Download Mega Sistema Solar

Mega Sistema Solar: ¿Qué es el Mega Sistema
Solar?:
Es un parque temático que se extiende por toda la provincia
de San Luis con la mayor representación realizada hasta el
presente de nuestro Sistema Solar. El SOL, será un edificio esférico
de 60 metros de diámetro, ubicado cerca de la ciudad de La Punta,
en las sierras centrales. La medida del diámetro solar define la
escala para la representación de los demás objetos del sistema y sus
órbitas. Las dimensiones reales de los principales objetos de
nuestro sistema planetario así como el tamaño de sus órbitas se
muestran en la tabla siguiente, al igual que el diámetro del objeto y
el radio de su órbita en la escala elegida para esta mega
representación:
Diámetro Diámetro Radio de la Orbita Radio de la Orbita
real
en (m) real en (km)
en (km)
Sol
1.391.900 60
Mercurio 4.866
0,21
57.950.000
2,50
Venus 12.106 0,52
108.110.000
4,66
Tierra 12.742 0,55
149.570.000
6,45
Marte 6.760
0,29
227.840.000
9,82
Júpiter 139.516 6,01
778.140.000
33,54
Saturno 116.438 5,02
1.427.000.000
61,51
Urano 46.490 2,00
2.870.300.000
123,73
Neptuno 45.432 1,96
4.499.000.000
193,94
Plutón 2.274
0,10
5.913.000.000
254,89
Objeto
* La última columna indica el radio de la órbita o sea la
separación entre el Sol y el planeta. Este parque temático tendrá
dos visiones de los objetos del sistema planetario: una artística y
otra científica.
Artistas plásticos realizaron y realizarán obras aportando
su visiones sobre los objetos del sistema planetario. El
emplazamiento de cada una de estas obras se realiza sobre la orbita
correspondiente al objeto representado y lo más cerca posible de
alguna localidad de la provincia. El artista elige los materiales para
la construcción de su obra tratando de asegurar su inalterabilidad,
y los habitantes de la localidad mas cercana se comprometen al
1
cuidado de la misma, acompañando a artistas y científicos en la
realización de este parque. La siguiente tabla muestra la ubicación,
el cuerpo celeste elegido y el autor del primer concurso artístico
para la representación de objetos del sistema solar:
Localidad
El Trapiche
Cuerpo
Celeste
Asteroide
Eleodoro Lobos
La Punta
(PALP)
Merlo
Naschel
Júpiter
Venus
Nueva Galia
Tilisarao
Planeta
enano
Cometa
Villa Reynols
Alto Pencoso
Cometa
Saturno
Balde
Júpiter
CortaderasVilla Elena
Juana Koslay
Cometa
La Punta
Potrerillos
Mercurio
Cometa
Potrero de los
Funes
Quines
Tierra
Urano
Cometas
Marte
Urano
Título de la
Obra
Asimetría
espacial
Ojo al piojo
Venus telúrica
Autor
Uraño
Danza
geométrica I
Dinámica
orbital
Admirando un
cometa
Ovillo Cósmico
Satur
Roberto Tessi
Bettina Tarquini
Corazón de
Zeus
Cometingón
Bettina Tarquini
Roberto Tessi
Luciano Tessi
Bettina Tarquini
Mirta Ochoa –
Federico Castagno
Roberto Tessi
Juan Torres Alberto Eduardo
Camps
Bettina Tarquini
Luciano Tessi
Rojo y violento Miguel Ángel
Guardia
Atracción
Bettina Tarquini
Plazoleta del
Juan Gilberto
cometa
Escudero
Gaia y Sélene Bettina Tarquini
Colisión
horizontal
Bettina Tarquini
2
Renca
Cometa
San Francisco Saturno
Villa del
Urano
Carmen
Villa Mercedes Cometa
MMVII-VG
Titán…El
magnífico
Sin titulo
Madeja floral
María Claudia Soule
Fara
Bettina Tarquini
Isabel Ezcurra
Luciano Tessi
En el mes de marzo de 2008, se llamó a inscripción a dos
concursos: el Segundo Concurso Artístico para terminar la
representación en los diferentes pueblos y otro para la construcción
de la representación científica. Esta última con el asesoramiento
del Complejo Astronómico El Leoncito, www.casleo.gov.ar, tiene la
intención de que cada objeto represente lo más fielmente posible la
información (datos, fotos, etc.) que se dispone de nuestro sistema
solar a través de la investigación científica y la exploración
espacial. El concurso para la construcción científica del Sistema
Solar fue declarado desierto. El llamado a los artistas tuvo un éxito
notable reflejado en la gran cantidad de obras presentadas. Este
parque temático es la contribución del Gobierno de la Provincia a
los festejos del año internacional de la astronomía
http://www.astronomia2009.org.ar/.
Desde San Luis celebramos los avances fundamentales
iniciados por Galileo Galilei hace casi 400 años al usar el
telescopio por vez primera en 1609 para observaciones
astronómicas; y la contribución de la astronomía a las ciencias y a
las artes, en la búsqueda de las respuestas a algunos de los
interrogantes de la humanidad.
Todas las obras artísticas del parque temático Megasistema
Solar, estarán terminadas antes del 31/12/2008. En este sitio
encontrará información científica del sistema solar, información
sobre los artistas que construyeron las obras, e información
turística de las localidades donde están emplazadas. En la tabla
siguiente se indican los sitios de emplazamiento, las obras
representadas y los artistas autores de las mismas del segundo
llamado .
Localidad
Nogolí
Cuerpo Celeste Titulo de la Obra Autor
Júpiter
Vientos
Edgrado Javier
Jupiterianos
Saboredo
3
San Luis y La Marte
Punta
Unión
Plutón
Fraga (R 7)
Saturno
La Calera (R Saturno
147)
La Toma
Saturno
Marte Guerrero Maria Claudia
Soule Fara
La Danza de
Luis Marcelo
Plutón y Caronte Bonfanti
El Señor de
Maria Claudia
los Anillos
Soule Fara
Bucco
Gustavo Hall
Sin Titulo
La Punta
Tierra
Simbiosis
La Tranca
Urano
G-Sidius
Concaran (R Urano
148)
Justo Daract Urano
Urano
Urano
Natalia
Sarjanovich
Maria Claudia
Soule Fara
Maria Claudia
Soule Fara
Ariel A. Zavala
Luis Marcelo
Bonfanti
Sol: El Sol es la estrella central de nuestro Sistema
Planetario alrededor de la cual todos los cuerpos de este sistema
orbitan. Es el objeto más importante en nuestro sistema solar y el
más grande ya que contiene aproximadamente el 98% de la masa
total del Sistema Solar. Toda la energía que mantiene la vida en
nuestro planeta Tierra proviene de su radiación electromagnética.
