LOS PLANETAS
LOS PLANETAS
PLANETA MERCURIO
Recientemente, estudios realizados con ayuda de las sondas Mar Reconvertíais Orbiter y Mars Global Surveyor han mostrado que muy posiblemente el hemisferio norte de Marte es una enorme cuenca de impacto de forma elíptica, conocida como Cuenca Borealis, de 8500 kilómetros de diámetro que cubre un 40 % de la superficie del planeta (la mayor del sistema solar, superando con mucho a la Cuenca Aitken de la Luna), que pudo haberse formado hace 3900 millones de años por el impacto de un objeto de unos 2000 kilómetros de diámetro. Posterior a la formación de dicha cuenca, surgieron volcanes gigantes a lo largo de su borde, que han hecho difícil su identificación.54
PLANETA JÚPITER
PLANETA SATURNO
PLANETA RUANO
PLANETA NEPTUNIO
PLANETA PLUTONIO
PLANETA MERCURIO
Mercurio es el planeta del sistema solar más próximo al Sol y el más pequeño. Forma parte de los denominados planetas interiores o terrestres y carece de satélites naturales al igual que Venus. Se conocía muy poco sobre su superficie hasta que fue enviada la sonda planetaria Marine 10 y se hicieron observaciones con radar y radio telescopios.
Antiguamente se pensaba que Mercurio siempre presentaba la misma cara al Sol, situación similar al caso de la Luna con la Tierra; es decir, que su periodo de rotación era igual a su periodo de traslación, ambos de 88 días. Sin embargo, en 1965 se mandaron impulsos 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 orbital.
Al ser un planeta cuya órbita es interior a la de la Tierra, lo observamos pasar periódicamente delante del Sol, fenómeno que se denomina tránsito astronómico. Observaciones de su órbita a través de muchos años demostraron que el perihelio gira 43" de arco más por siglo de lo predicho por la mecánica clásica de Newton. Esta discrepancia llevó a un astrónomo francés, Urbana Le Veril, a pensar que existía un planeta aún más cerca del Sol, al cual llamaron Vulcanizo, que perturbaba la órbita de Mercurio. Ahora se sabe que Vulcanizo no existe; la explicación correcta del comportamiento del perihelio de Mercurio se encuentra en la teoría general de la relatividad.
Estructura interna[editar]
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Mercurio es uno de los cuatro planetas rocosos o sólidos; es decir, tiene un cuerpo rocoso, como la Tierra. Este planeta es el más pequeño de los cuatro, con un diámetro de 4879 km en el ecuador. Mercurio está formado aproximadamente por un 70 % de elementos metálicos y un 30 % de silicatos. La densidad de este planeta es la segunda más grande de todo el sistema solar, siendo su valor de 5430 km/me³, solo un poco menor que la densidad de la Tierra. La densidad de Mercurio se puede usar para deducir los detalles de su estructura interna. Mientras la alta densidad de la Tierra se explica considerablemente por la compresión racionalista, particularmente en el núcleo, Mercurio es mucho más pequeño y sus regiones interiores no están tan comprimidas. Por tanto, para explicar esta gran densidad, el núcleo debe ocupar gran parte del planeta y además ser rico en hierro,3 material con una alta densidad.3 Los teólogos estiman que el núcleo de Mercurio ocupa un 42 % de su volumen total (el núcleo de la Tierra apenas ocupa un 17 %). Este núcleo estaría parcialmente fundido,45 lo que explicaría el campo magnético del planeta.
Rodeando el núcleo existe un manto de unos 600 km de grosor. La creencia generalizada entre los expertos es que en los principios de Mercurio un cuerpo de varios kilómetros de diámetro (un infinitesimal) impactó contra él deshaciendo la mayor parte del manto original, dando como resultado un manto relativamente delgado comparado con el gran núcleo.6 (Otras teorías alternativas se discuten en la sección Formación de Mercurio).
La corteza mercurial mide en torno a los 100-200 km de espesor. Un hecho distintivo de la corteza de Mercurio son las visibles y numerosas líneas escarpadas o escarpes que se extienden varios miles de kilómetros a lo largo del planeta. Presumible mente se formaron cuando el núcleo y el manto se enfriaron y contrajeron al tiempo que la corteza se estaba solidificando.7
Geología y superficie[editar]
La superficie de Mercurio, como la de la Luna, presenta numerosos impacto de meteoritos que oscilan entre unos metros hasta miles de kilómetros. Algunos de los cráteres son relativamente recientes, de algunos millones de años de edad, y se caracterizan por la presencia de un pico central. Parece ser que los cráteres más antiguos han tenido una erosión muy fuerte, posiblemente debida a los grandes cambios de temperatura que en un día normal oscilan entre 623 K (350 °C) por el día y 103 K (–170 °C) por la noche.
Al igual que la Luna, Mercurio parece haber sufrido un período de intenso bombardeo de meteoritos de grandes dimensiones, hace unos 4000 millones de años. Durante este periodo de formación de cráteres, Mercurio recibió impacto en toda su superficie, facilitados por la práctica ausencia de atmósfera que pudiera desintegrar o frenar multitud de estas rocas. Durante este tiempo, Mercurio fue volcánica mente activo, formándose cuencas o depresiones con lava del interior del planeta y produciendo planicies lisas similares a los mares o marías de la Luna; una prueba de ello es el descubrimiento por parte de la sonda MESENTERIO de posibles volcanes.8
Las planicies o llanuras de Mercurio tienen dos distintas edades; las jóvenes llanuras están menos caracterizadas y probablemente se formaron cuando los flujos de lava enterraron el terreno anterior. Un rasgo característico de la superficie de este planeta son los numerosos pliegues de compresión que entrecruzan las llanuras. Se piensa que, como el interior del planeta se enfrió, se contrajo y la superficie comenzó a deformarse. Estos pliegues se pueden apreciar por encima de cráteres y planicies, lo que indica que son mucho más recientes.9 La superficie mercurial está significativamente fletada a causa de la fuerza de marea ejercida por el Sol. Las fuerzas de marea en Mercurio son un 17 % más fuertes que las ejercidas por la Luna en la Tierra.10
Destacarle en la geología de Mercurio es la cuenca de Calor-is, un cráter de impacto que constituye una de las mayores depresiones meteóricas de todo el sistema solar; esta formación geológica tiene un diámetro aproximado de 1550 km (antes del sobrevuelo de la sonda Mesenterio se creía que su tamaño era de 1300 km). Contiene, además, una formación de origen desconocido no antes vista ni en el propio Mercurio ni en la Luna, y que consiste en aproximadamente un centenar de grietas estrechas y de suelo liso conocida como La Araña; en el centro de esta se encuentra un cráter, desconociéndose si dicho cráter está relacionado con su formación o no. Interesante mente, también el albedo de la cuenca de Calores es superior al de los terrenos circundantes (al revés de lo que ocurre en la Luna). La razón de ello se está investigando.11
Justo en el lado opuesto de esta inmensa formación geológica se encuentran unas colinas o cordilleras conocidas como Terreno Extraño, o Exordir Terrina. Una hipótesis sobre el origen de este complejo morfofonológico es que las ondas de choque generadas por el impacto que formó la cuenca de Calor-is atravesaron toda la esfera planetaria convergiendo en las antípodas de dicha formación (180 °), fracturando la superficie12 y formando esta cordillera.
Al igual que otros astros de nuestro sistema solar, como el más semejante en aspecto, la Luna, la superficie de Mercurio probablemente ha incurrido en los efectos de procesos de desgaste espaciales, o erosión espacial. El viento solar e impacto de micro meteoritos pueden oscurecer la superficie cambiando las propiedades reflectan tes de ésta y el albedo general de todo el planeta.
A pesar de las temperaturas extremadamente altas que hay generalmente en su superficie, observaciones más detalladas sugieren la existencia de hielo en Mercurio. El fondo de varios cráteres muy profundos y oscuros cercanos a los polos que nunca han quedado expuestos directamente a la luz solar tienen una temperatura muy inferior a la media global. El hielo (de agua) es extremadamente reflectaste al radar, y recientes observaciones revelan imágenes muy reflectan tes en el radar cerca de los polos;13 el hielo no es la única causa posible de dichas regiones altamente reflectan tes, pero sí la más probable. Se especula que el hielo tiene sólo unos metros de profundidad en estos cráteres, conteniendo alrededor de una tonelada de esta sustancia. El origen del agua helada en Mercurio no es conocido a ciencia cierta, pero se especula que o bien se congeló de agua del interior del planeta o vino de cometas que impactaron contra el suelo.14
Magnetosfera[editar]
El estudio de la interacción de Mercurio con el viento solar ha puesto en evidencia la existencia de una magnetosfera en torno al planeta. El origen de este campo magnético no es conocido. En 2007 observaciones muy precisas realizadas desde la Tierra mediante radar, demostraron un bamboleo del eje de rotación compatible sólo con un núcleo del planeta parcialmente fundido.45 Un núcleo parcialmente fundido con materiales ferromagnéticos podría ser la causa de su campo magnético.
PLANETA VENUS
enus es el segundo planeta del sistema solar en orden de distancia desde el Sol, el sexto en cuanto a tamaño, ordenados de mayor a menor. Al igual que Mercurio, carece de satélites naturales. Recibe su nombre en honor a Venus, la diosa romana del amor (gr. Afrodita). Se trata de un planeta de tipo rocoso y terrestre, llamado con frecuencia el planeta hermano de la Tierra, ya que ambos son similares en cuanto a tamaño, masa y composición, aunque totalmente diferentes en cuestiones térmicas y atmosféricas (la temperatura media de Venus es de 463,85 ºC). Su órbita es una elipse con una excentricidad de menos del 1 %, formando la órbita más circular de las de todos los planetas; apenas supera la de Neptuno. Su presión atmosférica es 90 veces superior a la terrestre; es, por tanto, la mayor presión atmosférica de las de todos los planetas rocosos del sistema solar.
Pese a situarse más lejos del Sol que Mercurio, Venus posee la atmósfera más caliente del sistema solar; esto se debe a que está principalmente compuesta por gases de efecto invernadero, como el dióxido de carbono, atrapando mucho más calor del Sol. Actualmente carece de agua líquida y sus condiciones en superficie se consideran incompatibles con la vida conocida. No obstante, el Instituto Goddard de Estudios Espaciales de la NASA y otros han postulado que en el pasado Venus pudo tener océanos123 con tanta agua como el terrestre4 y reunir condiciones de habitabilidad planetaria.2356
Este planeta además posee el día más largo del sistema solar: 243 días terrestres, su movimiento es dextrógiro, es decir, gira en el sentido de las manecillas del reloj, contrario al movimiento de los otros planetas. Por ello, en un día venusiano el Sol sale por el oeste y se oculta por el este. Sus nubes, sin embargo, pueden dar la vuelta al planeta en cuatro días terrestres. De hecho previamente a estudiarlo con naves no tripuladas en su superficie o con radares se pensaba que el período de rotación de Venus era de unos cuatro días terrestres.
Al encontrarse Venus más cercano al Sol que la Tierra (es un planeta interior), siempre se puede encontrar en las inmediaciones del Sol (su mayor elongación es de 47,8°), por lo que desde la Tierra se puede ver sólo durante unas pocas horas antes del orto (salida del Sol) en unos determinados meses del año, también durante unas pocas horas después del ocaso (puesta del Sol) en el resto del año. A pesar de ello, cuando Venus es más brillante puede ser visto durante el día, siendo uno de los tres únicos cuerpos celestes que pueden ser vistos de día a simple vista además de la Luna y el Sol. Conocido como la estrella de la mañana (Lucero del alba) o de la tarde (Lucero vespertino), cuando es visible en el cielo nocturno es el segundo objeto más brillante del firmamento tras la Luna, por lo que Venus debió ser ya conocido desde los tiempos prehistóricos.
La mayoría de antiguas civilizaciones conocían los movimientos en el cielo de Venus, con lo que adquirió importancia en casi todas las interpretaciones astrológicas del movimiento planetario. En particular, la civilización maya elaboró un calendario religioso basado en los ciclos astronómicos, incluyendo los ciclos de Venus. El símbolo del planeta Venus es una representación estilizada del espejo de la diosa Venus: un círculo con una pequeña cruz debajo, utilizado también hoy para denotar el sexo femenino.
Los adjetivos venusiano/a, venusino/a y venéreo/a (poéticamente) son usados para denotar las características habitualmente atribuidas a Venus-Afrodita. El adjetivo venéreo suele asociarse a las enfermedades de transmisión sexual. Venus y la Tierra (diosa griega Gea) son los únicos planetas del sistema solar con nombre femenino.
Características orbitales[editar]
Órbita[editar]
Aunque todas las órbitas planetarias son elípticas, la órbita de Venus es la más parecida a una circunferencia, con una excentricidad inferior a un 1 %.
El ciclo entre dos elongaciones máximas (período orbital sinódico) dura 584 días. Después de esos 584 días Venus aparece en una posición a 72° de la elongación anterior. Dado que hay cinco períodos de 72° en una circunferencia, Venus regresa al mismo punto del cielo cada ocho años (menos dos días correspondientes a los años bisiestos). Este periodo era conocido como el ciclo Sothis en el Antiguo Egipto.
En la conjunción inferior, Venus puede aproximarse a la Tierra más que ningún otro planeta. El 16 de diciembre de 1850 alcanzó la distancia más cercana a la Tierra desde el año 1800, con un valor de 39 514 827 kilómetros (0,26413854 UA). Desde entonces nunca ha habido una aproximación tan cercana. Una aproximación casi tan cercana será en el año 2101, cuando Venus alcanzará una distancia de 39 541 578 kilómetros (0,26431736 UA).
Rotación[editar]
Venus gira sobre sí mismo muy lentamente en un movimiento retrógrado, en el mismo sentido de las manecillas del reloj si se toma como referencia el polo norte, de este a oeste en lugar de oeste a este como el resto de los planetas (excepto Urano, que está muy inclinado), tardando en hacer un giro completo sobre sí mismo 243,187 días terrestres. No se sabe el porqué de la peculiar rotación de Venus. Si el Sol pudiese verse desde la superficie de Venus aparecería subiendo desde el oeste y posándose por el este, con un ciclo día-noche de 116,75 días terrestres7 y un año venusiano de menos de un día (0,92 días venusianos).
Además de la rotación retrógrada, los periodos orbital y de rotación de Venus están sincronizados de manera que siempre presenta la misma cara del planeta a la Tierra cuando ambos cuerpos están a menor distancia. Esto podría ser una simple coincidencia pero existen especulaciones sobre un posible origen de esta sincronización como resultado de efectos de marea afectando a la rotación de Venus cuando ambos cuerpos están lo suficientemente cerca.
Periodo orbital sinódico[editar]
Es el periodo que transcurre entre dos conjunciones inferiores con la Tierra y dura 583,92 días ó 584 días. Es el ciclo sinódico o año aparente. Tales días son terrestres y suman 1 año y 219 días, es decir que durante el periodo orbital sinódico de Venus la Tierra da 1 órbita y el 60% de otra y Venus realiza 2 órbitas y el 60% de otra y a la vez da 2,4 rotaciones. 584 días son estructurables en 8 periodos de 73. A su vez, el ciclo sinódico es la base del siguiente ciclo formado por 5 ciclos sinódicos entre 5 conjunciones inferiores durante las que la Tierra da 8 órbitas (menos 2 días) y Venus 13 (con 12 rotaciones), lo que significa que cada vez que vemos a Venus esté en el mismo punto de la Eclíptica en el que estuvo hace 8 años y estará dentro de 8 años, o que 8 años terrestres equivalen a 13 venusinos.
