |
| 6 Himalia | 11 500 000 | 251 | 0.158V | 27.6 | 90 | 8.5x10-10 | Perrine (1904) | 14.7 |
| 10 Lisitea | 11 710 000 | 260 | 0.13V | 29.0 | ~10 | 0.01x10-10 | Nicholson (1938) | 18.6 |
| 7 Elara | 11 740 000 | 260.1 | 0.207V | 24.8 | 40 | 0.35x10-10 | Perrine (1905) | 16 |
| 12 Anamkae | 20 700 000 | 617 R | 0.169V | 147 | ~10 | 0.007x10-10 | Nicholson (1951) | 18.8 |
| 11 Carmé | 22 350 000 | 692 R | 0.21V | 164 | ~15 | 0.02x10-10 | Nicholson (1938) | 18.1 |
| 8 Pasifae | 23 300 000 | 735 R | 0.38V | 145 | ~20 | 0.077x10-10 | Mellote (1908) | 18.8 |
| 9 Sinope | 23 700 000 | 758 R | 0.28V | 153 | ~15 | 0.015x10-10 | Nicholson (1914) | 18.3 |
| De Saturno | ||||||||
| 18 Pan | 133.583 | 0.5750 | 0.00 | 0.00 | 9.655 | |||
| 17 Atlas | 137.64 | 0.6019 | 0.00 | 0.00 | 20 | Terrile (1980) | 18.0 |
|
| 16 Prometeo | 139.35 | 0.6130 | 0.003 | 0.00 | 72.5 | 4.7x10-10 | Collins (1980) | 15.8 |
| 15 Pandora | 141.70 | 0.6285 | 0.004 | 0.00 | 57 | 3.9x10-10 | Collins (1980) | 16.5 |
| 10 Epimeteo | 151.42 | 0.6942 | 0.009 | 0.34 | 72 | 9.8x10-10 | Dollfus (1966) | 15.7 |
| 11 Jano | 151.472 | 0.6945 | 0.007 | 0.14 | 98 | 3.5x10-9 | Dollfus (1966) | 14.5 |
| 1 Mimas | 185.52 | 0.942422 | 0.0202 | 1.53 | 196 | 6.7x10-8 | Herchel (1789) | 12.9 |
| 2 Encélado | 238.02 | 1.370218 | 0.0045 | 0.002 | 250 | 1.5x10-7 | Herchel (1789) | 11.7 |
| 3 Tetis | 294.66 | 1.887802 | 0.00 | 1.09 | 530 | 1.3x10-6 | Cassini (1684) | 10.2 |
| 13 Telesto | 294.66 | 1.8878 | 0.00 | 0.00 | 17 | Smith (1980) | 18.7 |
|
| 14 Calipso | 294.66 | 1.8878 | 0.00 | 0.00 | 17 | Smith (1980) | 18.0 |
|
| 4 Dione | 377.40 | 2.736915 | 0.0022 | 0.2 | 560 | 1.8x10-6 | Cassini (1684) | 10.4 |
| 12 Helene | 377.40 | 2.7369 | 0.005 | 0.2 | 18 | Laques (1980) | 18.5 |
|
| 5 Rea | 527.04 | 4.5175 | 0.0010 | 0.35 | 765 | 4.4x10-6 | Cassini (1672) | 9.7 |
| 6 Titán | 1 221.85 | 15.94542 | 0.0292 | 0.33 | 2 575 | 2.4x10-4 | Huygens (1665) | 8.28 |
| 7 Hiperión | 1 481.0 | 21.27661 | 0.1042 | 0.43 | 205 | 3.1x10-8 | Bond (1848) | 14.19 |
| 8 Japeto | 3 561.3 | 79.33018 | 0.0283 | 14.72 | 730 | 3.3x10-6 | Cassini (1671) | 11.05 |
| 9 Febe | 12 952 | 550.48 R | 0.1633 | 175.3 | 110 | 7.0x10-9 | Pickering (1898) | 16.45 |
| De Urano | ||||||||
| Cordelia | 4 900 | 0.335033 | 0.000 | 0.14 | 13 | Voyager 2 (1986) | 24.1 |
|
| Ofelia | 53 300 | 0.376409 | 0.001 | 0.09 | 16 | Voyager 2 (1986) | 23.8 |
|
| Blanca | 59 100 | 0.4345577 | 0.001 | 0.16 | 22 | Voyager 2 (1986) | 23 |
|
| Crésida | 61 750 | 0.46357 | 0.000 | 0.04 | 33 | Voyager 2 (1986) | 22.2 |
|
| Desdémona | 62 700 | 0.473651 | 0.000 | 0.16 | 29 | Voyager 2 (1986) | 22.5 |
|
| Julieta | 64 350 | 0.493066 | 0.000 | 0.06 | 42 | Voyager 2 (1986) | 21.5 |
|
| Porcia | 66 090 | 0.513196 | 0.000 | 0.09 | 54 | Voyager 2 (1986) | 21 |
|
| Rosalinda | 69 920 | 0.558479 | 0.000 | 0.28 | 27 | Voyager 2 (1986) | 22.5 |
|
| Belinda | 75 100 | 0.623525 | 0.000 | 0.03 | 34 | Voyager 2 (1986) | 22.1 |
|
| Puck | 85 890 | 0.791832 | 0.000 | 0.31 | 77 | Stephen Synnott (1985) | 20 |
|
| Miranda | 129 400 | 1.413479 | 0.0027 | 0.42 | 235.8 | 7.3x10-7 | Gerard Kuiper (1948) | 16.3 |
| Ariel | 191 000 | 2.520379 | 0.0034 | 0.31 | 578.9 | 1.5x10-5 | William Lassell (1851) | 14.16 |
| Umbriel | 266 000 | 4.144177 | 0.005 | 0.36 | 265.97 | 1.5x10-5 | William Lassell (1851) | 18.81 |
| Titania | 435 900 | 8.705872 | 0.002 | 0.14 | 435.84 | 4x10-5 | William Herschel (1787) | 13.73 |
| Oberón | 583 500 | 13.46324 | 0.0008 | 0.10 | 582.60 | 3.5x10-5 | William Herschel (1787) | 13.94 |
| De Neptuno | ||||||||
| Náyade | 4 800 | 0.2943396 | 0.0003 | 4.74 | 48 | Voyager 2 (1989) | 24.7 |
|
| Talasa | 50 000 | 0.311485 | 0.0002 | 0.21 | 50 | Voyager 2 (1989) | 23.8 |
|
| Despina | 52 500 | 0.334655 | 0.0001 | 0.07 | 52.50 | Voyager 2 (1989) | 22.6 |
|
| Galatea | 62 000 | 0.428745 | 0.0001 | 0.05 | 62 | Voyager 2 (1989) | 22.3 |
|
| Larisa | 73 600 | 0.554654 | 0.0014 | 0.20 | 73.60 | Stephen Synnot (1989) | 22 |
|
| Proteo | 117 600 | 1.122315 | 0.0004 | 0.04 | 117.60 | Stephen Synnot (1989) | 20.3 |
|
| Tritón | 354 800 | 5.87685 R | 0.0000 | 157.35 | 354.80 | 2.1 x 10 -4 | William Lassell (1846) | 13.47 |
| Nereida | 5 513 000 | 360.362 | 0.7512 | 27.6 | 5 513.40 | Gerard Kuiper (1949) | 18.7 |
|
| De Plutón | ||||||||
| Caronte | 19.8 | 6.387 | 0 | 98.8 | 63.5 | 0.14 | Christy (1978) | 16.8 |
| |
||||||||
* La inclinación de la órbita se mide respecto al plano ecuatorial del planeta. La letra "R" indica que el movimientoes retrógrado, esto es, que es en sentido opuesto a la rotación del planeta. La letra "V" indice la cantidad a la que se refiere esa variable. La inclinación de la órbita se mide respecto al plano ecuatorial del planeta.