Debido a su cercanía a la Tierra, se encuentra a
150.000.000 de km aproximadamente, y como es una estrella típica,
el Sol es la estrella más estudiada y, de los datos obtenidos de su
atmósfera, podemos analizar y comprender en parte los fenómenos
estelares. No se ha estudiado ninguna otra estrella con tanto
detalle. La estrella más cercana al Sol, Próxima Centauro, está a
unos 4,22 años luz, o sea que la luz de esa estrella tarda 4,22 años
en llegarnos, mientras que la del Sol sólo tarda unos 8 minutos en
llegar a la Tierra.
Desde los principios de la Humanidad, el hombre consideró
al Sol como un objeto muy importante en su vida cotidiana.
Muchas culturas antiguas adoraron al Sol y muchas más
reconocieron su importancia en el ciclo de la vida. Observando su
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posición a lo largo del año, se determinaron los solsticios y
equinoccios y esto les permitía iniciar los períodos de siembre y
cosecha. Además, temieron cuando, debido a los eclipses dejaban
de observarlo por unos momentos.
Pero, en cuanto al punto de vista del estudio del Sol como
un cuerpo celeste, se tiene conocimiento que recién en el año 200
AC, los astrónomos chinos observaron las manchas sobre su
superficie a simple vista. Pero este hecho fue considerado en esa
época como un evento singular. Pasaron muchos siglos, y, con la
aparición del telescopio se comenzó una observación más científica
ya que Galileo Galilei en 1611 utilizó este instrumento para
observar las manchas de un modo más sistemático. Este hecho
marcó el comienzo del estudio del Sol y ya se lo consideró un
cuerpo dinámico, en evolución, y sus propiedades y variaciones
pudieron ser, por tanto, comprendidas científicamente.
En 1666, Isaac Newton, científico inglés, observó el
espectro del Sol, o sea que vió como se descomponía la luz que nos
llegaba de él en los colores que conocemos como los del arco iris.
Pero, recién en 1814, con la invención del espectroscopio por
Joseph von Fraunhofer, físico alemán, se observaron diferentes
líneas espectrales producto de los diferentes elementos que
componen la parte visible del Sol, la fotosfera. La precisión de su
trabajo determinó el inicio del estudio más detallado desde el punto
de vista teórico de la atmósfera solar. Se observó que los mismos
elementos presentes en la Tierra eran observados en el Sol y, si el
Sol era una estrella y estudiando su radiación (luz) detalladamente
se podía determinar los elementos químicos presentes en su
atmósfera, lo mismo ocurriría si se estudiase la radiación emitida
por otras estrellas. Y así ocurrió. Ello determinó el inicio de la
Astrofísica.
Gracias a los nuevos instrumentos diseñados para observar al Sol
como así también a las observaciones con satélites dedicados, fue
posible mejorar nuestros conocimientos, de la física solar en modo
significativo.
Entre
estos
instrumentos
se
encuentran:
el
espectroheliógrafo, que mide el espectro de los rasgos solares
individuales; el coronógrafo, que permite el estudio de la corona
solar sin eclipses, y el magnetógrafo, que mide la fuerza del campo
magnético de la superficie solar. El desarrollo de cohetes y satélites
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ha permitido a los científicos observar la radiación en longitudes de
onda no transmitidas a través de la atmósfera de la Tierra como ser
la radiación ultravioleta extrema y a los rayos X. Los instrumentos
especiales han Revolucionado el estudio de la atmósfera exterior al
Sol. También el uso de instrumentos especiales fue posible observar
al Sol en longitudes de onda largas como ser adiofrecuencias,
ondas submilimétricas y milimétricas. Todas estas investigaciones
permiten en la actualidad logar un mayor entendimiento de los
procesos que se desarrollan en el Sol y que, en algunos casos, son
perjudiciales para los habitantes de la Tierra, como en el caso de
las grandes tormentas magnéticas que causan apagones o
perturbaciones en las comunicaciones.
Mercurio: Es el planeta del Sistema Solar más
próximo al Sol, y el más pequeño de los planetas. Forma parte de
los denominados planetas interiores o rocosos. Mercurio no tiene
satélites. Se conocía muy poco sobre su superficie hasta que fue
enviada la sonda planetaria Mariner 10, y se hicieron
observaciones con radares y radiotelescopios.
Antiguamente se pensaba que Mercurio siempre presentaba
la misma cara al Sol, situación similar al caso de la Luna con la
Tierra; o sea, su periodo de rotación era igual a su periodo de
traslación (88 días). Sin embargo, en 1965 se enviaron pulsos de
radar hacia Mercurio, con lo cual quedó definitivamente
demostrado que su periodo de rotación era de 58,7 días, lo cual es
2/3 de su periodo de traslación. Esto no es coincidencia, y es una
situación denominada resonancia de giro-orbital. Al ser un planeta
cuya órbita es interior a la de la Tierra, Mercurio periódicamente
pasa delante del Sol, fenómeno que se denomina tránsito.
Observaciones de la órbita de Mercurio a través de muchos
años demostraron que su perihelio gira 43" de arco más por siglo
de lo predicho por la mecánica clásica de Newton. Esta
discrepancia llevó a un astrónomo Francés muy importante,
Urbain Le Verrier a pensar que existía un planeta aún más cerca
del Sol, al cual llamaron Planeta Vulcano, que perturbaba la órbita
de Mercurio. Ahora se sabe que Vulcano no existe; la explicación
correcta del comportamiento del perihelio de Mercurio se
encuentra en la Teoría General de la Relatividad.
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Venus: Es el segundo planeta del Sistema Solar, a una
distancia media de 108 millones de km del Sol, en una órbita casi
circular e inclinada algo más de 3º respecto del plano orbital
terrestre. Es el más semejante a La Tierra por su tamaño, masa,
densidad y volumen. Los dos se formaron en la misma época, a
partir de la misma nebulosa.
Sin embargo, es diferente de la Tierra. No tiene océanos y
su densa atmósfera, compuesta en un 96% de dióxido de carbono,
provoca un efecto invernadero que eleva la temperatura hasta los
480 ºC.
Su atmósfera está compuesta mayormente de dióxido de carbono
(96%), nitrógeno (3% aprox.) además de oxígeno, vapor de agua,
monóxido de carbono, cloruro y fluoruro de hidrógeno, entre otros
elementos.
A Venus es posible observarlo como un objeto muy
brillante en la mañana antes de la salida del Sol (el llamado Lucero
del Alba) o al atardecer luego de la puesta del Sol (el llamado
Lucero de la Tarde), esto se debe a que es un planeta que cuya
órbita se encuentra ubicada entre el Sol y la Tierra. Por ello, los
primeros astrónomos pensaban que Venus eran dos cuerpos
diferentes.
Venus gira sobre su eje muy lentamente y en sentido
contrario al de los otros planetas, como consecuencia de poseer
una inclinación en su eje de 177º respecto del plano de su órbita.