Movimiento retrógrado[editar]
Es en dirección Este, dura 6 semanas y su momento intermedio es la conjunción inferior. Por tanto se inicia 3 semanas antes de la conjunción inferior abarcando las 3 últimas semanas de un ciclo sinódico y concluye 3 semanas después de la conjunción abarcando las 3 primeras del siguiente. En el resto del ciclo sinódico Venus parece ir en línea recta hacia el Este durante 77 semanas y el momento intermedio es la conjunción superior. La suma de las 6 y las 77 semanas completan las 83 del ciclo sinódico. Este patrón se repite cada 83 semanas (584 días) hasta 5 veces en 8 años (acorde a las 5 conjunciones inferiores en 8 años). Es el efecto de que Venus -que se traslada más rápido que la Tierra- va en la misma dirección que la Tierra. La forma del trazo retrógrado es resultado de la suma del movimiento propio de Venus y del de traslación de la Tierra, y cada uno de los cinco es diferente porque depende del tramo de órbita por el que circule Venus ya que su órbita está inclinada y tiene dos tramos superior e inferior y cada uno un tramo ascendente y descendente. Así, aunque nos parecen movimientos desordenados son el efecto de que observamos de un punto de vista subjetivo y móvil (la Tierra) en una región espacial en la que ambos planetas siguen movimientos circulares a sus velocidades constantes marcando patrones regulares en el tiempo.
PLANETA TIERRA
La Tierra (del latín Erra,17 deidad romana equivalente a Ea, diosa griega de la feminidad y la fecundidad) es un planeta del sistema solar que gira alrededor de su estrella —el Sol— en la tercera órbita más interna. Es el más denso y el quinto mayor de los ocho planetas del sistema solar. También es el mayor de los cuatro terrestres o rocosos.
La Tierra se formó hace aproximadamente 4550 millones de años y la vida surgió unos mil millones de años después.18 Es el hogar de millones de especies, incluyendo los seres humanosy actualmente el único cuerpo astronómico donde se conoce la existencia de vida.19 La atmósferay otras condiciones abióticas han sido alteradas significativamente por la ionosfera del planeta, favoreciendo la proliferación de organismos aerobios, así como la formación de una capa de ozono que junto con el campo magnético terrestre bloquean la radiación solar dañina, permitiendo así la vida en la Tierra.20 Las propiedades físicas de la Tierra, la historia geológica y su órbita han permitido que la vida siga existiendo. Se estima que el planeta seguirá siendo capaz de sustentar vida durante otros 500 millones de años, ya que según las previsiones actuales, pasado ese tiempo la creciente luminosidad del Sol terminará causando la extinción de la ionosfera212223
La superficie terrestre o corteza está dividida en varias placas arquitectónicas que se deslizan sobre el magma durante periodos de varios millones de años. La superficie está cubierta por continentes e islas; estos poseen varios lagos, ríos y otras fuentes de agua, que junto con los océanos de agua salada que representan cerca del 71 % de la superficie constituyen la hidrosfera. No se conoce ningún otro planeta con este equilibrio de agua líquida,nota 6 que es indispensable para cualquier tipo de vida conocida. Los polos de la Tierra están cubiertos en su mayoría de hielo sólido (Islandia de la Antártida) o de branquias (casquete polar ártico). El interior del planeta es geológica mente activo, con una gruesa capa de manto relativamente sólido, un núcleo externolíquido que genera un campo magnético, y un sólido núcleo interior compuesto por aproximadamente un 88 % de hierro.25
La Tierra interactivo gravitatoria mente con otros objetos en el espacio, especialmente el Sol y la Luna. En la actualidad, la Tierra completa una órbita alrededor del Sol cada vez que realiza 366,26 giros sobre su eje, lo cual es equivalente a 365,26 días solares o un año sideral.nota 7 El eje de rotación de la Tierra se encuentra inclinado 23,4° con respecto a la perpendicular a su plano orbital, lo que produce las variaciones estacionales en la superficie del planeta con un período de un año tropical (365,24 días solares).26 La Tierra posee un único satélite natural, la Luna, que comenzó a orbital la Tierra hace 4530 millones de años; esta produce las mareas, estabiliza la inclinación del eje terrestre y reduce gradualmente la velocidad de rotación del planeta. Hace aproximadamente 3800 a 4100 millones de años, durante el llamado bombardeo intenso tardío, numerosos asteroides impactaron en la Tierra, causando significativos cambios en la mayor parte de su superficie.
Tanto los minerales del planeta como los productos de la ionosfera aportan recursos que se utilizan para sostener a la población humana mundial. Sus habitantes están agrupados en unos 200 estados soberanos independientes, que intercaran a través de la diplomacia, los viajes, el comercio y la acción militar. Las culturas humanas han desarrollado muchas ideas sobre el planeta, incluida la personificación de una deidad, la creencia en una Tierra plana o en la Tierra como centro del universo, y una perspectiva moderna del mundo como un entorno integrado que requiere administración.
Cronología
Los científicos han podido reconstruir información detallada sobre el pasado de la Tierra. Según estos estudios el material más antiguo del sistema solar se formó hace 4567,2 ± 0,6 millones de años,27 y en torno a unos 4550 millones de años atrás (con una incertidumbre del 1 %)18 se habían formado ya la Tierra y los otros planetas del sistema solar a partir de la nebulosa solar, una masa en forma de disco compuesta del polvo y gas remanente de la formación del Sol. Este proceso de formación de la Tierra a través de la acreció tuvo lugar mayoritariamente en un plazo de 10-20 millones de años.28 La capa exterior del planeta, inicialmente fundida, se enfrió hasta formar una corteza sólida cuando el agua comenzó a acumularse en la atmósfera. La Luna se formó poco antes, hace unos 4530 millones de años.29
El actual modelo consensuado30 sobre la formación de la Luna es la teoría del gran impacto, que postula que la Luna se creó cuando un objeto del tamaño de Marte, con cerca del 10 % de la masa de la Tierra,31 impactó tangencialmente contra ésta.32 En este modelo, parte de la masa de este cuerpo podría haberse fusionado con la Tierra, mientras otra parte habría sido expulsada al espacio, proporcionando suficiente material en órbita como para desencadenar nuevamente un proceso de aglutina miento por fuerzas gravitatorias, y formando así la Luna.
La desgasificación de la corteza y la actividad volcánica produjeron la atmósfera primordial de la Tierra. La condensación de vapor de agua, junto con el hielo y el agua líquida aportada por los asteroides y por protoplasmas, cometas y objetos neptunianos, produjeron los océanos.33 El recién formado Sol solo tenía el 70 % de su luminosidad actual: sin embargo, existen evidencias que muestran que los primitivos océanos se mantuvieron en estado líquido; una contradicción denominada la «paradoja del joven Sol débil», ya que aparentemente el agua no debería ser capaz de permanecer en ese estado líquido, sino en el sólido, debido a la poca energía solar recibida.34 Sin embargo, una combinación de gases de efecto invernadero y mayores niveles de actividad solarcontribuyeron a elevar la temperatura de la superficie terrestre, impidiendo así que los océanos se congelaran.35 Hace 3500 millones de años se formó el campo magnético de la Tierra, lo que ayudó a evitar que la atmósfera fuese arrastrada por el viento solar.36
Se han propuesto dos modelos para el crecimiento de los continentes:37 el modelo de crecimiento constante,38 y el modelo de crecimiento rápido en una fase temprana de la historia de la Tierra.39 Las investigaciones actuales sugieren que la segunda opción es más probable, con un rápido crecimiento inicial de la corteza continental,40 seguido de un largo período de estabilidad.21nota 823 En escalas de tiempo de cientos de millones de años de duración, la superficie terrestre ha estado en constante remo delación, formando y fragmentando continentes. Estos continentes se han desplazado por la superficie, combinándose en ocasiones para formar un superiormente. Hace aproximadamente 750 millones de años (Man), uno de los primeros continentes conocidos, Robinia, comenzó a resquebrajarse. Los continentes más tarde se recombinaron nuevamente para formar Panonia, entre 600 a 540 Man, y finalmente Pandea, que se fragmentó hace 180 Man hasta llegar a la configuración continental actual.42
Evolución de la vida
Véase también: Cronología de la historia evolutiva de la vida
La Tierra proporciona el único ejemplo conocido de un entorno que ha dado lugar a la evolución de la vida.43 Se presume que procesos químicos altamente energéticos produjeron una molécula auto-replicante hace alrededor de 4000 millones de años, y hace entre 3500 y 3800 millones de años existió el último antepasado común universal.44 El desarrollo de la fotosíntesis permitió que los seres vivos recogiesen de forma directa la energía del Sol; el oxígeno resultante acumulado en la atmósfera formó una capa de ozono (una forma de oxígeno molecular [O3]) en la atmósfera superior. La incorporación de células más pequeñas dentro de las más grandes dio como resultado el desarrollo de las células complejas llamadas eucariotas.45 Los verdaderos organismos multicelulares se formaron cuando las células dentro de colonias se hicieron cada vez más especializadas. La vida colonizó la superficie de la Tierra en parte gracias a la absorción de la radiación ultravioleta por parte de la capa de ozono.46
En la década de 1960 surgió una hipótesis que afirmaba que durante el período Neoproterozoico, desde 750 hasta los 580 Ma, se produjo una intensa glaciación en la que gran parte del planeta fue cubierto por una capa de hielo. Esta hipótesis ha sido denominada la "Glaciación global", y es de particular interés, ya que este suceso precedió a la llamada explosión del Cámbrico, en la que las formas de vida multicelulares comenzaron a proliferar.47
Tras la explosión del Cámbrico, hace unos 535 Ma se han producido cinco extinciones en masa.48 De ellas, el evento más reciente ocurrió hace 65 Ma, cuando el impacto de un asteroide provocó la extinción de los dinosaurios no aviarios, así como de otros grandes reptiles, salvándose algunos pequeños animales como los mamíferos, que por aquel entonces eran similares a las actuales musarañas. Durante los últimos 65 millones de años los mamíferos se diversificaron, hasta que hace varios millones de años, un animal africano con aspecto de simio conocido como el orrorin tugenensis adquirió la capacidad de mantenerse en pie.49 Esto le permitió utilizar herramientas y favoreció su capacidad de comunicación, proporcionando la nutrición y la estimulación necesarias para desarrollar un cerebro más grande, y permitiendo así la evolución de la raza humana. El desarrollo de la agricultura y de la civilización permitió a los humanos alterar la Tierra en un corto espacio de tiempo como no lo había hecho ninguna otra especie,50 afectando tanto a la naturaleza como a la diversidad y cantidad de formas de vida.
El presente patrón de edades de hielo comenzó hace alrededor de 40 Ma y luego se intensificó durante el Pleistoceno, hace alrededor de 3 Ma. Desde entonces las regiones en latitudes altas han sido objeto de repetidos ciclos de glaciación y deshielo, en ciclos de 40-100 mil años. La última glaciación continental terminó hace 10 000 años.51
Futuro
El futuro del planeta está estrechamente ligado al del Sol. Como resultado de la acumulación constante de helio en el núcleo del Sol, la luminosidad total de la estrella irá poco a poco en aumento. La luminosidad del Sol crecerá en un 10 % en los próximos 1,1 Ga (1100 millones de años) y en un 40 % en los próximos 3,5 Ga.52 Los modelos climáticos indican que el aumento de la radiación podría tener consecuencias nefastas en la Tierra, incluyendo la pérdida de los océanos del planeta.53
Se espera que la Tierra sea habitable por alrededor de otros 500 millones de años a partir de este momento,54 aunque este periodo podría extenderse hasta 2300 millones de años si se elimina el nitrógeno de la atmósfera.55 El aumento de temperatura en la superficie terrestre acelerará el ciclo del CO2 inorgánico, lo que reducirá su concentración hasta niveles lealmente bajos para las plantas (10 ppm para la fotosíntesis C4) dentro de aproximadamente 50054 a 900 millones de años. La falta de vegetación resultará en la pérdida de oxígeno en la atmósfera, lo que provocará la extinción de la vida animal a lo largo de varios millones de años más.56 Después de otros mil millones de años, todas las aguas superficiales habrán desaparecido57 y la temperatura media global alcanzará los 70 °C.56 Incluso si el Sol fuese eterno y estable, el continuo enfriamiento interior de la Tierra se traduciría en una gran pérdida de CO2 debido a la reducción de la actividad volcánica,58 y el 35 % del agua de los océanos podría descender hasta el manto debido a la disminución del vapor de ventilación en las dorsales oceánicas.59
El Sol, siguiendo su evolución natural, se convertirá en una gigante roja en unos 5 Ga. Los modelos predicen que el Sol se expandirá hasta unas 250 veces su tamaño actual, alcanzando un radio cercano a 1 UA (unos 150 millones de km).5260 El destino que sufrirá la Tierra entonces no está claro. Siendo una gigante roja, el Sol perderá aproximadamente el 30 % de su masa, por lo que sin los efectos de las mareas, la Tierra se moverá a una órbita de 1,7 UA (unos 250 millones de km) del Sol cuando la estrella alcance su radio máximo. Por lo tanto se espera que el planeta escape inicialmente de ser envuelto por la tenue atmósfera exterior expandida del Sol. Aun así, cualquier forma de vida restante sería destruida por el aumento de la luminosidad del Sol (alcanzando un máximo de cerca de 5000 veces su nivel actual).52 Sin embargo, una simulación realizada en 2008 indica que la órbita de la Tierra decaerá debido a los efectos de marea y arrastre, ocasionando que el planeta penetre en la atmósfera estelar y se vaporice.60
PLANETA MARTE
Marte es el cuarto planeta en orden de distancia al Sol y el segundo más pequeño del sistema solar, después de Mercurio. Recibió su nombre en homenaje al dios de la guerra de la mitología romana (Ares en la mitología griega), y también es conocido como "el planeta rojo"3 4 debido a la apariencia rojiza5 que le confiere el óxido de hierro predominante en su superficie. Marte es el planeta interior más alejado del Sol. Es un planeta telúrico con una atmósfera delgada de dióxido de carbono, y posee dos satélites pequeños y de forma irregular, Fobos y Deimos (hijos del dios griego), que podrían ser asteroides capturados67 similares al asteroide troyano (5261) Eureka. Sus características superficiales recuerdan tanto a los cráteres de la Luna como a los valles, desiertos y casquetes polares de la Tierra.
El periodo de rotación y los ciclos estacionales son similares a los de la Tierra, ya que la inclinación es lo que genera las estaciones. Marte alberga el Monte Olimpo, el volcán más grande y la segunda montaña más alta conocida en el sistema solar, y los Valles Marineris, uno de los mayores cañones del sistema solar. La llana cuenca Boreal en el hemisferio norte cubre el 40% del planeta y puede ser característica de un gigantesco impacto.89 Aunque en apariencia podría parecer un planeta muerto, no lo es. Sus campos de dunas siguen siendo mecidos por el viento marciano, sus casquetes polares cambian con las estaciones e incluso parece que hay algunos pequeños flujos estacionales de agua.10
Las investigaciones en curso evalúan su habitabilidad potencial en el pasado, así como la posibilidad de existencia actual de vida. Se planean futuras investigaciones astrobiológicas, entre ellas la Mars 2020 de la NASA y la ExoMars de la ESA.11121314 El agua en estado líquido no puede existir en la superficie de Marte debido a su baja presión atmosférica, que es unas 100 veces inferior a la de la Tierra,15 excepto en las zonas menos elevadas durante cortos periodos de tiempo.1617 Los dos casquetes polares parecen estar formados en su mayor parte por agua.1819 El volumen de agua helada del casquete polar sur, si se derritiera, sería suficiente como para cubrir la superficie planetaria al completo con una profundidad de 11 metros (66 pies).20
Marte se puede observar fácilmente a simple vista desde la Tierra, así como su coloración rojiza. Su magnitud aparente alcanza -2.9721, y es solo superada por Júpiter, Venus, la Luna y el Sol. Los telescopios ópticos terrestres están normalmente limitados a resoluciones de aproximadamente 300 km (190 millas) de distancia, cuando la Tierra y Marte están más cercanos, debido a la atmósfera terrestre.22
El astrónomo danés del siglo XVI Tycho Brahe midió con gran precisión el movimiento de Marte en el cielo. Los datos sobre el movimiento retrógrado aparente (los llamados "lazos")nota 1 permitieron a Kepler hallar la naturaleza elíptica de su órbita y determinar las leyes del movimiento planetario conocidas como leyes de Kepler.
