IV. EL SISTEMA SOLAR
EN ESTE cap�tulo hablaremos sobre los distintos cuerpos que forman el Sistema Solar. En los �ltimos a�os, gracias a la exploraci�n espacial, nuestros conocimientos han crecido enormemente. Por un lado, se han descubierto nuevos fen�menos que nos han ayudado a resolver problemas, y por otro, han surgido muchas nuevas inc�gnitas. La exploraci�n espacial ha confirmado una vez m�s la validez del m�todo cient�fico y la posibilidad de hacer predicciones astron�micas a grandes distancias. Por ejemplo, cuando el hombre se pos� sobre la Luna no se hundi�, ni se quem�, ni fue devorado por un hombrecito lila; las predicciones hechas desde la Tierra sobre las condiciones f�sicas de la Luna fueron acertadas.
El estudio del Sistema Solar es importante para la humanidad porque es lo que tiene cerca, est� 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 atenci�n la Luna; habr� escuchado desde ni�o cuentos, como aquel que relata c�mo en el pasado la Luna estaba tan cerca de la Tierra que los humanos se embarcaban en peque�as lanchas y cuando sub�a la marea recortaban trozos de reques�n lunar.
Los planetas m�s cercanos se ven a simple vista como estrellas brillantes. Para los griegos fueron objetos tan importantes que los bautizaron como sus dioses; los d�as de la semana aun llevan sus nombres romanizados: martes, d�a 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 m�s brillante.
El Sistema Solar est� formado por el Sol, nueve planetas, lunas, planetas menores, cometas, meteoritos, gas y polvo. Parte del polvo est� concentrado en anillos, tres cercanos a los asteroides y dos m�s all� de la �rbita de Plut�n. En esta secci�n discutiremos algunas de las caracter�sticas sobresalientes de estos cuerpos.
Utilizaremos la notaci�n exponencial para las cifras astron�micas. Por ejemplo
100 = 102, 1 000 = l03, 1 000 000 = 106, 0.1
= 10-1, 0.01 = l0-2etc�tera.
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 J�piter, Saturno, Urano, Neptuno y Plut�n, pues est�n en promedio 25 veces m�s lejos. La distancia entre Plut�n y el Sol es 40 veces la distancia de la Tierra al Sol (150 millones de km). La mayor�a de los cometas se encuentran miles de veces m�s lejos. Puesto que el Sol posee el 99.8% de la masa del Sistema Solar, �ste es muy extendido y est� casi vac�o.
Todos los planetas se trasladan alrededor del Sol en �rbitas el�pticas y, al
mismo tiempo, rotan sobre s� mismos. En la mayor�a de los casos la direcci�n
de la rotaci�n coincide con la de traslaci�n. Un hecho interesante es que entre
m�s cerca est�n del Sol se mueven con mayor velocidad: en promedio, Mercurio
se mueve a 48 km/seg, la Tierra a 30 km/seg y Plut�n a 5 km/seg. Las �rbitas
de los planetas est�n casi en el mismo plano, el de la ecl�ptica,1![[Nota 1]](../imgs/mcommnt.gif){kind=small}
en cambio las �rbitas de los cometas suelen tener todo tipo de inclinaciones.
El Sistema Solar est� inmerso en un flujo de part�culas que emana continuamente del Sol, llamado viento solar. Este "viento" resulta de la evaporaci�n de la superficie del Sol; est� compuesto b�sicamente por gases de hidr�geno y de helio, y posee un campo magn�tico. Cuando llega a la Tierra se mueve a 450 km/seg y su interacci�n con el campo magn�tico terrestre produce las auroras australes y boreales.
El Sistema Solar es muy peque�o si lo comparamos con el Cosmos. Viajando a la velocidad de la luz (300 000 km/seg) tardar�amos 1.5 segundos en llegar a la Luna, 86 minutos en llegar a Saturno y 4 a�os en llegar a la estrella m�s cercana. Ahora que si quisi�ramos llegar a alg�n planeta en la galaxia de Andr�meda, tardar�amos varios millones de a�os viajando a la misma velocidad; y no se diga de planetas pertenecientes a galaxias m�s lejanas, a las que tardar�amos miles de millones de a�os en llegar.
En este cap�tulo haremos una descripci�n de los cuerpos del Sistema Solar.
Empezaremos por el Sol; despu�s, describiremos cada planeta y los cuerpos menores
y, finalmente, haremos una descripci�n sencilla de la cosmogon�a, que trata
de la formaci�n y evoluci�n del Sistema Solar.
EL SOL |
El Sol es sin duda el componente m�s notable del Sistema Solar: no s�lo provee de la mayor parte de energ�a al conjunto, sino que adem�s es due�o 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 m�s masa que todo el resto del Sistema Solar. El Sol est� 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 relaci�n con las estrellas de su vecindad, y tambi�n alrededor del centro de la Galaxia, a una velocidad de 250 km/seg. El di�metro del Sol es de 1.4 millones de km, casi 100 veces el de la Tierra y 10 veces el del J�piter.
Durante los �ltimos 4 600 millones de a�os la Tierra ha estado ligada gravitacionalmente al Sol y �ste la ha ba�ado de energ�a. En la actualidad la vida se sostiene sobre todo gracias a que las plantas pueden capturar y almacenar qu�micamente la luz visible. Los primeros hombres intuyeron la funci�n vital del Sol y le atribuyeron poderes protectores y divinos.
El Sol es una estrella bastante com�n (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 energ�a; y cada cm2 de la Tierra intercepta 1.36 x 106 erg/seg (esta cantidad se conoce como la constante solar). La fuente de energ�a del Sol proviene de la fusi�n nuclear que se lleva a cabo en su interior, en la que se est�n transformando continuamente dos �tomos de deuterio (que es un is�topo del hidr�geno) en uno de helio, utilizando como catalizador al carbono. Como la masa de los dos �tomos de deuterio es ligeramente mayor que la masa del �tomo de helio, el exceso de masa se transforma en energ�a, de acuerdo con la relaci�n E = mc2. La masa transformada en energ�a por reacci�n, es tan s�lo de 0.007 veces la masa original. Cada a�o, el Sol transforma un diezmillon�simo de millon�simo de su masa en energ�a.
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 a�os, y lo seguir� 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 composici�n qu�mica del Sol es t�pica de la composici�n qu�mica del resto del Universo: hidr�geno, helio y trazas de los dem�s elementos, principalmente carbono, nitr�geno y ox�geno.
Desde principios de siglo se ha estudiado la composici�n qu�mica del Sol. El gas helio (que viene de la palabra griega helios, que significa sol) se descubri� primero en el Sol y despu�s en la Tierra.
En el Sol se han descubierto 92 de los elementos qu�micos 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 relaci�n con el hidr�geno solar encontramos que por cada mill�n de millones de �tomos de hidr�geno 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 est� rotando y que posee un campo magn�tico (entre 1 y 2 gauss), se est� evaporando; como resultado de esta evaporaci�n se produce el llamado "viento solar", que no son m�s que part�culas cargadas (n�cleos de hidr�geno, helio y electrones) que arrastran consigo a las l�neas de campo magn�tico, 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 s�lo de 10-7 MÅ por a�o.
En la figura 27 se muestra un corte esquem�tico del Sol. En la parte central, que ocupa el 25% de su radio, es donde se llevan a cabo las reacciones nucleares. S�lo en la parte central del Sol, en donde la temperatura y la presi�n son muy elevadas, los choques entre part�culas at�micas son lo suficientemente frecuentes y potentes como para lograr fusionarse y liberar fotones muy energ�ticos (rayos gamma). Una vez producida, la radiaci�n sale en todas direcciones, pero cada fot�n es dispersado cientos de veces antes de llegar a la superficie, debido a que el Sol no es transparente. Los astr�nomos describen esta situaci�n diciendo que el material solar tiene un cierto grado de "opacidad".
Figura 27. Corte esquem�tico del interior del Sol. (Dibujo de Alberto Garc�a.)
A cierta profundidad, la opacidad se vuelve tan elevada que el modo de transporte de energ�a por radiaci�n 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 fr�as hacia el interior. El transporte de energ�a por convecci�n tambi�n se da en el interior de la Tierra, en las atm�sferas de la Tierra y de otros planetas como J�piter.
La fot�sfera del Sol es la capa que observamos cuando lo vemos a simple vista. No logramos ver a trav�s de ella mayor profundidad debido a que es opaca. Forma parte de su atm�sfera y es muy delgada. Una vez que la radiaci�n ha llegado a la fot�sfera puede viajar libremente hasta la Tierra. En la fot�sfera del Sol aparecen manchas asociadas a su campo magn�tico. El n�mero de manchas aumenta y disminuye regularmente en ciclos de 22 a�os. Las manchas solares son un poco m�s fr�as que el gas circundante y se ven obscuras por contraste.
Otras capas, que s�lo es posible observar a simple vista durante los eclipses totales del Sol, son la crom�sfera y la corona. La crom�sfera est� m�s caliente que la fot�sfera y se caracteriza por tener "esp�culas", prominencias de gas caliente, cuya temperatura asciende a millones de grados. La fot�sfera es 10 000 veces m�s brillante que la corona. La densidad de la fot�sfera es equivalente a la de la atm�sfera terrestre superior y la corona tiene tantas part�culas como una campana de vac�o. Si pudi�ramos soportar la temperatura de la fot�sfera y la atracci�n gravitacional del Sol, podr�amos atravesar una prominencia sin darnos cuenta; tendr�amos 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 ser� eterna; las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior continuar�n, como en el presente, durante otros 4 500 millones de a�os. Despu�s de ese tiempo, el hidr�geno de su n�cleo se habr� agotado. En este momento empezar� la fusi�n del helio, los gases solares se expandir�n y el Sol se convertir� en una estrella "gigante roja". Ser� tan grande que la �rbita de la Tierra estar� dentro de su atm�sfera. Unos cuantos miles de a�os despu�s empezar� a vibrar, y a fusionar carbono en su n�cleo: ser� inestable. Finalmente, expulsar� su atm�sfera al espacio, dejando expuesto su n�cleo. Sus restos se ver�n como una "estrella enana" (una estrella muy peque�a y muy caliente) rodeada por una nube esf�rica de gas brillante. La atm�sfera del viejo Sol se seguir� expandiendo hasta mezclarse con el gas interestelar. La estrella enana blanca se enfriar� y terminar� como enana negra: un cuerpo fr�o, 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 fot�sfera circundante. En esta fotograf�a se aprecia la granulaci�n de la fot�sfera.
Una perspectiva hist�rica del estudio del Sol
El estudio cient�fico del Sol se inici� desde la �poca de Galileo y ha venido perfeccion�ndose desde entonces. Galileo mismo, seg�n se dice, se volvi� ciego por observar el Sol durante los eclipses.
Un avance muy importante, ocurrido hace m�s de cien a�os, fue el descubrimiento de la "espectroscopia". �sta 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 composici�n qu�mica; 2) la densidad; 3) la temperatura, y 4) la velocidad de los gases que forman su superficie. En s�ntesis: sus condiciones f�sicas.
En los a�os cincuenta ya se conoc�a la f�sica b�sica del Sol: 1) su composici�n gaseosa; 2) la temperatura sumamente elevada de la corona; 3) la importancia fundamental de los campos magn�ticos en la actividad solar, y 4) el ciclo de 22 a�os para esta actividad.
Sondas solares. Las primeras mediciones de la radiaci�n 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 m�ximo la absorci�n de la atm�sfera terrestre, ya que las part�culas de polvo y el gas atmosf�rico absorben y dispersan la luz.
En 1914, C. Abbot envi� un globo lleno de hidr�geno a una altitud de 24.4 km, con un detector para medir la constante solar (que, como vimos, es la cantidad de radiaci�n proveniente del Sol que llega a la Tierra por cent�metro cuadrado por segundo).
En 1935, un globo con dos hombres y varios aparatos (el Explorador II) alcanz� la misma altitud. Sin embargo no logr� captar radiaci�n solar que no fuera la visible, debido a la absorci�n atmosf�rica.
En 1946, un cohete V-2 con fines militares subi� a 55 km; llevaba un espectr�grafo
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 a�os antes de
la fundaci�n de la NASA, se pudo fotografiar al Sol en rayos X
con cohetes. Hubo algunos cohetes que fotografiaron r�fagas solares en 1956
durante un m�ximo de actividad.
En 1960 se lanz� la primera sonda solar: Solrad. Su misi�n 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 emisi�n muy importante del gas hidr�geno que los astr�nomos conocen como la "l�nea Lyman a".
M�s 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 a�os y en ellos se experiment� con nuevas t�cnicas
de transmisi�n hacia la Tierra, como la fotograf�a.
Figura 29. El Sol en luz ultravioleta mostrando una enorme prominencia.
Se muestra tambi�n el tama�o de la Tierra a la misma escala. (NASA)
El mayor observatorio solar ha sido el Skylab. Llevaba tripulaci�n y ocho telescopios solares. Estuvo en �rbita durante nueve meses en 1973 y principios de 1974. Observ� al Sol en rayos g, X, ultravioleta y visible, y obtuvo la mayor cantidad de datos (y los mejor organizados) que hayamos logrado jam�s para un objeto celeste.
En 1974 y 1976 las sondas Helios A y B se acercaron al Sol m�s all� de la �rbita de Mercurio, para medir las condiciones del viento solar. No llevaron c�maras. Desde luego que otras sondas sovi�ticas y estadounidenses, no espec�ficamente dise�adas para estudios solares, lo han observado: Vela, Apolo, Mariner, entre otras.
En 1980 se lanz� la sonda Solar Max, con el fin de estudiar al Sol en otro de sus m�ximos de actividad. Cuando surgi� una descompostura, los astronautas del Columbia la repararon, viajando por el espacio con peque�os propulsores adaptados a sus trajes espaciales. Fue una empresa muy complicada, ya que Solar Max es del tama�o de un autom�vil Volkswagen, rotaba una vez por minuto sobre su eje, y hubo que efectuar la compostura en el espacio vac�o sin gravedad.
El Sol en luz ultravioleta. La respuesta del ojo humano a la luz disminuye dr�sticamente en longitudes de onda menores de 3 500 Å y mayores de 7 000 Å. Esto no es casual; la atm�sfera terrestre tiene una "ventana" en este intervalo de longitudes de onda; no deja pasar longitudes de onda ni m�s cortas, ni m�s largas.