Por ello, en Venus el Sol sale por el oeste y se pone por el este, al
revés de lo que ocurre en La Tierra. Además, el día en Venus dura
más que el año: el movimiento de rotación es extremadamente
lento, empleando 243 días terrestres en completar un giro sobre su
propio eje mientras que para completar una órbita en torno al Sol
sólo requiere unos 225 días. La superficie de Venus es
relativamente joven, entre 300 y 500 millones de años. Tiene
amplísimas llanuras, atravesadas por enormes ríos de lava, y
algunas montañas.
Venus tiene muchos volcanes. Más del 85% del planeta está
cubierto por roca de origen volcánico. La lava ha creado surcos,
algunos muy largos. Algunos de hasta 7.000 km. Debido a la
intensa actividad volcánica la superficie venusina ha sido
modificada y regenerada de tal forma que la mayor parte de ella
tiene una antigüedad de entre 300 y 500 millones de años por lo
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que, en términos geológicos, es una superficie joven.
En Venus también hay cráteres de los impactos de los meteoritos.
Sólo de los grandes, porque los pequeños se deshacen en la espesa
atmósfera.
Los astrónomos se refieren a Venus como el planeta
hermano de la Tierra. El diámetro de Venus (unos 12.104km) es
ligeramente menor que el terrestre (12.756km), tienen masas
semejantes, por lo que sus densidades también lo son (Tierra 5,5
g/cm³ y Venus 5,2 g/cm). Ambos se formaron más o menos al
mismo tiempo y se condesaron a partir de la misma nebulosa. Sin
embargo, durante los últimos años los investigadores han
encontrado que el parecido termina aquí. Venus es muy diferente
de la Tierra. No tiene océanos y está rodeado por una densa
atmósfera compuesta principalmente por dióxido de carbono con
casi nada de vapor de agua. Por su densidad, el interior de Venus
debe ser muy parecido al de la Tierra.
Tierra: La Tierra, el tercer planeta desde el Sol y quinto
en cuanto a tamaño de los ocho planetas principales. La distancia
media de la Tierra al Sol es de 149.503.000 km. Es el único planeta
conocido que tiene vida, aunque algunos de los otros planetas
tienen atmósferas y contienen agua. La Tierra no es una esfera
perfecta, sino que tiene una forma especial que se denomina
“geoide”, con un diámetro mayor en el Ecuador que en los Polos.
La Tierra gira sobre su eje una vez cada 23 horas, 56 minutos y 4,1
segundos. Por la forma de la Tierra, un punto del ecuador gira a
razón de un poco más de 1.600 km/h y un punto de la Tierra a 45°
de altitud N, gira a unos 1.073 km/h.
Se puede considerar que la Tierra se divide en cinco partes:
la primera, la atmósfera, es gaseosa; la segunda, la hidrosfera, es
líquida; la tercera, cuarta y quinta, la litosfera, el manto y el núcleo
son sólidas. La atmósfera es la cubierta gaseosa que rodea el
cuerpo sólido del planeta. Aunque tiene un grosor de más de 1.100
km, aproximadamente la mitad de su masa se concentra en los 5,6
km más bajos. La litosfera, compuesta sobre todo por la fría, rígida
y rocosa corteza terrestre, se extiende a profundidades de 100 km.
La hidrosfera es la capa de agua que, en forma de océanos, cubre
el 70,8% de la superficie de la Tierra. El manto y el núcleo son el
pesado interior de la Tierra y constituyen la mayor parte de su
masa.
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La datación radiométrica ha permitido a los científicos calcular la
edad de la Tierra en 4.650 millones de años. Aunque las piedras
más antiguas de la Tierra datadas de esta forma, no tienen más de
4.000 millones de años, los meteoritos, que se corresponden
geológicamente con el núcleo de la Tierra, dan fechas de unos
4.500 millones de años, y la cristalización del núcleo y de los
cuerpos precursores de los meteoritos, se cree que ha ocurrido al
mismo tiempo, unos 150 millones de años después de formarse la
Tierra y el Sistema Solar.
El fenómeno del magnetismo terrestre es el resultado del
hecho de que toda la Tierra se comporta como un enorme imán. El
físico y filósofo natural inglés William Gilbert fue el primero que
señaló esta similitud en 1600, aunque los efectos del magnetismo
terrestre se habían utilizado mucho antes en las brújulas primitivas.
Los polos magnéticos de la Tierra no coinciden con los polos
geográficos de su eje. El polo norte magnético se sitúa hoy cerca de
la costa oeste de la isla Bathurst en los Territorios del Noroeste en
Canadá, casi a 1.290 km al noroeste de la bahía de Hudson. El polo
sur magnético se sitúa hoy en el extremo del continente antártico
en Tierra Adelia, a unos 1.930 km al noreste de Little America
(Pequeña América).
Las posiciones de los polos magnéticos no son constantes y
muestran notables cambios de año en año. Las variaciones en el
campo magnético de la Tierra incluyen una variación secular, el
cambio en la dirección del campo provocado por el desplazamiento
de los polos. Esta es una variación periódica que se repite después
de 960 años. También existe una variación anual más pequeña, al
igual que se da una variación diurna, o diaria, que sólo es
detectable con instrumentos especiales.
Recientes estudios de magnetismo remanente (residual) en
rocas y de las anomalías magnéticas de la cuenca de los océanos
han demostrado que el campo magnético de la Tierra ha invertido
su polaridad por lo menos 170 veces en los pasados 100 millones de
años. El conocimiento de estas modificaciones, datables a partir de
los isótopos radiactivos de las rocas, ha tenido gran influencia en
las teorías de la deriva continental y la extensión de las cuencas
oceánicas.
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Marte: Marte es el cuarto planeta del Sistema Solar. Es
el llamado "Planeta Rojo". Forma parte de los llamados planetas
telúricos (de naturaleza rocosa, como la Tierra) y es el primero de
los planetas exteriores a la órbita terrestre. Es, posiblemente, el más
parecido a la Tierra.
Tycho Brahe midió con gran precisión el movimiento de
Marte en el cielo. Los datos sobre el movimiento retrógrado
aparente (lazos) permitieron a Kepler hallar la naturaleza elíptica
de su órbita y determinar las leyes del movimiento planetario
conocidas como leyes de Kepler.
Forma parte de los planetas superiores, o exteriores,
llamados así porque nunca pasan entre el Sol y la Tierra ni jamás
se les ve en creciente ni en cuarto. Sus fases están poco marcadas,
hecho que es fácil de demostrar geométricamente. Considerando el
triángulo Sol-Tierra-Marte, el ángulo de fase es el que forman el
Sol y la Tierra vistos desde Marte. Alcanza su valor máximo en las
cuadraturas cuando el triángulo STM es rectángulo en la Tierra.
Para Marte, este ángulo de fase no es nunca mayor de 42º, y su
aspecto de disco giboso es análogo al que presenta la Luna 3,5 días
antes o después de la Luna llena. Esta fase, visible con un
telescopio de aficionado, no logró ser vista por Galileo, quien sólo
supuso su existencia.