Marte forma parte de los planetas superiores a la Tierra, ya que su órbita nunca atraviesa la de la Tierra alrededor del Sol. Sus fases (porción iluminada vista desde la Tierra) 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; este 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 42°, 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 pudo ser vista por Galileo, quien solo supuso su existencia.[cita requerida]
Estructura interna
Al igual que la Tierra, Marte tiene diferenciados un denso núcleo metálico recubierto por materiales menos densos.27 Los modelos actuales sugieren un núcleo con un radio de aproximadamente 1,794 ± 65 kilómetros (1,115 ± 40 mi), consistente principalmente en níquel y hierro con aproximadamente un 16-17 % de azufre.28 Se cree que este núcleo de sulfuro de hierro (II) contiene el doble de elementos ligeros que el del la Tierra.29 El núcleo está rodeado por un manto de silicato donde se formaron muchas de las características tectónicas y volcánicas del planeta, ahora en estado latente. Junto con el silicio y el oxígeno, los elementos más abundantes en la corteza de Marte son hierro, magnesio, aluminio, calcio y potasio. El grosor medio de la corteza del planeta es de unos 50 km (31 mi), con un grosor máximo de 125 km (78 mi). El grosor medio de la corteza de la Tierra es 40 km (25 mi).29
Geología
Marte es un planeta rocoso compuesto por minerales que contienen silicio y oxígeno, metales, y otros elementos que normalmente componen las rocas. La superficie de Marte está compuesta principalmente por basalto toleítico30 con un alto contenido en óxidos de hierro que proporcionan el característico color rojo de su superficie. Por su naturaleza se asemeja a la limonita, óxido de hierro muy hidratado. Así como en las cortezas de la Tierra y de la Luna predominan los silicatos y los aluminatos, en el suelo de Marte son preponderantes los ferrosilicatos. Sus tres constituyentes principales son, por orden de abundancia, el oxígeno, el silicio y el hierro. Contiene: 20,8 % de sílice, 13,5 % de hierro, 5 % de aluminio, 3,8 % de calcio, y también titanio y otros componentes menores.[cita requerida] Algunas zonas son más ricas en sílice que en basalto y pueden ser similares a las rocas andesitas de la Tierra o al vidrio de sílice. En partes de las zonas montañosas del sur hay cantidades detectables de piroxenos de alto contenido en calcio. Se han detectado también concentraciones localizadas de hematitas y olivinos.31 La mayor parte de su superficie está profundamente cubierta de polvo de grano fino de óxido de hierro (III).3233
Marte es un planeta notablemente más pequeño que la Tierra. Sus principales características, en proporción con las del globo terrestre, son las siguientes: diámetro 53 %, superficie 28 %, masa 11 %. Como los océanos cubren alrededor del 70 % de la superficie terrestre y Marte carece de ellos, ambos planetas poseen aproximadamente la misma cantidad de superficie pisable.
Aunque en marte no hay evidencias de una estructura global de campo magnético34, partes de la corteza planetaria muestran evidencias de haber estado magnetizadas, lo que sugiere la alternancia de inversión de polaridad de su campo dipolar en el pasado. Este paleomagnetismo de minerales susceptibles magnéticamente es similar al de las franjas alternas halladas en los fondos oceánicos terrestres. Una teoría, publicada en 1999 y revisada en octubre de 2005 (con ayuda de la Mars Global Surveyor), es que estas franjas sugieren actividad de la tectónica de placas de Marte hace 4000 millones de años, antes de que la dínamoplanetaria dejara de funcionar y el campo magnético del planeta se desvaneciese.35
Se cree que Marte se creó, durante la formación del sistema solar, como resultado de un proceso estocásticode acumulación de material del disco protoplanetario que orbitaba alrededor del Sol. Marte tiene muchas características químicas peculiares debido a su posición en el sistema solar. Elementos con puntos de ebullición relativamente bajos, como el cloro, el fósforo y el azufre, son mucho más comunes en Marte que en la Tierra; estos elementos fueron probablemente expelidos por el enérgico viento solar del joven Sol.36
Tras la formación de los planetas, todos fueron sometidos al denominado "bombardeo intenso tardío". Arededor del 60% de la superfice de Marte muestra un registro de impactos de esa época,3738 mientras que el resto de la superficie restante está probablemente bajo inmensos cráteres de impacto producidos por esos acontecimientos. Hay evidencia de una enorme cuenca de impacto en el hemisferio norte de Marte que abarca entre 10 600 por 8500 km (6600 por 5300 mi), o aproximadamente cuatro veces el tamaño de la cuenca Aitken en el polo sur de la Luna, la mayor cuenca de impacto descubierta hasta el momento.89 Esta teoría sugiere que Marte fue impactado por un cuerpo del tamaño de Plutón hace unos cuatro mil millones de años. El suceso, que se cree que es la causa de la dicotomía hemisférica marciana, creó la cuenca Borealis que cubre el 40 % del planeta.3940
La escala geológica de Marte se puede dividir en muchos periodos, siendo los tres principalesː41
- Periodo Noeico (llamado así por Noachis Terra)ː desde la formación de Marte hasta hace 3500 millones de años. Las áreas de esta época están marcadas por grandes y numerosos cráteres de impacto. Se cree que durante este periodo se formó Tharsis, la altiplanicie volcánica, y que hubo grandes inundaciones por agua líquida al final del mismo.
- Periodo Hespérico (por Hesperia Planum)ː hace entre 3500 ~3300 y 2900 millones de años. Este periodo está marcado por la formación de extensas llanuras de lava.
- Periodo Amazónico (por Amazonis Planitia)ː entre 3300 y 2900 millones de años hasta la actualidad. Los cráteres de impacto son escasos aunque bastante variados. Durante este periodo se formó el monte Olimpo, junto con coladas de lava en otros lugares de Marte.
La actividad geológia continúa teniendo lugar en Marte. Athabasca Valles es la base de los mantos de lava formados hace 200 millones de años. Las corrientes de agua en las fosas tectónicas llamadas Cerberus Fossae ocurrieron hace menos de 20 millones de años, indicando intrusiones volánicas relativamente recientes.42
Gracias a las imágenes tomadas por la cámara HiRISE, montada en la Mars Reconnaissance Orbiter, en órbita desde marzo de 2006, se han puesto de manifiesto muchas de las principales características morfológicas de su superficie.43 La superficie de Marte presenta características morfológicas tanto de la Tierra como de la Luna: cráteres de impacto, campos de lava, volcanes, cauces secos de ríos y dunas de arena.[cita requerida]
- Desde la Tierra, mediante telescopios, se observan unas manchas oscuras y brillantes que no se corresponden a accidentes topográficos sino que aparecen si el terreno está cubierto de polvo oscuro (manchas de albedo). Estas pueden cambiar lentamente cuando el viento arrastra el polvo. La mancha oscura más característica es Syrtis Major, una pendiente menor del 1 % y sin accidentes resaltables.
- La superficie de Marte presenta también unas regiones brillantes de color naranja rojizo, que reciben el nombre de desiertos, y que se extienden por las tres cuartas partes de la superficie del planeta, dándole su coloración rojiza característica. Estos desiertos en realidad se asemejan más a un inmenso pedregal, ya que el suelo se halla cubierto de piedras, cantos y bloques.
- Un enorme escalón, cercano al ecuador, divide a Marte en dos regiones claramente diferenciadas: un norte llano, joven y profundo y un sur alto, viejo y escarpado, con cráteres similares a las regiones altas de la Luna. En contraste, el hemisferio norte tiene llanuras mucho más jóvenes, y con una historia más compleja. Parece haber una brusca elevación de varios kilómetros en el límite. Las razones de esta dicotomía global son desconocidas.
- Hay cráteres de impacto distribuidos por todo Marte, pero en el hemisferio sur hay una vieja altiplanicie de lava basáltica semejante a los mares de la Luna, sembrada de cráteres de tipo lunar. Sin embargo el aspecto general del paisaje marciano difiere al que presenta nuestro satélite como consecuencia de la existencia de atmósfera. En concreto, el viento cargado de partículas sólidas produce una ablación que, en el curso de los tiempos geológicos, ha arrasado muchos cráteres. Estos son, por consiguiente, mucho menos numerosos que en la Luna y la mayor parte de ellos tienen las murallas más o menos desgastadas por la erosión. Por otra parte, los enormes volúmenes de polvo arrastrados por el viento cubren los cráteres menores, las anfractuosidades del terreno y otros accidentes poco importantes del relieve. Entre los cráteres de impacto destacados del hemisferio sur está la cuenca de impacto Hellas Planitia, con 6 km de profundidad y 2000 km de diámetro. Muchos de los cráteres de impacto más recientes tienen una morfología que sugiere que la superficie estaba húmeda o llena de barro cuando ocurrió el impacto.
- El campo magnético marciano es muy débil, con un valor de unas 2 milésimas del terrestre y polaridad invertida respecto a la de la Tierra.
Suelo
La sonda Phoenix proporcionó datos acerca de que el suelo marciano es ligeramente alcalino y contiene elementos como magnesio, sodio, potasioy cloro. Estos nutrientes se encuentran en los suelos terrestres, y son necesarios para el crecimiento de las plantas.44 Los experimentos realizados por la sonda espacial mostraron que el suelo marciano tiene un pH básico de 7,7 y contiene un 0,6 % de sales de perclorato.45464748
Las estrías son comunes a lo largo de Marte y con frecuencia aparecen nuevas rayas en las pendientes escarpadas de los cráteres, en las depresiones y los valles. Estas rayas son al principio oscuras y con el tiempo se van aclarando. Pueden empezar en un área minúscula y luego extenderse cientos de metros. Se ha observado que bordean los peñascos y otros obstáculos a su paso. Las teorías comúnmente aceptadas sugieren que se trata de capas oscuras del subsuelo puestas a descubierto tras avalanchas de nubes de polvo o diablos de polvo.49 Se han propuesto algunas otras explicaciones, entre ellas las concernientes al agua o incluso al desarrollo de organismos.5051
Geografía
La ciencia que estudia la superficie de Marte se llama areografía (no confundir con aerografía), nombre que proviene de Ares (dios de la guerra entre los griegos).
La superficie de Marte conserva las huellas de grandes cataclismos que no tienen equivalente en la Tierra:
Una característica del hemisferio norte es la existencia de un enorme abultamiento que contiene el complejo volcánico de Tharsis. En él se encuentra el Monte Olimpo, el mayor volcán del sistema solar. Tiene una altura calculada entre 21 y 26 kma (más de dos veces y media la altura del Everest sobre un globo mucho más pequeño que el de la Tierra) y su base tiene una anchura de 600 km. Las coladas de lava han creado un zócalo cuyo borde forma un acantilado de 6 km de altura. Hay que añadir la gran estructura colapsada de Alba Patera. Las áreas volcánicas ocupan el 10 % de la superficie del planeta. Algunos cráteres muestran señales de reciente actividad y tienen lava petrificada en sus laderas. A pesar de estas evidencias, no fue hasta mayo de 2007 cuando el Spirit, descubrió, con un grado alto de certeza, el primer depósito volcánico signo de una antigua actividad volcánica en la zona denominada Home Plate,52 (una zona con lecho rocoso de unos dos metros de altura y fundamentalmente basáltica, que debió formarse debido a flujos de lava en contacto con el agua líquida), situada en la base interior del cráter Gusev. Una de las mejores pruebas es la que los investigadores llaman bomb sag (la marca de la bomba). Cuando se encuentran la lava y el agua, la explosión lanza hacia arriba trozos de roca, algunos de los cuales vuelven a caer y se encajan en depósitos más blandos.
Cercano al ecuador y con una longitud superior a los 3000 km, una anchura de hasta 600 km y una profundidad de hasta 8 km, Valles Marineris es un cañón que deja pequeño al Cañón del Colorado. Se formó por el hundimiento del terreno a causa de la formación del abultamiento de Tharsis.53
Hay una clara evidencia de erosión en varios lugares de Marte, tanto por el viento como por el agua. Existen en la superficie largos valles sinuosos que recuerdan lechos de ríos (actualmente secos pues el agua líquida no puede existir en la superficie del planeta en las actuales condiciones atmosféricas). Esos inmensos valles pueden ser el resultado de fracturas a lo largo de las cuales han corrido raudales de lava y, más tarde, de agua.
La superficie del planeta conserva verdaderas redes hidrográficas, hoy secas, con sus valles sinuosos entallados por las aguas de los ríos, sus afluentes, sus brazos, separados por bancos de aluviones que han subsistido hasta nuestros días. Todos estos detalles de la superficie sugieren un pasado con otras condiciones ambientales en las que el agua causó estos lechos mediante inundaciones catastróficas. Algunos sugieren la existencia, en un pasado remoto, de lagos e incluso de un vasto océano en la región boreal del planeta. Todo parece indicar que fue hace unos 4000 millones de años y por un breve período, en la denominada era Noeica.
Al igual que la Luna y Mercurio, Marte no presenta tectónica de placas activa, como la Tierra. No hay evidencias de movimientos horizontales recientes en la superficie tales como las montañas por plegamiento tan comunes en la Tierra. No obstante la Mars Global Surveyor en órbita alrededor de Marte ha detectado en varias regiones del planeta extensos campos magnéticos de baja intensidad. Este hallazgo inesperado de un probable campo magnético global, activo en el pasado y hoy desaparecido, puede tener interesantes implicaciones para la estructura interior del planeta.
Recientemente, estudios realizados con ayuda de las sondas Mar Reconvertíais Orbiter y Mars Global Surveyor han mostrado que muy posiblemente el hemisferio norte de Marte es una enorme cuenca de impacto de forma elíptica, conocida como Cuenca Borealis, de 8500 kilómetros de diámetro que cubre un 40 % de la superficie del planeta (la mayor del sistema solar, superando con mucho a la Cuenca Aitken de la Luna), que pudo haberse formado hace 3900 millones de años por el impacto de un objeto de unos 2000 kilómetros de diámetro. Posterior a la formación de dicha cuenca, surgieron volcanes gigantes a lo largo de su borde, que han hecho difícil su identificación.54
Júpiter es el quinto planeta del sistema solar. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos. Recibe su nombre del dios romano Júpiter (Zeus en la mitología griega).
Se trata del planeta que ofrece un mayor brillo a lo largo del año dependiendo de su fase. Es, además, después del Sol, el mayor cuerpo celeste del sistema solar, con una masa casi dos veces y media la de los demás planetas juntos (con una masa 318 veces mayor que la de la Tierra y tres veces mayor que la de Saturno, además de ser, en cuanto a volumen, 1317 veces más grande que la Tierra). También es el planeta más antiguo del sistema solar, siendo incluso más antiguo que el sol; este descubrimiento fue realizado por investigadores de la universidad de Münster en Alemania.3 4
Júpiter es un cuerpo masivo gaseoso, formado principalmente por hidrógeno y helio, carente de una superficie interior definida. Entre los detalles atmosféricos es notable la Gran Mancha Roja (un enorme anticiclón situado en las latitudes tropicales del hemisferio sur), la estructura de nubes en bandas oscuras y zonas brillantes, y la dinámica atmosférica global determinada por intensos vientos zonales alternantes en latitud y con velocidades de hasta 140 m/s (504 km/h).