Como consecuencia, el ojo de los seres vivos ha evolucionado, adapt�ndose a las longitudes de onda a su disposici�n; no le seria �til poder observar una longitud de 3 000 Å, por ejemplo, ya que este tipo de radiaci�n casi no existe sobre la superficie de la Tierra; aunque Superman tuviera visi�n de rayos X no ver�a nada.
La luz que se produce en la fot�sfera del Sol s�lo tiene un ligero porcentaje
de luz ultravioleta. Este no es el caso de la atm�sfera superior del Sol, que
por ser m�s tenue y m�s caliente, la produce en cantidades apreciables. Por
ello, el estudio de la radiaci�n ultravioleta del Sol es �til para estudiar
r�fagas, regiones solares activas, as� como los procesos f�sicos 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 c�rculo con algunas manchas espor�dicas; m�s bien se ve como una nubecilla con arcos que brotan de repente. Se le ven olas y chorros, sobre todo cuando est� cerca del m�ximo de actividad.
Como vimos, la parte visible del Sol est� a 6 000°C y la corona, m�s alejada, a 2 000 000°C. Estudiando al Sol en el ultravioleta se lleg� a la conclusi�n de que el calentamiento de la corona se debe a la gran actividad magn�tica del Sol.
El Sol en rayos X. Los rayos X siguen a los ultravioleta en el espectro electromagn�tico; tienen mayor energ�a. El estudio del Universo en rayos X es de gran utilidad puesto que los rayos X se producen s�lo en regiones de temperatura muy alta, como la vecindad de ciertos agujeros negros o la corona del Sol, que est� a varios millones de grados. Como la atm�sfera terrestre es opaca a los rayos X, los primeros detectores de este tipo de radiaci�n fueron enviados a estudiar el Cosmos montados en cohetes, en 1948. Pero las primeras fotograf�as de gran resoluci�n del Sol en rayos X se obtuvieron hasta 1968.
En rayos X, el disco solar se ve negro, ya que s�lo est� 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 homog�nea. Existen zonas muy brillantes que cambian de tama�o y de intensidad conforme var�a la actividad solar. Tambi�n existen los llamados hoyos coronales, zonas desprovistas de emisi�n y de un campo magn�tico que pueda confinar el material coronal. El viento solar se escapa del Sol a trav�s de los hoyos coronales.
En esta secci�n, lo que se pretende es hacer una descripci�n somera del cuadro 1, que presenta algunas caracter�sticas de los planetas. En general, es dif�cil 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 caracter�sticas con otras. (Si lo desea, puede omitir esta secci�n 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 �ltimo de la lista resulta ser Plut�n, que est� 40 UA del Sol,
pero eso no quiere decir que con �l se termine el Sistema Solar. Se piensa que
m�s all� de la �rbita de Plut�n existe gas y polvo y adem�s una nube de bloques
de hielo con impurezas de metales, cuyas dimensiones van desde 9 km hasta algunas
micras de di�metro. Algunas veces estos bloques, que se mueven en �rbitas el�pticas
muy alargadas alrededor del Sol, se acercan a �l 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 a�os en llegar a J�piter, viajando a una velocidad de 11 km/seg. Para comprender el significado de estos n�meros, suele ser �til el siguiente modelo a escala del Sistema Solar. Si el Sol fuera del tama�o de una canica, la Tierra ser�a una mota de polvo a un metro de distancia y Plut�n una bacteria a 40 metros de la canica. El lector podr� imaginar la dificultad que represent� 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 revoluci�n de los planetas, o sea la duraci�n de sus "a�os". Se observa un aumento en estos per�odos del centro del Sistema Solar hacia afuera. Esto es precisamente lo que descubri� Kepler en su tercera ley: el cuadrado del periodo de traslaci�n de los planetas es igual al cubo del semieje mayor de su �rbita, multiplicado por una constante. Como se ve, el a�o marciano es 2 veces mayor que el terrestre y el plutoniano 248 veces mayor.
En la columna 4 observamos que la velocidad de traslaci�n de los planetas disminuye en relaci�n 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 viaj�ramos a 30 km/seg, tardar�amos s�lo 13 segundos en recorrer la distancia que hay entre el Distrito Federal y Acapulco; pero tardar�amos �10 000 a�os! en llegar a la estrella m�s cercana al Sistema Solar.
En la columna 5 se presentan las excentricidades de las �rbitas, 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 �rbitas son casi circulares, como las de Venus, Neptuno y la Tierra. En cambio, Plut�n y Mercurio tienen �rbitas mucho m�s elongadas.
La columna 6 muestra el periodo de rotaci�n (o sea, la duraci�n del "d�a") de los diferentes planetas. Es interesante notar que Venus y Urano tienen direcciones de rotaci�n distintas a las del resto de los planetas. Esto es m�s asombroso si se considera que el Sol, todos los dem�s planetas y casi todas las Lunas rotan y se trasladan en la misma direcci�n. Cualquier teor�a de formaci�n del Sistema Solar tendr� que explicar estas peculiaridades. La duraci�n del d�a es muy semejante en la Tierra y en Marte. En J�piter, en cambio, el d�a y la noche son muy cortos (duran menos de cinco horas cada uno), mientras que en Venus duran 121 d�as cada uno.
En la columna 7 se muestra la inclinaci�n del eje de rotaci�n respecto al plano de la �rbita. En la Tierra, esta inclinaci�n es de 23° y a ella se deben las estaciones. Los ejes de rotaci�n de Mercurio, Marte, Saturno y Neptuno tambi�n est�n inclinados y, por consiguiente, tambi�n ellos tienen estaciones. La inclinaci�n 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 pr�cticamente hacia el Sol en invierno y verano.
En la columna 8 se muestran las inclinaciones de los planos de las �rbitas respecto al "plano de la ecl�ptica", que es el plano que pasa por la �rbita de la Tierra. Como se aprecia, todas las �rbitas est�n pr�cticamente en el mismo plano, o sea que el Sistema Solar en su conjunto es aplanado.
En la columna 9 se presentan los di�metros ecuatoriales de los planetas. Venus y la Tierra tienen tama�os parecidos, Saturno tiene un di�metro 10 veces mayor que el de Venus, y Plut�n de la mitad de este �ltimo.
En la columna 10 se muestran las masas planetarias. Como se mencion� anteriormente, las masas de los planetas son una parte muy peque�a de la masa total del Sistema Solar, siendo la mayor la de J�piter, 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 Plut�n menores que las del agua. Si hubiera un mar lo suficientemente grande, Saturno y Plut�n flotar�an en �l.
Figura 31. El Sistema Planetario. En la parte inferior se muestran a escala
los tama�os relativos de los planetas. N�tese que los cometas resultan ser los
cuerpos m�s 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 est� m�s cerca del Sol. M�s all� de Marte la temperatura superficial que tienen los planetas es siempre inferior a 0°C.
El simple hecho de conocer las masas, los di�metros y las temperaturas superficiales de los planetas nos permite estimar cu�l es la composici�n qu�mica de sus atm�sferas (cuando las tienen), ya que la posibilidad que tiene un gas de escapar est� en funci�n de la temperatura y de la gravedad superficial. As�, por ejemplo, las masas de J�piter y de Saturno son lo suficientemente elevadas como para retener el hidr�geno y el helio, a diferencia de Venus y de la Tierra que, aunque tienen atm�sfera, han perdido el hidr�geno y el helio. Mercurio est� tan caliente y tiene tan poca masa que no puede retener una atm�sfera.
En las columnas 13 y 14 se ha tabulado la gravedad superficial y la velocidad de escape de los distintos planetas. N�tese 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 di�metros.
En la columna 15 se ha tabulado el campo magn�tico de los planetas en los cuales se ha podido medir. Cuando un planeta posee un campo magn�tico, el viento solar no incide directamente sobre su superficie, sino que es deflectado por las l�neas de campo, dando as� lugar a una "cavidad magn�tica". La Luna no tiene campo magn�tico ni atm�sfera y el viento solar incide directamente sobre la superficie. Venus tampoco tiene campo magn�tico, pero el viento solar es deflectado por su ion�sfera.
En la columna 16 se presenta el n�mero de lunas conocidas de cada planeta. Los planetas jovianos tienen m�s lunas que los terrestres.
En la columna 17 se muestran los anillos detectados alrededor de los planetas. El anillo de J�piter es muy tenue, formado probablemente por polvos de silicatos de micras de di�metro. Tiene 6 000 km de ancho y 30 km de espesor. Adem�s, tiene un halo de 10 000 km (mucho m�s tenue) que llega hasta las nubes m�s externas del planeta. Saturno, por su parte, tiene m�s de 900 anillos, tanto de polvo como de rocas y hielos.
Los planetas terrestres, tambi�n llamados interiores, son los m�s 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 continuaci�n haremos una descripci�n de los planetas terrestres y de las caracter�sticas que los hacen �nicos.
Mercurio es el planeta m�s cercano al Sol. Hasta hace muy poco tiempo se sab�a muy poco sobre �l. Su �rbita es sumamente el�ptica. La diferencia entre sus acercamientos m�ximo y m�nimo (al Sol) es de 40%, mientras que, en el caso de la Tierra, esta diferencia es tan s�lo del 4%.
Puesto que la �rbita de la Tierra est� m�s alejada que la de Mercurio, �ste siempre se ve, desde la Tierra, muy cercano al Sol. Por ello, s�lo se puede observar al anochecer o al amanecer, nunca cuando el cielo est� muy oscuro. Su m�ximo alejamiento del Sol es de 28°, por lo que, como m�ximo, se le ve dos horas antes de salir el Sol o dos horas despu�s de ponerse. Es tan dif�cil observarlo desde la Tierra, que aun las mejores fotograf�as lo muestran como una pelota fuera de foco. El mismo Cop�rnico se lament� de que nunca lo pudo observar. Se ve borroso porque su luz tiene que atravesar la atm�sfera de la Tierra oblicuamente, a trav�s de una capa gruesa de aire turbulento.
La rotaci�n de Mercurio. Debido a las dificultades de observaci�n, los dibujos y las fotograf�as de Mercurio no muestran rasgos bien definidos sobre su superficie que pudieran ser utilizados para medir su periodo de rotaci�n. Bas�ndose en algunas estructuras superficiales indefinidas los astr�nomos llegaron a la conclusi�n de que su periodo de rotaci�n era igual a su periodo de traslaci�n: 88 d�as. De ser esto cierto, Mercurio siempre le dar�a la misma cara al Sol, de la misma manera como la Luna siempre nos da la misma cara. Esto lo convertir�a, simult�neamente, en el planeta m�s fr�o y m�s caliente del Sistema Solar. Su lado "d�a", siempre apuntando al Sol, alcanzar�a temperaturas muy altas, recibiendo seis veces m�s energ�a solar que la Tierra, mientras que el lado "noche" estar�a sumergido en el fr�o del medio interplanetario.
En 1960 se termin� la construcci�n de un radiotelescopio para estudios planetarios,
y �cu�l ser�a la sorpresa de los radioastr�nomos al observar que el lado noche
de Mercurio no era tan fr�o como se hab�a supuesto originalmente! Si Mercurio
no rotaba, la �nica posible explicaci�n para la temperatura elevada del lado
noche era la presencia de una atm�sfera. (Las atm�sferas 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 cr�teres de impacto. Esta fotograf�a fue tomada por la nave estadounidense
Mariner 10. (NASA).
Es muy dif�cil imaginar que Mercurio pueda tener una atm�sfera. Por un lado, su gravedad superficial es baja (2/5 de la terrestre: una persona de 100 kg pesar�a 40 kg en Mercurio, y si diera un salto de 40 cm en la Tierra dar�a uno de 100 cm en Mercurio). Por otro lado, como Mercurio est� muy cerca del Sol, sus part�culas gaseosas se mover�an muy r�pidamente (porque estar�an a temperaturas muy altas), y el posible "aire de Mercurio" se escapar�a f�cilmente al espacio. En resumen, era poco probable que el planeta tuviera atm�sfera.
Con el mismo radiotelescopio, usando t�cnicas de radar, se encontr� que, efectivamente, Mercurio rota muy despacio, descart�ndose as� la explicaci�n atmosf�rica para explicar la temperatura alta de su lado nocturno. Su periodo de rotaci�n es de 56 d�as, y el de traslaci�n de 88, as� que cada vez que el planeta da tres vueltas sobre su eje se mueve dos veces alrededor del Sol, vi�ndose en la misma posici�n y d�ndole en apariencia la misma cara. Lo incre�ble es que se ha encontrado que Mercurio en realidad s� posee una atm�sfera. Es sumamente tenue: mil billones de veces menos densa que la de la Tierra. No es una atm�sfera que provenga del planeta, lo que se deduce de su composici�n qu�mica: helio e hidr�geno. La atm�sfera de Mercurio viene del Sol: como el viento solar incide directamente sobre su superficie, las rocas lo absorben y m�s tarde se degasifican, produciendo la incipiente atm�sfera.
La superficie de Mercurio. En 1974 se observ� n�tidamente por primera
vez la superficie de Mercurio, cuando la nave Mariner 10 se acerc� y pudo fotografiarla.
A simple vista Mercurio es muy parecido a la Luna: de color gris blancuzco y
con miles de cr�teres de todos tama�os. Esta �ltima es una caracter�stica muy
com�n en los cuerpos del Sistema Solar y se piensa que se remonta a los primeros
tiempos de su formaci�n. Como los cuerpos m�s masivos atraen gravitacionalmente
a los menos masivos, los meteoritos que pasan cerca de la Tierra son atrapados
por �sta y al caer sobre su superficie forman un cr�ter. 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 formaci�n de un cr�ter 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 meteor�ticos frecuentes muelen
la superficcie de los cuerpos expuestos. (National Geographic).
Los cr�teres de Mercurio se deben a impactos de meteoritos; uno de los cr�teres, que se utiliza para medir posiciones sobre su superficie (el "Greenwich" de Mercurio), se llama Hun Kal, nombre que significa, en maya, n�mero 20. Este cr�ter mide 1.5 km de di�metro. Muchos otros cr�teres tienen nombres de artistas. Los rayos brillantes que surgen de algunos cr�teres se formaron cuando brot� materia eyectada despu�s del impacto de alg�n meteorito; dichos rayos est�n compuestos de polvo muy fino de alta reflectividad. Probablemente han chocado millones de meteoritos contra Mercurio, sobre todo cuando estaba reci�n formado.