Tiene una forma ligeramente elipsoidal, con un diámetro
ecuatorial de 6.794 km y el polar de 6.750 km. Medidas
micrométricas muy precisas han dado un achatamiento de 0,01,
tres veces mayor que el de la Tierra. A causa de este achatamiento,
el eje de rotación está afectado por una lenta precesión debida a la
atracción del Sol sobre el abultamiento ecuatorial del planeta. La
precesión lunar, que en la Tierra es dos veces mayor que la solar,
no tiene su equivalente en Marte.
Con este diámetro, su volumen es de 15 centésimas el
terrestre y su masa solamente de 11 centésimas. En consecuencia,
la densidad es inferior a la de la Tierra: 3,94 en relación con el
agua. Un cuerpo transportado a Marte pesaría 1/3 de su peso en la
Tierra, debido a la poca fuerza gravitatoria.
La atmósfera de Marte es mucho más delgada que la de la
Tierra y las temperaturas extremas sobre la superficie van desde
110 grados bajo cero en los polos en invierno a 0 grado en verano
en la cara que da al Sol.
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Marte posee dos pequeños satélites, Phobos, de unos 13 km
de largo en y Deimos, de unos 7 km de largo. Ambos orbitan al
planeta a gran velocidad y muy cerca de él. Phobos gira alrededor
de Marte en unas 7 hs y media y Deimos tarda unas 30 horas en
girar alrededor del planeta.
Júpiter: Júpiter es el quinto planeta del Sistema Solar.
Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos. En
la mitología griega y después en la romana fue reconocido como el
señor del cielo y el más poderoso de los dioses del Olimpo: el griego
Zeus y el romano Júpiter de quien tomo el nombre.
Júpiter es un cuerpo masivo gaseoso, formado
principalmente por hidrógeno y helio, carente de una superficie
interior definida. Entre los detalles atmosféricos se destacan la
Gran mancha roja, un enorme anticiclón situado en las latitudes
tropicales del hemisferio sur, la estructura de nubes en bandas y
zonas, y la fuerte dinámica de vientos zonales con velocidades de
hasta 140 m/s (504 km/h).
Júpiter es el más brillante y masivo de los planetas del
Sistema Solar: su masa equivale a unas 2,47 veces la suma de las
masas de todos los demás planetas juntos. Júpiter también posee la
velocidad de rotación más rápida de los planetas del Sistema Solar:
gira sobre su eje en poco menos de 10 horas. La atmósfera se
encuentra dividida en regiones con fuertes vientos zonales con
periodos de rotación que van desde las 9h 50m 30s en la zona
ecuatorial a las 9h 55m 40s en el resto del planeta.
En el exterior del planeta el hidrógeno y el helio se
comprimen progresivamente. Más abajo se espera la existencia de
un núcleo rocoso formado principalmente por materiales helados y
más densos.
Los principales satélites de Júpiter fueron descubiertos por
Galileo Galilei el 7 de enero de 1610, razón por la que se les llama
en ocasiones satélites galileanos. Reciben sus nombres de la
mitología griega si bien en tiempos de Galileo se les denominaba
por números romanos dependiendo de su orden de cercanía al
planeta. Ellos son: Io, Europa, Ganímedes y Calisto.
El descubrimiento de los satélites constituyó un punto de
inflexión en la ya larga disputa entre los que sostenían la idea de
un sistema geocéntrico, es decir, con la Tierra en el centro del
universo, y la copernicana (o sistema heliocéntrico, es decir, con el
11
Sol en el centro del Universo), en la cual era mucho más fácil
explicar el movimiento y la propia existencia de los satélites
naturales de Júpiter. Ganímedes, con un diámetro de 5268 km, es el
satélite más grande de todo el sistema solar.
Además de los mencionados satélites galileanos, las
distintas sondas espaciales enviadas a Júpiter y observaciones
desde la Tierra han ampliado el número total de satélites de Júpiter
hasta 63.
Júpiter posee un tenue sistema de anillos que fue
descubierto por la sonda Voyager 1 en marzo de 1979. El anillo
principal tiene unos 6500 km de ancho, orbita el planeta a cerca de
1.000.000 km de distancia y tiene un espesor vertical inferior a la
decena de kilómetros. Su espesor óptico es tan reducido que
solamente ha podido ser observado por las sondas espaciales
Voyager 1 y 2 y Galileo.
En julio de 1994 el cometa Shoemaker-Levy 9 impactó
contra la atmósfera de Júpiter. El cometa había sido disgregado
por la acción de la gravedad de Júpiter en numerosos fragmentos
en un paso anterior y cercano por el planeta.
Saturno: Saturno es el sexto planeta del Sistema Solar,
es el segundo en tamaño después de Júpiter y es el único con un
sistema de anillos visible desde nuestro planeta. Su nombre
proviene del dios romano Saturno. Forma parte de los
denominados planetas exteriores o gaseosos, también llamados
jovianos por su parecido a Júpiter. El aspecto más característico de
Saturno son sus brillantes anillos.
Antes de la invención del telescopio, Saturno era el más
lejano de los planetas conocidos y, a simple vista, no parecía
luminoso ni interesante. El primero en observar los anillos fue
Galileo en 1610 pero la baja inclinación de los anillos y la baja
resolución de su telescopio le hicieron pensar en un principio que
se trataba de grandes lunas. Christian Huygens con mejores medios
de observación pudo en 1659 observar con claridad los anillos.
James Clerk Maxwell en 1859 demostró matemáticamente que los
anillos no podían ser un único objeto sólido sino que debían ser la
agrupación de millones de partículas de menor tamaño. A junio de
2007 tiene sesenta satélites reconocidos.
Saturno es un planeta visiblemente achatado en los polos
con un ecuador que sobresale formando la figura de un esferoide
12
oblatado. Los diámetros ecuatorial y polar son, respectivamente,
120536 y 108728 km. Este efecto es producido por la rápida
rotación del planeta, su naturaleza fluida y su relativamente baja
gravedad. Saturno posee una densidad específica de 690 kg/m³
siendo el único planeta del Sistema Solar con una densidad inferior
a la del agua (1000 kg/m³). Si existiera un recipiente lleno de agua
con las dimensiones suficientes para introducir a Saturno, este
flotaría. El planeta está formado por un 90% de hidrógeno y un 5%
de helio. El volumen del planeta es suficiente como para contener
740 veces la Tierra, pero su masa es sólo 95 veces la terrestre,
debido a la ya mencionada densidad media relativa.
El período de rotación de Saturno es incierto dado que no
posee superficie y su atmósfera gira con un período distinto en
cada latitud. Desde la época de los Voyager se consideraba que el
período de rotación de Saturno, basándose en la periodicidad de
señales de radio emitidas por él, era de 10 h 39 min 22,4 s
(810,8°/día).
Al igual que en Júpiter ocasionalmente se forman
tormentas en la atmósfera de Saturno, algunas de las cuales han
podido ser observadas desde la Tierra.