Características principales[editar]
Júpiter es el planeta con mayor masa del sistema solar: equivale a unas 2,48 veces la suma de las masas de todos los demás planetas juntos. A pesar de ello, no es el planeta más masivo que se conoce: más de un centenar de planetas extrasolares que han sido descubiertos tienen masas similares o superiores a la de Júpiter. Júpiter también posee la velocidad de rotación más rápida de los planetas del sistema solar: gira en poco menos de diez horas sobre su eje. Esta velocidad de rotación se deduce a partir de las medidas del campo magnético del planeta. La atmósfera se encuentra dividida en regiones con fuertes vientos zonales con periodos de rotación que van desde las 9 h 50 min 30 s, en la zona ecuatorial, a las 9 h 55 min 40 s en el resto del planeta.
El planeta es conocido por una enorme formación meteorológica, la Gran Mancha Roja, fácilmente visible por astrónomos aficionados dado su gran tamaño, superior al de la Tierra. Su atmósfera está permanentemente cubierta de nubes que permiten trazar la dinámica atmosférica y muestran un alto grado de turbulencia.
Tomando como referencia la distancia al Sol, Júpiter es el quinto planeta del sistema solar. Su órbita se sitúa aproximadamente a 5 UA, unos 750 millones de kilómetros del Sol.
Masa[editar]
La masa de Júpiter es tal que su baricentro con el Sol se sitúa en realidad por encima de su superficie (1,068 de radio solar, desde el centro del Sol). A pesar de ser mucho más grande que la Tierra (con un diámetro once veces mayor), es considerablemente menos denso. El volumen de Júpiter es equivalente al de 1317 tierras, pero su masa es sólo 318 veces mayor. La unidad de masa de Júpiter (Mj) se utiliza para medir masas de otros planetas gaseosos, sobre todo planetas extrasolares y enanas marrones.
Si bien Júpiter necesitaría tener 80 veces su masa para provocar las reacciones de fusión de hidrógeno necesarias y convertirse en una estrella, la enana roja más pequeña que se conoce tiene solo un 30 % más de radio que Júpiter (aunque tiene mucha más masa). Júpiter irradia más calor del que recibe de la escasa luz solar que le llega hasta esa distancia. La diferencia de calor desencadenada es generada por la inestabilidad Kelvin-Helmholtz mediante contracción adiabática (encogimiento). La consecuencia de este proceso es la contracción del planeta unos dos centímetros al año. Después de su formación, Júpiter era mucho más caliente y tenía un diámetro casi el doble del actual.
Si fuese unas cuatro veces más masivo, el interior podría llegar a comprimirse mucho más a causa de fuerzas gravitacionales mayores, lo que podría dar lugar a una disminución de su volumen, independientemente de que su masa aumentase. Como resultado de ello, se especula que Júpiter podría alcanzar uno de los diámetros más amplios que un planeta de estas características y evolución puede lograr. El proceso de reducción del volumen con aumento de masa podría continuar hasta que se alcanzara una combustión estelar, como en las enanas marrones con una masa 50 veces la de Júpiter. Esto ha llevado a algunos astrónomos a calificarlo como “estrella fracasada”, aunque no queda claro si los procesos involucrados en la formación de planetas como Júpiter se asemejan a los procesos de creación de sistemas estelares múltiples.
Atmósfera[editar]
La atmósfera de Júpiter no presenta una frontera clara con el interior líquido del planeta; la transición se va produciendo de una manera gradual.5 Se compone en su mayoría de hidrógeno (87 %) y helio (13 %), además de contener metano, vapor de agua, amoníaco y sulfuro de hidrógeno, todas estas con < 0,1 % de la composición de la atmósfera total.6
Bandas y zonas[editar]
El astrónomo aficionado inglés A.S. Williams hizo el primer estudio sistemático sobre la atmósfera de Júpiter en 1896. La atmósfera de Júpiter está dividida en cinturones oscuros llamados bandas y regiones claras llamadas zonas, todos ellos alineados en la dirección de los paralelos. Las bandas y zonas delimitan un sistema de corrientes de viento alternantes en dirección con la latitud y en general de gran intensidad; por ejemplo, los vientos en el ecuador soplan a velocidades en torno a 100 m/s (360 km/h). En la Banda Ecuatorial Norte, los vientos pueden llegar a soplar a 140 m/s (500 km/h). La rápida rotación del planeta (9 h 55 min 30 s) hace que las fuerzas de Coriolis sean muy intensas, siendo determinantes en la dinámica atmosférica del planeta.
Desaparición del cinturón ecuatorial[editar]
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A finales de abril de 2010, diferentes astrónomos aficionados[¿quién?]advirtieron que Júpiter había alterado el color del cinturón ecuatorial, tradicionalmente oscuro, apareciendo la parte sur completamente blanca y muy homogénea.10 El fenómeno tuvo lugar cuando Júpiter estaba en oposición con el Sol, siendo por lo tanto, observable desde la Tierra. Se barajan varias hipótesis para explicar este cambio, la considerada más probable es un cambio en la coloración de las nubes sin cambios sustanciales en la altura o cantidad de partículas que las forman. Este fenómeno de desaparición aparente de una banda ocurre de manera semi cíclica en Júpiter habiéndose observado con anterioridad en varias ocasiones, en particular en el año 1993 cuando fue estudiado en detalle.
Estructura interna[editar]
En el interior del planeta el hidrógeno, el helio y el argón (gas noble que se acumula en la superficie de Júpiter) se comprimen progresivamente. El hidrógeno molecular se comprime de tal manera que se transforma en un líquido de carácter metálico a profundidades de unos 15 000 km bajo la superficie. Más abajo se espera la existencia de un núcleo rocoso formado principalmente por materiales helados y más densos, de unas siete masas terrestres (aunque un modelo reciente aumenta la masa del núcleo central de este planeta entre 14 y 18 masas terrestres,11 y otros autores piensan que puede no existir tal núcleo,12 además de existir la posibilidad de que el núcleo fuera mayor en un principio, pero que las corrientes convectivas de hidrógeno metálico caliente le habrían hecho perder masa). La existencia de las diferentes capas viene determinada por el estudio del potencial gravitatorio del planeta, medido por las diferentes sondas espaciales. De existir el núcleo interno, probaría la teoría de formación planetaria a partir de un disco de planetesimales. Júpiter es tan masivo que todavía no ha liberado el calor acumulado en su formación, y posee, por lo tanto, una importante fuente interna de energía calórica que ha sido medida de manera precisa y equivale a 5,4 W/m². Esto significa que el interior del planeta está mezclado de manera eficaz por lo menos hasta niveles cercanos a las nubes de agua a 5 bar.
El mismo modelo mencionado antes, que da una masa mayor al núcleo del planeta, considera que este tiene una estructura interna formada por cilindros concéntricos que giran a distinta velocidad —los ecuatoriales (que son los externos) más rápido que los internos—, de modo similar al Sol; se espera que la misión JUNO, que fue lanzada en 2011 y que entró en órbita alrededor del planeta el 4 de julio de 2016, pueda determinar con sus mediciones de la gravedad joviana la estructura interna del planeta.
Magnetosfera[editar]
Júpiter tiene una magnetosfera extensa formada por un campo magnético de gran intensidad. El campo magnético de Júpiter podría verse desde la Tierra ocupando un espacio equivalente al de la Luna llena a pesar de estar mucho más lejos. El campo magnético de Júpiter es de hecho la estructura de mayor tamaño en el sistema solar. Las partículas cargadas son recogidas por el campo magnético joviano y conducidas hacia las regiones polares donde producen impresionantes auroras. Por otro lado las partículas expulsadas por los volcanes del satélite Ío forman un toroide de rotación en el que el campo magnético atrapa material adicional que es conducido a través de las líneas de campo sobre la atmósfera superior del planeta.
Se piensa que el origen de la magnetosfera se debe a que en el interior profundo de Júpiter, el hidrógeno se comporta como un metal debido a la altísima presión. Los metales son, por supuesto, excelentes conductores de electrones, y la rotación del planeta produce corrientes, las cuales a su vez producen un extenso campo magnético.
Las sondas Pioneer confirmaron la existencia del campo magnético joviano y su intensidad, siendo más de 10 veces superior al terrestre conteniendo más de 20 000 veces la energía asociada al campo terrestre. Los Pioneer descubrieron que la onda de choque de la magnetosfera joviana se extiende a 26 millones de kilómetros del planeta, con la cola magnética extendiéndose más allá de la órbita de Saturno.
Las variaciones del viento solar originan rápidas variaciones en tamaño de la magnetosfera. Este aspecto fue estudiado por las sondas Voyager. También se descubrió que átomos cargados eran expulsados de la magnetosfera joviana con gran intensidad y eran capaces de alcanzar la órbita de la Tierra. También se encontraron corrientes eléctricas fluyendo de Júpiter a algunos de sus satélites, particularmente Ío y también en menor medida Europa.
Saturno es el sexto planeta del sistema solar, el segundo en tamaño y masa después de Júpiter y el único con un sistema de anillos visible desde la Tierra. Su nombre proviene del dios romano Saturno. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos. 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 1610,1 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. Christiaan 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. Las partículas que componen los anillos de Saturno giran a una velocidad de 48 000 km/h, 15 veces más rápido que una bala.
Origen del nombre del planeta Saturno[editar]
Debido a su posición orbital más lejana que Júpiter, los antiguos romanos le otorgaron el nombre del padre de Júpiter al planeta Saturno. En la mitología romana, Saturno era el equivalente del antiguo titán griego Crono, hijo de Urano y Gea, que gobernaba el mundo de los dioses y los hombres devorando a sus hijos en cuanto nacían para que no lo destronaran. Zeus, uno de ellos, consiguió esquivar este destino y finalmente derrocó a su padre para convertirse en el dios supremo.
Los griegos y romanos, herederos de los sumerios en sus conocimientos del cielo, habían establecido en siete el número de astros que se movían en el firmamento: el Sol, la Luna, y los planetas Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno, las estrellas «errantes» que, a distintas velocidades, orbitaban en torno a la Tierra, centro del universo. De los cinco planetas, Saturno es el de movimiento más lento, emplea unos treinta años (29,457 años) en completar su órbita, casi el triple que Júpiter (11,862 años) y respecto a Mercurio, Venus y Marte la diferencia es mucho mayor. Saturno destacaba por su lentitud y si Júpiter era Zeus, Saturno tenía que ser Crono, el padre anciano, que paso a paso deambula entre las estrellas.
Características generales[editar]
Saturno es un planeta visiblemente achatado en los polos con un ecuador que sobresale formando un esferoide ovalado.2 Los diámetros ecuatorial y polar son de 120 536 y 108 728 km, respectivamente.3 Este efecto es producido por la rápida rotación del planeta, su naturaleza fluida y su relativamente baja gravedad. Los otros planetas gigantes son también ovalados pero en menor medida.45 Saturno posee una densidad específica de aproximadamente 690 kg/m³, siendo el único planeta del sistema solar con una densidad inferior a la del agua (1000 kg/m³).6 La atmósfera del planeta está formado por un 96 % de hidrógeno y un 3 % de helio.3 El volumen del planeta es suficiente como para contener 740 veces la Tierra, pero su masa es solo 95 veces la terrestre, a causa de la ya mencionada baja densidad media.3
El periodo de rotación de Saturno es incierto dado que no posee superficie y su atmósfera gira con un periodo distinto en cada latitud. Desde la época de los Voyager se consideraba que el periodo 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). Las misiones espaciales Ulysses y Cassini han mostrado que este periodo de emisión en radio varía en el tiempo, siendo en la actualidad de 10 h 45 m 45 s (± 36 s). La causa de este cambio en el periodo de rotación de radio podría estar relacionada con la actividad criovolcánica en forma de géiseres del satélite Encélado, que libera material en órbita de Saturno capaz de interaccionar con el campo magnético externo del planeta, utilizado para medir la rotación del núcleo interno donde se genera. En general, se considera que el periodo de rotación interno del planeta puede ser conocido tan solo de forma aproximada.7
Comparado con el planeta Tierra, el tamaño de Saturno es nueve veces mayor, y su órbita está nueve veces más lejos del Sol. Esto significa que si observamos desde el Sol a la Tierra y a Saturno cuando están en el mismo punto, en un nodo de intersección de sus órbitas, la Tierra tiene el mismo tamaño aparente que Saturno.[cita requerida]
Estructura interna[editar]
Los modelos planetarios típicos consideran que el interior del planeta es semejante al de Júpiter, con un núcleo rocoso rodeado por hidrógeno, helio y trazas de otras sustancias volátiles.8 Sobre él se extiende una extensa capa de hidrógeno líquido, debido a los efectos de las elevadas presiones y temperaturas. Los 30 000 km exteriores del planeta están formados por una extensa atmósfera de hidrógeno y helio. El interior del planeta probablemente contenga un núcleo formado por materiales helados acumulados en la formación temprana del planeta y que se encuentran en estado líquido en las condiciones de presión y temperatura cercanas al núcleo. Este se encuentra a temperaturas en torno a 12 000 K —aproximadamente el doble de la temperatura de la superficie del Sol—.
Por otro lado, y al igual que Júpiter y Neptuno, Saturno irradia más calor al exterior del que recibe del Sol. Una parte de esta energía está producida por una lenta contracción del planeta que libera la energía potencial gravitacional producida en la compresión. Este mecanismo se denomina mecanismo de Kelvin-Helmholtz. El calor extra generado se produce en una separación de fases entre el hidrógeno y el helio relativamente homogéneos que se están diferenciando desde la formación del planeta, liberando energía gravitatoria en forma de calor.
Atmósfera[editar]
La atmósfera de Saturno posee un patrón de bandas oscuras y zonas claras similar al de Júpiteraunque la distinción entre ambas es mucho menos clara en el caso de Saturno. La atmósfera del planeta posee fuertes vientos en la dirección de los paralelos alternantes en latitud y altamente simétricos en ambos hemisferios a pesar del efecto estacional de la inclinación axial del planeta. El viento está dominado por una intensa y ancha corriente ecuatorial al nivel de la altura de las nubes que llegó a alcanzar velocidades de hasta 450 m/s en la época de los Voyager. A diferencia de Júpiter, no son aparentes grandes vórtices estables, aunque sí los hay más pequeños.
Es probable que las nubes superiores estén formadas por cristales de amoníaco. Sobre ellas parece extenderse una niebla uniforme sobre todo el planeta, producida por fenómenos fotoquímicos en la atmósfera superior —alrededor de 10 mbar—. A niveles más profundos —cerca de 10 bar de presión—, el agua de la atmósfera podría condensarse en una capa de nubes de agua que aún no ha podido ser observada.
Al igual que en Júpiter, ocasionalmente se forman tormentas en la atmósfera de Saturno, y algunas de ellas han podido observarse desde la Tierra. En 1933 se observó una mancha blanca situada en la zona ecuatorial por el astrónomo aficionado W. T. Hay. Era lo suficientemente grande como para ser visible con un refractor de 7 cm, pero no tardó en disiparse y desvanecerse. En 1962 empezó a desarrollarse una nueva mancha, pero no llegó nunca a destacar. En 1990 se pudo observar una gigantesca nube blanca en el ecuador de Saturno que ha sido asimilada a un proceso de formación de grandes tormentas. Se han observado manchas similares en placas fotográficas tomadas durante el último siglo y medio a intervalos de aproximadamente 30 años. En 1994 se pudo observar una segunda gran tormenta de aproximadamente la mitad de tamaño que la producida en 1990.