Se piensa que, en sus or�genes, Mercurio estaba compuesto de roca y metal fundidos. El interior permaneci� fundido durante mucho tiempo (tal vez siga est�ndolo en el presente) mientras que las regiones externas se enfriaron y se solidificaron para formar la corteza. Conforme se enfri� el interior, se contrajo, y la corteza se arrug�; algunas porciones de la corteza se encimaron sobre otras, y en los puntos de contacto se aprecian las escarpaduras. Las arrugas produjeron las monta�as.
El interior de Mercurio se fundi� 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 sat�lites mayores, que tuvieron gran concentraci�n de elementos radioactivos. Este proceso de fundici�n es importante, puesto que hace que los cuerpos de tama�os planetarios se diferencien, es decir que se separen en ellos los elementos m�s densos de los menos densos. Los materiales m�s densos se hunden, mientras que los elementos m�s ligeros se elevan. Por consiguiente, se forma un n�cleo planetario central de hierro y n�quel, 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 est�n tan pobladas por cr�teres que se cubren unos a otros en algunos lugares. En cambio, en otras regiones hay menor densidad de cr�teres. Probablemente un proceso como el vulcanismo rellen� algunas de las regiones entre los cr�teres antes de que terminara el intenso bombardeo de meteoritos al inicio de la formaci�n del Sistema Solar.
Algunos planetas como la Tierra a�n est�n parcialmente fundidos cerca de la superficie, de tal forma que el magma fr�o ocasionalmente emerge en forma de lava volc�nica. Los campos de lava que se observan en Mercurio son muy viejos, puesto que se ven innumerables cr�teres 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 exploraci�n de Mercurio apenas ha empezado. No se ha fotografiado m�s que
uno de sus hemisferios, y se ha encontrado �nicamente una probable caldera volc�nica,
pero se piensa que tal vez existan m�s.
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 atm�sfera es
tan densa que cerca de la superficie los vientos apenas alcanzan velocidades
de unos cuantos kil�metros por hora (NASA).
A simple vista Venus se ve como una estrella nocturna m�s brillante que la dem�s. Por su hermoso aspecto algunos pueblos de la antig�edad le dieron un lugar privilegiado en el cielo. Los mesoamericanos hicieron un calendario con base en el periodo de traslaci�n del planeta; los griegos lo bautizaron con el nombre de la diosa de la belleza y el amor.
Galileo fue el primer hombre que realiz� observaciones de Venus con un telescopio; encontr� que es un cuerpo esf�rico y que presenta fases como la Luna.
Si nos pudi�ramos acercar a Venus ver�amos que est� siempre nublado, y que estas nubes de alta reflectividad son las que lo hacen tan brillante. Venus tiene casi el mismo tama�o y masa que la Tierra.
Si Venus, la diosa del amor y la belleza, tuviera caracter�sticas humanas, estar�a inc�moda bajo estas nubes compuestas de �cido sulf�rico con velocidades dos veces m�s 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 d�a. Esto significa que, si hubiera plomo en la superficie, estar�a fundido. Debido a la presi�n atmosf�rica, equivalente a la que soportar�amos bajo un kil�metro de agua en la Tierra, las rocas toman formas extra�as. Caen rayos continuamente y hay lluvias espor�dicas de �cido sulf�rico.
Las temperaturas superficiales tan elevadas se deben a la presencia de una gran cantidad de bi�xido de carbono en la atm�sfera. Esto hace que en Venus haya lo que se conoce como el efecto invernadero: la luz del Sol penetra hasta la superficie, �sta la absorbe e irradia fotones infrarrojos, los cuales no logran escapar debido al bi�xido de carbono atmosf�rico. As�, la superficie se mantiene muy caliente —m�s que en Mercurio— a pesar de que Venus est� 1.4 veces m�s lejos del Sol. Para las ciencias de la Tierra, es de vital importancia estudiar las caracter�sticas de la atm�sfera de Venus. Puesto que no hay vida en Venus, su densa atm�sfera no tiene O2, y por ello no es transparente a la radiaci�n infrarroja. La radiaci�n 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 composici�n qu�mica de la atm�sfera 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 construy� un telescopio
de radar que manda se�ales 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 tard� tres a�os en efectuarse y mostr� que en Venus
hay una monta�a, el monte Maxwell, de 14 km de altura (recordemos que el monte
Everest tiene 9 km). Sin embargo, en t�rminos generales, la superficie de Venus
es mucho m�s homog�nea 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 resoluci�n y como si los tres planetas fueran
del mismo tama�o. Se puede apreciar, en estos mapas, que en Venus, y sobre todo
en Marte, los continentes son mucho m�s masivos y est�n m�s agrupados que en
la Tierra. La Tierra surgi� como un solo continente, pero la tect�nica de placas
ha ido modificando su superficie, fragment�ndola y desplazando los pedazos.
En cambio, en Marte no existen movimientos continentales.
Figura 35. Fotograf�a de radar de Venus, la Tierra y Marte, a la misma escala.
En Venus los continentes tienen aspecto m�s granuloso y en Marte m�s masivos
que en la Tierra, Los sovi�ticos han construido radares m�s poderosos que se
han puesto en �rbita alrededor de Venus y en breve se tendr�n mejores fotograf�as
de este planeta.
La Uni�n Sovi�tica ha enviado varias sondas a Venus. Las primeras expediciones tomaron fotograf�as de las nubes, midieron campos magn�ticos 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), as� como realizar el an�lisis qu�mico de algunas rocas.
Resulta interesante detenerse a considerar el esfuerzo que implica colocar una nave en la superficie de un planeta tan inh�spito como Venus. La nave Vega 1 tard� un mes en llegar al planeta. Era una nave nodriza que transportaba varios m�dulos de exploraci�n y de descenso. Los m�dulos descendieron con un paraca�das, rodeados de rayos y �cido sulf�rico, e hicieron los primeros an�lisis de los aerosoles de la atm�sfera venusina. Al mismo tiempo que descend�an, enviaban la informaci�n por medio de ondas de radio a la Tierra. Una vez sobre la superficie del planeta, el m�dulo ten�a que soportar una temperatura de 600°C y una presi�n de 100 atm�sferas. Los cient�ficos sovi�ticos construyeron una copia del m�dulo que colocaron dentro de un horno a alta presi�n, con la esperanza de que la temperatura interior se mantuviera debajo de 20°C durante los tres minutos necesarios para hacer el an�lisis qu�mico de la superficie (con un espectr�grafo de masas) y mandar los resultados a la Tierra. Desde luego que el m�dulo experimental se fundi� y se oxid� totalmente en menos de una hora.
Una vez sobre la superficie, que no es lisa (no se dispon�an de fotograf�as de antemano para estimar en qu� posici�n iba a quedar el m�dulo), se procedi� al an�lisis qu�mico. El m�dulo contaba con un brazo dotado de un taladro y de una aspiradora. El taladro no sab�a con qu� tipo de suelo se iba a enfrentar. Tuvo que taladrar roca dura y aspirarla, una vez dentro del m�dulo fue necesario bajar la presi�n de la muestra, ya que esta �ltima estaba a una presi�n cien veces mayor que el interior del m�dulo (hubiera sido como abrir una olla express con 50 veces la presi�n usual). Hubo que analizar la muestra y enviar los resultados en forma de ondas de radio a la Tierra. Simult�neamente el m�dulo fotografi� el paisaje venusino. �Todo esto en menos de trece minutos!
La nave Venera 13 se pos� sobre la regi�n Phoebe; cerca del ecuador, y sac� varias fotograf�as. 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 m�s tarde fueron erosionados por el viento (los vientos en la atm�sfera 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 composici�n qu�mica obtenida en el estudio de rocas superficiales a 3 cm de profundidad por la naves Venera.
|
|
||
|
Mineral
|
Venera 13
|
Venera 14
|
|
|
||
| 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 |
|
|
||
La Tierra presenta una estructura superficial de gran diversidad: tiene agua gaseosa, l�quida y s�lida, alberga vida, y normalmente, el 50% de su atm�sfera est� opacada por nubes.
Si fu�ramos un astr�nomo de Tit�n, una de las lunas de Saturno, podr�amos 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 supon�an que se
trataba de una estrella vagabunda, que aparece al atardecer o al anochecer:
puesto que es un planeta interior s�lo se observa cerca del Sol. Desde
que el gran Galilixto utiliz� el primer telescopio (que en realidad era
un anteojo de pirata) para estudiar los cuerpos celestes, descubri� que
la Tierra es redonda y presenta fases, como nuestro hermoso planeta Saturno
y sus 23 lunas, de las que formamos parte. |
Figura 36. Fotograf�a de la Tierra tomada desde el espacio. Se vislumbra la
parte noroeste del territorio mexicano a trav�s de las nubes.
S�lo se conoce un sat�lite de la Tierra
y no se le han detectado anillos, aunque suponemos que debe tenerlos. |
Resulta dif�cil estudiar a la Tierra ya
que, como nosotros, posee una atm�sfera y est� cubierta de nubes la mayor
parte del tiempo; pero sus nubes no son de metano como las nuestras, sino
de agua, lo que hace dif�cil 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 dif�cil 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 m�s detalle y desde hace mucho m�s tiempo. La geolog�a de la Tierra es tan compleja que resulta necesario el estudio del resto de los planetas, que presentan actividades geol�gicas m�s sencillas, para ayudarnos a entenderla.
La corteza terrestre est� dividida en nueve grandes pedazos o placas que flotan parcialmente sobre el manto viscoso. Estas placas est�n en movimiento, impulsadas por un flujo de magma que surge del manto a trav�s 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 oc�anos, 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 ca�ones submarinos. Tambi�n pueden surgir monta�as y ocurrir temblores en los sitios en que est�n chocando.
En resumen, la superficie de la Tierra es din�mica: la corteza vieja desaparece continuamente, a la par que se forma la nueva. Las placas se mueven cent�metros o mil�metros por a�o. No se ven muchos cr�teres de impacto por meteorito sobre la Tierra porque su superficie es geol�gicamente joven. Estas ideas forman parte de la teor�a de la deriva continental.
El interior de la Tierra. La primera informaci�n 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 comparaci�n nos indica que en el interior de la Tierra debe haber material m�s denso. Probablemente cuando se form� la Tierra y estaba todav�a muy caliente y viscosa, sucedi� la diferenciaci�n: los elementos m�s densos se fueron al interior y los livianos quedaron en la superficie.
La siguiente informaci�n 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 compresi�n 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 precisi�n el epicentro del temblor, ya que llegan primero las ondas P que las S. Existen cientos de estaciones sismol�gicas sobre la superficie terrestre con las cuales se pueden hacer las interpolaciones adecuadas. Las ondas P no atraviesan l�quidos. Midiendo la llegada o no de estas ondas a las distintas estaciones sismol�gicas se ha encontrado que la Tierra posee un n�cleo l�quido. Dado que las ondas s�smicas 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 desviaci�n de una trayectoria rectil�nea se pueden conocer las distintas sustancias de las que est� compuesto el interior de la Tierra. �ste no es un trabajo sencillo; ha tomado decenas de a�os empezar a conocer el manto y el n�cleo terrestre. Se han colocado sism�grafos en la Luna y en Marte, y en 1998 se piensa colocar uno en Venus.
Probablemente el interior de la Tierra est� formado por n�quel y hierro. El n�cleo central es s�lido, pero est� rodeado de l�quido. La fuente de calor del interior de la Tierra es la radiactividad.
La atm�sfera. La atm�sfera que tiene la Tierra no es la que tuvo originalmente. �sa se perdi�, y la actual surgi� de los gases emitidos por los volcanes, aunque ha sufrido modificaciones (principalmente debido a las plantas).
La composici�n qu�mica de la atm�sfera terrestre es de 78% N2, 28% O2, 2.2% CO2 y cantidades variables de vapor de agua. En el cuadro 3 se da una relaci�n m�s completa, junto con la de las atm�sferas de Venus y Marte.
La atm�sfera de la Tierra se divide en diferentes capas que var�an en temperatura, principalmente debido a su composici�n qu�mica. La luz visible que nos llega del Sol atraviesa la atm�sfera y calienta la superficie. La temperatura promedio de la superficie terrestre es de 20°C. La primera capa se llama la trop�sfera; tiene composici�n qu�mica homog�nea, mide unos 16 km de altura y se calienta por emisi�n de luz infrarroja, que remite a la superficie, y por convecci�n (es decir, por masas de gas caliente que se elevan y masas de gas fr�o que descienden). La temperatura de la trop�sfera disminuye hasta llegar a -50°C.
Figura 37. Estructura vertical de la atm�sfera de la Tierra como funci�n de la temperatura. (dibujo de Alberto Garc�a).
A unos 50 km de altura existe una capa de ozono. El ozono (03) es un gas formado por tres mol�culas de ox�geno, que absorbe eficientemente la luz ultravioleta del Sol y se calienta; as� que a partir de los 16 km de altura, en donde termina la trop�sfera, aumenta nuevamente la temperatura hasta llegar a la capa de ozono, que est� a unos 0°C. Debajo de la capa de ozono est� la estrat�sfera, y encima la mes�sfera. En la estrat�sfera los gases est�n en capas, con los de mayor densidad en las capas inferiores. En la mes�sfera la temperatura atmosf�rica vuelve a disminuir hasta -90° C. Despu�s se calienta nuevamente m�s y m�s en la term�sfera. En esta �ltima capa, los gases atmosf�ricos atrapan los rayos X del Sol, se ionizan y, como consecuencia, la capa se calienta. As� se forma la ion�sfera, que aumenta su tama�o de d�a 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 raz�n por la cual cuando hay actividad solar intensa se alteran las comunicaciones: porque se modifican o cambian bruscamente las capas ionosf�ricas.
La capa de ozono es fundamental para frenar los rayos ultravioletas provenientes del Sol, pues si �stos lograran penetrar destruir�an 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 c�ncer de la piel; a largo plazo, las consecuencias podr�an ser terribles.
Comparemos las atm�sferas de Venus, la Tierra y Marte, tres planetas peque�os con atm�sferas primitivas similares. Los tres ten�an agua y bi�xido de carb�n, pero evolucionaron de acuerdo a sus diferentes masas y a sus distancias distintas al Sol.
Venus, el m�s cercano al Sol, recibe mayor cantidad de radiaci�n. Probablemente Venus ten�a vastos oc�anos cuando estaba reci�n formado y el Sol era menos brillante; pero al aumentar la luminosidad del Sol, los oc�anos se evaporaron. Mientras tanto, los volcanes venusinos arrojaron bi�xido de carbono a la atm�sfera. En la Tierra, el C02 se disolvi� en el agua y se reincorpor� a las rocas, carbon�ndolas; pero esto no pudo suceder en Venus, porque el agua estaba gasificada. Conforme aument� el C02 en la atm�sfera de Venus, aumentaron el efecto invernadero y la temperatura, de tal manera que Venus es incapaz de albergar aun las formas m�s primitivas de vida.