La Luna es el cuerpo celeste más cercano a la Tierra. Está a 380 000 km de ella, tan cerca que se le ve forma esférica y domina al cielo nocturno.
El diámetro de la Luna mide 3 476 km, una cuarta parte del diámetro de la Tierra. Ningún otro planeta tiene un satélite tan grande en comparación con su tamaño. Debido a la gran abundancia de cráteres que presenta se ha especulado que su corteza debe ser vieja. En la Tierra, por ejemplo, debido a la tectónica de placas, la corteza se renueva constantemente y la superficie es más joven; la tectónica de placas, junto con la erosión, ha borrado la mayor parte de las trazas dejadas por los impactos de meteoritos. Muchos otros satélites presentan aspectos parecidos al de la Luna: Ganimedes y Calisto de Júpiter; Dione, Mimas y Tetis de Saturno.
La Luna presenta zonas oscuras, bautizadas "mares" por Galileo, que se pueden ver a simple vista o con binoculares.
En realidad la Luna no tiene agua. Tampoco tiene atmósfera. Como la atracción gravitacional de la Luna es 1/6 de la que ejerce la Tierra, si hubiera tenido atmósfera o agua éstas se habrían evaporado hace mucho tiempo.
Además de cráteres y mares, la Luna presenta montañas y cañones. Los cráteres pueden medir hasta 295 km de ancho por 3 km de alto. Hay tantos que incluso se observan algunos cráteres dentro de otros, y muchos de ellos están sumamente desgastados.
Cuando la Luna está llena es tan brillante que se puede leer con la luz que refleja. Sin embargo, las mejores fotografías de la Luna se han tomado cuando hay 'media Luna"; entonces, las sombras que producen las montañas y los cráteres son más alargadas y se observan mejor las estructuras superficiales. Se toman fotografías de las dos mitades de la Luna por separado y después se pegan.
El periodo de rotación de la Luna es igual a su periodo de traslación alrededor de la Tierra: 29.5 días. Así que, en promedio, la mitad de la Luna está en la oscuridad durante 15 días y en claridad durante otros 15. La temperatura superficial de la Luna varía entre 120°C y -110°C, dependiendo de la cantidad de radiación solar a la que ha sido expuesta.
La Luna siempre da la misma cara a la Tierra debido a que ésta la ha ido frenando por fuerzas de marea. El centro de gravedad de la Luna no está en su centro geométrico, sino que se está desplazando hacia la Tierra. La Luna también está frenando a la Tierra a causa de las mareas: cada siglo los días se vuelven 0.001 segundos más largos.
Las grandes depresiones más obscuras de la Luna (los mares) se formaron en su historia temprana, cerca del final del gran bombardeo meteorítico. Como el interior de la Luna todavía estaba fundido, salió lava por las fisuras, produciendo estas regiones extendidas planas que vemos ahora. Sabemos que esto ocurrió después del periodo de gran bombardeo porque la densidad de cráteres es menor en los mares.
La edad de la superficie de la Luna. Como vimos en la sección de la Tierra, la corteza terrestre se renueva constantemente debido a la tectónica de placas; por consiguiente, las edades de las rocas de la Tierra son, en general, jóvenes. Uno de los problemas astronómicos aún no resueltos es la edad precisa de la formación del Sistema Solar y de cada uno de sus componentes individuales. Sería oportuno conocer si el Sol y los planetas se formaron simultáneamente, si el Sistema Tierra-Luna fue un solo objeto que se partió o si se formaron independientemente.
Los meteoritos también son fuentes indicadoras de la edad del Sistema Solar. En la Tierra se han obtenido muestras de hasta 3 500 millones de años. Cuando se produce un impacto de meteorito, se funden las rocas cercanas al impacto, y estudiando estas rocas alteradas, llamadas brecchias, se puede estimar la fecha aproximada del impacto. Una roca que se funde y más tarde se solidifica, atrapa gas en su interior, por lo tanto, una forma de medir su edad es contabilizar la cantidad de gas radioactivo residual que contiene. Uno de los objetivos prioritarios de los viajes a la Luna fue obtener la edad de su superficie. En el cuadro 6 se presentan las edades de algunas muestras lunares.
La exploración de la Luna. En 1969, más de quinientos millones de personas observaron en sus pantallas de televisión la aventura del hombre en la Luna. Durante tres años, 12 astronautas visitaron nuestro satélite gracias al apoyo técnico de miles de científicos e ingenieros.