Saturno gira alrededor del Sol a una distancia media de
1.418 millones de kilómetros en una órbita de excentricidad 0,056,
que sitúa el afelio a 1.500 millones de km y el perihelio a 1240
millones de km. El período de traslación alrededor del Sol es de 29
años y 167 días, mientras que su período sinódico es de 378 días, de
modo que, cada año la oposición se produce con casi dos semanas
de retraso respecto al año anterior. El período de rotación sobre su
eje es corto, de 10 horas, 14 minutos, con algunas variaciones entre
el ecuador y los polos.
Saturno tiene un gran número de satélites, el mayor de los
cuales, Titán es la única luna del Sistema Solar con una atmósfera
importante. Los satélites más grandes, conocidos antes del inicio de
la investigación espacial son: Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea,
Titán, Hiperión, Jápeto y Febe. Tanto Encélado como Titán son
especialmente interesantes para los científicos planetarios ya que
en el primero se ha encontrado agua líquida a poca profundidad de
su superficie a partir de la emisión de vapor de agua en geiseres y
el segundo presenta una atmósfera rica en metano y similar a la de
la primitiva Tierra.
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Los anillos de Saturno se extienden en el plano ecuatorial
del planeta desde los 6630 km a los 120700 km por encima del
ecuador de Saturno y están compuestos de partículas con
abundante agua helada. El tamaño de cada una de las partículas
varía desde partículas microscópicas de polvo hasta rocas de unos
pocos metros de tamaño.
Saturno se observa a simple vista en el cielo nocturno como
un punto luminoso brillante y amarillento cuyo brillo varía
normalmente entre la magnitud +1 y 0, toma aproximadamente 29
años y medio en realizar una traslación completa en su órbita con
respecto a las estrellas de fondo pertenecientes al zodiaco. Con
apoyo óptico, como con grandes binoculares o un telescopio, se
necesita un aumento de, al menos, 20x para que la mayoría de las
personas puedan distinguir claramente los anillos de Saturno. Visto
desde la Tierra, Saturno aparece como un objeto amarillento, uno
de los más brillantes enel cielo nocturno. Numerosas misiones
espaciales observaron a Saturno y sus satélites desde cortas
distancias enviando gran cantidad de datos importantes y
continuan haciéndolo.
Saturno es un planeta fácil de observar, pues es visible en el
cielo la mayor parte del tiempo y sus anillos pueden observarse con
cualquier telescopio de aficionado. Se observa mejor cuando el
planeta está cerca o en oposición, es decir, la posición de un
planeta cuando está a una elongación de 180°, por lo que aparece
opuesto al Sol en el cielo.
Urano: En 1.871, William Herschel (músico y
astrónomo aficionado) trabajando en la búsqueda de estrellas
dobles, a través de su telescopio de 120cm, observó por vez primera
a Urano tomándolo por un cometa. Al año siguiente, Lexelle y
Barnaba Oriani demostraron que poseía una órbita casi circular
sugiriendo que el cuerpo observado debía ser un planeta. Este
hecho fue confirmado por el mismo Herschel, que dedicó el planeta
al rey Jorge III de Inglaterra llamándolo estrella de Jorge aunque,
posteriormente fue rebautizado con el nombre de la divinidad
griega Urano, padre de Saturno y abuelo de los dioses del Olimpo.
La distancia a la Tierra varía entre 2.735 y 3.004 millones
de kilómetros y su período de revolución alrededor del Sol es de
83,75 años y rota sobre su eje en 17 hs 18 ms. La masa es de 14,54
masas terrestres y su radio ecuatorial es de unos 4 radios terrestres.
14
Urano tiene su eje de rotación inclinado de tal manera que
casi coincide con el plano de la eclíptica (plano de la órbita de la
Tierra), razón por la cual lo convierte un una característica única
entre los planetas del Sistema Solar. Por este motivo, si en un
momento dado, desde la Tierra, sólo se está viendo el polo sur de
Urano, después de 42 años se verá solamente el polo norte del
planeta.
La estructura interna de Urano es similar, a grandes
rasgos, a la de Júpiter y Saturno. Su densidad es comparable a la
del primero, pero su masa muy inferior ha impedido que se forme
hidrógeno metálico líquido en su interior. Analizando la influencia
gravitatoria de Urano en el movimiento de sus lunas se determinó
que el mismo posee un núcleo rocoso del tamaño de la Tierra.
Químicamente se encuentra formado por hidrógeno
molecular, helio, metano y otros hidrocarburos. Se encuentra
presente una débil estructura de bandas con nubes sólo un poco
más luminosas que el fondo. Por debajo de las nubes visibles se
encuentra una atmósfera más masiva, con enormes cantidades de
agua, amoníaco y sulfuro de hidrógeno.
Urano posee anillos al igual que Saturno, Júpiter y
Neptuno. Son anillos muy oscuros, del estilo de los de Júpiter, pero
compuesto por partículas de polvo fino, como en Saturno, cuyos
tamaños varían desde dimensiones microscópicas hasta algunos
metros. El descubrimiento de los anillos de Urano se remonta al
año 1.977 por el observatorio aerotransportado Kuiper de la NASA
y fue de forma casual.
En el año 1.787, Herschel descubrió dos de las lunas de
Urano y las llamó Titania y Oberón. Ariel y Umbriel se hallaron en
1.851; en 1.948 se descubrió Miranda. Estas cinco lunas son las
que se descubrieron con telescopios ubicados en la Tierra. Diez
lunas más pudieron ser detectadas en 1.986 durante el encuentro
de la sonda Voyager 2 con Urano. Estas últimas tienen diámetros
comprendidos entre 40 y 80km.
Con la puesta en servicio del telescopio espacial Hubble, se
logró ampliar el número de lunas hasta un total de 27 lunas
conocidas. Los nombres de los satélites de Urano se toman de los
personajes de obras pertenecientes a William Shakespeare y
Alexander Pope.Todas las lunas orbitan en torno al plano
ecuatorial de Urano y tienen una velocidad de rotación igual a la
15
de traslación, razón por la cual siempre presentan una misma cara
en dirección a Urano.
Neptuno: Neptuno es el octavo y último planeta del
Sistema Solar. Forma parte de los llamados “planetas exteriores” o
“gigantes gaseoseos”.
El descubrimiento de Neptuno tuvo la particularidad que se
hizo primero sobre papel antes que con el telescopio. Ya a
comienzos del siglo XIX se habían detectado diferencias entre los
cálculos orbitales realizados para predecir la posición que debería
tener Urano en cierto momento y su posición observada en el cielo.
Se pensó que probablemente esta diferencia se debida a un cuerpo
situado más allá de la órbita de Urano y que tenía una masa
considerable como para producir una atracción gravitatoria
suficiente que perturbara la órbita de Urano. Si la hipótesis era
cierta, tal cuerpo debería ser un planeta.