La sonda Cassini ha podido captar varias grandes tormentas en Saturno. Una de las mayores tormentas, con rayos 10 000 veces más potentes que los de cualquier tormenta de la Tierra, apareció el día 27 de noviembre de 2007, habiendo durado 7 meses y medio —lo que fue por un tiempo el récord de duración de una tormenta en el sistema solar—.9 Esta tormenta apareció en el hemisferio sur de Saturno, en una zona conocida como «callejón de las tormentas» por la elevada frecuencia con la que aparecen allí estos fenómenos.10 Este récord, sin embargo, ha sido batido por otra tormenta aparecida en la misma zona, que fue detectada en enero de 2009 y que duró hasta octubre de ese año.11 12
Una enorme tormenta, tan grande que rodeó el planeta, apareció en diciembre de 2010 en el hemisferio norte de Saturno desarrollando un vórtice central de color oscuro de 5000 kilómetros de ancho similar a la Gran Mancha Roja de Júpiter,13 siendo tan potente —mucho más que cualquier tormenta terrestre— que arrastró nubes de cristales de amoniaco de las profundidades de la atmósfera del planeta. Durante los aproximadamente 200 días que duró,14 fue estudiada con ayuda de la sonda Cassini y de telescopios terrestres, creció y se expandió hasta alcanzar un área ocho veces superior al de la Tierra, y pudieron captarse las ondas de radio producidas por el aparato eléctrico asociado a ella.15
Las regiones polares presentan corrientes en chorro a 78ºN y 78ºS. Las sondas Voyager detectaron en los años 1980 un patrón hexagonal en la región polar norte que ha sido observado también por el telescopio espacial Hubble durante los años 1990. Las imágenes más recientes obtenidas por la sonda Cassini han mostrado el vórtice polar con gran detalle. Saturno es el único planeta conocido que posee un vórtice polar de estas características si bien los vórtices polares son comunes en las atmósferas de la Tierra o Venus.
En el caso del hexágono de Saturno, los lados tienen unos 13 800 kilómetros de longitud —algo más del diámetro de la Tierra— y la estructura rota con un periodo idéntico al de la rotación planetaria, siendo una onda estacionaria que no cambia su longitud ni estructura, como hacen el resto de nubes de la atmósfera. Estas formas poligonales entre tres y seis lados se han podido replicar mediante modelos de fluidos en rotación a escala de laboratorio.1718
Al contrario que el polo norte, las imágenes del polo sur muestran la presencia de una corriente de chorro, pero no vórtices ni ondas hexagonales persistentes.19 Sin embargo, NASA informó en noviembre de 2006 que la sonda Cassini había observado un huracán en el polo sur, con un ojo bien definido.20 Ojos de tormenta bien definidos solo habían sido observados en la Tierra —incluso no se ha logrado observarlo en la Gran Mancha Roja de Júpiter por la sonda Galileo—. Ese vórtice, de aproximadamente 8000 kilómetros de diámetro, ha podido ser fotografiado y estudiado con gran detalle por la sonda Cassini, midiéndose en él vientos de más de 500 kilómetros por hora.21
En abril de 2010, la NASA hizo públicos unos vídeos e imágenes en los que se puede apreciar el aparato eléctrico asociado a las tormentas que se producen en la atmósfera de Saturno, la primera vez que se consigue esto.22
Órbita[editar]
Saturno gira alrededor del Sol a una distancia media de 1 418 millones de kilómetros en una órbita de excentricidad de 0,056, que sitúa el afelio a 1 500 millones de kilómetros, y el perihelio a 1 240 millones de km. Saturno se encontró en el perihelio en 1974. El periodo 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 y 14 minutos, con algunas variaciones entre el ecuador y los polos.
Los elementos orbitales de Saturno son modificados en una escala de 900 años por una resonancia orbital de tipo 5:2 con el planeta Júpiter, bautizado por los astrónomos franceses del siglo XVIII como la grande inégalité (Júpiter completa 5 vueltas por cada 2 de Saturno). Los planetas no se encuentran en una resonancia perfecta, pero están lo suficientemente cercanos a ella como para que las perturbaciones a sus respectivas órbitas sean apreciables.
Satélites[editar]
Saturno tiene un gran número de satélites (62 con órbitas regulares, a fecha de 2017) el mayor de los cuales, Titán es el único satélite 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 objetos especialmente interesantes para los científicos planetarios, ya que en el primero se cree la posible existencia de agua líquida a poca profundidad de su superficie, sobre la base de la emisión de vapor de agua en géiseresy, el segundo, presenta una atmósfera rica en metano y similar a la de la Tierra primitiva.
Otros 30 satélites de Saturno tienen nombre, pero el número exacto es incierto por existir una gran cantidad de objetos que orbitan este planeta. En el año 2000, fueron detectados 12 nuevos satélites, cuyas órbitas sugieren que son fragmentos de objetos mayores capturados por Saturno. La misión Cassini-Huygens también ha encontrado nuevos satélites, la última de ellas anunciada el 3 de marzo de 2009 y que hace la número 61 del planeta.23
El disco aparente de Titán —un borroso círculo anaranjado de bordes algo más oscuros— puede verse con telescopios de aficionados a partir de los 200 mm de abertura, utilizando para ello más de 300 aumentos y cielos estables: en sus mayores aproximaciones llega a medir 0,88 segundos de arco. El resto de los satélites son mucho menores y siempre parecen estrellas, incluso a gran aumento.
Los satélites más internos pueden capturarse, sin embargo, con cualquier cámara CCD empleando focales superiores a los 2 m.
Sistema de anillos[editar]
La característica más notable de Saturno son sus anillos, que dejaron muy perplejos a los primeros observadores, incluido Galileo. Su telescopio no era tan potente como para revelar la verdadera naturaleza de lo que observaba y, por error de perspectiva, creyó que se trataba de dos cuerpos independientes que flanqueaban el planeta.6 Pocos años después, Saturno presentaba los anillos de perfil, y Galileo quedó muy sorprendido por la brusca desaparición de los dos hipotéticos compañeros del planeta. Por fin, la existencia del sistema de anillos fue determinada por Christiaan Huygens en 1659, con la ayuda de un telescopio más potente.6
Los anillos de Saturno se extienden en el plano ecuatorial del planeta desde los 6630 km a los 120 700 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. El elevado albedo de los anillos muestra que estos son relativamente modernos en la historia del sistema solar. En un principio se creía que los anillos de Saturno eran inestables a lo largo de períodos de decenas de millones de años, otro indicio de su origen reciente, pero los datos enviados por la sonda Cassini sugieren que son mucho más antiguos de lo que se pensaba en un principio.24 Los anillos de Saturno poseen una dinámica orbital muy compleja presentando ondas de densidad, e interacciones con los satélites de Saturno (especialmente con los denominados satélites pastores). Al estar en el interior del límite de Roche, los anillos no pueden evolucionar hacia la formación de un cuerpo mayor.
Los anillos se distribuyen en zonas de mayor y menor densidad de material existiendo claras divisiones entre estas regiones. Los anillos principales son los llamados anillos A y B, separados entre sí por la división de Cassini. En la región interior al anillo B se distinguen otro anillo más tenue aunque extenso: C y otro anillo tenue y fino: D. En el exterior se puede distinguir un anillo delgado y débil denominado anillo F. El tenue anillo E se extiende desde Mimas hasta Rea y alcanza su mayor densidad a la distancia de Encelado, el cual se piensa lo provee de partículas, debido a las emisiones de unos géiseres que se encuentran en su polo sur.
Hasta los años 1980 la estructura de los anillos se explicaba por medio de las fuerzas gravitacionales ejercidas por los satélites cercanos. Las sondas Voyager encontraron sin embargo estructuras radiales oscuras en el anillo B llamadas cuñas radiales(en inglés: spokes) que no podían ser explicadas de esta manera ya que su rotación alrededor de los anillos no era consistente con la mecánica orbital. Se considera que estas estructuras oscuras interactúan con el campo magnético del planeta, ya que su rotación sobre los anillos seguía la misma velocidad que la magnetosfera de Saturno. Sin embargo el mecanismo preciso de su formación todavía se desconoce. Es posible que las cuñas aparezcan y desaparezcan estacionalmente.
El 17 de agosto de 2005 los instrumentos a bordo de la nave Cassini desvelaron que existe algo similar a una atmósfera alrededor del sistema de anillos, compuesta principalmente de oxígeno molecular. Los datos obtenidos han demostrado que la atmósfera en el sistema de anillos de Saturno es muy parecida a la de las lunas de Júpiter, Europa y Ganimedes.
El 19 de septiembre de 2006 la NASA anunció el descubrimiento de un nuevo anillo en Saturno,25 por la nave espacial Cassini durante una ocultación solar, cuando el Sol pasa directamente detrás de Saturno y Cassini viaja en la sombra dejada por Saturno con lo que los anillos tienen una iluminación brillante. Habitualmente una ocultación solar puede durar una hora pero el 17 de septiembre de 2006 duró 12 horas, siendo la más larga de la misión Cassini. La ocultación solar dio la oportunidad a Cassini de realizar un mapa de la presencia de partículas microscópicas que no son visibles normalmente, en el sistema de anillos.
El nuevo anillo, apenas perceptible, está entre el Anillo F y el Anillo G. Esta ubicación coincide con las órbitas de las lunas de Saturno Jano y Epimeteo, dos satélites coorbitales de Saturno cuyas distancias al centro de Saturno se diferencian menos que el tamaño de dichos satélites, por lo que describen una extraña danza que los lleva a intercambiar sus órbitas. Los investigadores de la NASA aseguraron que el impacto de meteoros en esas lunas ha hecho que otras partículas se unan al anillo.
Las cámaras a bordo de la nave Cassini captaron imágenes de un material helado que se extiende decenas de miles de kilómetros desde Encélado, otra confirmación de que la luna está lanzando material que podría formar el anillo E. El satélite Encélado pudo ser visto a través del anillo E con sus chorros saliendo de su superficie semejando "dedos", dirigidos al anillo en cuestión. Estos chorros están compuestos de partículas heladas muy delgadas, que son expulsadas por los géiseres del Polo Sur de Encelado y entran en el anillo E.
«Tanto el nuevo anillo como las estructuras inesperadas del E nos dan una importante pista de cómo las lunas pueden lanzar pequeñas partículas y esculpir sus propios ambientes locales», dijo Matt Hedman, un investigador asociado a la Universidad Cornell en Ithaca, Nueva York.
La nave también tomó una fotografía en color de la Tierra, a cerca de 1 500 millones de kilómetros de distancia, en la que parece una esfera azul claro. En otra imagen, tomada en la misma fecha, puede apreciarse también la Luna.26
Carolyn Porco, responsable del equipo que opera las cámaras de la sonda Cassini en el Instituto de Ciencia Espacial de Boulder, en Colorado, dijo al respecto:
«Nada tiene tanto poder para alterar nuestra perspectiva de nosotros mismos y de nuestro sitio en el cosmos como esas imágenes de la Tierra que obtenemos de lugares tan lejanos como Saturno.»
La NASA también anunció el 24 de octubre de 2007 el descubrimiento de un cinturón de microlunas en el borde exterior del anillo A y cuyo tamaño varía desde el de un camión pequeño al de un estadio, probablemente causado por la destrucción de una luna pequeña.2728
En octubre de 2009 el telescopio espacial Spitzer descubre un nuevo y enorme anillo alrededor de Saturno, mucho más grande de los que le rodean. Después de muchos siglos, este había pasado desapercibido hasta ahora, porque está tan enrarecido que resulta casi invisible. Este nuevo cinturón se despliega en el confín del sistema saturniano. Su masa comienza a unos seis millones de kilómetros del planeta y se extiende hasta alcanzar 13 millones de kilómetros de diámetro. Uno de los más lejanos satélites de Saturno, Febe, órbita dentro del nuevo anillo, y probablemente sea la fuente de su composición.29
Urano es el séptimo planeta del sistema solar, el tercero de mayor tamaño, y el cuarto más masivo. Se llama así en honor de la divinidad griega del cielo Urano (del griego antiguo«Οὐρανός»), el padre de Crono (Saturno) y el abuelo de Zeus (Júpiter). Aunque es detectable a simple vista en el cielo nocturno, no fue catalogado como planeta por los astrónomos de la antigüedad debido a su escasa luminosidad y a la lentitud de su órbita.13 Sir William Herschelanunció su descubrimiento el 13 de marzo de 1781, ampliando las fronteras entonces conocidas del sistema solar, por primera vez en la historia moderna. Urano es también el primer planeta descubierto por medio de un telescopio.
Urano es similar en composición a Neptuno, y los dos tienen una composición diferente de los otros dos gigantes gaseosos (Júpiter y Saturno). Por ello, los astrónomos a veces los clasifican en una categoría diferente, los gigantes helados. La atmósfera de Urano, aunque es similar a la de Júpiter y Saturno por estar compuesta principalmente de hidrógeno y helio, contiene una proporción superior tanto de «hielos»nota 4 como de agua, amoníaco y metano, junto con trazas de hidrocarburos.9nota 5 Posee la atmósfera planetaria más fría del sistema solar, con una temperatura mínima de 49 K (-224 °C). Asimismo, tiene una estructura de nubes muy compleja, acomodada por niveles, donde se cree que las nubes más bajas están compuestas de agua y las más altas de metano.9 En contraste, el interior de Urano se encuentra compuesto principalmente de hielo y roca.
Como los otros planetas gigantes, Urano tiene un sistema de anillos, una magnetosfera, y numerosos satélites. El sistema de Urano tiene una configuración única respecto a los otros planetas puesto que su eje de rotación está muy inclinado, casi hasta su plano de revolución alrededor del Sol. Por lo tanto, sus polos norte y sur se encuentran en donde la mayoría de los otros planetas tienen el ecuador.14 Vistos desde la Tierra, los anillos de Urano dan el aspecto de que rodean el planeta como una diana, y que los satélites giran a su alrededor como las agujas de un reloj, aunque en 2007 y 2008, los anillos aparecían de lado. El 24 de enero de 1986, las imágenes del Voyager 2 mostraron a Urano como un planeta sin ninguna característica especial de luz visible e incluso sin bandas de nubes o tormentas asociadas con los otros gigantes.14 Sin embargo, los observadores terrestres han visto señales de cambios de estación y un aumento de la actividad meteorológica en los últimos años a medida que Urano se acerca a su equinoccio. Las velocidades del viento en Urano pueden llegar o incluso sobrepasar los 250 metros por segundo (900 km/h).15
Historia[editar]
Descubrimiento[editar]
Urano ya se había observado en muchas ocasiones antes de su descubrimiento como planeta, pero generalmente se había confundido con una estrella debido a su oscuridad y órbita lenta.16 La observación más antigua de la que se tiene referencia data de 1690 cuando John Flamsteedobservó el planeta al menos seis veces, catalogándolo como 34 Tauri. El astrónomo francés Pierre Charles Le Monnier, observó a Urano al menos en doce ocasiones entre 1750 y el 1769,17 e incluso en cuatro noches consecutivas. Para el año 1738 el astrónomo inglés John Bevis dibujó al planeta Urano como tres estrellas en posiciones sucesivas, en su atlas "Uranographia Britannica", dichas observaciones fueron hechas entre los meses de mayo y julio de 1738, sin embargo Bevis no detectó los rasgos de planeta. A raíz de las distintas observaciones hechas a estas fechas se les conoce en la Astronomía como la era de los predescubrimientos.