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Maar
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Brecchias asociadas
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Basaltos
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| Serenitatis (Serenidad) |
4.3
|
3.8
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| Nectaris (Néctar o dulzura) |
4.3
|
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| Fecunditatis (Fecundidad) |
4.2
|
3.5
|
| Tranquilitatis (Tranquilidad) |
4.2
|
3.7
|
| Humorum (Humedades) |
4.2
|
__
|
| Crisium (Crisis) |
4.1
|
__
|
| Imbrium (Lluvias) |
3.9
|
3.3
|
| Orientale (Oriental) |
3.8
|
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La historia de la exploración lunar desde el espacio comenzó en 1959. La Unión Soviética envió tres ondas Luna 3 que pasaron detrás de la Luna, por su lado oculto, y enviaron las primeras fotografías. Fue sorprendente constatar que el lado oculto de la Luna casi no tiene mares; probablemente se debe a que está más expuesto al bombardeo meteorítico.
En 1961 la NASA comenzó su proyecto de exploración lunar. Envió sondas Ranger de estudio a la Luna y, simultáneamente, puso en práctica el envío de un astronauta (en las naves Mercurio) y de dos de ellos (en las naves Gemini).
En 1966, una nave soviética (Luna) y una norteamericana (Surveyor) lograron posarse suavemente sobre la superficie lunar, comprobando que era de materia sólida; las sondas sólo se sumieron unos cuantos centímetros. Además, se obtuvieron las primeras fotografías.
En la Navidad de 1968 la sonda Apolo 8 circundó a la Luna y regresó a la Tierra por primera vez.
El año siguiente, la nave Apolo 11 llevó a los primeros hombres a la Luna. Les tomó tres días llegar en el módulo de comando, y mientras éste orbitaba la Luna, de él se separó el módulo lunar con Neil Armstrong y Buzz Aldrin a bordo, dejando a Michael Collins en órbita. El 20 de julio de 1969 Armstrong pronunció las siguientes palabras al pisar la Luna:
"Esto es un paso pequeño para un hombre y un gran salto para la Humanidad."
Siguieron los Apolo 12 y 14, de adaptación para el hombre a las condiciones lunares, y los 15, 16 y 17, de gran envergadura científica (la nave Apolo 13 sufrió un desperfecto y tuvo que regresar).
Los astronautas estaban protegidos en contra de las condiciones letales de la Luna (ausencia de aire, calor intenso) por trajes espaciales y equipo que pesaba 300 kg en la Tierra (50 en la Luna). Los trajes necesitaban estar a presión y permitirles realizar movimientos y comunicarse.
Los astronautas permanecieron en la Luna varios días. Algunos de ellos viajaron en transportes motorizados para explorar regiones interesantes. Colocaron varios aparatos para medir el viento solar y un sismógrafo para explorar las condiciones interiores de la Luna. Trajeron cientos de muestras rocosas para tratar de entender la evolución geológica de la Luna.
A veinte años de los viajes Apolo, se siguen analizando las muestras lunares que provienen de nueve sitios distintos. Las misiones Apolo trajeron 2 000 muestras que pesaron en total 382 kg. Las ondas soviéticas Luna 16, 20 y 24 trajeron 310, incluyendo una muestra de 160 mm de longitud obtenida taladrando la corteza lunar.
Los instrumentos que fueron dejados en la Luna funcionaron durante ocho años. Detectaron sismos, impactos de meteoritos y midieron la energía radiada por el interior de la Luna. Se sacaron miles de fotografías del satélite, algunas en rayos X, que han permitido conocer en detalle la composición química superficial.
Se suspendieron las misiones Apolo 18, 19 y 20. El único científico que ha ido a la Luna es Harrison Schmidt, a bordo del Apolo 17. En 1977 se dejaron de monitorear las señales provenientes de la Luna, debido a los enormes recortes de presupuesto sufridos por la NASA.
Fobos y Deimos son los dos satélites conocidos de Marte. Sus nombres vienen
del griego y significan miedo y pánico; justos acompañantes de Marte, el dios
de la guerra. Estos satélites son básicamente trozos de piedra.
Figura 51. Fobos y Deimos, los dos satélites irregulares de Marte (NASA).
Fobos y Deimos son muy pequeños. Se mueven relativamente rápido debido a su cercanía al planeta (si no fuera así caerían sobre Marte). Están a 6 000 y 20 000 km sobre la superficie del planeta, respectivamente. Fobos le da una vuelta a Marte en 7 horas 40 minutos; como el día en Marte es de 24 horas 37 minutos, Fobos tarda menos de un día marciano en dar una vuelta al planeta. Deimos tarda un poco más: 30 horas. Un observador marciano vería que Fobos se "mueve al revés", comparado con Deimos, los demás planetas, el Sol y las estrellas; es decir, se mueve de oeste a este.
Fobos y Deimos siempre le dan la misma cara a Marte; su periodo de rotación es igual a su periodo de traslación. No son esféricos y están cubiertos por fracturas y cráteres debidos a impactos de meteoritos. Fobos tiene un cráter de 8 km de diámetro, inmenso si se compara con las dimensiones máxima y mínima del satélite (27 y 19 km). La dimensión máxima de Deimos es de 15 km y la mínima de 11 km.
Las densidades de estos satélites son iguales: 2 gr/cm3, que es la misma que tienen los asteroides rocosos. Por ello se piensa que podrían ser antiguos asteroides atrapados por Marte.
Probablemente la Luna más espectacular del Sistema Solar es Ío. Este satélite de Júpiter es el único cuerpo en el que se han observado volcanes en erupción, aparte de la Tierra. Desde un punto de vista geológico, la superficie de Ío es la más activa de todo el Sistema Solar. Se encontró que en un solo hemisferio tenía ocho volcanes haciendo erupción simultáneamente, con velocidades de salida de las columnas eruptivas de .3 a .7 km/seg (muy semejantes a las terrestres, que son de 0.5-0.6 km/seg), por lo cual alcanzan alturas de hasta 280 km. El principal componente volátil de las columnas eruptivas de los volcanes de Ío parece estar constituido por una concentración muy grande de azufre y bióxido de azufre, mientras que en las columnas terrestres este componente es básicamente el agua.