La Tierra est� lo suficientemente lejos del Sol como para retener agua l�quida. Su presencia prolongada permiti� el desarrollo de microorganismos que cambian parte del C02 en 02 y az�cares. Los volcanes y la tect�nica de placas siguen proporcionando C02 a la atm�sfera.
Probablemente Marte ten�a oc�anos y un clima moderado; incluso pudo haber albergado vida. Como es m�s peque�o que la Tierra, es menos activo tect�nicamente. No tiene una renovaci�n constante de C02, el efecto invernadero ha disminuido y el agua se ha congelado, as� que Marte se qued� seco y fr�o. Frecuentemente, las tormentas de polvo hacen que disminuya dr�sticamente la temperatura en la superficie de Marte. A diferencia del C02, que atrapa la radiaci�n infrarroja y no la deja escapar, produciendo calentamiento, el polvo impide la entrada de la radiaci�n solar y hace que la temperatura disminuya. Si hubiera una guerra nuclear se levantar�a tanto polvo en la Tierra como en las tormentas marcianas y disminuir�a tanto la temperatura que se extinguir�a la vida en la Tierra (ser�an suficientes 5 000 megatones para que esto sucediera).
Un compuesto interesante de la atm�sfera terrestre es el carbono catorce (14C). Se trata de un is�topo radioactivo del carbono cuya vida media es de 5 760 a�os. El 14C se produce por bombardeo de rayos c�smicos sobre el 14N. Se ha encontrado que la cantidad de 14C atmosf�rico ha permanecido casi constante durante los �ltimos miles de a�os. Cuando las plantas incorporan a sus hojas bi�xido de carbono, una fracci�n del carbono es del is�topo catorce. Los mam�feros consumimos vegetales o animales vegetarianos e ingerimos 14C. Durante nuestras vidas, la cantidad de este is�topo 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 precisi�n el a�o en que muri� la persona. El llamado m�todo del carbono catorce es ampliamente utilizado por los antrop�logos para datar restos arqueol�gicos de origen biol�gico.
El 80% de la masa de la atm�sfera se encuentra en los primeros 10 km de altura. La densidad del aire disminuye r�pidamente conforme nos alejamos de la superficie de la Tierra. Esto lo podemos experimentar midiendo la temperatura de ebullici�n del agua. Para que el agua hierva, las burbujas de aire que se forman en el fondo del recipiente tienen que vencer la presi�n atmosf�rica para poderse elevar. Al nivel del mar, el agua hierve a 100°C. En la ciudad de M�xico lo hace a 87°C, ya que las burbujas necesitan menos energ�a para vencer una presi�n atmosf�rica 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 presi�n que vencer. De hecho, el ama de casa utiliza este fen�meno en la "olla express": al aumentar la presi�n dentro de la olla, el agua se calienta a m�s de 100°C y se cuecen m�s r�pidamente los alimentos. A 100 km de altura la presi�n atmosf�rica ha disminuido 100 000 veces; ya casi no hay aire. Aunque se encuentran part�culas atmosf�ricas a decenas de miles de kil�metros de la Tierra, su densidad es tan s�lo de unas cuantas part�culas por cm3;.
En el cuadro 3 se han presentado algunas caracter�sticas de las atm�sferas de los planetas terrestres. La presi�n atmosf�rica en Venus es 90 veces la terrestre, mientras que la de Marte es 150 veces menor y Mercurio pr�cticamente no posee atm�sfera.
CUADRO 3. Composici�n qu�mica de las atm�sferas de los planetas terrestres
| |
|||
| Planeta | Presión atmosférica (en bars) | Compuestos principales (porcentaje) | compuestos secundarios (partes por millón) |
| |
|||
| 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) | ||
| |
|||
Los cinturones de radiaci�n. En enero de 1958 el sat�lite estadounidense Explorador descubri� los Cinturones Van Allen de Radiaci�n, llamados as� en honor del director del proyecto.
Se conocen dos de estos cinturones que contienen part�culas energ�ticas y el�ctricamente cargadas. Las part�culas cargadas emiten la radiaci�n. Los l�mites 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 part�culas cargadas se mantienen dentro de los anillos porque el campo magn�tico de la Tierra las atrapa cuando llegan con el viento solar y no las deja escapar. Cuando una part�cula cargada se mueve dentro de un campo magn�tico, describe una trayectoria espiral a lo largo de las l�neas del campo y emite radiaci�n. Las botellas magn�ticas que se utilizan en la Tierra para contener plasmas muy calientes, pretenden hacerlo, imitando la forma en que el campo magn�tico terrestre mantiene atrapadas a las part�culas cargadas provenientes del viento solar.
Marte ha sido siempre uno de los cuerpos celestes m�s interesantes, tanto para astr�nomos 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 peque�o: tiene 6 800 km de di�metro, es decir, la mitad del de la Tierra o Venus, y una vez y media el de Mercurio. Como est� casi cuatro veces m�s lejos del Sol que Mercurio, recibe mucho menos radiaci�n y es capaz de retener una atm�sfera.
La atm�sfera marciana es tan tenue que se puede mirar a trav�s de ella y estudiar estructuras superficiales hasta de 60 km de di�metro; las m�s peque�as se borran debido a la turbulencia atmosf�rica. Se pueden distinguir casquetes polares y medir su periodo de rotaci�n: 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 coloraci�n; algunas veces aparecen grandes extensiones verdes o rojizas. Sus casquetes polares cambian sensiblemente de tama�o 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 traslaci�n alrededor
del Sol, y lo mismo ocurre con sus casquetes polares.
Marte es dif�cil de fotografiar porque posee atm�sfera, y cuando se realizan exposiciones muy prolongadas se obtienen fotograf�as borrosas. Por esta raz�n 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 astr�nomo italiano Schiaparelli describi� unas estructuras que bautiz� "canales". Son estructuras alargadas que recorren la superficie de Marte. Hizo observaciones muy cuidadosas con un telescopio peque�o, y dibuj� la faz cambiante del planeta rojo.
M�s adelante, Sir Percivall Lowell consider� que los "canales" de Marte pod�an haber sido construidos por seres inteligentes; tabul� m�s de 400 canales: "algunos de los cuales intersectaban los 'oasis' y otros tra�an agua directamente de los polos a este planeta semides�rtico". Consider� Lowell que las manchas verdosas eran extensiones de tierras cultivadas que cambiaban seg�n fueran irrigadas por los marcianos. Cuando se descubrieron los sat�lites de este planeta, Fobos y Deimos, algunas personas sugirieron que eran artificiales y, seg�n esto, los marcianos nos hab�an adelantado en mucho desde el punto de vista cient�fico.
En 1965, cuando Mariner 4 mand� las primeras fotograf�as cercanas de Marte y se afin� el an�lisis espectrosc�pico de la superficie, se lleg� a la triste conclusi�n de que era imposible que un planeta sin agua y cubierto de polvo albergara alg�n tipo de vida. Adem�s, su atm�sfera est� b�sicamente compuesta de C02 y tiene una presi�n 150 veces menor que la terrestre.
Figura 39. Mosaico fotogr�fico de la superficie de Marte, en el que se pueden
observar regiones viejas ricas en cr�teres de impacto y regiones j�venes, de
aspecto m�s terso, que fueron rellenadas por lavas volc�nicas. En la parte superior
izquierda se ve una regi�n en la que parece haber corrido alg�n l�quido, que
podr�a haber sido agua. Tambi�n se pueden observar estr�as debidas a fracturas
por tectonismo (NASA).
Estas ideas tomaron un nuevo giro en 1970, cuando fotograf�as m�s veladas mostraron que en Marte existen depresiones que parecen ser lechos de r�os secos; adem�s, el an�lisis qu�mico de los casquetes polares mostraba que �stos tienen una gran cantidad de hielo de agua y no s�lo de hielo seco (C02), como se pens� en la d�cada de los a�os sesenta. Una vez m�s la comunidad cient�fica supuso que si Marte no albergaba vida en el presente, seguramente esto s� hab�a ocurrido en el pasado, pues todo parec�a indicar que alguna vez fluy� el agua sobre su superficie. As� que se plane� una misi�n no tripulada para que aterrizara en alg�n 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 an�lisis de las rocas superficiales de Marte, que estaban esparcidas aqu� y all� y que, por tener aristas agudas, parec�an haber sido eyectadas por impactos de meteoritos.
| |
|||
| Sonda |
País de Origen |
Fecha de despegue |
Comentario |
| |
|||
| 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 |
| |
|||
La composici�n qu�mica de la superficie de Marte es distinta que la de la Tierra y tiene un alto contenido de hierro (el �xido de hierro es el que le da la coloraci�n rojiza). El alto contenido de este metal sugiere que en Marte no hubo diferenciaci�n como en la Tierra, Venus y Mercurio. La ausencia de un campo magn�tico 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 n�cleo de hierro; es decir, que los materiales m�s densos no est�n en el interior del planeta y los livianos en la superficie, sino que est�n bien mezclados.
La superficie de Marte presenta gran cantidad de cr�teres de impacto y conos volc�nicos. Frecuentemente la apariencia del planeta cambia cuando hay tormentas de polvo, que duran varios meses y pueden cubrir vastas zonas.
Algunas �reas de Marte est�n cubiertas por dunas de arena, frecuentemente alineadas en la misma direcci�n, que muestran que los vientos siempre soplan en el mismo sentido. Tambi�n se observan mont�culos de polvo amontonados detr�s de los cr�teres en el lado en el que no sopla el viento.
Figura 40. El volc�n apagado m�s grande que se conoce en el Sistema Solar
es el Monte Olimpo. Se localiza en Marte y tiene casi 700 km de di�metro y 27
km de altura (NASA).
Las naves Vikingo, adem�s de buscar vida, pudieron fotografiar la superficie marciana. El aspecto de la superficie muestra un paisaje des�rtico con rocas de aristas agudas. El suelo marciano es naranja, as� como su cielo. Las fotograf�as tomadas por la nave Vikingo 2, que amartiz� en una zona m�s cercana al polo, muestran escarcha cubriendo finamente a las rocas en el amanecer marciano.
Estudios recientes detallados de las fotograf�as tomadas por las naves Vikingo muestran que hace dos o tres miles de millones de a�os hubo lagos o mares en Marte. En la regi�n llamada Deuteronilus Mensae existen vestigios de depresiones lacustres. El personal de la NASA piensa enviar una nueva misi�n exploradora a Marte en 1992, la cual tomar� mejores fotograf�as de la superficie marciana. Dicha misi�n constar� de un robot pl�stico en forma de rueda de 5 m de di�metro, que explorar� directamente la superficie movi�ndose a un kil�metro por d�a.
El cono volc�nico m�s 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 comparaci�n, el mayor volc�n terrestre es Mauna Kea, en Hawaii, que tiene 9 km de altura si se mide comenzando en las profundidades submarinas. El cr�ter del Monte Olimpo es de 65 km, y la ciudad de M�xico cabr�a f�cilmente en su interior.
Adem�s de volcanes, la superficie de Marte muestra ca�ones. Uno, inmenso, tiene 5 000 km de longitud: es m�s largo que M�xico. Se cree que Marte no tiene tect�nica de placas porque no existen grandes cordilleras monta�osas.
Los planetas gigantes o jovianos se encuentran m�s all� del cintur�n de asteroides y su temperatura promedio es de -200°C, ya que a las distancias a las que se encuentran interceptan muy poca radiaci�n solar: Plut�n, 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 sat�lites y anillos son muy dif�ciles de estudiar, sobre todo m�s all� de Urano.
Figura 41. Tama�os comparativos de J�piter, la Tierra y Saturno.
El primer contacto con los planetas gigantes fue en 1973, cuando el Pionero 10 vol� cerca de J�piter; en 1981 y 1982 lo secundaron las misiones Viajero, ofreci�ndonos el panorama de un mundo maravilloso.
Los planetas gigantes son mucho mayores que los terrestres. A diferencia de �stos, est�n hechos de materia vol�til: J�piter, Saturno y Neptuno son gaseosos, salvo por un peque�o n�cleo s�lido; tienen muchas lunas y anillos y son mundos fr�os; Urano es principalmente l�quido. A continuaci�n describiremos algunas de las caracter�sticas de los planetas gigantes.
J�piter 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 peque�o muestran su sistema de nubes en forma de bandas que cubren su superficie y cuatro de sus muchas lunas, que hacen que J�piter parezca un sistema solar en miniatura. Tiene una densidad de 1.3 gr/cm3, de lo que se infiere que su composici�n qu�mica debe ser m�s parecida a la del Sol que a la de otros planetas (adem�s se tiene evidencia espectrosc�pica al respecto). Est� compuesto casi totalmente de hidr�geno y helio. Como la masa de J�piter 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 pesar�a unos 150 kg en J�piter. La gravedad es tan alta que los gases m�s livianos no logran escapar de su superficie. (Si alguna vez la Tierra tuvo hidr�geno gaseoso, �ste se escap�, pues la Tierra s�lo retiene gases m�s densos, como el ox�geno y el bi�xido de carbono.) Probablemente J�piter ha retenido los gases de los que se form� originalmente; el estudio de su composici�n qu�mica nos hablar� de su origen.
J�piter es casi totalmente gaseoso, salvo por un n�cleo rocoso en el interior (m�s o menos del tama�o de la Tierra y 15 veces m�s masivo). Tiene una estructura de bandas y huracanes en su superficie visible, producidas por la convecci�n interior aunada a la rotaci�n. Las bandas que cubren su superficie tienen tonalidades naranja, caf�, gris, amarillo, crema y azul. Est�n en continuo movimiento y en ellas se pueden apreciar cambios en cuesti�n de d�as. Las bandas de color claro son 10°C m�s calientes que las de color oscuro; las bandas claras se mueven hacia afuera del planeta y las oscuras hacia adentro. Las bandas oscuras est�n 20 km por debajo de las claras.
Figura 42. La superficie de J�piter, totalmente gaseosa, es muy turbulenta. Se distinguen claramente manchas huracanadas (NASA).
Figura 43. Tama�o comparativo de la Tierra y los huracanes de J�piter.