Sir William Herschel observó el planeta el 13 de marzo de 1781 mientras estaba en el jardín de su casa ubicada en 19 New King Street en el pueblo de Bath (Condado de Somerset),18 aunque en un principio (el 26 de abril de 1781) reportó que se trataba de un «cometa».19 Herschel «se dedicó a hacer una serie de observaciones sobre el paralaje de las estrellas fijas»,20 utilizando un telescopio diseñado por él mismo.21nota 6
Escribió en su diario «En el cuartil cerca de ζ Tauri […] o bien [una] estrella nebulosa o quizá un cometa».22 El 17 de marzo escribió, «Busqué el cometa o estrella nebulosa y he descubierto que es un cometa puesto que ha cambiado de lugar».23 Cuando presentó su descubrimiento en la Royal Society, continuó afirmando que había descubierto un cometa a la vez que lo comparaba implícitamente con un planeta:24Herschel notificó su descubrimiento a Nevil Maskelyne que, desconcertado, le respondió el 23 de abril: «No sé cómo llamarlo. Es igual de posible que sea un planeta regular moviéndose en una órbita casi circular alrededor del sol como un cometa moviéndose en una elipsis muy excéntrica. Todavía no le he visto ninguna cola».25El aumento que tenía puesto cuando vi por primera vez el planeta era de 227. Por mi experiencia sé que los diámetros de las estrellas fijas no se magnifican proporcionalmente en aumentos mayores, como hacen los planetas, por tanto ahora coloco los aumentos de 460 y 932, y creo que el diámetro del cometa ha incrementado en proporción a los aumentos, como debería ser suponiendo que no se tratase de una estrella fija, mientras que los diámetros de las estrellas con las que la he comparado no han incrementado con la misma proporción. Además, como el cometa estaba aumentado mucho más de lo que daba su luz, aparecía borroso y poco definido con esta magnificación, mientras que las estrellas conservaban el lustre y definición que sabía de muchos miles de observaciones que conservarían. Los acontecimientos posteriores han mostrado que mis suposiciones eran bien fundadas, demostrando que es el cometa que hemos observado últimamente.
Mientras que Herschel continuaba describiendo prudentemente su nuevo objeto como cometa, otros astrónomos ya habían empezado a sospechar que no lo era. El astrónomo ruso Anders Johan Lexell estimó que su distancia era 18 veces la distancia entre el Sol y la Tierra, y no se había observado ningún cometa con un perihelio que llegara a cuatro veces la distancia Sol-Tierra.26 El astrónomo berlinés Johann Elert Bode describió el descubrimiento de Herschel como «una estrella móvil que podría ser un objeto parecido a un planeta desconocido hasta ahora, que circula más allá de la órbita de Saturno».27 Bode concluyó que su órbita prácticamente circular era más propia de un planeta que de un cometa.28
Pronto se aceptó universalmente la idea de que el nuevo objeto era en sí un nuevo planeta. En 1783, el mismo Herschel reconoció este hecho al presidente de la Royal Society Joseph Banks: «Según la observación de los astrónomos más eminentes de Europa parece que la nueva estrella, que yo tuve el honor de señalarles el marzo de 1781, es un planeta primario de nuestro sistema solar».29 En reconocimiento a su contribución, el rey Jorge III concedió a Herschel una renta anual de doscientas libras a condición de que se trasladara a Windsor para que la familia real tuviese la posibilidad de mirar el planeta a través de sus telescopios.30Nombre[editar]
Maskelyne pidió a Herschel «que hiciera el favor a toda la comunidad astronómica de llamar su planeta, que es completamente vuestro, por el descubrimiento del que estamos en deuda con usted».31 En respuesta a la petición de Maskelyne, Herschel decidió nombrar el objeto «Georgium Sidus» (la estrella de Jorge) en honor a su nuevo patrocinador, el rey Jorge III.32 Explicó su decisión en una carta a Joseph Banks:33
En las fabulosas épocas de los tiempos antiguos los nombres de Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno fueron los nombres para los Planetas, porque eran los nombres de sus héroes y divinidades principales. En la era actual, una más filosófica, apenas sería permisible recurrir al mismo método y llamarlo Juno, Palas, Apolo o Minerva al nuevo cuerpo celestial. La primera consideración de cualquier evento concreto, o incidencia notable, parece ser su cronología: si en cualquier tiempo futuro se pidiera, ¿cuándo se descubrió este último Planeta? La respuesta más satisfactoria sería decir, 'Durante el reinado del Rey Jorge tercero'.
Sin embargo, el nombre no perduró más allá de Gran Bretaña. Lalande, un astrónomo francés, propuso llamarlo Herschel en honor a su descubridor;34 el astrónomo sueco Erik Prosperin, por su parte, propuso el nombre de «Neptuno» para el nuevo planeta descubierto, algo que secundaron muchos de sus colegas con la idea de conmemorar a la Marina Real Británica en el curso de la revolución estadounidense llamando al nuevo planeta «Neptuno Jorge III» o «Neptuno de Gran Bretaña».35 Finalmente fue el astrónomo alemán Johann Elert Bode quien acuñó y optó por la versión latinizada del dios del cielo de la mitología griega «Urano», padre de Crono (cuyo equivalente romano daba nombre a Saturno), aduciendo que ya que Saturno era el padre de Júpiter, lo más lógico era que el nuevo planeta tomara nombre a su vez del padre de Saturno.363738 En 1789, Martin Klaproth, amigo de Bode de la Academia Francesa de las Ciencias, llamó el elemento que había descubierto hacía poco «uranio», a favor de la opción de Bode.39 Finalmente se optó por «Urano», sin embargo, el HM Nautical Almanac siguió listándolo como «Georgium Sidus» hasta el año 1850.37
Nomenclatura[editar]
Urano es el único planeta cuyo nombre deriva tanto de un personaje de la mitología griega como de la mitología romana; del griego «Οὐρανός» y latinizándose como «Ūranus».40 El adjetivo de Urano es «Uraniano».41 El símbolo astronómico de Urano se representa como 
. Es un híbrido entre los símbolos del planeta Marte y el Sol, puesto que Urano era dios y personificación misma del cielo en la mitología griega, el cual creían dominado por los poderes combinados del Sol y de Marte.42 El símbolo astrológico, sin embargo es 
, sugerido por Lalande en 1784. En una carta a Herschel, Lalande lo describía como «un globe surmonté par la première lettre de votre nom» («un globo coronado por la primera letra de su apellido»).34 En las lenguas de China, Vietnam, Japón y Corea la traducción literal del nombre del planeta es «la estrella reina del cielo» (天王星) en japonés y chino.4344
. Es un híbrido entre los símbolos del planeta Marte y el Sol, puesto que Urano era dios y personificación misma del cielo en la mitología griega, el cual creían dominado por los poderes combinados del Sol y de Marte.42 El símbolo astrológico, sin embargo es 
, sugerido por Lalande en 1784. En una carta a Herschel, Lalande lo describía como «un globe surmonté par la première lettre de votre nom» («un globo coronado por la primera letra de su apellido»).34 En las lenguas de China, Vietnam, Japón y Corea la traducción literal del nombre del planeta es «la estrella reina del cielo» (天王星) en japonés y chino.4344Órbita y rotación[editar]
Urano da una vuelta al Sol cada 84,01 años terrestres. Su distancia media con el Sol es de aproximadamente 3.000 millones de kilómetros (unas 20 UA) (2.870.990.000 km). La intensidad de la luzdel Sol en Urano es más o menos 1/400 que en la Tierra.45 Sus elementos orbitales fueron calculados por primera vez en 1783 por Pierre-Simon Laplace.46 Con el tiempo, empezaron a aparecer discrepancias entre las órbitas observadas y las que se habían predicho, y en 1841, John Couch Adams fue el primero en proponer que las diferencias podían deberse a la atracción gravitatoria de un planeta desconocido. En 1845, Urbain Le Verrier comenzó una búsqueda independiente en cuanto a las perturbaciones orbitales de Urano. El 23 de septiembre de 1846, Johann Gottfried Galle encontró un nuevo planeta, llamado después Neptuno, casi en la misma posición que había predicho Le Verrier.47
El período rotacional del interior de Urano es de 17 horas y 14 minutos. Sin embargo, al igual que en todos los planetas gigantes, la parte superior de la atmósfera experimenta vientos muy fuertes en la dirección de la rotación. De hecho, en algunas latitudes, como por ejemplo alrededor de dos tercios de la distancia entre el ecuador y el polo sur, las características visibles de la atmósfera se mueven mucho más rápido, haciendo una rotación entera en tan poco tiempo como 14 horas.48
Inclinación del eje[editar]
El eje de rotación de Urano está de lado con respecto al plano del sistema solar, con una inclinación del eje de 97,77°. Esto produce cambios en las estaciones de un modo completamente diferente al de los demás planetas mayores. Se puede visualizar la rotación de otros planetas como peonzas inclinadas respecto al plano del sistema solar, mientras que Urano rota más bien como una pelota rodando inclinada. Cuando se acercan los solsticios de Urano, un polo mira continuamente en dirección al Sol mientras que el otro está en el sentido contrario. Sólo una banda estrecha alrededor del ecuador experimenta un ciclo rápido de día y noche, pero con el Sol muy bajo sobre el horizonte como en las regiones polares de la Tierra. Al otro lado de la órbita de Urano, la orientación de los polos en dirección al Sol es inversa. Cada polo recibe alrededor de 42 años de luz solar ininterrumpida, seguidos por 42 años de oscuridad.49 Cuando se acercan los equinoccios, el Sol se alinea con el ecuador de Urano creando un período de ciclos día-noche parecidos a los que se observan en la mayoría de los otros planetas. El equinoccio más reciente de Urano fue el 7 de diciembre de 2007.5051
| Hemisferio norte | Año | Hemisferio sur |
|---|---|---|
| Solsticio de invierno | 1902, 1986 | Solsticio de verano |
| Equinoccio de primavera | 1923, 2007 | Equinoccio de otoño |
| Solsticio de verano | 1944, 2028 | Solsticio de invierno |
| Equinoccio de otoño | 1965, 2049 | Equinoccio de primavera |
Una consecuencia de la orientación del eje es que las regiones polares reciben durante el transcurso del año más energía solar que las regiones ecuatoriales, sin embargo, la temperatura de Urano es más elevada en su ecuador que en sus polos. El mecanismo que causa esta circunstancia es aún desconocido. No se conocen los motivos por los que el eje del planeta está inclinado en tan alto grado, aunque se especula que quizás durante su formación el planeta pudo haber colisionado con un gran protoplaneta capaz de haber producido esta orientación anómala.52 Otra posibilidad es que las perturbaciones gravitatorias ejercidas por los otros planetas gigantes del sistema solar lo hayan forzado a inclinarse de esta manera. El polo sur de Urano apuntaba casi directamente al Sol durante la época del Voyager 2 en 1986. El hecho de llamar a este polo como «sur» se debe a la definición que recomienda actualmente la Unión Astronómica Internacional, es decir que el polo norte de un planeta o satélite es el que apunta por encima del plano invariable del sistema solar, con indiferencia de la dirección en que gire el planeta.5354 Sin embargo, a veces se utiliza otra convención, en la que los polos norte y sur de un cuerpo se definen según la regla de la mano derecha en relación a la dirección de rotación.55 Según este otro sistema de coordenadas, era el polo norte de Urano lo que estaba iluminado en 1986.
Visibilidad[editar]
Desde 1995 hasta 2006, la magnitud aparente de Urano fluctuó entre +5,6 y +5,9, lo que le colocaba en el límite mismo de la visibilidad a simple vista de +6,5.1 Su diámetro angular es de entre 3,4 y 3,7 arcosegundos, comparado entre los 16 a 20 arcosegundos por Saturno y 32 a 45 arcosegundos por Júpiter.1 En el momento de la oposición, Urano es visible a simple vista en cielos oscuros, sin contaminación lumínica, y es fácil de observar incluso en un entorno urbano con prismáticos.7 En los telescopios de aficionado más potentes con un diámetro de objetivo de 15 a 23 cm, el planeta aparece como un disco pálido de color cian que se oscurece hacia los bordes. Con un telescopio de 25 cm o más, se pueden llegar a distinguir formas de nubes, así como algunos de los satélites más grandes, como Titania y Oberon.56
Características físicas[editar]
Composición y estructura interna[editar]
La masa de Urano es 14,5 veces la de la Tierra haciéndolo el menos masivo de los planetas gigantes, mientras que su densidad, 1,27 g/cm³, lo hace el segundo menos denso entre ellos, por detrás de Saturno.657 Aunque tiene un diámetro ligeramente mayor que el de Neptuno (unas cuatro veces el de la Tierra), tiene menos masa. Estos valores indican que está compuesto principalmente de diversos tipos de «hielos», como agua, amoníaco y metano.8 La masa total de hielo en el interior de Urano no se conoce con precisión, ya que salen valores diferentes según el modelo, sin embargo, debe de ser de entre 9,3 y 13,5 masas terrestres.858 El hidrógeno y el helio constituyen sólo una pequeña parte del total, entre 0,5 y 1,5 masas terrestres.8 El resto de la masa (0,5 a 3,7 masas terrestres) corresponde a material rocoso.8
El modelo generalizado de la estructura de Urano consiste en un núcleo compuesto de roca con una masa relativamente pequeña, un manto de hielos, y una atmósfera formada por hidrógeno y helio, que puede representar hasta un 15 % de la masa planetaria.859 El núcleo es relativamente pequeño, con una masa de sólo 0,55 masas terrestres y un radio de menos del 20 por ciento del total de Urano, el manto forma la mayor parte del planeta, con unas 13,4 masas terrestres, mientras que la atmósfera superior es relativamente tenue, pesa alrededor de 0,5 masas terrestres y forma el 20 por ciento final del radio de Urano.859 La densidad del núcleo de Urano es alrededor de 9 g/cm³, con una presión en el centro de 8 millones de bares (800 GPa) y una temperatura de unos 5000 K.5859 El manto helado, de hecho, no es compuesto de hielo en el sentido convencional sino que es un fluido caliente y denso que consiste de agua, amoníaco y otros volátiles.859 Este fluido, que tiene una conductividad eléctrica elevada, se llama a veces océano de agua-amoniaco.60 La composición de Urano y Neptuno es muy diferente a la de Júpiter y Saturno, con hielo predominante por encima de los gases. Esto justifica que se clasifiquen por separado como gigantes de hielo.
Mientras que el modelo descrito antes es más o menos estándar, no es el único, otros modelos también concuerdan con las observaciones. Por ejemplo, si hubiera cantidades sustanciales de hidrógeno y material rocoso mezcladas en el manto helado, la masa total de hielos en el interior sería menor, y, por tanto, la masa total de rocas e hidrógeno sería mayor. Los datos disponibles en la actualidad no permiten que la ciencia determine qué modelo es el correcto.58 La estructura interior fluida de Urano significa que no tiene superficie sólida. La atmósfera gaseosa hace una transición gradual hacia las capas líquidas internas.8 Sin embargo, por conveniencia, se describe un esferoide oblato de revolución, donde la presión es de 1 bar (100 kPa), y se designa como «superficie». Tiene un radio ecuatorial y polar de 25 559 ± 4 y 24 973 ± 20 km, respectivamente.6 Esta superficie se considerará como punto cero de altitud en este artículo.
Calor interno[editar]
El calor interno de Urano parece ser más bajo que la de los otros planetas gigantes, en términos astronómicos tiene un flujo térmico bajo.1561 Todavía no se esclarece el por qué la temperatura interna de Urano es tan baja. Neptuno, que es prácticamente idéntico a Urano en tamaño y composición, irradia 2,61 veces más energía hacia el espacio de la que recibe del Sol.15 Urano, en contraste, apenas irradia calor. La potencia total irradiada por Urano en la parte infrarroja lejana del espectro (es decir, el calor) es 01:06 ± 12:08 veces la energía solar absorbida en su atmósfera.962 De hecho, el flujo térmico de Urano es sólo de 0,042 ± 0,047 W/m², que es más bajo que el flujo térmico interno de la Tierra (aproximadamente 0,075 W/m²).62 La temperatura más baja registrada en la tropopausa de Urano es de 49 K (−224 °C), haciendo de Urano el planeta más frío del sistema solar.962
Una de las hipótesis para esta discrepancia es que cuando Urano recibió el impacto que provocó su elevada inclinación axial, el evento le hizo expeler la mayor parte de su calor primigénico, agotando la temperatura de su núcleo.63 Otra hipótesis es que existe algún tipo de barrera en las capas superiores de Urano que impide que el calor del núcleo llegue a la superficie.8 Por ejemplo, puede haber convección en un conjunto de capas de composición diferente, que inhiben el transporte de calor hacia arriba.962
Atmósfera[editar]
Aunque no hay una superficie sólida bien definida en el interior de Urano, la parte más exterior de la envoltura gaseosa de Urano que es accesible por sensores remotos se llama atmósfera.9 La capacidad de los sensores remotos llega aproximadamente hasta unos 300 km por debajo del nivel de 1 bar (100 kPa), con una presión correspondiente de unos 100 bar (10 MPa) y una temperatura de 320 K.64 La corona tenue de la atmósfera se extiende notablemente por encima de dos radios planetarios desde la superficie nominal (punto con presión de 1 bar).65 La atmósfera de Urano se puede dividir en tres capas: la troposfera, entre altitudes de −300 y 50 km y presiones desde 100 a 0,1 bar (10 MPa a 10 kPa), la estratosfera, en altitudes entre 50 y 4000 km y presiones entre 0,1 y 10-10 bar (10 kPa a 10 μPa), y la termosfera/corona, que se extiende desde 4.000 km hasta unos 50.000 km de la superficie.9 No existe la mesosfera.