Figura 52. Ío, satélite de Júpiter, presenta vulcanismo activo. Aquí se observa
la pluma volcánica que se eleva a grandes distancias sobre su superficie (NASA).
Figura 53. Composición fotográfica que muestra a Júpiter con sus lunas galileanas: Ío, Europa, Ganimedes y Calisto (NASA).
Se piensa que la principal fuente de calor causante del vulcanismo en Ío es la deformación periódica a la que está sujeto, debido a la atracción gravitacional de Júpiter y a las demás lunas, que crean grandes tensiones en su interior por fuerzas de marea.
Europa es otro ejemplar extraordinario. Está completamente cubierto de hielo y no presenta ni montañas ni valles. Es como una inmensa pista de patinar. Se observan en su superficie marcas filamentosas que son, probablemente, grietas que se formaron por impactos de meteoritos, que fundieron la superficie; estos líquidos así producidos se resolidificaron más tarde, rellenando los huecos y grietas producidos por los impactos. Algunos investigadores piensan que debajo de la corteza sólida de Europa existe agua líquida, así como en la Tierra hay un mar debajo del hielo del Polo Norte. Y van más lejos todavía: argumentan que si en el pasado la temperatura de Europa fue más elevada, bien se pudo haber generado vida. Se ha observado que en la Tierra la vida aparece incluso en condiciones muy adversas: hay peces que viven en las profundidades del mar a temperaturas muy bajas, presiones muy altas, y donde hay muy poca luz. Estos investigadores argumentan que de la misma manera podría haber vida en estos mares bajo los hielos de Europa.
Titán es la segunda luna más grande del Sistema Solar. Es casi del mismo tamaño que Mercurio y pertenece al minisistema de Saturno.
En Titán siempre está nublado, con nubes de color naranja, Titán tiene montes nevados, lagos y lluvia. Pero así como en la Tierra estos lagos son de agua, en Titán están compuestos de metano. En otras palabras, en Titán llueve gas natural.
Miranda es un satélite de Urano. Antes de que lo fotografiara la nave Viajero en 1986, se pensaba que sería un mundo de hielo, cubierto de cráteres como algunas de las lunas de Júpiter o de Saturno. El mismo hecho de fotografiarlo planteó problemas difíciles, pues la sonda pasó a una velocidad de 60 kilómetros por segundo por su vecindad. Como a Miranda le llega muy poca luz del Sol, por estar tan lejos, las fotografías se veían distorsionadas. Una vez que se resolvieron los detalles técnicos, se observó que este satélite tiene algunas peculiaridades únicas. Posee vastas regiones de forma rectangular, que no se parecen a ninguna estructura geológica (montaña, valle, mar, volcán, cráter, etc.) de ningún otro planeta ni luna. Además de tener esta forma rectangular, dichas regiones están levantadas sobre la superficie.
Figura 54. Composición fotográfica que muestra a Saturno con algunos de sus
satélites: Dione, Mimas, Tetis, Encélado, Rea y Titán (NASA).
Figura 55. Miranda, mundo maravilloso que, según algunos astrónomos, se
partió y se volvió a unir (NASA).
La explicación que han dado los especialistas es que Miranda chocó violentamente con un meteorito gigantesco. Después del choque los fragmentos se volvieron a juntar, pero no se fundieron lo suficiente para formar una luna tan esférica como muchas otras.
Conocemos cuatro planetas con anillos, que son los más grandes del Sistema Solar: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.
Galileo fue el primer científico en mencionar un aspecto extraño en Saturno, aspecto que, según sabemos ahora, se debe a la presencia de anillos: "Al contemplar a Saturno noté que, curiosamente, parece cambiar de forma; a veces se ve más redondo, y en otras ocasiones se observa achatado". Observadores posteriores, con mejores telescopios, les dieron el nombre de anillos a las estructuras delgadísimas que rodean a Saturno.
En 1857 Maxwell concluyó que los anillos no podían estar formados por un disco sólido de materia, sino que debían estar constituidos por gran cantidad de partículas discretas. Pero el conocimiento actual que sobre ellos tenemos se debe principalmente a las sondas espaciales.
Figura 56. El anillo de Júpiter visto desde el lado noche del planeta. Se
observa con claridad que es sumamente delgado (NASA).
Cada sistema de anillos tiene sus características peculiares. Así, el anillo de Júpiter, por ejemplo, está concentrado en un plano de 30 km de espesor. El resto forma un halo de 5 000 km por encima y por debajo de este plano. Está formado principalmente por partículas de polvo de 0.001 mm de diámetro.
Probablemente el anillo de Júpiter está formado por materia volcánica que se originó en su satélite Ío. El anillo de Júpiter se dispersa constantemente en el espacio formando el halo: sin embargo, los volcanes de Ío, que continuamente hacen erupción, arrojan nuevas partículas al espacio y vuelven a poblar la parte densa del anillo. La luna Encélado, de Saturno, también parece presentar un vulcanismo activo y puede estar poblando de partículas a algunos de sus anillos.
Los anillos de Saturno están formados tanto por fragmentos rocosos de hielos de varios metros de diámetro como por pequeñísimas partículas de polvo. Sus dimensiones son: 800 m de espesor y 5 000 km de ancho. Es decir que si una sonda espacial los atravesara a una velocidad de 11 km/seg no tendra tiempo de fotografiarlos. Cuando vemos a Saturno desde la Tierra, con el ecuador alineado a nuestra línea de visión, los anillos desaparecen por completo. En cambio, cuando lo observamos de canto con un buen telescopio, se distinguen tres anillos y unas zonas oscuras llamadas divisiones de Cassini y de Encke. Sin embargo, las naves Vikingo 1 y 2, que los estudiaron de cerca, observaron que son cientos de anillos compuestos de partículas de distintos tamaños y composición química. Dentro de la zona de los anillos existen zonas sin partículas (anillos vacíos) y algunas lunas pequeñas.
Como veremos más adelante, en la sección de cosmogonía, Saturno parece un sistema solar primitivo. Aparentemente, hace 10 millones de años las partículas que forman los anillos de este planeta estaban distribuidas en un halo a su alrededor. Como resultado de su movimiento de rotación y de colisiones sucesivas la mayor parte se fue acomodando en el plano ecuatorial de Saturno, aunque muchas de ellas se escaparon al espacio interplanetario. En las zonas alejadas del planeta las partículas se aglutinaron para formar lunas, pero en las regiones cercanas las enormes fuerzas de marea impidieron la cohesión de las partículas y no se pudieron formar satélites de gran tamaño.