La Gran Mancha Roja, que se eleva 8 km por encima del material circundante, tiene 26 000 km de di�metro y cabr�an dos Tierras en su interior. Es una tormenta atmosf�rica con vientos huracanados de 360 km/h de velocidad. Se ha observado desde hace m�s de trescientos a�os y aparentemente no se ha destruido por la ausencia de estructuras s�lidas en la superficie de J�piter (los huracanes terrestres se destruyen al chocar contra los continentes). Se han observado m�s manchas de este estilo en J�piter y en la atm�sfera de Saturno.
J�piter rota muy r�pido —una vez cada 10 horas— y esta rotaci�n tambi�n influye en el aspecto de las bandas que, seg�n dijimos, son nubes paralelas al ecuador. No todas las bandas rotan con la misma velocidad: las ecuatoriales rotan un poco m�s r�pido que las cercanas a los polos, completando su rotaci�n cinco minutos antes. En consecuencia, cada 50 d�as jovianos las bandas ecuatoriales han dado un giro m�s que las polares. Las regiones internas de J�piter tambi�n giran a distintas velocidades.
Los gases de J�piter se van haciendo m�s y m�s espesos hacia el n�cleo del planeta, en el que la densidad es tan alta que el hidr�geno se vuelve met�lico. La r�pida rotaci�n del planeta hace que J�piter est� 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 atm�sfera de J�piter; estos compuestos forman menos del 1% de la totalidad del planeta (el 85% es hidr�geno y el 15% helio). Los colores de las nubes provienen de hielos suspendidos en la atm�sfera.
J�piter radia dos veces m�s energ�a que la que recibe del Sol, de donde se infiere que, de alguna manera, est� generando energ�a en su interior. Esto no sucede en los dem�s planetas, con excepci�n de Saturno y Neptuno, seg�n veremos m�s adelante. Se piensa que la fuente de energ�a de J�piter es la contracci�n gravitacional del planeta. Es m�s, si J�piter hubiera sido 75 veces m�s masivo lo m�s probable es que hubiera sido una estrella com�n y corriente; as�, vivir�amos 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 J�piter van de -173 a -73°C. Otro grupo de observaciones, efectuadas por el Pionero 11, mostraron que a una profundidad en la que la presi�n equivale a media atm�sfera terrestre, la temperatura es de +127°C.
El Pionero 10 tom� fotograf�as orientadas al ecuador de J�piter y el Pionero 11 hacia la regi�n polar, invisible desde la Tierra. Cerca de los polos ya no se observan las estructuras de bandas, pero s� se aprecia una gran turbulencia.
En 1955 se descubrieron emisiones de radio provenientes de J�piter parecidas a las que se producen cuando hay tormentas el�ctricas en la Tierra. Estas emisiones provienen de descargas el�ctricas entre el planeta e lo, uno de sus sat�lites, y revelan que J�piter tiene un campo magn�tico intenso.
Las primeras fotograf�as cercanas de J�piter fueron tomadas por las naves Pionero 10 y Pionero 11, en 1973 y 1974. Estas sondas no quedaron orbitando alrededor de J�piter, sino que prosiguieron su viaje, alej�ndose cada vez m�s del Sol. Como viajan a suficiente velocidad para escapar del Sistema Solar (en unos 80 000 a�os habr�n recorrido la distancia correspondiente a 3 a�os luz), a la larga lo abandonar�n. De hecho, a partir de 1979 ya no tuvieron suficiente potencia para seguir mandando se�ales a la Tierra; pero llevan a bordo una placa con informaci�n 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 J�piter, probablemente debido a que tuvieron un origen similar. El di�metro de Saturno es 80% del de J�piter.
Figura 44. Saturno, observado por el Viajero 2. (NASA)
Debido a su enorme distancia al Sol (9.5 veces m�s que la Tierra) y a su baja velocidad de traslaci�n, Saturno parece moverse muy despacio a lo largo de la b�veda celeste. A simple vista se ve m�s amarillento y d�bil que J�piter. Su nombre viene del dios griego del tiempo. Para el observador aficionado Saturno resulta ser el objeto m�s hermoso del Sistema Solar por sus anillos. Los anillos de Saturno est�n inclinados 27° respecto de su �rbita, por lo que, vistos desde la Tierra, presentan diversas orientaciones; cuando est�n de canto, casi desaparecen por completo.
Galileo fue el primero en observar que Saturno ten�a una forma curiosa (en 1610), y en 1959 Huyghens escribi�: "Saturno tiene un anillo plano que en ning�n punto toca al planeta."
El aspecto exterior de Saturno es parecido al de J�piter aunque tiene franjas menos pronunciadas debido a su menor temperatura. Su composici�n qu�mica tambi�n es muy parecida: en la atm�sfera hay mol�culas de hidr�geno, amoniaco y metano, aunque este �ltimo se cristaliza y se precipita en forma de nieve.
La magnet�sfera de Saturno est� mucho menos extendida que la de J�piter, debido a la menor intensidad de su campo magn�tico -35 veces menor. Esto nos hace pensar que el n�cleo de hidr�geno met�lico de Saturno es menor que el de J�piter. El eje del campo magn�tico de Saturno s�lo est� inclinado 1° respecto de su eje de rotaci�n.
Como J�piter, Saturno es una fuente de emisi�n de radio. Parte de la emisi�n se produce en los cinturones de radiaci�n, en donde el campo magn�tico planetario ha capturado una nube de electrones y de iones. Saturno tambi�n emite radiaci�n proveniente del interior, ya que todav�a se est� diferenciando (emite 2.2 veces m�s energ�a de la que recibe del Sol).
Los vientos en el ecuador de Saturno se mueven a 1 800 km/h, mientras que en J�piter esta velocidad es de "s�lo" 360 km/h. La diferencia se puede deber a que en Saturno hay estaciones (que duran 30 a�os) que modifican la temperatura de las nubes.
Saturno tiene un n�cleo s�lido, rodeado por una capa de hidr�geno l�quido met�lico;
afuera tiene una capa de hidr�geno y de helio y, finalmente, las nubes que se
observan.
Figura 45. La superficie de Saturno es muy parecida a la de J�piter,
con bandas alternas claras y oscuras y con manchas de huracanes (NASA).
La nave Viajero 2 lanzada por Estados Unidos pas� por las cercan�as de Urano en febrero de 1986, despu�s de haber estudiado a J�piter en 1979 y a Saturno en 1981; es decir, tard� 5 a�os en viajar los 1 500 millones de kil�metros que separan a Urano de Saturno. Antes de esa fecha se conoc�a muy poco acerca de este planeta; incluso su di�metro era incierto.
Adem�s de hidr�geno y helio, Urano y Neptuno tienen ox�geno, nitr�geno, carbono, silicio y hierro en su interior. Tienen, tambi�n, un n�cleo denso y un interior convectivo.
Para medir los di�metros de los planetas lejanos y para estimar las condiciones de sus atm�sferas, tradicionalmente se ha empleado el m�todo de las ocultaciones.
En la figura 46 se muestra la ocultaci�n de una estrella por un planeta. En la parte a se muestra c�mo 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 variaci�n de la luz recibida con el tiempo) que se obtendr�a al observar la ocultaci�n. Primero se observar�an la luz de la estrella y del planeta, despu�s s�lo 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 ocultaci�n, se puede conocer el di�metro del planeta. Si el planeta tuviera una atm�sfera que no fuera totalmente opaca a la luz de la estrella, la curva de la luz se ver�a como se muestra en la parte c de la figura. En la parte d se muestra lo que suceder�a si la ocultaci�n no fuera precisamente en la direcci�n del di�metro del planeta; en este caso se obtendr�a un l�mite inferior para el di�metro (es por esta raz�n que durante mucho tiempo no se tuvo la certeza de los di�metros planetarios). En la parte e de la figura se muestra lo que suceder�a cuando se tiene un planeta con anillos y con eje de rotaci�n que apunta hacia el observador, y en la parte f se muestra la curva de luz de este planeta; las depresiones sim�tricas a ambos lados de la ocultaci�n por el cuerpo del planeta muestran los lugares de los anillos.
Cuando la estrella SAO 158 687 fue ocultada por Urano, en 1977,
se estudi� la curva de la luz para tratar de conocer la opacidad de la atm�sfera.
Se observ� una curva de luz similar a la que se muestra en la parte f o
sea, se descubri� que Urano tiene anillos. Por fotograf�a directa y ocultaciones
subsecuentes se le han encontrado 10 anillos.
Figura 46. Ocultaci�n de una estrella por un planeta. Ver texto para una
explicaci�n detallada. (Dibujo de Alberto Garc�a).
Se calcula el periodo de rotaci�n de los planetas estudiando la reaparici�n de alguna estructura brillante en su superficie. Como Urano tiene atm�sfera opaca y vientos, hab�a sido dif�cil calcular su periodo de rotaci�n. La nave Viajero 2 encontr� que Urano tiene un campo magn�tico tan intenso como el terrestre, y midiendo su periodo de rotaci�n se encontr� que era de 17 horas. Otra caracter�stica interesante del campo magn�tico de Urano es que no est� alineado con los polos de rotaci�n, como en la Tierra, en donde el polo sur magn�tico y el norte geogr�fico est�n en direcciones similares (y por eso es tan �til la br�jula que, aunque se�ala la direcci�n del campo magn�tico, nos da direcci�n geogr�fica). En Urano el Polo Sur magn�tico est� a 55° del Polo Norte geogr�fico. En la Tierra la direcci�n de los polos magn�ticos cambia con el tiempo, es decir, el Polo Sur magn�tico algunas veces esta dirigido hacia el Polo Norte geogr�fico y otras hacia el Polo Sur geogr�fico. Cuando se endurecen sustancias, como ciertas arcillas, sus part�culas quedan alineadas con el campo magn�tico presente en ese momento. As�, estudiando arcillas antiguas se ha comprobado que el campo magn�tico terrestre se ha invertido varias veces: la �ltima fue hace unos setecientos mil a�os. Probablemente el campo magn�tico de Urano est� cambiando de direcci�n y los aparatos de la nave Viajero lo midieron durante la transici�n.
La nave Viajero encontr� que Urano tiene vientos que se mueven a 375 kil�metros por hora (un avi�n comercial viaja a 1 000 km/hora). La atm�sfera de Urano tiene 8 500 km de espesor y est� compuesta principalmente por hidr�geno; adem�s tiene helio y trazas de metano y otros gases. Debajo de esta atm�sfera hay un mar con amoniaco disuelto en el agua y m�s adentro un n�cleo rocoso.
La nave Viajero 2 tambi�n estudi� los anillos de Urano. Descubri� que tiene 10 en lugar de los 9 que se hab�an encontrado por medio de ocultaciones. Utilizando ondas de radio que rebotan sobre los anillos descubri� que est�n constituidos por miles de rocas de aproximadamente un metro de di�metro que rotan alrededor del planeta m�s o menos cada ocho horas. Estas rocas podr�an ser fragmentos de alg�n cuerpo mayor que se rompi�; incluso podr�a haber sido parte de un gran sat�lite de tama�o terrestre que choc� contra Urano, provocando con ello la anormal inclinaci�n de su eje (como vimos, el eje de Urano est� casi paralelo a su plano de traslaci�n). Finalmente, durante su recorrido la nave Viajero encontr� 10 sat�lites menores que no hab�an sido detectados por los telescopios terrestres.
Figura 47. Urano visto desde su sat�lite 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. Est�n compuestos por rocas grandes, que miden varios metros de di�metro y casi no tienen piedras peque�as ni polvo. Esto es sorprendente, ya que se esperar�a 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 electrost�ticamente por el viento solar y es atrapado por el campo magn�tico del planeta, dejando "limpios" a los anillos de desechos peque�os. A�n no existe ninguna teor�a para explicar por qu� son tan delgados los anillos de Urano.
El planet�logo Brahic dice que los anillos son como el perfume: "poseen muy poca sustancia pero producen mucha emoci�n".
M�s all� de J�piter, Saturno y Urano, est�n Neptuno y Plut�n. Se sabe muy poco acerca de estos planetas remotos debido a su gran distancia y a que todav�a no han sido visitados por sondas, excepto Neptuno, en 1989, del que se ha podido observar que tiene dos o tres sat�lites y nueve anillos.
El descubrimiento de Neptuno fue un triunfo de la astronom�a newtoniana. Neptuno era desconocido hasta el momento en que se encontr� que la �rbita de Urano difer�a ligeramente de una elipse. Esta peque�a diferencia se atribuy� a su interacci�n gravitacional con un planeta a�n no descubierto.
El ingl�s John C. Adams predijo la posici�n del planeta desconocido en 1845, pero su profesor de astronom�a en Cambridge no se molest� en revisar los c�lculos del joven. Adams llev� sus c�lculos al astr�nomo real, pero su mayordomo no le permiti� verlo, pues estaba cenando. Sin embargo Adams dej� una copia de sus c�lculos. M�s tarde, el astr�nomo real le pidi� a Adams m�s informaci�n, para probar sus habilidades, pero �ste no contest� a la petici�n y sus c�lculos fueron archivados.
Un a�o despu�s, en Francia, Urbain Leverrier repiti�, independientemente, los c�lculos de Adams, y con base en sus datos, el nuevo planeta fue descubierto en Berl�n.
La �rbita 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 kil�metros por hora. Est� tan lejos que es muy dif�cil de observar. En 1968, Neptuno ocult� una estrella casi tan brillante como �l (BD-17 4 388). Observaciones hechas desde Australia permitieron determinar un di�metro de 49 200 km para el planeta. El c�lculo preciso de un di�metro planetario es importante para conocer su densidad y, por consiguiente, su composici�n qu�mica.
Las observaciones infrarrojas de Neptuno muestran que su temperatura es de -210° C; 17°C mayor que la que producir� la escasa radiaci�n solar que recibe. Como consecuencia, Neptuno radia tres veces m�s energ�a de la que recibe, as� que tiene una fuente interna de energ�a como J�piter y Saturno. Curiosamente Urano no la tiene.
Esto era casi todo lo que sab�amos sobre Neptuno a mediados de 1989, pero en agosto tuvo lugar uno de los acontecimientos cient�ficos m�s espectaculares de la d�cada: el encuentro de la sonda espacial Viajero 2 con este misterioso planeta y con su a�n m�s misterioso sat�lite Trit�n. En efecto, el 24 de agosto de 1989, despu�s de un viaje de 12 a�os de duraci�n y de m�s de 4 000 millones de km de recorrido, el Viajero 2 culmin� exitosamente su misi�n de explorar los planetas exteriores del Sistema Solar (excepto Plut�n) pasando a s�lo 500 km de la superficie de Neptuno ante la espectante mirada del mundo entero y, en particular, de los especialistas en astronom�a planetaria.