En 1842 la Academia de Ciencias de Göttingen ofreció un
premio a quien encontrara la solución del problema del
movimiento de Urano. Por esta razón y usando la hipótesis
planetaria, Adams en Cambridge y Le Verrier en París calcularon
casi de manera simultánea la posición de un planeta ubicado más
allá de la órbita de Urano. En 1846, Galle apuntó un telescopio a
un lugar de la constelación de Acuario donde los cálculos de Le
Verrier habían predicho que debería encontrase este cuerpo nunca
antes observado. El resultado de la observación fue el
descubrimiento de un nuevo planeta, Neptuno. Más tarde se
advirtió que Galileo había observado a Neptuno en 1611 pero lo
había confundido con una estrella.
Cabe destacar que la temperatura alcanzada en las capas
de la atmósfera se encuentra entre los –220°C y los –240°C. Al
igual que en Urano, la coloración azulada Neptuno se debe a la
presencia de metano en su atmósfera. También el hidrógeno y el
helio existen en su atmósfera. En 1989, la sonda Voyager 2 observó
bandas que se forman a causa de la rotación diferencial de la
atmósfera ya que las regiones ecuatoriales giran más rápido que las
polares.
Neptuno posee anillos al igual que Saturno, Júpiter y
Urano. En la década de 1980 se realizaron observaciones de
ocultaciones de estrellas por Neptuno, revelando resultados
16
similares a los obtenidos en 1977 con Urano en cuanto a la
presencia de anillos. Con la llegada de la Voyager 2 a Neptuno,
pudo confirmarse la existencia de un sistema de anillos. Ellos son
muy oscuros (al estilo de los de Júpiter) pero compuesto por
partículas de polvo fino, como pasa en Saturno cuyos tamaños
varían desde dimensiones microscópicas hasta algunos metros.
Tan solo semanas después del descubrimiento de Neptuno
en 1846, se descubrió el primer satélite del planeta al que se le
llamó Tritón. Su nombre deriva de la mitología griega y representa
al hijo de Poseidón (Neptuno para los romanos). Es el satélite más
grande de Neptuno y posee una tenue atmósfera compuesta por
nitrógeno y metano con una temperatura en su superficie que
ronda los –235°C. Geológicamente activo, la superficie de Tritón
presenta diversas características tales como cañones, cráteres,
largas fisuras, picos con lagos de hielo y amoníaco.
El rasgo mas inesperado fue la actividad volcánica
observada en forma de géiseres que emiten chorros de gas
nitrógeno, y compuestos oscuros de carbono que son insertados
decenas de kilómetros por encima de una tenue atmósfera. El
siguiente satélite recién fue observado en 1949 y los restantes lo
fueron por las naves espaciales que se acercaron al planeta. El
número de satélites de Neptuno conocido hasta el año 2007 es de
12.
Planetas Enanos: Planeta Enano es el nuevo
término creado por la Unión Astronómica Internacional (UAI),
para definir una nueva clase de cuerpos celestes, diferente a la de
“Planeta” (o la de planeta clásico) y de la de cuerpo menor del
sistema solar. Fue introducido en la resolución de la UAI del 24 de
agosto de 2006, sobre la definición de planeta para el cuerpo del
sistema solar. Según cual un planeta enano es aquel cuerpo celeste
que:
·
Está en órbita alrededor del sol
·
Tiene suficiente masa para su propia gravedad haya
superado la fuerza de cuerpo rígido, de manera que adquiera un
equilibrio hidrostático (forma casi esférica)
·
No es un satélite de un planeta ni otro cuerpo estelar
·
No ha limpiado la vecindad de su orbita
17
Según estas características, la diferencias entre planetas
enanos y planetas clásicos, es que los primeros no han limpiado la
vecindad de sus orbitas, esta característica sugiere un origen
distinto para los dos tipos de planetas. Las consecuencias más
inmediatas de esta nueva definición, fueron la perdida de Plutón
del status de planeta clásico y su renombramiento como (134340)
Plutón, y el aumento de categoría de Ceres, antes considerado un
asteroide y de Eris, conocido anteriormente como Xena (de manera
informal) o como su denominación provisional 2003 UB.
La Unión Astronómica Internacional, ha identificado
oficialmente tres cuerpos celestes que recibieron inmediatamente la
clasificación de "planetas enanos", Plutón, Ceres y Eris. La
ubicación de estos planetas enanos es diferente, mientras que Ceres
se encuentra en el Cinturón de Asteroides, Plutón yace en el
Cinturón de Kuiper y Eris se encuetra en la zona más alejada del
Sistema Solar. Plutón posee tres satélites conocidos, Eris uno
y Ceres ninguno.
El estatus de Caronte (Charon), actualmente visto como
satélite de Plutón, se torna incierto. Esto es porque no hay una
definición clara de qué constituye un sistema de satélites y qué un
sistema binario, porque Caronte es mucho más grande que otros
satélites comparados con sus respectivas "parejas", y porque
Plutón y Caronte orbitan alrededor de un punto en el espacio
situado entre ambos sin que ese punto se encuentre dentro de
Plutón, con lo que el sistema podría ser designado en el futuro
como sistema binario o sistema de planetas dobles, convirtiendo
también a Caronte en un planeta enano. Además, en torno a este
sistema doble orbitan sus otros dos satélites conocidos.
En los próximos años el número de estos objetos se
incrementará a medida que se vayan haciendo observaciones más
precisas de los llamados transneptunianos, o sea, aquellos cuerpos
ubicados más allá de la órbita de Neptuno.
La Luna: La Luna es el satélite natural de la Tierra (el
término luna también se aplica algunas veces a los satélites de otros
planetas del Sistema Solar). El diámetro de la Luna es de unos
3.476 km (aproximadamente una cuarta parte del de la Tierra) y su
volumen es una quincuagésima parte del de la Tierra. La masa de
la Tierra es 81 veces mayor que la de la Luna. Por tanto, la
densidad media de la Luna es de sólo las tres quintas partes de la
18
densidad de la Tierra, y la gravedad en la superficie es un sexto de
la de la Tierra.
La Luna orbita la Tierra a una distancia media de
384.403 km y a una velocidad media de 3.700 km/h. Completa su
vuelta alrededor de la Tierra, siguiendo una órbita elíptica, en 27
días, 7 horas, 43 minutos y 11,5 segundos según el tiempo dado por
las estrellas. Para cambiar de una fase a otra similar, o mes lunar,
la Luna necesita 29 días, 12 horas, 44 minutos y 2,8 segundos.
Como tarda en dar una vuelta sobre su eje el mismo tiempo que en
dar una vuelta alrededor de la Tierra, en realidad, siempre es la
misma cara de la Luna la que se ve desde la Tierra. Aunque
aparece brillante a simple vista, sólo refleja en el espacio alrededor
del 7% de la luz que recibe del Sol. Este poder de reflexión, o
albedo, es similar al del polvo de carbón.
Un observador sólo puede ver en cada momento
determinado un 50% de la superficie total de la Luna. Sin embargo,
de vez en cuando se puede ver un 9% adicional alrededor del borde
aparente debido al balanceo relativo de la Luna llamado libración.