Figura 57. Las estrías oscuras que se ven en los anillos de Saturno parecen
consistir en partículas suspendidas sobre el plano de los anillos por su carga
eléctrica (NASA).
La composición química de los anillos de Saturno es básicamente de hielos: hielo de agua, hielo seco y hielo de amoniaco. Unos son de rocas de color oscuro y otros son materia volcánica polvosa. Algunos de los "anillos vacíos" están poblados por pequeñas lunas que capturan a las partículas que encuentran en su camino. Otros sufren efecto de resonancia entre la velocidad de las partículas y los grandes satélites.
El anillo F de Saturno es muy delgado y en algunos lugares parece estar trenzado. Se cree que dos pequeñas lunas lo están "pastoreando", esto es, evitando que se desintegre. La razón por la cual se piensa esto es que las lunas se mueven a ambos lados del anillo, muy cerca una de la otra, y al moverse atraen a las partículas del anillo haciendo que se tuerza.
El campo magnético de Saturno también actúa sobre los anillos produciendo unas estrías de color oscuro sobre ellos, que se desplazan con el mismo periodo de rotación del planeta, y no con velocidades que disminuyen al alejarse del planeta como los demás componentes anulares. El polvo que forma a estas estrías está cargado electrostáticamente y por eso sigue la misma velocidad de rotación que el campo magnético de Saturno.
Los cometas pasan la mayor parte de su vida lejos del Sol, son sólidos, fríos, oscuros y muy pequeños; son tan diminutos que no se pueden observar ni siquiera a través de los telescopios más poderosos. Estos cuerpos se encuentran en promedio a 100 000 unidades astronómicas del Sol (una unidad astronómica equivale a la distancia entre la Tierra y el Sol, es decir, 150 millones de kilómetros). Estos cuerpos, llamados "núcleos" de cometa, son bloques de sustancias congeladas cuyas dimensiones fluctúan entre cientos de metros hasta varios kilómetros. Esas sustancias, entre ellas agua, bióxido de carbono (hielo seco), amoniaco y metano (gas natural), están mezcladas con polvo interplanetario y con ciertos compuestos de hierro y magnesio, por lo que es común decir que "el núcleo de un cometa es un pedazo de hielo sucio".
Al hallarse a unas tres unidades astronómicas (U.A.) de distancia del Sol, las masas de hielo comienzan a evaporarse debido a la radiación solar, y alrededor del núcleo se forma una capa gaseosa llamada "coma". El vapor puede salir a través de fisuras de la corteza del núcleo, en forma de chorros; más tarde el gas se dispersa y se forma la coma. Esta capa es muy tenue (las estrellas pueden verse a través de ella), pero sus dimensiones a menudo son enormes, mayores, que las del Sol.
A medida que se acercan más al Sol (a menos de dos unidades astronómicas de distancia), los cometas comienzan a desarrollar su cola. De hecho, la palabra "cometa" proviene del griego kometes, que significa "de cabellos largos". La interacción de la coma del cometa con el viento solar y la radiación del Sol es la causa de la formación de la cola. Por una parte, la intensa radiación solar ultravioleta "ioniza" los gases que forman la coma (esto es, provoca que adquieran carga eléctrica), haciéndolos brillar: por otra, el viento solar los arrastra, alejándolos del núcleo, hasta originar así la cola del cometa. Por esta razón, las caras de los cometas apuntan siempre en dirección opuesta al astro solar.
Figura 58. La cola de los cometas se debe a la interacción del viento solar con los gases producidos por la evaporación del núcleo.
Algunos cometas desarrollan una cola de polvo, además de la cola ionizada. Este polvo también se desprende del núcleo por efecto de la incandescencia solar. Como la masa de las partículas de polvo es mayor que la de los iones, el viento solar las desvía menos de su recorrido, de manera que la cola de polvo se aparta un poco menos de la trayectoria del cometa. Es factible observar esta cola debido a que refleja la luz del Sol y, por ello, su color (rosado) es diferente al de la cola de iones (blanco azulado).
Las colas de los cometas alcanzan dimensiones increíbles, hasta de dos unidades astronómicas. Por esta razón se dice que los cometas son los cuerpos más extendidos del Sistema Solar.
La mayor parte de los cometas se desplaza en órbitas elípticas alrededor del Sol, es decir, forman parte del Sistema Solar. Estas órbitas están orientadas en todas direcciones respecto de la eclíptica y hay igual número de cometas prógrados y retrógrados.
Hasta la fecha se han identificado alrededor de 700 cometas. La mayor parte de ellos tarda más de 500 años en darle una vuelta al Sol. El cometa con menor periodo detectado es el Encke (3.3 años).
Al aproximarse al Sol, un cometa puede pasar relativamente cerca de un planeta (en especial de Júpiter o Saturno, que son los mayores) y ser atraídos por éste. Si la interacción es muy intensa, la órbita del cometa se modifica de modo considerable.
La velocidad de un cometa varía a lo largo de su órbita, y llega a alcanzar unos 30 km por segundo en la proximidad del Sol.
Nombres de los cometas. Suelen aparecer unos 15 cometas al año, pero rara vez pueden observarse a simple vista. De ellos, un tercio son nuevos descubrimientos, y los restantes son reapariciones de cometas conocidos. Al aparecer un cometa, se le asigna como nombre provisional el año del descubrimiento, seguido por una letra que indica el orden en que fue identificado. Así, por ejemplo, el primer cometa descubierto en 1974 se llamó 1974a, el segundo 1974b, etc. Algunos cometas llevan, más tarde, el nombre del astrónomo que los estudió.
Fracturas. Como los núcleos de los cometas se hallan sometidos a ciclos de calentamiento y enfriamiento posterior muy intensos, pueden sufrir fracturas ocasionales. Por ejemplo, cuando el cometa West se aproximó al Sol en 1976, su núcleo se dividió en cinco fragmentos diferentes.