Para que una misi�n de esta envergadura haya llegado a feliz t�rmino, hubo que resolver una gran cantidad de problemas cient�ficos y tecnol�gicos. Por ejemplo, las se�ales provenientes del Viajero 2 tardaban m�s 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. Adem�s, Neptuno est� tan lejos del Sol que se ve 30 veces menos brillante que J�piter, por lo que fue sumamente dif�cil fotografiarlo. Todas las im�genes que llegaron estuvieron "movidas" y hubo que utilizar t�cnicas complejas basadas en el procesamiento de im�genes, v�a computadora, para "enderezarlas".
Como hemos dicho, el Viajero 2 sobrevol� Neptuno a s�lo 500 km de su superficie, acercamiento mucho mayor que el que tuvo con los dem�s planetas que visit� (J�piter, Saturno y Urano). Obviamente, esto trajo consigo un incremento espectacular de nuestros conocimientos sobre este planeta. A continuaci�n presentamos los hechos m�s importantes que hoy sabemos acerca de �l.
Neptuno es un planeta gigante, gaseoso, como J�piter y Saturno. En el centro tiene una parte s�lida m�s o menos del mismo tama�o que nuestra Tierra. Su color azul se debe a la presencia de metano, un gas combustible, en su atm�sfera extendida. El Viajero 2 pudo fotografiar su helada y gruesa capa atmosf�rica en la que se descubri� un cicl�n bautizado como "la gran mancha azul" por su similitud con la "gran mancha roja" de J�piter. En la atm�sfera 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 J�piter y Saturno (curiosamente, Urano no la tiene).
Un descubrimiento muy interesante fue que el planeta tiene cinco anillos (tres de los cuales ya hab�an sido detectados parcialmente desde la Tierra) que est�n formados por polvo de hielo y rocas opacas, lo cual los hace muy tenues y, por ende, muy dif�ciles de detectar. Tambi�n se descubrieron seis nuevas lunas —se conoc�an s�lo Nereida y Trit�n— todas las cuales resultaron ser muy peque�as y estar cubiertas de hielo (sus temperaturas superficiales son de -200°C).
El misterioso Trit�n result� ser un sat�lite "de colores": tiene mares de nitr�geno l�quido. Unos son color de rosa y otros, de metano, del mismo color "azul agua" que caracteriza a Neptuno. En su superficie se descubrieron conos volc�nicos apagados que se deben sumergir en ella —cuando pasan de una cierta altura cr�tica— ya que el suelo de Trit�n es de hielo, y la resistencia mec�nica de �ste es mucho menor que la de la roca. Pero lo m�s impresionante ocurri� al estudiar fotograf�as estereosc�picas de la superficie, pues de pronto apareci�, ante los asombrados ojos de los investigadores, �un volc�n activo! (al que a�n no se le ha puesto nombre). Este volc�n arroja lo que parecen ser nubes de nitr�geno con cristales de carbono provenientes de las entra�as de esta gran luna (es mayor en tama�o que Mercurio, aun cuando su masa es menor). La erupci�n llega a una altura de 8 kil�metros. Las nubes de nitr�geno son arrastradas por el viento, rico en metano, hasta una distancia de ciento cincuenta kil�metros. Trit�n tambi�n presenta rasgaduras superficiales producidas probablemente por glaciares.
Despu�s de haber visitado Neptuno, la sonda Viajero 2 se alej� del planeta en direcci�n perpendicular al plano del Sistema Solar. Se piensa que seguir� mandando se�ales durante unos 13 a�os m�s, b�sicamente referentes a la composici�n qu�mica y condiciones del viento solar y del medio interplanetario. Despu�s... se perder� 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: |
|
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 lejan�a |
ya proyecta su luz sobre la Tierra. |
|
"Luna de Plut�n", B |
Plut�n es el �nico planeta que no ha sido visitado por alguna sonda. Tiene una �rbita muy elongada, como se aprecia en el cuadro 1. Est�, en promedio, 70 % m�s lejos del Sol que Neptuno, pero a veces se mueve dentro de la �rbita de Neptuno. De hecho, eso est� ocurriendo actualmente, y ahora Plut�n es el octavo planeta a partir del Sol: entr� en la �rbita de Neptuno en 1978 y emerger� de ella en 1998.
Dado que Plut�n tiene una masa y un tama�o muy peque�os comparados con el resto de los planetas exteriores, y que su �rbita intersecta a la de Neptuno, alguna vez se pens� que hab�a sido sat�lite de �ste y que se hab�a escapado al chocar con otro sat�lite gigante (Trit�n) de Neptuno. Sin embargo, recientemente se descubri� la enorme luna de Plut�n, Caronte, y as� la teor�a de que Plut�n fue alguna vez una luna resulta dif�cil de sostener. El periodo orbital de Caronte es de 6.39 d�as, precisamente igual al periodo de rotaci�n de Plut�n, y su �rbita est� inclinada 650 respecto a la �rbita de Plut�n. Aparentemente el periodo de traslaci�n y de rotaci�n de Caronte coinciden porque, a causa de las enormes fuerzas de manera que ejerce Plut�n sobre �l, se ha ido frenando. La Tierra tambi�n ha frenado a la Luna por fuerzas de manera y por eso siempre nos da la misma cara.
Figura 49. Fotograf�a en la que se descubri� el sat�lite de Plut�n, Caronte.
Los planetas del Sistema Solar poseen gran cantidad de lunas (o sat�lites). Las hay de muchos tama�os en comparaci�n con el planeta madre. Trit�n, el mayor sat�lite de Neptuno (y, probablemente, del Sistema Solar), es tan grande que su di�metro es mayor que el de Marte. El di�metro de Caronte, en cambio, es s�lo 1/3 del de Plut�n, su planeta madre, y algunas lunas de J�piter y Saturno s�lo tienen algunos kil�metros de di�metro.
Los sat�lites presentan un a gran heterogeneidad en lo que se refiere a su composici�n qu�mica. Algunos son m�s bien rocosos, como las lunas de Marte, y otros est�n compuestos de hielos como Enc�lado, una luna de Saturno.
En la figura 50 hemos graficado algunos de los sat�lites del Sistema Solar con sus tama�os relativos. Tambi�n se han dibujado a escala los di�metros de los planetas como comparaci�n. Las distancias a los planetas no est�n a escala. No se han incluido los nombres de todos los sat�lites 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 sat�lites irregulares de Marte que est�n cubiertos de cr�teres.
J�piter y Saturno tienen muchas lunas. Los sat�lites mayores de J�piter son los galileanos lo, Europa, Ganimedes y Calisto. Los tres �ltimos son ricos en compuestos de hielos; los dem�s son m�s rocosos, mucho m�s peque�os, y algunos de los exteriores son asteroides atrapados por J�piter.
Figura 50 Tama�os relativos de algunos sat�lites. Se han delineado los discos
de algunos planetas como comparaci�n. (Dibujo de Alberto Garc�a).
En el cuadro 5 hemos resumido las caracter�sticas m�s importantes de los sat�lites del Sistema Solar de los cuales tenemos algunos datos.
A continuaci�n describiremos con mayor detalle los sat�lites m�s sobresalientes.
| |
||||||||
| 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 |
| |
||||||||
| De la Tierra | ||||||||
| Luna | 384 500 | 27.322 | 0.055 | 18 - 29 V | 1 738 | 0.0123 | - 12.27 |
|
| 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 m�s cercano a la Tierra. Est� a 380 000 km de ella, tan cerca que se le ve forma esf�rica y domina al cielo nocturno.
El di�metro de la Luna mide 3 476 km, una cuarta parte del di�metro de la Tierra. Ning�n otro planeta tiene un sat�lite tan grande en comparaci�n con su tama�o. Debido a la gran abundancia de cr�teres que presenta se ha especulado que su corteza debe ser vieja. En la Tierra, por ejemplo, debido a la tect�nica de placas, la corteza se renueva constantemente y la superficie es m�s joven; la tect�nica de placas, junto con la erosi�n, ha borrado la mayor parte de las trazas dejadas por los impactos de meteoritos. Muchos otros sat�lites presentan aspectos parecidos al de la Luna: Ganimedes y Calisto de J�piter; 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 atm�sfera. Como la atracci�n gravitacional de la Luna es 1/6 de la que ejerce la Tierra, si hubiera tenido atm�sfera o agua �stas se habr�an evaporado hace mucho tiempo.
Adem�s de cr�teres y mares, la Luna presenta monta�as y ca�ones. Los cr�teres pueden medir hasta 295 km de ancho por 3 km de alto. Hay tantos que incluso se observan algunos cr�teres dentro de otros, y muchos de ellos est�n sumamente desgastados.
Cuando la Luna est� llena es tan brillante que se puede leer con la luz que refleja. Sin embargo, las mejores fotograf�as de la Luna se han tomado cuando hay 'media Luna"; entonces, las sombras que producen las monta�as y los cr�teres son m�s alargadas y se observan mejor las estructuras superficiales. Se toman fotograf�as de las dos mitades de la Luna por separado y despu�s se pegan.
El periodo de rotaci�n de la Luna es igual a su periodo de traslaci�n alrededor de la Tierra: 29.5 d�as. As� que, en promedio, la mitad de la Luna est� en la oscuridad durante 15 d�as y en claridad durante otros 15. La temperatura superficial de la Luna var�a entre 120°C y -110°C, dependiendo de la cantidad de radiaci�n solar a la que ha sido expuesta.
La Luna siempre da la misma cara a la Tierra debido a que �sta la ha ido frenando por fuerzas de marea. El centro de gravedad de la Luna no est� en su centro geom�trico, sino que se est� desplazando hacia la Tierra. La Luna tambi�n est� frenando a la Tierra a causa de las mareas: cada siglo los d�as se vuelven 0.001 segundos m�s largos.
Las grandes depresiones m�s obscuras de la Luna (los mares) se formaron en su historia temprana, cerca del final del gran bombardeo meteor�tico. Como el interior de la Luna todav�a estaba fundido, sali� lava por las fisuras, produciendo estas regiones extendidas planas que vemos ahora. Sabemos que esto ocurri� despu�s del periodo de gran bombardeo porque la densidad de cr�teres es menor en los mares.
La edad de la superficie de la Luna. Como vimos en la secci�n de la Tierra, la corteza terrestre se renueva constantemente debido a la tect�nica de placas; por consiguiente, las edades de las rocas de la Tierra son, en general, j�venes. Uno de los problemas astron�micos a�n no resueltos es la edad precisa de la formaci�n del Sistema Solar y de cada uno de sus componentes individuales. Ser�a oportuno conocer si el Sol y los planetas se formaron simult�neamente, si el Sistema Tierra-Luna fue un solo objeto que se parti� o si se formaron independientemente.
Los meteoritos tambi�n son fuentes indicadoras de la edad del Sistema Solar. En la Tierra se han obtenido muestras de hasta 3 500 millones de a�os. 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 m�s 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 exploraci�n de la Luna. En 1969, m�s de quinientos millones de personas observaron en sus pantallas de televisi�n la aventura del hombre en la Luna. Durante tres a�os, 12 astronautas visitaron nuestro sat�lite gracias al apoyo t�cnico de miles de cient�ficos e ingenieros.
|
|
||
|
Maar
|
Brecchias asociadas
|
Basaltos
|
|
|
||
| Serenitatis (Serenidad) |
4.3
|
3.8
|
| Nectaris (Néctar o dulzura) |
4.3
|
__
|
| 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
|
__
|
|
|
||
La historia de la exploraci�n lunar desde el espacio comenz� en 1959. La Uni�n Sovi�tica envi� tres ondas Luna 3 que pasaron detr�s de la Luna, por su lado oculto, y enviaron las primeras fotograf�as. Fue sorprendente constatar que el lado oculto de la Luna casi no tiene mares; probablemente se debe a que est� m�s expuesto al bombardeo meteor�tico.
En 1961 la NASA comenz� su proyecto de exploraci�n lunar. Envi� sondas Ranger de estudio a la Luna y, simult�neamente, puso en pr�ctica el env�o de un astronauta (en las naves Mercurio) y de dos de ellos (en las naves Gemini).
En 1966, una nave sovi�tica (Luna) y una norteamericana (Surveyor) lograron posarse suavemente sobre la superficie lunar, comprobando que era de materia s�lida; las sondas s�lo se sumieron unos cuantos cent�metros. Adem�s, se obtuvieron las primeras fotograf�as.
En la Navidad de 1968 la sonda Apolo 8 circund� a la Luna y regres� a la Tierra por primera vez.
El a�o siguiente, la nave Apolo 11 llev� a los primeros hombres a la Luna. Les tom� tres d�as llegar en el m�dulo de comando, y mientras �ste orbitaba la Luna, de �l se separ� el m�dulo lunar con Neil Armstrong y Buzz Aldrin a bordo, dejando a Michael Collins en �rbita. El 20 de julio de 1969 Armstrong pronunci� las siguientes palabras al pisar la Luna:
"Esto es un paso peque�o para un hombre y un gran salto para la Humanidad."
Siguieron los Apolo 12 y 14, de adaptaci�n para el hombre a las condiciones lunares, y los 15, 16 y 17, de gran envergadura cient�fica (la nave Apolo 13 sufri� 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 presi�n y permitirles realizar movimientos y comunicarse.
Los astronautas permanecieron en la Luna varios d�as. Algunos de ellos viajaron en transportes motorizados para explorar regiones interesantes. Colocaron varios aparatos para medir el viento solar y un sism�grafo para explorar las condiciones interiores de la Luna. Trajeron cientos de muestras rocosas para tratar de entender la evoluci�n geol�gica de la Luna.
A veinte a�os 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 sovi�ticas 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 a�os. Detectaron sismos, impactos de meteoritos y midieron la energ�a radiada por el interior de la Luna. Se sacaron miles de fotograf�as del sat�lite, algunas en rayos X, que han permitido conocer en detalle la composici�n qu�mica superficial.
Se suspendieron las misiones Apolo 18, 19 y 20. El �nico cient�fico que ha ido a la Luna es Harrison Schmidt, a bordo del Apolo 17. En 1977 se dejaron de monitorear las se�ales provenientes de la Luna, debido a los enormes recortes de presupuesto sufridos por la NASA.