Composición[editar]
La composición de la atmósfera de Urano es diferente que la de Urano entero, ya que consiste principalmente de hidrógeno molecular y helio.9 La fracción molar de helio, por ejemplo, el número de átomos de helio por molécula de gas, es de 0,15 ± 0,0311 en la troposfera superior, que corresponde a una fracción de masa de 12:26 ± 0,05.962 Este valor es muy próximo a la fracción de masa de helio protosolar de 0,275 ± 0,01,66 indicando que el helio no se depositó en el centro del planeta contrariamente al resto de los gigantes gaseosos.9 El tercer componente más abundante en la atmósfera de Urano es el metano (CH4).9 El metano tiene bandas de absorción prominentes en la banda de luz visible y casi infrarroja (IR), que dan el color aguamarina o cian a Urano.9 Las moléculas de metano representan el 2,3 % de la atmósfera por fracción molar bajo la cubierta de nubes de metano en el nivel de presión de 1,3 bar (130 kPa), lo que representa de 20 a 30 veces la abundancia de carbonoencontrados en el sol.91067 La tasa de mezclanota 7 es mucho menor en la atmósfera superior debido a su temperatura extremadamente baja, que disminuye el nivel de saturación y provoca que el metano excedente se congele y salga.68 La abundancia de compuestos menos volátiles como amoníaco, agua o ácido sulfhídrico en la atmósfera interior es poco conocida. Sin embargo, probablemente también es más elevada que en el Sol.969 Además del metano, se encuentran cantidades residuales de varios hidrocarburos en la estratosfera de Urano, que se cree que han sido producidos a partir del metano mediante fotólisis inducida por la radiación ultravioleta (UV) del sol.70 Esto incluye al etano (C2H6), acetileno (C2H2), metilacetileno (CH3C2H), poliacetileno (C2HC2H).687172 La espectroscopia también ha descubierto trazas de vapor de agua, monóxido de carbono y dióxido de carbono en la atmósfera superior, que sólo se pueden haber originado desde una fuente externa como el polvo de los cometas.717273
Troposfera[editar]
La troposfera es la parte más baja y densa de la atmósfera y se caracteriza por una disminución de la temperatura con la altitud.9 La temperatura cae desde unos 320 K en la base de la troposfera nominal (−300 km) hasta 53 K en 50 km.6467 Las temperaturas en la región superior más fría de la troposfera (la tropopausa) varía entre los 49 y 57 K según la latitud planetaria.961 La región de la tropopausa es responsable de la gran mayoría de las emisiones térmicas en el infrarrojo lejano del planeta, determinando así su temperatura efectiva de 59,1 ± 0,3 K.6162
Se cree que la troposfera tiene una estructura de nubes altamente compleja; se cree que se pueden encontrar nubes de agua en el rango de presiones de 50 a 100 bar (5 a 10 MPa), nubes de hidrosulfuro de amonio en el rango de 20 a 40 bar (2 a 4 MPa), nubes de amoníaco o sulfuro de hidrógeno entre 3 y 10 bar (0,3 a 1 MPa) y finalmente nubes altas de metano que se han detectado directamente en el rango de 1 a 2 bar (0,1 a 0,2 MPa).9106474 La troposfera es una parte muy dinámica de la atmósfera, con vientos fuertes, nubes brillantes, y cambios estacionales, que se comentarán más abajo.15
Atmósfera superior[editar]
La capa media de la atmósfera de Urano es la estratosfera, donde la temperatura aumenta en general con la altitud desde 53 K en la tropopausa hasta entre 800 y 850 K en la base de la termosfera.65 El calentamiento de la estratosfera se debe a la absorción de radiación solar ultravioleta e infrarroja por el metano y otros hidrocarburos,75 que se forman en esta parte de la atmósfera como resultado de la fotólisis del metano.70 El calor también llega por conducción desde la termosfera.75 Los hidrocarburos ocupan una capa relativamente estrecha en altitudes entre 100 y 280 km, que corresponden con un rango de presiones de 10 a 0,1 bar (1000 a 10 kPa) y temperaturas entre 75 y 170 K.6871 Los hidrocarburos más abundantes son el metano, el acetileno y el etano con tasas de mezcla alrededor de 10-7 en relación con el hidrógeno. La tasa de mezcla del monóxido de carbono es similar en estas altitudes.687173 Los hidrocarburos más pesados y el dióxido de carbono tienen tasas de mezcla inferiores en tres órdenes de magnitud.72 La tasa de abundancia de agua es alrededor de 7x10−9.72 El etano y el acetileno tienden a condensarseen la parte inferior, más fría, de la estratosfera y la tropopausa (por debajo del nivel de 10 mBar) formando capas de niebla o bruma,70 que pueden ser responsables en parte del aspecto liso de Urano. Sin embargo, la concentración de hidrocarburos en la estratosfera de Urano por encima de la niebla es significativamente más baja que en las estratosferas de los otros planetas gigantes.6876
La capa más exterior de la atmósfera de Urano es la termosfera-corona, que tiene una temperatura uniforme alrededor de 800 a 850 K.976 Las fuentes de calor necesarias para sostener un valor tan elevado todavía no se entienden, ya que ni la radiación solar ultravioleta lejana o ultravioleta extrema ni la actividad de las auroras pueden proporcionar la energía necesaria. También puede contribuir la débil eficiencia de refrigerado debida a la falta de hidrocarburos en la estratosfera por encima del nivel de presión de 0,1 mBar.6576 Además de hidrógeno molecular, la termosfera-corona contiene una proporción elevada de átomos de hidrógeno libres. Su pequeña masa junto con las altas temperaturas explican por qué la corona se extiende hasta 50.000 km o dos radios «uranianos» desde el planeta.6576 Esta corona tan extensa es una propiedad única de Urano.76 Uno de sus efectos es la resistencia aerodinámica sobre partículas pequeñas en órbita alrededor de Urano, provocando que en general se agote el polvo interestelar a los anillos del planeta.65 La termosfera de Urano, junto con la parte superior de la estratosfera, corresponde con la ionosfera de Urano.67 Las observaciones muestran que la ionosfera ocupa altitudes desde 2.000 a 10.000 km.67 La ionosfera de Urano es más densa que la de Saturno o Neptuno, lo que puede deberse a la baja concentración de hidrocarburos en la estratosfera.7677 La ionosfera se sostiene principalmente por la radiación UV solar y su densidad depende de la actividad solar.78 La actividad de auroras es insignificante comparada con la de Júpiter y Saturno.7679
Anillos planetarios[editar]
Urano, como los otros planetas gigantes del sistema solar tiene un sistema de anillos. El sistema anular de Urano fue el segundo en ser descubierto en el sistema solar tras el de Saturno.80 Las partículas que componen los anillos son muy oscuras, y tienen tamaños desde micrómetros hasta fracciones de metro.14 Actualmente se conocen 13 anillos, de los cuales el más brillante es el anillo ε. Todos los anillos (menos dos) son extremadamente estrechos, teniendo algunos anillos tan sólo unos cuantos kilómetros de anchura. Principalmente está compuesto por cuerpos grandes, de 0,2–20 m de diámetro. No obstante, algunos anillos son ópticamente delgados. Los anillos son probablemente bastante recientes, consideraciones dinámicas indican que no se formaron junto con Urano. La materia de los anillos puede haber sido parte de un satélite (o satélites) que fue hecho añicos por impactos a alta velocidad. De los numerosos trozos de escombros generados por estos impactos, sólo sobrevivieron algunas pocas partículas en un número limitado de zonas estables que corresponden a los anillos actuales.8081
La primera mención al sistema de anillos de Urano procede de notas de William Herschel que detallan sus observaciones del planeta en el siglo XVIII, y que incluyen el siguiente pasaje: «22 de febrero de 1789: Se sospecha de la existencia de un anillo».82 Esta observación suele considerarse dudosa, ya que los anillos son muy tenues, y en los dos siglos siguientes ningún observador se percató de la existencia de estos. Sin embargo, Herschel hizo una descripción detallada del anillo ε en cuanto al tamaño, el ángulo con respecto a la Tierra, el color rojo, y los cambios aparentes a medida que Urano se movía alrededor del Sol.8384 Los anillos fueron descubiertos fortuitamente el 10 de marzo de 1977 por James L. Elliot, Edward W. Dunham y Douglas J. Mink, que, utilizando el Kuiper Airborne Observatory, observaron cómo la luz de una estrellacercana a Urano se desvanecía al aproximarse el planeta. Después de analizar con detalle sus observaciones, observaron que la estrella había desaparecido brevemente cinco veces tanto antes como después de desaparecer detrás del planeta. Concluyeron que la única explicación era que había un sistema de anillos estrechos alrededor de Urano.85 Posteriormente, se detectaron cuatro más.85 Los anillos fueron observados directamente por la sonda espacial Voyager 2 en su paso por el sistema de Urano en 1986.14 El Voyager 2 también descubrió dos anillos tenues adicionales hasta llegar a once.14
En diciembre de 2005, el Telescopio Espacial Hubble detectó un par de anillos desconocidos hasta ese momento; que posteriormente fueron bautizados como μ y ν.86 El más grande se encuentra al doble de distancia desde el planeta que los anillos conocidos anteriormente. Estos anillos se encuentran tan lejos del planeta que fueron denominados «sistema de anillos exteriores». El Hubble también localizó dos satélites pequeños, uno de los cuales, Mab, comparte órbita con el anillo más exterior descubierto recientemente. Los anillos nuevos hacen que el número total de anillos de Urano sea de 13.87 En abril de 2006, imágenes de los nuevos anillos obtenidos por el Observatorio Keck mostraron los colores de los anillos exteriores: el más lejano es azul y, por otro lado, el otro es de color ligeramente rojizo.8889 Una hipótesis sobre el color azul del anillo exterior es que está compuesto de pequeñas partículas de agua helada de la superficie de Mab que son lo suficientemente pequeñas para esparcir la luz azul.8890 En contraste, los anillos internos del planeta se ven grises.88
Campo magnético[editar]
Antes de la llegada del Voyager 2, no se habían tomado medidas de la magnetosfera de Urano. Los astrónomos esperaban que el campo magnético de Urano estuviera alineado con el viento solar, ya que entonces se alinearía con los polos del planeta que se encuentran sobre la eclíptica.91
Las observaciones del Voyager revelaron que el campo magnético es también anormal en su posición y características ya que su origen no se encuentra en el centro geométrico del planeta, y además el eje magnético está inclinado 59° respecto del eje de rotación.9192 De hecho, el dipolo magnético está desplazado hacia el polo sur de rotación en casi un tercio del radio planetario.91 Esta geometría inusual tiene como resultado una magnetosfera altamente asimétrica, donde la fuerza del campo magnético en la superficie del hemisferio sur puede llegar a ser tan baja como en 0,1 gauss (10 μT), mientras que en el hemisferio norte puede llegar a los 1,1 gauss (110 μT).91 El campo medio en la superficie es de 0,23 gauss (23 μT).91 En comparación, el campo magnético de la Tierra tiene aproximadamente la misma fuerza en ambos polos, y su «ecuador magnético» es prácticamente paralelo al ecuador geográfico.92 El momento dipolar magnético de Urano es 50 veces el de la Tierra.9192 El campo magnético de Neptuno también está desplazado de forma similar, lo que sugiere que esto sea una característica común de los gigantes de hielo.92 Una hipótesis es que, a diferencia de los campos magnéticos de los planetas terrestres y los gigantes gaseosos, que se generan dentro de sus núcleos, los campos magnéticos de los gigantes de hielo son generados por movimiento en zonas relativamente poco profundas, como el océano de agua-amoniaco.6093
A pesar de su alineación original, en otros aspectos, la magnetosfera de Urano es como las de los otros planetas: tiene un límite exterior situado alrededor de 23 radios por delante, una magnetopausa a 18 radios de Urano, una magnetocola completamente desarrollada y cinturones de radiación.919294 Globalmente, la estructura de la magnetosfera de Urano es diferente de la de Júpiter y más parecida a la de Saturno.9192 La cola de la magnetosfera de Urano sigue detrás del planeta hacia el espacio en una extensión de millones de kilómetros y está atornillada por la rotación del planeta en un largo tirabuzón.9195
La magnetosfera de Urano contiene partículas cargadas: protones y electrones con una pequeña cantidad de iones H2+.9294 No se han detectado iones más pesados . Muchas de estas partículas probablemente proceden de la corona atmosférica, que contiene temperaturas demasiado calientes.94 Las energías de los iones y electrones pueden llegar a 4 y 1,2 megaelectronvoltio, respectivamente.94 La densidad de iones de baja energía (por debajo de 1 kiloelectronvoltio) en la magnetosfera interior es alrededor de 2 cm−3.96 La población de partículas está afectada fuertemente por los satélites de Urano que barren la magnetosfera dejando huecos detectables.94 El flujo de partículas es lo suficientemente alto para causar que se oscurezcan o se erosionen las superficies del satélite en un margen de tiempo muy rápido (en términos astronómicos) de 100.000 años.94 Esta puede ser la causa de la coloración uniformemente oscura de los satélites y los anillos.81 Urano tiene auroras relativamente bien desarrolladas, que se ven como arcos brillantes alrededor de los dos polos magnéticos.76 Sin embargo, al contrario de las de Júpiter, las auroras de Urano parecen insignificantes para el balance de energía de la termosfera planetaria.79
Clima[editar]
En longitudes de ondas ultravioletas y visibles, la atmósfera de Urano es notablemente lisa comparada con los otros gigantes gaseosos, incluso con Neptuno, con quien se parece bastante en otros aspectos.15 Cuando el Voyager 2 sobrevoló Urano en 1986, observó un total de diez formas de nubes en el planeta entero.1497 Una explicación propuesta sobre por qué hay tan pocas es que el calor interno de Urano es bastante bajo en comparación con la de los otros planetas gigantes. La temperatura más baja registrada en la tropopausa de Urano es de 49 K, haciendo de Urano el planeta más frío del sistema solar, incluso más frío que Neptuno.962
Estructura en bandas, vientos y nubes[editar]
En 1986 el Voyager 2 descubrió que el hemisferio sur visible de Urano se puede subdividir en dos regiones: un casquete polar brillante y bandas ecuatoriales oscuras.14 Su límite se encuentra a unos -45 grados de latitud. Una banda estrecha se extiende entre -45 y -50 grados de latitud y es la característica grande más brillante de la superficie visible del planeta.1498 Se llama «collar» meridional. Se cree que el casquete y el collar son regiones densas de nubes de metano situadas dentro del rango de presiones entre 1,3 y 2 bar.99 Además de la estructura de bandas de gran escala, el Voyager 2 observó diez pequeñas nubes brillantes, la mayoría de las cuales se encontraban situadas algunos grados al norte del collar.14 Desgraciadamente el Voyager 2 llegó en medio del verano austral del planeta y no pudo observar el hemisferio norte. Sin embargo, a principios del siglo XXI, cuando la región polar septentrional se hizo visible, el Telescopio Espacial Hubble (HST) y el Telescopio Keck no observaron ni un collar ni un casquete polar en el hemisferio norte.98 Por lo tanto, Urano parece asimétrico: brillante cerca del polo sur y oscuro uniformemente en la región situada al norte del collar meridional.98 En 2007, cuando Urano pasó a su equinoccio, el collar del sur casi había desaparecido, mientras que en el norte surgía un collar débil con 45 grados de latitud.100