Cuanto mayor número de veces pase un cometa cerca del Sol, tanto más se desgastará e irá dejando pequeños fragmentos a lo largo de su trayectoria. Cuando la Tierra atraviesa la trayectoria de algún cometa viejo, esos fragmentos caen en la atmósfera, fenómeno que se conoce como estrella fugaz. Cuando penetran muchos fragmentos en poco tiempo, se produce una lluvia de estrellas. En mayo y octubre pueden observarse lluvias de estrellas llamadas Acuáridas y Oriónidas, producidas por desechos del cometa Halley.
Figura 59. Las lluvias de estrellas se producen cuando pequeños fragmentos
de cometa entran en la atmósfera y se incendian por fricción.
Colisiones. A veces los cometas chocan contra algún otro cuerpo del Sistema Solar. Por ejemplo, se piensa que en 1908 un cometa chocó contra la Tierra en un lugar llamado Tunguska, en la Unión Soviética, localizado en Siberia, en una región pantanosa y helada. Al caer, el cometa derribó todos los árboles distribuidos en un área de 3 000 km2. No quedaron residuos, ya que al estar compuesto en esencia de hielo, se evaporó totalmente. Algunos autores piensan que la extinción masiva de los dinosaurios y otras especies se debió a numerosas colisiones de cometas con la Tierra, que levantaron una capa de polvo haciendo disminuir así la temperatura superficial de la Tierra, lo que provocó la muerte de plantas y animales.
La teoría más aceptada sobre el origen de los cometas señala que son restos de la formación del conjunto del Sistema Solar. Se considera que el Sol y los planetas se formaron por contracción gravitacional de una nube de gas y polvo y que casi toda la materia fue absorbida por ellos. La materia restante, distribuida muy lejos del Sol, la constituyen los cometas, el polvo y el gas interestelar.
Las primeras fotografías del núcleo de un cometa
A principios de 1987 cuatro sondas espaciales se acercaron al núcleo del cometa Halley, enviadas por Japón, la URSS y los países socios de la Agencia Espacial Europea.
Entre los objetos comunes de las misiones pueden mencionarse los siguientes: determinar la naturaleza del núcleo y la cantidad de materia que lo compone; calcular su contenido de polvo y el tamaño de las partículas y estudiar ciertos procesos físicos como la interacción de la coma con el viento solar.
La nave que envió la Agencia Espacial Europea se llamó Giotto, en honor del célebre pintor que inmortalizó la aparición del Halley en 1301 en un fresco titulado La adoración de los Reyes Magos. Esta nave pudo tomar la primera fotografía del núcleo del cometa.
En estas fotografías se observa que el núcleo del cometa tiene forma de cacahuate,
es de 15 km de largo y posee un color oscuro, debido a su corteza de tierra.
Se observó que salía gas y polvo a gran velocidad por las fisuras. El núcleo
del cometa Halley liberaba 60 toneladas de vapor de agua cada segundo durante
su perihelio. Los chorros de gas apuntaban hacia el Sol, ya que la zona más
caliente del cometa apunta hacia él.
Figura 60. El núcleo del cometa Halley fue fotografiado por vez primera
por la nave Giotto. Tiene forma de papa, es muy oscuro y del lado día
emanan chorros de material gasificado (Agencia Espacial Europea).
Las futuras misiones a los cometas son las llamadas Magallanes y Roseta a cargo de la NASA y la Agencia Espacial Europea.
Los planetas menores o asteroides son inmensas rocas que se encuentran en órbitas elípticas rotando alrededor del Sol, principalmente entre las órbitas de Marte y Júpiter, aunque existen asteroides cuyas órbitas intersectan a las de la Tierra y Saturno. Se estima que su número aproximado es de 100 000, aunque sólo se han estudiado con detalle unos 2 000. Sus dimensiones son en promedio de 100 a 200 km. El diámetro del mayor, Ceres, es de 1 000 km. Este asteroide tiene el 30% de la masa de todos los demás asteroides conocidos juntos. Le siguen en tamaño Vesta y Palas, que tienen unos 500 km de diámetro.
La composición química de los asteroides es muy variada: algunos contienen, esencialmente, compuestos de carbono o compuestos ricos en silicio y el 5% son ricos en metales. Se piensa que en un principio había varios asteroides que sufrieron diferenciación, es decir, que en ellos los metales se fueron al centro y las rocas a la superficie, por el calentamiento que produjo el decaimiento de materiales radioactivos. Debido a los choques frecuentes de unos con otros, con una velocidad de impacto típica de 5 km/seg, estos asteroides se fragmentaron, formando "familias" de asteroides más pequeños. Los asteroides de aspecto metálico surgieron del interior de los asteroides primitivos y los rocosos de la superficie. Cuando los choques entre asteroides son menos violentos, los fragmentos se pueden "quedar pegados", dando origen a asteroides de composición química mixta. Un astrónomo japonés buscó (y encontró) "familias" de asteroides con órbitas muy parecidas. Se llaman "familias Hirayama" en su honor.
Existen asteroides dobles, que giran uno alrededor de otro, o que tienen forma de "mancuerna", como Héctor.
Los tres anillos de polvo que se encontraron con el satélite infrarrojo IRAS, entre la órbita de Marte y Júpiter, se pudieron haber formado por la molienda continua que resulta del impacto de los asteroides.
Existen algunos planetas menores, como Quirón, cuya órbita está entre la de Júpiter y Saturno. Su diámetro es de sólo 300 km y podría ser el núcleo de un cometa desviado gravitacionalmente por los planetas gigantes.
Otro planeta menor interesante es Hidalgo. Su órbita es la más elongada de todos los asteroides estudiados; llega más allá que la de Júpiter y está inclinada 60° respecto de la eclíptica.
La Unión Astronómica Internacional agrupa a los astrónomos profesionales de
todo el mundo. Tiene una serie de comisiones encargadas de funciones diversas,
entre las cuales se encuentra la de dar nombres a los cuerpos celestes.
Figura 61. Los 33 asteroides con diámetros mayores que 200 km. El arco grande
a la izquierda representa a Marte.