Fobos y Deimos son los dos sat�lites conocidos de Marte. Sus nombres vienen
del griego y significan miedo y p�nico; justos acompa�antes de Marte, el dios
de la guerra. Estos sat�lites son b�sicamente trozos de piedra.
Figura 51. Fobos y Deimos, los dos sat�lites irregulares de Marte (NASA).
Fobos y Deimos son muy peque�os. Se mueven relativamente r�pido debido a su cercan�a al planeta (si no fuera as� caer�an sobre Marte). Est�n 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 d�a en Marte es de 24 horas 37 minutos, Fobos tarda menos de un d�a marciano en dar una vuelta al planeta. Deimos tarda un poco m�s: 30 horas. Un observador marciano ver�a que Fobos se "mueve al rev�s", comparado con Deimos, los dem�s 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 rotaci�n es igual a su periodo de traslaci�n. No son esf�ricos y est�n cubiertos por fracturas y cr�teres debidos a impactos de meteoritos. Fobos tiene un cr�ter de 8 km de di�metro, inmenso si se compara con las dimensiones m�xima y m�nima del sat�lite (27 y 19 km). La dimensi�n m�xima de Deimos es de 15 km y la m�nima de 11 km.
Las densidades de estos sat�lites son iguales: 2 gr/cm3, que es la misma que tienen los asteroides rocosos. Por ello se piensa que podr�an ser antiguos asteroides atrapados por Marte.
Probablemente la Luna m�s espectacular del Sistema Solar es �o. Este sat�lite de J�piter es el �nico cuerpo en el que se han observado volcanes en erupci�n, aparte de la Tierra. Desde un punto de vista geol�gico, la superficie de �o es la m�s activa de todo el Sistema Solar. Se encontr� que en un solo hemisferio ten�a ocho volcanes haciendo erupci�n simult�neamente, 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 vol�til de las columnas eruptivas de los volcanes de �o parece estar constituido por una concentraci�n muy grande de azufre y bi�xido de azufre, mientras que en las columnas terrestres este componente es b�sicamente el agua.
Figura 52. �o, sat�lite de J�piter, presenta vulcanismo activo. Aqu� se observa
la pluma volc�nica que se eleva a grandes distancias sobre su superficie (NASA).
Figura 53. Composici�n fotogr�fica que muestra a J�piter con sus lunas galileanas: �o, Europa, Ganimedes y Calisto (NASA).
Se piensa que la principal fuente de calor causante del vulcanismo en �o es la deformaci�n peri�dica a la que est� sujeto, debido a la atracci�n gravitacional de J�piter y a las dem�s lunas, que crean grandes tensiones en su interior por fuerzas de marea.
Europa es otro ejemplar extraordinario. Est� completamente cubierto de hielo y no presenta ni monta�as 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 l�quidos as� producidos se resolidificaron m�s tarde, rellenando los huecos y grietas producidos por los impactos. Algunos investigadores piensan que debajo de la corteza s�lida de Europa existe agua l�quida, as� como en la Tierra hay un mar debajo del hielo del Polo Norte. Y van m�s lejos todav�a: argumentan que si en el pasado la temperatura de Europa fue m�s 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 podr�a haber vida en estos mares bajo los hielos de Europa.
Tit�n es la segunda luna m�s grande del Sistema Solar. Es casi del mismo tama�o que Mercurio y pertenece al minisistema de Saturno.
En Tit�n siempre est� nublado, con nubes de color naranja, Tit�n tiene montes nevados, lagos y lluvia. Pero as� como en la Tierra estos lagos son de agua, en Tit�n est�n compuestos de metano. En otras palabras, en Tit�n llueve gas natural.
Miranda es un sat�lite de Urano. Antes de que lo fotografiara la nave Viajero en 1986, se pensaba que ser�a un mundo de hielo, cubierto de cr�teres como algunas de las lunas de J�piter o de Saturno. El mismo hecho de fotografiarlo plante� problemas dif�ciles, pues la sonda pas� a una velocidad de 60 kil�metros por segundo por su vecindad. Como a Miranda le llega muy poca luz del Sol, por estar tan lejos, las fotograf�as se ve�an distorsionadas. Una vez que se resolvieron los detalles t�cnicos, se observ� que este sat�lite tiene algunas peculiaridades �nicas. Posee vastas regiones de forma rectangular, que no se parecen a ninguna estructura geol�gica (monta�a, valle, mar, volc�n, cr�ter, etc.) de ning�n otro planeta ni luna. Adem�s de tener esta forma rectangular, dichas regiones est�n levantadas sobre la superficie.
Figura 54. Composici�n fotogr�fica que muestra a Saturno con algunos de sus
sat�lites: Dione, Mimas, Tetis, Enc�lado, Rea y Tit�n (NASA).
Figura 55. Miranda, mundo maravilloso que, seg�n algunos astr�nomos, se
parti� y se volvi� a unir (NASA).
La explicaci�n que han dado los especialistas es que Miranda choc� violentamente con un meteorito gigantesco. Despu�s del choque los fragmentos se volvieron a juntar, pero no se fundieron lo suficiente para formar una luna tan esf�rica como muchas otras.
Conocemos cuatro planetas con anillos, que son los m�s grandes del Sistema Solar: J�piter, Saturno, Urano y Neptuno.
Galileo fue el primer cient�fico en mencionar un aspecto extra�o en Saturno, aspecto que, seg�n sabemos ahora, se debe a la presencia de anillos: "Al contemplar a Saturno not� que, curiosamente, parece cambiar de forma; a veces se ve m�s redondo, y en otras ocasiones se observa achatado". Observadores posteriores, con mejores telescopios, les dieron el nombre de anillos a las estructuras delgad�simas que rodean a Saturno.
En 1857 Maxwell concluy� que los anillos no pod�an estar formados por un disco s�lido de materia, sino que deb�an estar constituidos por gran cantidad de part�culas discretas. Pero el conocimiento actual que sobre ellos tenemos se debe principalmente a las sondas espaciales.
Figura 56. El anillo de J�piter visto desde el lado noche del planeta. Se
observa con claridad que es sumamente delgado (NASA).
Cada sistema de anillos tiene sus caracter�sticas peculiares. As�, el anillo de J�piter, por ejemplo, est� 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. Est� formado principalmente por part�culas de polvo de 0.001 mm de di�metro.
Probablemente el anillo de J�piter est� formado por materia volc�nica que se origin� en su sat�lite �o. El anillo de J�piter se dispersa constantemente en el espacio formando el halo: sin embargo, los volcanes de �o, que continuamente hacen erupci�n, arrojan nuevas part�culas al espacio y vuelven a poblar la parte densa del anillo. La luna Enc�lado, de Saturno, tambi�n parece presentar un vulcanismo activo y puede estar poblando de part�culas a algunos de sus anillos.
Los anillos de Saturno est�n formados tanto por fragmentos rocosos de hielos de varios metros de di�metro como por peque��simas part�culas 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 l�nea de visi�n, 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 part�culas de distintos tama�os y composici�n qu�mica. Dentro de la zona de los anillos existen zonas sin part�culas (anillos vac�os) y algunas lunas peque�as.
Como veremos m�s adelante, en la secci�n de cosmogon�a, Saturno parece un sistema solar primitivo. Aparentemente, hace 10 millones de a�os las part�culas que forman los anillos de este planeta estaban distribuidas en un halo a su alrededor. Como resultado de su movimiento de rotaci�n 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 part�culas se aglutinaron para formar lunas, pero en las regiones cercanas las enormes fuerzas de marea impidieron la cohesi�n de las part�culas y no se pudieron formar sat�lites de gran tama�o.
Figura 57. Las estr�as oscuras que se ven en los anillos de Saturno parecen
consistir en part�culas suspendidas sobre el plano de los anillos por su carga
el�ctrica (NASA).
La composici�n qu�mica de los anillos de Saturno es b�sicamente de hielos: hielo de agua, hielo seco y hielo de amoniaco. Unos son de rocas de color oscuro y otros son materia volc�nica polvosa. Algunos de los "anillos vac�os" est�n poblados por peque�as lunas que capturan a las part�culas que encuentran en su camino. Otros sufren efecto de resonancia entre la velocidad de las part�culas y los grandes sat�lites.
El anillo F de Saturno es muy delgado y en algunos lugares parece estar trenzado. Se cree que dos peque�as lunas lo est�n "pastoreando", esto es, evitando que se desintegre. La raz�n 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 part�culas del anillo haciendo que se tuerza.
El campo magn�tico de Saturno tambi�n act�a sobre los anillos produciendo unas estr�as de color oscuro sobre ellos, que se desplazan con el mismo periodo de rotaci�n del planeta, y no con velocidades que disminuyen al alejarse del planeta como los dem�s componentes anulares. El polvo que forma a estas estr�as est� cargado electrost�ticamente y por eso sigue la misma velocidad de rotaci�n que el campo magn�tico de Saturno.
Los cometas pasan la mayor parte de su vida lejos del Sol, son s�lidos, fr�os, oscuros y muy peque�os; son tan diminutos que no se pueden observar ni siquiera a trav�s de los telescopios m�s poderosos. Estos cuerpos se encuentran en promedio a 100 000 unidades astron�micas del Sol (una unidad astron�mica equivale a la distancia entre la Tierra y el Sol, es decir, 150 millones de kil�metros). Estos cuerpos, llamados "n�cleos" de cometa, son bloques de sustancias congeladas cuyas dimensiones fluct�an entre cientos de metros hasta varios kil�metros. Esas sustancias, entre ellas agua, bi�xido de carbono (hielo seco), amoniaco y metano (gas natural), est�n mezcladas con polvo interplanetario y con ciertos compuestos de hierro y magnesio, por lo que es com�n decir que "el n�cleo de un cometa es un pedazo de hielo sucio".
Al hallarse a unas tres unidades astron�micas (U.A.) de distancia del Sol, las masas de hielo comienzan a evaporarse debido a la radiaci�n solar, y alrededor del n�cleo se forma una capa gaseosa llamada "coma". El vapor puede salir a trav�s de fisuras de la corteza del n�cleo, en forma de chorros; m�s tarde el gas se dispersa y se forma la coma. Esta capa es muy tenue (las estrellas pueden verse a trav�s de ella), pero sus dimensiones a menudo son enormes, mayores, que las del Sol.
A medida que se acercan m�s al Sol (a menos de dos unidades astron�micas de distancia), los cometas comienzan a desarrollar su cola. De hecho, la palabra "cometa" proviene del griego kometes, que significa "de cabellos largos". La interacci�n de la coma del cometa con el viento solar y la radiaci�n del Sol es la causa de la formaci�n de la cola. Por una parte, la intensa radiaci�n solar ultravioleta "ioniza" los gases que forman la coma (esto es, provoca que adquieran carga el�ctrica), haci�ndolos brillar: por otra, el viento solar los arrastra, alej�ndolos del n�cleo, hasta originar as� la cola del cometa. Por esta raz�n, las caras de los cometas apuntan siempre en direcci�n opuesta al astro solar.
Figura 58. La cola de los cometas se debe a la interacci�n del viento solar con los gases producidos por la evaporaci�n del n�cleo.
Algunos cometas desarrollan una cola de polvo, adem�s de la cola ionizada. Este polvo tambi�n se desprende del n�cleo por efecto de la incandescencia solar. Como la masa de las part�culas de polvo es mayor que la de los iones, el viento solar las desv�a 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 incre�bles, hasta de dos unidades astron�micas. Por esta raz�n se dice que los cometas son los cuerpos m�s extendidos del Sistema Solar.
La mayor parte de los cometas se desplaza en �rbitas el�pticas alrededor del Sol, es decir, forman parte del Sistema Solar. Estas �rbitas est�n orientadas en todas direcciones respecto de la ecl�ptica y hay igual n�mero de cometas pr�grados y retr�grados.
Hasta la fecha se han identificado alrededor de 700 cometas. La mayor parte de ellos tarda m�s de 500 a�os en darle una vuelta al Sol. El cometa con menor periodo detectado es el Encke (3.3 a�os).
Al aproximarse al Sol, un cometa puede pasar relativamente cerca de un planeta (en especial de J�piter o Saturno, que son los mayores) y ser atra�dos por �ste. Si la interacci�n es muy intensa, la �rbita del cometa se modifica de modo considerable.
La velocidad de un cometa var�a a lo largo de su �rbita, y llega a alcanzar unos 30 km por segundo en la proximidad del Sol.
Nombres de los cometas. Suelen aparecer unos 15 cometas al a�o, 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 a�o del descubrimiento, seguido por una letra que indica el orden en que fue identificado. As�, por ejemplo, el primer cometa descubierto en 1974 se llam� 1974a, el segundo 1974b, etc. Algunos cometas llevan, m�s tarde, el nombre del astr�nomo que los estudi�.
Fracturas. Como los n�cleos 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 aproxim� al Sol en 1976, su n�cleo se dividi� en cinco fragmentos diferentes.
Cuanto mayor n�mero de veces pase un cometa cerca del Sol, tanto m�s se desgastar� e ir� dejando peque�os fragmentos a lo largo de su trayectoria. Cuando la Tierra atraviesa la trayectoria de alg�n cometa viejo, esos fragmentos caen en la atm�sfera, fen�meno 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 Acu�ridas y Ori�nidas, producidas por desechos del cometa Halley.
Figura 59. Las lluvias de estrellas se producen cuando peque�os fragmentos
de cometa entran en la atm�sfera y se incendian por fricci�n.
Colisiones. A veces los cometas chocan contra alg�n otro cuerpo del Sistema Solar. Por ejemplo, se piensa que en 1908 un cometa choc� contra la Tierra en un lugar llamado Tunguska, en la Uni�n Sovi�tica, localizado en Siberia, en una regi�n pantanosa y helada. Al caer, el cometa derrib� todos los �rboles distribuidos en un �rea de 3 000 km2. No quedaron residuos, ya que al estar compuesto en esencia de hielo, se evapor� totalmente. Algunos autores piensan que la extinci�n masiva de los dinosaurios y otras especies se debi� a numerosas colisiones de cometas con la Tierra, que levantaron una capa de polvo haciendo disminuir as� la temperatura superficial de la Tierra, lo que provoc� la muerte de plantas y animales.
La teor�a m�s aceptada sobre el origen de los cometas se�ala que son restos de la formaci�n del conjunto del Sistema Solar. Se considera que el Sol y los planetas se formaron por contracci�n 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 fotograf�as del n�cleo de un cometa
A principios de 1987 cuatro sondas espaciales se acercaron al n�cleo del cometa Halley, enviadas por Jap�n, la URSS y los pa�ses socios de la Agencia Espacial Europea.