Esto sucede a causa de las ligeras diferencias en el ángulo de visión
desde la Tierra de las diferentes posiciones relativas de la Luna a lo
largo de su órbita elíptica inclinada.
La Luna muestra fases cambiantes a medida que se mueve
en su órbita alrededor de la Tierra. La mitad de la Luna está
siempre bajo la luz del Sol, de la misma forma que en la mitad de la
Tierra es de día mientras que en la otra mitad es de noche. Las
fases de la Luna dependen de su posición con respecto al Sol en un
instante dado. En la fase llamada Luna nueva, la cara que la Luna
presenta a la Tierra está completamente en sombra.
proximadamente una semana más tarde la Luna entra en
su primer cuarto, mostrando la mitad del globo iluminado; siete
días después la Luna muestra toda su superficie iluminada, será la
Luna llena; otra semana más tarde, el último cuarto, la Luna
vuelve a mostrar medio globo iluminado. El ciclo completo se repite
cada mes lunar. Es Luna llena cuando está más lejos del Sol que la
Tierra; es Luna nueva cuando está más cerca. La Luna está en
cuarto menguante en su paso de Luna llena a nueva y en cuarto
creciente en su paso de Luna nueva a Luna llena. Las temperaturas
de su superficie son extremas, van desde un máximo de 127 °C al
19
mediodía lunar hasta un mínimo de –173 °C justo antes del
amanecer lunar.
Varias fueron las teorías desarrolladas a través de los
tiempos para explicar el origen de la Luna, pero en 1975, se
propuso una nueva que presupone que al principio de su historia,
hace unos 4.000 millones de años, la Tierra fue golpeada por un
enorme cuerpo llamado planetésimo. El impacto catastrófico
expulsó partes de la Tierra y de este cuerpo, situándolas en la
órbita terrestre, donde los detritos del impacto se reunieron
formando la Luna. Esta hipótesis, después de numerosas
investigaciones con las rocas lunares durante las décadas de 1970 y
1980, se convirtió en la teoría más aceptada sobre el origen de la
Luna.
En el año 2001, un equipo de investigadores
estadounidenses utilizó un complejo y más avanzado programa
informático que reproducía prácticamente todos los elementos
presentes en el impacto. El resultado de esta última investigación,
con nuevos datos sobre el movimiento, tamaño y composición de los
cuerpos implicados en el choque, reafirma la teoría del impacto
planetesimal.
A partir del siglo XIX, las exploraciones visuales con
telescopios de gran potencia han permitido obtener un
conocimiento muy amplio del lado visible de la Luna. El lado no
visible se mostró al mundo por primera vez en octubre de 1959 con
las fotografías tomadas por la nave espacial soviética Luna 3, que
mostraron que el lado oculto es similar al visible, excepto en que
los grandes mares lunares están ausentes.
Los alunizajes con éxito de las sondas no tripuladas de la
serie estadounidense Surveyor y de la soviética Luna en la década
de 1960 y, finalmente, los alunizajes tripulados del programa
estadounidense Apolo, hicieron realidad las mediciones directas de
las propiedades físicas y químicas de la Luna. Los astronautas de
las misiones Apolo recogieron rocas, sacaron miles de fotografías
y colocaron una serie de instrumentos que enviaron información a
la Tierra por telemetría de radio. Mediante rayos láser se midió la
distancia exacta entre la Tierra y la Luna.
Tras analizar las rocas se ha sabido que la Luna tiene 4.600
millones de años, más o menos los mismos que la Tierra y que el
resto del Sistema Solar. Las rocas de los mares lunares se formaron
20
cuando la roca derretida se solidificó hace entre 3.160 y 3.960
millones de años, y se parecen a los basaltos terrestres, un tipo de
roca volcánica muy frecuente, pero con algunas diferencias
importantes.
Los sismómetros situados en la superficie han registrado,
también, señales que muestran impactos de meteoritos, en una
proporción de 70 a 150 por año, con masas desde 100 g hasta
1.000 kg. Por tanto, la Luna sigue siendo bombardeada por
meteoritos (aunque no con tanta frecuencia como en el pasado), lo
que puede resultar problemático para las futuras bases
permanentes. La superficie está cubierta por una capa de grava,
que puede tener una profundidad de varios kilómetros en los mares
y una profundidad todavía desconocida en las regiones elevadas. Se
cree que esta grava se ha formado por los impactos de meteoritos.
La atmósfera es tan tenue que no se puede reproducir ni en
las mejores cámaras de vacío situadas en la Tierra. A
finales de 1996 un grupo de científicos estadounidenses anunció la
posible existencia de hielo (probablemente agua helada) en la cara
oscura. El descubrimiento se basó en las señales de radar enviadas
en 1994 por la sonda Clementine a la superficie. El 5 de marzo de
1998 la NASA anunció que los datos obtenidos por la sonda Lunar
Prospector —lanzada dos meses antes— parecían confirmar la
existencia de agua helada en el satélite. En julio de 1999 se provocó
la destrucción de la sonda contra un cráter de la superficie lunar
con el fin de poder comprobar esta hipótesis. Dos meses y medio
más tarde, tras un intenso análisis de los datos obtenidos a partir
del impacto, la NASA reconoció no haber encontrado rastros de
agua en el satélite, aunque no descartó totalmente la teoría sobre la
posible existencia de agua en la Luna.
Asteroide: Los asteroides son objetos rocosos y
metálicos que orbitan alrededor del Solpero que son demasiado
pequeños para ser considerados como planetas. Se conocen como
planetas menores, y giran en órbitas elípticas, sobre todo entre las
órbitas de Marte y Júpites. El tamaño de los asteroides varía desde
cerca de los 1000 kilómetros, hasta el tamaño de un guijarro.
Dieciséis asteroides tienen un diámetro igual o superior a los 240
kilómetros. Se han encontrando desde el interior de la órbita de la
Tierra hasta más allá de la órbita de Saturno. La mayoría, sin
embargo, están contenidos dentro del cinturón principal que existe
21
entre las órbitas de Marte y Júpiter. Algunos tienen órbitas que
atraviesan la trayectoria de la Tierra e, incluso, algunos han
chocado con nuestro planeta en tiempos pasados. Uno de los
ejemplos mejor conservados es el Cráter Barringer cerca de
Winslow, Arizona.
Los asteroides están constituidos por el material que sobró
durante la formación del sistema solar. Muchos de nuestros
conocimientos sobre los asteroides proceden del estudio de los
trozos de residuos espaciales que caen sobre la superficie de la
Tierra. Los asteroides que siguen una trayectoria que los lleva a
chocar con la Tierra reciben el nombre de meteoroides. Cuando un
meteoroide choca con nuestra atmósfera a gran velocidad, la
fricción hace que este trozo de material espacial se incinere
produciendo un chorro de luz conocido como meteoro. Si el
meteoroide no se consume por completo, lo que queda choca con la
superfice de la Tierra y se denomina meteorito.