La Comisión de nombres de planetas menores de la Unión Astronómica Internacional decidió bautizar a siete asteroides en honor a los astronautas que perecieron durante el despegue del Challenger el 28 de enero de 1986. Los nombres son 3350 Scobe, 3351 Smith, 3352 McAuliffe, 3353 Jarvis, 3354 McNair, 3355 Onizuka y 3356 Resnik. Estos asteroides fueron descubiertos entre 1980 y 1984 por los astrónomos Bowell y Thomas del Observatorio de Lowell en Estados Unidos. Los números de los asteroides corresponden a su número de descubrimiento.
Las órbitas de los asteroides suelen ser muy elípticas y desorganizadas. Tal vez algunos cuerpos masivos pasaron por el cinturón de asteroides y desorganizaron sus órbitas, volviéndolas caóticas e impidiendo que los asteroides se aglutinaran en un planeta, produciendo en cambio sus choques frecuentes.
Existen dos familias de asteroides, troyanos y griegos, llamados así porque llevan nombres de héroes de la Ilíada, que se mueven en una órbita muy cercana a la de Júpiter. Los "griegos se mueven por delante de Júpiter y los "troyanos" por detrás, en los llamados puntos lagrangianos (las regiones en donde la atracción gravitacional ejercida por Júpiter es igual a la del Sol).
Los meteoritos son cuerpos menores que caen sobre la Tierra y otros cuerpos del Sistema Solar. Algunas veces al caer forman cráteres, pero casi siempre se volatilizan antes de caer en los cuerpos con atmósfera, y al hacerlo producen trayectorias luminosas conocidas como estrellas fugaces. Todo los días caen aproximadamente 19 toneladas de materia del espacio sobre la Tierra.
Se dispone de muy poca materia extraterrestre. Sólo se tienen algunas muestras lunares y meteoritos, aunque ya se ha hecho un análisis directo de las superficies de Marte y de Venus.
Uno de los meteoritos más importantes que se ha analizado es el meteorito Allende, que cayó en 1969 cerca de Toluca, cuya masa se estima en cuatro toneladas de materia sólida. Este meteorito tiene muchas peculiaridades. Su composición química es muy similar a la del Sol, lo que viene a mostrar que probablemente ambos se formaron de la misma nube. Sus diferencias (en composición química) se deben a que el Sol quema rápidamente elementos como el litio y a que Allende no puede tener gases muy volátiles y gases nobles. Se ha podido determinar con mucha precisión la edad de Allende que es de 4.67 X 109 años, que dentro de la incertidumbre, se piensa que es la edad del Sol y del Sistema Solar.
El estudio de la composición química de los meteoritos es fundamental para
entender la evolución y el origen del Sistema Solar. Esto se debe a que muchos
meteoritos provienen de regiones muy alejadas del Sistema Solar en donde no
fueron contaminados por la presencia de vida ni por los intensos vientos solares
que producía el Sol en su etapa de protoestrella. La composición de los minerales
de un meteorito depende de la presión y de la temperatura del medio en que se
formaron.
Figura 62. Fragmento del meteorito Allende, muy apreciado por su edad (cuatro
mil seiscientos millones de años) y por sus inclusiones vidriosas ricas en aminoácidos.
Existe una clase peculiar de meteoritos llamados tectitas. Tienen aspecto vidrioso y formas circulares, alargadas y de mancuerna; las mayores tienen 8 cm de diámetro. Se han encontrado principalmente en Indonesia y Australia. Las tectitas son muy pobres en agua, lo que ha hecho suponer a algunos investigadores que pueden ser de origen lunar. Es posible que en el pasado, cuando hubo vulcanismo activo en la Luna, algunos fragmentos volcánicos hayan logrado escapar de ella y hayan caído en la Tierra. Esta hipótesis se confirma por el hecho de que las tectitas parecen haber estado fundidas a alta presión y haberse solidificado rápidamente. Otros investigadores piensan que se formaron por el impacto de un enorme meteorito sobre la Tierra que lanzó pequeños fragmentos fundidos a la atmósfera, que al caer por el aire tomaron esas formas curiosas.
Se ha encontrado que algunos meteoritos tienen inclusiones con aminoácidos. Este descubrimiento es importante para los estudios sobre el origen de la vida, puesto que muestra que se puede formar compuestos orgánicos complejos en el medio interestelar. Allende muestra sobreabundancia de algunos isótopos del oxígeno y del magnesio; esto parece indicar que poco antes de la formación del Sistema Solar hubo una explosión de supernova en su vecindad, lo cual, por un lado, enriqueció a la nube de la cual se formó el Sistema Solar con elementos químicos recién procesados y, por otro, ayudó a generar una onda de choque que propició su colapso.
Hoy en día se está realizando una búsqueda intensa de meteoritos en el Polo Sur. En esas regiones, los meteoritos se conservan muy bien enterrados en los hielos, prácticamente sin contaminación orgánica.
Los nombres de los objetos celestes son muy variados: incluyen desde nombres de sus posiciones en catálogos, como NGC 2403 (el astro número 2403 del New General Catalog de objetos difusos), hasta nombres poéticos o mitológicos, como la constelación de Perseo, llamada así en honor del héroe griego que le cortó la cabeza a Medusa. Otros nombres son morfológicos, como la nebulosa del Cangrejo o la de la Tarántula.
No sólo los objetos llevan nombres sino también algunas de sus estructuras. Los cráteres de Mercurio conmemoran a artistas y poetas, como por ejemplo el cráter Sor Juana, ubicado en el hemisferio norte del planeta.
A raíz de los descubrimientos de los nuevos satélites del Sistema Solar y de las fotografías cercanas de algunos de los ya conocidos, la cantidad de estructuras por bautizar ha aumentado enormemente. La nave Viajero II, por ejemplo, fotografió las lunas de Urano y habrá que darles nombre.
En la actualidad los nombres de los objetos astronómicos son asignados por el pleno de los astrónomos profesionales. Éstos están agrupados en la Unión Astronómica Internacional que se reúne cada tres años. Está subdividida en comisiones dedicadas a varios aspectos de la astronomía, por ejemplo, la Comisión de Galaxias, la de Supernovas y la de Nomenclatura.