Entre los objetos comunes de las misiones pueden mencionarse los siguientes: determinar la naturaleza del n�cleo y la cantidad de materia que lo compone; calcular su contenido de polvo y el tama�o de las part�culas y estudiar ciertos procesos f�sicos como la interacci�n de la coma con el viento solar.
La nave que envi� la Agencia Espacial Europea se llam� Giotto, en honor del c�lebre pintor que inmortaliz� la aparici�n del Halley en 1301 en un fresco titulado La adoraci�n de los Reyes Magos. Esta nave pudo tomar la primera fotograf�a del n�cleo del cometa.
En estas fotograf�as se observa que el n�cleo del cometa tiene forma de cacahuate,
es de 15 km de largo y posee un color oscuro, debido a su corteza de tierra.
Se observ� que sal�a gas y polvo a gran velocidad por las fisuras. El n�cleo
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 m�s
caliente del cometa apunta hacia �l.
Figura 60. El n�cleo del cometa Halley fue fotografiado por vez primera
por la nave Giotto. Tiene forma de papa, es muy oscuro y del lado d�a
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 �rbitas el�pticas rotando alrededor del Sol, principalmente entre las �rbitas de Marte y J�piter, aunque existen asteroides cuyas �rbitas intersectan a las de la Tierra y Saturno. Se estima que su n�mero aproximado es de 100 000, aunque s�lo se han estudiado con detalle unos 2 000. Sus dimensiones son en promedio de 100 a 200 km. El di�metro del mayor, Ceres, es de 1 000 km. Este asteroide tiene el 30% de la masa de todos los dem�s asteroides conocidos juntos. Le siguen en tama�o Vesta y Palas, que tienen unos 500 km de di�metro.
La composici�n qu�mica 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 hab�a varios asteroides que sufrieron diferenciaci�n, 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 t�pica de 5 km/seg, estos asteroides se fragmentaron, formando "familias" de asteroides m�s peque�os. Los asteroides de aspecto met�lico 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 composici�n qu�mica mixta. Un astr�nomo japon�s busc� (y encontr�) "familias" de asteroides con �rbitas 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 H�ctor.
Los tres anillos de polvo que se encontraron con el sat�lite infrarrojo IRAS, entre la �rbita de Marte y J�piter, se pudieron haber formado por la molienda continua que resulta del impacto de los asteroides.
Existen algunos planetas menores, como Quir�n, cuya �rbita est� entre la de J�piter y Saturno. Su di�metro es de s�lo 300 km y podr�a ser el n�cleo de un cometa desviado gravitacionalmente por los planetas gigantes.
Otro planeta menor interesante es Hidalgo. Su �rbita es la m�s elongada de todos los asteroides estudiados; llega m�s all� que la de J�piter y est� inclinada 60° respecto de la ecl�ptica.
La Uni�n Astron�mica Internacional agrupa a los astr�nomos 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 di�metros mayores que 200 km. El arco grande
a la izquierda representa a Marte.
La Comisi�n de nombres de planetas menores de la Uni�n Astron�mica Internacional decidi� 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 astr�nomos Bowell y Thomas del Observatorio de Lowell en Estados Unidos. Los n�meros de los asteroides corresponden a su n�mero de descubrimiento.
Las �rbitas de los asteroides suelen ser muy el�pticas y desorganizadas. Tal vez algunos cuerpos masivos pasaron por el cintur�n de asteroides y desorganizaron sus �rbitas, volvi�ndolas ca�ticas 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 as� porque llevan nombres de h�roes de la Il�ada, que se mueven en una �rbita muy cercana a la de J�piter. Los "griegos se mueven por delante de J�piter y los "troyanos" por detr�s, en los llamados puntos lagrangianos (las regiones en donde la atracci�n gravitacional ejercida por J�piter 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 cr�teres, pero casi siempre se volatilizan antes de caer en los cuerpos con atm�sfera, y al hacerlo producen trayectorias luminosas conocidas como estrellas fugaces. Todo los d�as caen aproximadamente 19 toneladas de materia del espacio sobre la Tierra.
Se dispone de muy poca materia extraterrestre. S�lo se tienen algunas muestras lunares y meteoritos, aunque ya se ha hecho un an�lisis directo de las superficies de Marte y de Venus.
Uno de los meteoritos m�s importantes que se ha analizado es el meteorito Allende, que cay� en 1969 cerca de Toluca, cuya masa se estima en cuatro toneladas de materia s�lida. Este meteorito tiene muchas peculiaridades. Su composici�n qu�mica es muy similar a la del Sol, lo que viene a mostrar que probablemente ambos se formaron de la misma nube. Sus diferencias (en composici�n qu�mica) se deben a que el Sol quema r�pidamente elementos como el litio y a que Allende no puede tener gases muy vol�tiles y gases nobles. Se ha podido determinar con mucha precisi�n la edad de Allende que es de 4.67 X 109 a�os, que dentro de la incertidumbre, se piensa que es la edad del Sol y del Sistema Solar.
El estudio de la composici�n qu�mica de los meteoritos es fundamental para
entender la evoluci�n 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 produc�a el Sol en su etapa de protoestrella. La composici�n de los minerales
de un meteorito depende de la presi�n 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 a�os) y por sus inclusiones vidriosas ricas en amino�cidos.
Existe una clase peculiar de meteoritos llamados tectitas. Tienen aspecto vidrioso y formas circulares, alargadas y de mancuerna; las mayores tienen 8 cm de di�metro. 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 volc�nicos hayan logrado escapar de ella y hayan ca�do en la Tierra. Esta hip�tesis se confirma por el hecho de que las tectitas parecen haber estado fundidas a alta presi�n y haberse solidificado r�pidamente. Otros investigadores piensan que se formaron por el impacto de un enorme meteorito sobre la Tierra que lanz� peque�os fragmentos fundidos a la atm�sfera, que al caer por el aire tomaron esas formas curiosas.
Se ha encontrado que algunos meteoritos tienen inclusiones con amino�cidos. Este descubrimiento es importante para los estudios sobre el origen de la vida, puesto que muestra que se puede formar compuestos org�nicos complejos en el medio interestelar. Allende muestra sobreabundancia de algunos is�topos del ox�geno y del magnesio; esto parece indicar que poco antes de la formaci�n del Sistema Solar hubo una explosi�n de supernova en su vecindad, lo cual, por un lado, enriqueci� a la nube de la cual se form� el Sistema Solar con elementos qu�micos reci�n procesados y, por otro, ayud� a generar una onda de choque que propici� su colapso.
Hoy en d�a se est� realizando una b�squeda intensa de meteoritos en el Polo Sur. En esas regiones, los meteoritos se conservan muy bien enterrados en los hielos, pr�cticamente sin contaminaci�n org�nica.
Los nombres de los objetos celestes son muy variados: incluyen desde nombres de sus posiciones en cat�logos, como NGC 2403 (el astro n�mero 2403 del New General Catalog de objetos difusos), hasta nombres po�ticos o mitol�gicos, como la constelaci�n de Perseo, llamada as� en honor del h�roe griego que le cort� la cabeza a Medusa. Otros nombres son morfol�gicos, como la nebulosa del Cangrejo o la de la Tar�ntula.
No s�lo los objetos llevan nombres sino tambi�n algunas de sus estructuras. Los cr�teres de Mercurio conmemoran a artistas y poetas, como por ejemplo el cr�ter Sor Juana, ubicado en el hemisferio norte del planeta.
A ra�z de los descubrimientos de los nuevos sat�lites del Sistema Solar y de las fotograf�as cercanas de algunos de los ya conocidos, la cantidad de estructuras por bautizar ha aumentado enormemente. La nave Viajero II, por ejemplo, fotografi� las lunas de Urano y habr� que darles nombre.
En la actualidad los nombres de los objetos astron�micos son asignados por el pleno de los astr�nomos profesionales. �stos est�n agrupados en la Uni�n Astron�mica Internacional que se re�ne cada tres a�os. Est� subdividida en comisiones dedicadas a varios aspectos de la astronom�a, por ejemplo, la Comisi�n de Galaxias, la de Supernovas y la de Nomenclatura.
La pr�xima reuni�n ser� en agosto en la ciudad de Baltimore, Estados Unidos. Durante la reuni�n de Patras, Grecia, en 1983, se les dio nombre a las estructuras de las lunas de J�piter y Saturno. Por ejemplo, las estructuras superficiales de la luna Enc�lado de Saturno llevan nombres de los personajes de Las mil y una noches. Un cr�ter se llama Al� Bab�, otro Aladino y otro m�s Simbad. Ahora, en Baltimore, las recientemente descubiertas lunas de Urano ser�n bautizadas. Algunas estructuras llevar�n nombres de las personas que las descubrieron y de cient�ficos e ingenieros que ayudaron a construir las naves Viajero; otras tendr�n nombres tomados de libros y leyendas.
La existencia de otros planetas m�s all� de la �rbita de Plut�n es factible. Pero, de haberlos, ser�an muy dif�ciles de detectar.
Se han hecho b�squedas con telescopio de planetas del tama�o de Neptuno o mayores, en el plano de la ecl�ptica, hasta una distancia de 270 unidades astron�micas (siete veces la distancia de Plut�n al Sol), y no se han encontrado.
Sin embargo, con el sat�lite infrarrojo IRAS se han encontrado estrellas enanas caf�s: cuerpos mayores que J�piter, que podr�an estar asociados al Sistema Solar.
Se ha observado que, en la galaxia, las estrellas se forman por condensaci�n de nubes de gas y de polvo. Para que se d� la contracci�n, la energ�a potencial gravitacional de la nube deber� ser mayor que la energ�a que tiende a disiparla: la energ�a cin�tica m�s la energ�a magn�tica.
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 form� de la siguiente manera: Exist�a, en el medio interestelar, una "nube molecular" con temperatura de unos 10°K y densidad de 1 000 part�culas por cm3. Esta nube protosolar estaba en equilibrio con el medio; ten�a campo magn�tico y rotaci�n. Estaba compuesta por gas (H, H2, He, N, O, C) y polvo (polvos met�licos refractarios y polvos vol�tiles o hielos). En la vecindad de esta nube protosolar ocurri� una explosi�n muy violenta, la explosi�n de una estrella supernova (en la que una sola estrella libera m�s energ�a que toda una galaxia). La onda de choque producida por la supernova oblig� a la nube protosolar a contraerse hasta el punto en que las fuerzas de contracci�n vencieron a las de expansi�n, y se produjo el colapso. Como la nube estaba rotando, se colaps� en un disco, ya que en la direcci�n del eje de rotaci�n no hab�a fuerza centr�fuga que se opusiera a la contracci�n. La densidad tendi� a ser mayor en la parte central de la nube. Las part�culas de polvo m�s densas se incorporaron m�s r�pidamente que el gas al plano del protosistema solar. En la parte central de la nube protosolar se form� el protosol, dentro del cual qued� congelado el campo magn�tico de la nube protosolar. El Sol se condens� con gran parte del material disponible.
La energ�a gravitacional que ten�an el gas y el polvo originales se transform� en energ�a cin�tica cuando se contrajo la nube, y por lo tanto, el protosol se calent�. 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 convirti� en una estrella con luz propia.
De manera simult�nea a la formaci�n protosolar se empezaron a aglutinar tambi�n los polvos del resto de la nube. Cuando el Sol empez� a radiar, evapor� los polvos de hielos no refractarios que estaban en su vecindad, pero los polvos met�licos refractarios sobrevivieron al calentamiento (los polvos de hielo alejados del Sol no se evaporaron). Despu�s, los polvos se aglutinaron en part�culas y �stas, m�s tarde, en piedras de tama�o cada vez mayores, hasta formar planetesimales, que siguieron creciendo conforme atrapaban m�s y m�s materia del medio y conforme chocaban unos con otros.
Figura 64. Remanente de la explosi�n de una supernova, que podr�a ser parecida
a la que caus� la formaci�n del Sistema Solar.
En otras palabras, los planetas se formaron por aglomeraci�n de part�culas de polvo que fueron creciendo para crear cuerpos cada vez m�s grandes. Los planetas cercanos al Sol son ricos en elementos pesados porque provienen de polvos refractarios que no se evaporaron cuando naci� el Sol. En cambio, los planetas exteriores tienen una composici�n qu�mica m�s representativa de la nube original, ya que se formaron de polvos refractarios y de hielos. Los planetas exteriores son mayores y tienen m�s lunas porque dispusieron de mayor cantidad de materia para su formaci�n.
Si los planetas se formaron por la agregaci�n de planetesimales y part�culas menores que rotaban alrededor del Sol como un disco plano, se pueden explicar a grandes rasgos muchas propiedades observadas del Sistema Solar, como la direcci�n de la rotaci�n y de la traslaci�n de la mayor�a de los planetas y sus sat�lites. En el caso de Urano, cuyo eje de rotaci�n est� muy inclinado y cuya rotaci�n es retr�grada, se ha tenido que recurrir a la explicaci�n de que se podr�a haber formado por la colisi�n de dos protoplanetas muy masivos, ya que uno solo formado por agregados de gran cantidad de part�culas con movimiento al azar en peque�a escala habr�a dado lugar a un planeta con el eje de rotaci�n perpendicular al plano ecuatorial, como J�piter. La rotaci�n retr�grada de Venus sugiere desaceleraci�n fuerte por efecto de mareas.
Al observar el cintur�n de asteroides nos podemos dar una idea de c�mo se ve�a el plano del Sistema Solar antes de la formaci�n de los grandes cuerpos. Los asteroides nunca se aglutinaron, probablemente por la fuerza de marea que ejerce J�piter sobre ellos.
En el Sistema Planetario se observa una traslaci�n gradual en cuanto a composici�n qu�mica: m�s cerca del Sol encontramos materia refractaria, rocas y metales; y lejos del Sol, materia vol�til y hielos, adem�s de la anterior.
La formaci�n del Sistema Solar es, pues, resultado de una secuencia de eventos f�sicos normales. �Tendr�n otras estrellas sistemas de planetas tambi�n?
Figura 65. Los astr�nomos 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 adem�s de la que conocemos.
Aunque se ha avanzado enormemente en los �ltimos a�os, en cuanto a datos y teor�as, todav�a no se explican todas las caracter�sticas del Sol, de los planetas y sus lunas. Conforme aumentan las observaciones surgen m�s dudas que siguen haciendo misteriosos a nuestros vecinos m�s cercanos.