De todos los meteoritos examinados, el 92,6% está
compuesto por silicatos (piedras), y el 5,7% está compuesto por
hierro y níquel; el resto es una mezcla de los tres materiales. Los
meteoritos rocosos son los más difíciles de identificar ya que se
parecen mucho a las rocas terrestres.
Los asteroides de mayor tamaño y más representativos
son: Palas y Vesta, con diámetros de unos 450 kilómetros. La masa
total de todos los asteroides del Sistema Solar es mucho menor que
la masa de la Luna. Los cuerpos más grandes son más o menos
esféricos, pero los que tienen diámetros menores de 160 kilómetros
suelen presentar formas alargadas e irregulares. La mayoría de los
asteroides, sin tener en cuenta su tamaño, tardan de 5 a 20 horas
en completar un giro sobre su eje. Algunos asteroides tienen
compañeros.
Algunos de los asteroides que se acercan a la Tierra son
objetivos relativamente fáciles para las misiones espaciales. En
1991, la sonda espacial de la NASA Galileo, en su viaje a Júpiter,
captó el primer plano de un asteroide y se observaron gran
cantidad de cráteres en su superficie.
Debido a que los asteroides son materiales procedentes de
nuestro Sistema Solar muy joven, los científicos están interesados
en su composición. Las naves espaciales que han navegado a través
del cinturón de asteroides han observado que éste está bastante
22
vacío y que los asteroides están separados por distancias muy
grandes. Antes de 1991, la única información obtenida sobre los
asteroides era a través de las observaciones realizadas desde la
superficie terrestre a partir de ese año, comenzaron misiones
espaciales dirigidas a estudiar esos objetos. En la actualidad, se
monitorean constantemente las órbitas de aquellos asteroides que
son considerados como "peligrosos" por su acercamiento con la
Tierra y posible choque con ella, son los llamados "NEAR Earth
Objects" o sea, Objetos Cercanos a la Tierra.
Cometa:
Los cometas son cuerpos celestes de formas
irregulares, frágiles y pequeños, compuestos por una mezcla de
granos no volátiles y gases congelados (tienen un aspecto
nebuloso). Tienen órbitas muy elípticas que los lleva muy cerca del
Sol y los devuelve al espacio profundo, frecuentemente más allá de
la órbita de Plutón. Se caracterizan por una cola larga y luminosa,
aunque esto sólo se produce cuando el cometa se encuentra en las
cercanías del Sol.
Generalmente es visible un pequeño núcleo brillante
(menos de 10 kilómetros de diámetro) en el centro de la cabellera.
La cabellera y el núcleo juntos constituyen la cabeza del cometa.
A medida que los cometas se aproximan al Sol, la alta
temperatura solar provoca la sublimación de los hielos,
desarrollando colas enormes de material luminoso que se extienden
por millones de kilómetros desde la cabeza, alejándose del Sol. La
cola también se vuelve brillante en las proximidades del Sol y puede
extenderse decenas o centenares de millones de kilómetros en el
espacio. La cola siempre se extiende en sentido opuesto al Sol,
incluso cuando el cometa se aleja del astro central.
A medida que un cometa se aleja del Sol pierde menos gas
y polvo, y la cola desaparece. Algunos cometas con órbitas
pequeñas tienen colas tan cortas que son casi invisibles. La mayor
o menor visibilidad de los cometas depende de la longitud de la cola
y de su cercanía al Sol y a la Tierra. Menos de la mitad de las colas
de los 1.400 cometas registrados eran visibles a simple vista, y
menos del 10% resultaron llamativas.
La presión de la radiación solar y los vientos solares
aceleran los materiales alejándolos de la cabeza del cometa a
diferentes velocidades de acuerdo con el tamaño y masa de los
23
materiales. Cada vez que un cometa visita al Sol, pierde parte de
sus volátiles. Eventualmente, se convierte en otra masa rocosa en el
Sistema Solar. Por esta razón, se dice que los cometas tienen una
vida corta, en una escala de tiempo cosmológica. Muchos
científicos creen que algunos asteroides son núcleos de cometas
extinguidos, cometas que han perdido todos su volátiles.
Las apariciones de grandes cometas se consideraron
fenómenos atmosféricos hasta 1577, cuando el astrónomo danés
Tycho Brahe demostró que eran cuerpos celestes. En el siglo XVII
el científico inglés Isaac Newton demostró que los movimientos de
los cometas están sujetos a las mismas leyes que controlan los de
los planetas. Comparando los elementos orbitales de algunos de los
primeros cometas, el astrónomo británico Edmund Halley mostró
que el cometa observado en 1682 era idéntico a los dos que habían
aparecido en 1531 y en 1607, y predijo con éxito la reaparición del
cometa en 1759. Las primeras apariciones de este cometa, el
cometa Halley, se han identificado ahora a partir de registros
fechados en el año 240 a.C., y es probable que el brillante cometa
observado en el año 466 a.C. fuera también este mismo. El cometa
Halley pasó por última vez alrededor del Sol a principios de 1986.
Los cometas describen órbitas elípticas, y se han calculado
los períodos (el tiempo que tarda un cometa en dar una vuelta
alrededor del Sol) de unos 200 cometas. Los períodos varían desde
3,3 años para el cometa Encke a 2.000 años para el cometa Donati
de 1858.
Hay una estrecha relación entre las órbitas de los cometas y
las de las lluvias de meteoros. El astrónomo italiano Giovanni
Virginio Schiaparelli demostró que la lluvia de meteoros Perseidas,
que aparece en agosto, se mueve en la misma órbita que el Cometa
III de 1862. De la misma forma la lluvia de meteoros Leónidas, que
aparece en noviembre, estaba en la misma órbita que el Cometa I
de 1866. Se ha sabido de otras lluvias diferentes relacionadas con
las órbitas de los cometas y se supone que son restos diseminados
por un cometa a lo largo de su órbita.
En algún momento se creyó que los cometas procedían del
espacio interestelar. Aunque no se ha aceptado del todo ninguna
24
teoría detallada de su origen, muchos astrónomos creen que los
cometas se originaron en los primeros días del sistema solar en su
parte exterior, más fría, a partir de la materia planetaria residual.
Las personas supersticiosas han considerado durante
mucho tiempo que los cometas presagiaban calamidades o
acontecimientos importantes. La aparición de un cometa ha
despertado incluso el temor de una colisión entre el cometa y la
Tierra. Nuestro planeta, de hecho, ha pasado a través de colas de
cometas ocasionales sin que esto haya producido efectos de
consideración. La caída del núcleo de un cometa en una gran
ciudad probablemente la destruiría, pero la posibilidad de que esto
ocurra es muy pequeña. Sin embargo, algunos científicos sugieren
que ha habido colisiones en el pasado que incluso pueden haber
tenido un efecto climático en la extinción de los dinosaurios.
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