La próxima reunión será en agosto en la ciudad de Baltimore, Estados Unidos. Durante la reunión de Patras, Grecia, en 1983, se les dio nombre a las estructuras de las lunas de Júpiter y Saturno. Por ejemplo, las estructuras superficiales de la luna Encélado de Saturno llevan nombres de los personajes de Las mil y una noches. Un cráter se llama Alí Babá, otro Aladino y otro más Simbad. Ahora, en Baltimore, las recientemente descubiertas lunas de Urano serán bautizadas. Algunas estructuras llevarán nombres de las personas que las descubrieron y de científicos e ingenieros que ayudaron a construir las naves Viajero; otras tendrán nombres tomados de libros y leyendas.
La existencia de otros planetas más allá de la órbita de Plutón es factible. Pero, de haberlos, serían muy difíciles de detectar.
Se han hecho búsquedas con telescopio de planetas del tamaño de Neptuno o mayores, en el plano de la eclíptica, hasta una distancia de 270 unidades astronómicas (siete veces la distancia de Plutón al Sol), y no se han encontrado.
Sin embargo, con el satélite infrarrojo IRAS se han encontrado estrellas enanas cafés: cuerpos mayores que Júpiter, que podrían estar asociados al Sistema Solar.
Se ha observado que, en la galaxia, las estrellas se forman por condensación de nubes de gas y de polvo. Para que se dé la contracción, la energía potencial gravitacional de la nube deberá ser mayor que la energía que tiende a disiparla: la energía cinética más la energía magnética.
Figura 63. Una nube interestelar de gas y polvo semejante, probablemente,
a la que dio origen al Sistema Solar.
A rasgos muy generales, se piensa que el Sistema Solar se formó de la siguiente manera: Existía, en el medio interestelar, una "nube molecular" con temperatura de unos 10°K y densidad de 1 000 partículas por cm3. Esta nube protosolar estaba en equilibrio con el medio; tenía campo magnético y rotación. Estaba compuesta por gas (H, H2, He, N, O, C) y polvo (polvos metálicos refractarios y polvos volátiles o hielos). En la vecindad de esta nube protosolar ocurrió una explosión muy violenta, la explosión de una estrella supernova (en la que una sola estrella libera más energía que toda una galaxia). La onda de choque producida por la supernova obligó a la nube protosolar a contraerse hasta el punto en que las fuerzas de contracción vencieron a las de expansión, y se produjo el colapso. Como la nube estaba rotando, se colapsó en un disco, ya que en la dirección del eje de rotación no había fuerza centrífuga que se opusiera a la contracción. La densidad tendió a ser mayor en la parte central de la nube. Las partículas de polvo más densas se incorporaron más rápidamente que el gas al plano del protosistema solar. En la parte central de la nube protosolar se formó el protosol, dentro del cual quedó congelado el campo magnético de la nube protosolar. El Sol se condensó con gran parte del material disponible.
La energía gravitacional que tenían el gas y el polvo originales se transformó en energía cinética cuando se contrajo la nube, y por lo tanto, el protosol se calentó. Una vez que la temperatura central en el interior del Sol fue lo suficientemente elevada, se llevaron a cabo reacciones nucleares en su centro y esta nube de gas se convirtió en una estrella con luz propia.
De manera simultánea a la formación protosolar se empezaron a aglutinar también los polvos del resto de la nube. Cuando el Sol empezó a radiar, evaporó los polvos de hielos no refractarios que estaban en su vecindad, pero los polvos metálicos refractarios sobrevivieron al calentamiento (los polvos de hielo alejados del Sol no se evaporaron). Después, los polvos se aglutinaron en partículas y éstas, más tarde, en piedras de tamaño cada vez mayores, hasta formar planetesimales, que siguieron creciendo conforme atrapaban más y más materia del medio y conforme chocaban unos con otros.
Figura 64. Remanente de la explosión de una supernova, que podría ser parecida
a la que causó la formación del Sistema Solar.
En otras palabras, los planetas se formaron por aglomeración de partículas de polvo que fueron creciendo para crear cuerpos cada vez más grandes. Los planetas cercanos al Sol son ricos en elementos pesados porque provienen de polvos refractarios que no se evaporaron cuando nació el Sol. En cambio, los planetas exteriores tienen una composición química más representativa de la nube original, ya que se formaron de polvos refractarios y de hielos. Los planetas exteriores son mayores y tienen más lunas porque dispusieron de mayor cantidad de materia para su formación.
Si los planetas se formaron por la agregación de planetesimales y partículas menores que rotaban alrededor del Sol como un disco plano, se pueden explicar a grandes rasgos muchas propiedades observadas del Sistema Solar, como la dirección de la rotación y de la traslación de la mayoría de los planetas y sus satélites. En el caso de Urano, cuyo eje de rotación está muy inclinado y cuya rotación es retrógrada, se ha tenido que recurrir a la explicación de que se podría haber formado por la colisión de dos protoplanetas muy masivos, ya que uno solo formado por agregados de gran cantidad de partículas con movimiento al azar en pequeña escala habría dado lugar a un planeta con el eje de rotación perpendicular al plano ecuatorial, como Júpiter. La rotación retrógrada de Venus sugiere desaceleración fuerte por efecto de mareas.
Al observar el cinturón de asteroides nos podemos dar una idea de cómo se veía el plano del Sistema Solar antes de la formación de los grandes cuerpos. Los asteroides nunca se aglutinaron, probablemente por la fuerza de marea que ejerce Júpiter sobre ellos.
En el Sistema Planetario se observa una traslación gradual en cuanto a composición química: más cerca del Sol encontramos materia refractaria, rocas y metales; y lejos del Sol, materia volátil y hielos, además de la anterior.
La formación del Sistema Solar es, pues, resultado de una secuencia de eventos físicos normales. ¿Tendrán otras estrellas sistemas de planetas también?
Figura 65. Los astrónomos creen que la mayor parte de las estrellas tienen planetas o los tuvieron alguna vez. Por consiguiente, es muy probable que exista vida inteligente en el Universo además de la que conocemos.
Aunque se ha avanzado enormemente en los últimos años, en cuanto a datos y teorías, todavía no se explican todas las características del Sol, de los planetas y sus lunas. Conforme aumentan las observaciones surgen más dudas que siguen haciendo misteriosos a nuestros vecinos más cercanos.
La eclíptica es el plano de la órbita de la Tierra.