Sin embargo, en los años 90, el número de formas de nubes brillantes observadas creció considerablemente, en parte gracias a la disponibilidad de nuevas técnicas de procesamiento de imágenes en alta resolución.15 La mayoría se encontraron en el hemisferio norte a medida que se iba haciendo visible.15 Una primera explicación —que las nubes brillantes son más fáciles de identificar en la parte oscura del planeta, mientras que en el hemisferio sur el collar brillante los enmascara— se demostró que era incorrecta: sin duda, el número de formas había aumentado considerablemente.101102 Sin embargo hay diferencias entre las nubes de cada hemisferio. Las nubes septentrionales son más pequeñas, más definidas y más brillantes.102 Asimismo, parece que están situadas en una altitud más elevada.102 El tiempo de vida de las nubes puede diferir en varios órdenes de magnitud. Algunas nubes pequeñas duran horas, mientras que al menos una nube meridional parece que ha persistido desde la época del vuelo del Voyager.1597 Observaciones recientes también han descubierto que las formas de las nubes de Urano tienen muchas cosas en común con las de Neptuno.15 Por ejemplo, las manchas oscuras frecuentes en Neptuno no se habían observado nunca en Urano antes de 2006, cuando se obtuvo la primera imagen de este tipo.103 Se especula que Urano se va pareciendo cada vez más a Neptuno durante la estación equinoccial.104
El seguimiento de numerosas formas de nubes permitió la determinación de vientos zonales y meridionales soplando en la troposfera superior de Urano.15 En el ecuador los vientos son retrógrados, es decir que soplan en la dirección contraria de la rotación del planeta. Sus velocidades varían entre -100 y -50 m/s.1598 Las velocidades de los vientos aumentan con la distancia al ecuador, alcanzando niveles cero en torno a la latitud ±20°, donde se sitúa la temperatura mínima de la troposfera.1561 Más cerca de los polos, los vientos cambian a un movimiento progrado, siguiendo la rotación del planeta. Las velocidades del viento continúan aumentando llegando al máximo a una latitud de ±60° antes de volver a cero en los polos.15 Las velocidades del viento a una latitud de -40° varían entre 150 y 200 m/s. Como el collar oscurece todas las nubes debajo de este paralelo, las velocidades entre este y el polo sur son imposibles de medir.15 En contraste, en el hemisferio norte se han observado velocidades máximas de hasta 240 m/s alrededor de +50 grados de latitud.1598105
Variación estacional[editar]
Durante un periodo corto de tiempo, desde marzo hasta mayo de 2004, apareció una miríada de nubes grandes en la atmósfera de Urano, dándole un aspecto parecido a Neptuno.102106 Se observaron velocidades de viento récord de 229 m/s (824 km/h) y una tormenta persistente que se conoció como «Fuego Artificiales del Cuatro de Julio».97 El 23 de agosto de 2006, investigadores del Instituto de Ciencias del Espacio de Boulder, Colorado y de la Universidad de Wisconsin observaron una mancha oscura en la superficie de Urano, dando a los astrónomos más datos sobre la actividad atmosférica del planeta.103 No se conoce exactamente el porqué se produce este aumento repentino de actividad, pero parece que la inclinación extrema del eje tiene como resultado variaciones estacionales extremas en el tiempo atmosférico.51104 Determinar la naturaleza de esta variación estacional es difícil porque hace menos de 84 años (que equivalen a un año uraniano) que hay datos fiables sobre la atmósfera de Urano. Sin embargo, se han hecho algunos descubrimientos. La fotometría a lo largo de medio año uraniano (desde los años 50) ha mostrado una variación regular del brillo en dos bandas espectrales, con los máximos durante los solsticios y los mínimos durante los equinoccios.107 Se ha observado una variación periódica similar, con máximos durante los solsticios, a las medidas para microondas de la parte más profunda de la troposfera que empezaron en los años 1960.108 Las medidas de la temperatura estratosférica, que empezaron los años 1970 también mostraron valores máximos en torno al solsticio de 1986.75 Se cree que la mayor parte de esta variabilidad ocurre debido a cambios en la geometría de la observación.101
Sin embargo, hay razones para creer que se producen cambios estacionales físicos en Urano. Mientras que se sabe que el planeta tiene una región polar brillante al sur, el polo norte es más amortiguado, lo que es incompatible con el modelo de cambio estacional descrito antes.104 Durante el anterior solsticio septentrional de 1944, Urano exhibió niveles elevados de claridad, lo que sugiere que el polo norte no ha sido siempre tan oscuro.107 Esta información implica que el polo visible gana claridad antes del solsticio y oscurece después del equinoccio.104 Los análisis detallados de los datos en el espectro visible y el de microondas revelaron que los cambios periódicos de brillo no son completamente simétricos alrededor de los solsticios, lo que también indica un cambio en los patrones de albedo meridionales.104 Finalmente, en la década de los 90, mientras Urano se alejaba del solsticio, el Hubble y telescopios terrestres revelaron que el casquete ubicado en el polo sur se oscurecía de forma evidente (excepto el collar del sur, que continuó brillando),99 mientras que el hemisferio norte demuestra cada vez más actividad,97 como formaciones de nubes y vientos más fuertes, aumentando pues las expectativas de que se aclare pronto.102 Este hecho ocurrió en 2007, cuando el planeta pasaba por un equinoccio: surgiendo un débil collar en el polo norte, mientras que el collar ubicado en el sur llegó a ser casi invisible, aunque el perfil del viento zonal se mantuvo ligeramente asimétrico, con vientos más fuertes en el norte con respecto al sur.100
El mecanismo de los cambios físicos aún no está claro.104 Cerca de los solsticios de verano e invierno, los hemisferios de Urano son alternativamente o bien totalmente encarados hacia los rayos del Sol, o bien de cara al espacio profundo. Se cree que la aclaración del hemisferio iluminado por el Sol es el resultado del espesamiento de las nubes de metano y de las capas de niebla situados en la troposfera.99 El collar brillante de la latitud de -45 ° también está conectado con nubes de metano.99 Otros cambios en la región del polo sur se pueden explicar por cambios en las capas bajas de nubes.99 La variación en la emisión de microondas del planeta es causada probablemente por los cambios en la circulación profunda troposférica, porque las nubes y la niebla gruesa del polo deben inhibir la convección.109 Ahora que llegan los equinoccios de primavera y otoño en Urano, las dinámicas están cambiando, y puede volver a haber convección.97109
Formación[editar]
Muchos investigadores argumentan que las diferencias entre los gigantes gaseosos y los gigantes helados se extienden a su formación.110111 Se cree que el sistema solar se formó a partir de una bola de gas gigante que daba vueltas conocida como nebulosa presolar. La mayor parte del gas, principalmente hidrógeno y helio, formó el Sol, mientras que las partículas de polvo se juntaron para formar los primeros protoplanetas. A medida que los planetas crecían, algunos de ellos fueron capaces de agrupar suficiente materia como para que su gravedad capturara los gases restantes de la nebulosa presolar.110111 Cuanto más gas acumulaban, más grandes se hacían; conforme su tamaño aumentaba, más gas podían acumular hasta que se llegaba a un punto crítico, y entonces su tamaño comenzó a crecer exponencialmente. Los gigantes helados, con sólo unas pocas masas terrestres de gas nebular, nunca lograron este punto crítico.110111112 Simulaciones recientes de migración planetaria sugieren que los dos gigantes helados se formaron más cerca del Sol que sus posiciones actuales, y se movieron hacia el exterior después de su formación. Esta hipótesis explica el modelo de Niza.110
Véase también: Modelo de Niza
Satélites de Urano[editar]
Urano tiene 27 satélites naturales conocidos.112 Los nombres de estos satélites se llaman en honor de los personajes de las obras de Shakespearey Alexander Pope.59113 Los cinco satélites principales son Miranda, Ariel, Umbriel, Titania y Oberón.59 El sistema de satélites de Urano es el menos masivo entre los gigantes gaseosos, la masa combinada de los cinco satélites mayores es menos de la mitad de Tritón.57 El satélite más grande, Titania, tiene un radio de sólo 788,9 km, menos de la mitad que el de la Luna pero ligeramente más que Rhea, el segundo satélite más grande de Saturno. Titania es el octavo satélite más grande del sistema solar. Las lunas tienen albedos relativamente bajos, desde el 0,20 de Umbriel hasta el 0,35 de Ariel (en luz verde).14 Los satélites son conglomerados de roca helada, compuestos en un cincuenta por ciento por hielo y en un cincuenta por ciento por roca (aproximadamente). El hielo podría tener dióxido de carbono y amoníaco.81114
Entre los satélites, Ariel parece que es el que tiene la superficie más joven, con menos cráteres de impacto, mientras que la de Umbriel parece la más antigua.1481 Miranda tiene cañones de falla de 20 kilómetros de profundidad, niveles en terraza, y una variación caótica en las edades y características de la superficie.14 Se cree que la actividad geológica antigua de Miranda era provocada por calentamiento gravitatorio en un momento en que su órbita era más excéntrica que la actual, probablemente debido a una resonancia orbital de 3:1 con respecto a Umbriel que aún existe.115 El origen más probable de las coronas del satélite, que parecen circuitos de carreras, son procesos de extensión asociados con diapirosascendientes.116117 De manera similar, se cree que Ariel había estado en resonancia 4:1 con Titania.118
| Nombre | Diámetro (km) | Masa (kg) | Radio orbital (km) | Periodo orbital (d) | Imagen |
|---|---|---|---|---|---|
| Miranda | 470 (14 %) | 7,0 x 1019 (0,1 %) | 129.000 (35 %) | 1,4 (5 %) |  |
| Ariel | 1.160 (33 %) | 14 x 1020 (1,8 %) | 191.000 (50 %) | 2,5 (10 %) | .jpg) |
| Umbriel | 1.170 (34 %) | 12 x 1020 (1,6 %) | 266.000 (70 %) | 4,1 (15 %) | .jpg) |
| Titania | 1.580 (45 %) | 35 x 1020 (4,8 %) | 436.000 (115 %) | 8,7 (30 %) | _color.jpg) |
| Oberón | 1.520 (44 %) | 30 x 1020 (4,1 %) | 584.000 (150 %) | 13,5 (50 %) |  |
Exploración espacial de Urano[editar]
En 1986, la misión Voyager 2 de la NASA visitó Urano. Esta es la única misión para investigar el planeta desde una distancia corta, y no se prevé ninguna otra sonda. Lanzada en 1977, la Voyager 2 hizo su aproximación más cercana a Urano el 24 de enero de 1986, a 81.500 kilómetros de las nubes más exteriores, antes de continuar su trayecto hacia Neptuno. Estudió la estructura y la composición química de la atmósfera,67 descubrió 10 nuevos satélites y también estudió el clima único del planeta, provocado por su inclinación del eje de 97.77°; e hizo la primera investigación detallada de sus cinco lunas más grandes, y estudió los nueve anillos conocidos del sistema, descubriendo dos nuevos.1481119 También estudió el campo magnético, su estructura irregular, su inclinación y su particular cola de la magnetosfera en forma de tirabuzón.91 El Telescopio Espacial Hubble (HST) ha observado en varias ocasiones el planeta y su sistema y ha mostrado la aparición ocasional de tormentas.
El 26 de julio de 2006 con la cámara avanzada ACS del Telescopio Espacial Hubble, se logró realizar una imagen compuesta en tres longitudes de onda del infrarrojo cercano, de un tránsito del satélite natural de Urano, Ariel, que pasa junto con su sombra por el disco de este planeta, por encima de sus nubes altas de color verde-azulado. Aunque estos «tránsitos» de satélites sobre el disco son frecuentes en Júpiter, los satélites de Urano rara vez muestran sombras en la superficie del mismo planeta; recordemos que en Urano, su eje gira casi exactamente sobre el plano orbital, por lo cual durante el curso de una órbita alrededor del Sol, primero un polo de Urano es iluminado y después de 42 años el otro.120
Durante una fase de planificación y extensión de la misión en el año 2009 se evaluó la posibilidad de enviar a la nave espacial Cassini de Saturno a Urano.121 Tomaría alrededor de veinte años llegar al sistema de Urano luego de despegar desde Saturno.121 El Informe Decenal de Ciencia Planetaria 2013-2022 publicado en el año 2011 recomendó una sonda de órbita para Urano; la propuesta calcula un lanzamiento durante el período 2020-2023 y un viaje de 13 años a Urano.122 Una sonda de entrada a Urano podría utilizar conocimientos adquiridos de la Multisonda Pionera de Venus y descender entre 1-5 atmósferas.122 La ESA evaluó una misión de "clase media" llamada "Uranus Pathfinder".123 Se ha evaluado y recomendado una nueva propuesta para una sonda orbital en el estudio: The Case for a Uranus Orbiter.124 Una misión como esta contaría con la facilidad con la cual una masa relativamente grande puede ser enviada al sistema; más de 1500 kilogramos con un Atlas 521 y un viaje de 12 años.125
Urano en la cultura[editar]
En la pseudociencia astrológica, el planeta Urano (
) es el planeta regente de Acuario. Ya que Urano es de color cian y está asociado con la electricidad, el color azul eléctrico, que se parece al cian, se asocia al signo Acuario.126 (Ver Urano en la Astrología)
) es el planeta regente de Acuario. Ya que Urano es de color cian y está asociado con la electricidad, el color azul eléctrico, que se parece al cian, se asocia al signo Acuario.126 (Ver Urano en la Astrología)
El Uranio, elemento químico descubierto en 1789 por el químico alemán Martin Heinrich Klaproth, fue nombrado tras el descubrimiento del planeta Urano.
Urano, el hechicero, es un movimiento de la obra de Gustav Holst, The Planets, escrita entre los años 1914 y 1916.
La Operación Urano, fue una exitosa operación militar de la Segunda Guerra Mundial liderada por el ejército soviético, para recuperar Stalingrado, que supuso un momento decisivo en la guerra contra las fuerzas armadas alemanas.
Neptuno es el octavo planeta en distancia respecto al Sol y el más lejano del sistema solar. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gigantes gaseosos, y es el primero que fue descubierto gracias a predicciones matemáticas. Su nombre fue puesto en honor al dios romanodel mar —Neptuno—, y es el cuarto planeta en diámetro y el tercero más grande en masa. Su masa es diecisiete veces la de la Tierra y ligeramente mayor que la de su planeta «gemelo» Urano, que tiene quince masas terrestres y no es tan denso. En promedio, Neptuno orbita el Sol a una distancia de 30,1 ua. Su símbolo astronómico es ♆, una versión estilizada del tridente del dios Neptuno.
Tras el descubrimiento de Urano, se observó que las órbitas de Urano, Saturno y Júpiter no se comportaban tal como predecían las leyes de Kepler y de Newton. Adams y Le Verrier, de forma independiente, calcularon la posición de un hipotético planeta, Neptuno, que finalmente fue encontrado por Galle, el 23 de septiembre de 1846, a menos de un grado de la posición calculada por Le Verrier. Más tarde se advirtió que Galileo ya había observado Neptuno en 1612, pero lo había confundido con una estrella.
Neptuno es un planeta dinámico, con manchas que recuerdan las tempestades de Júpiter. La más grande, la Gran Mancha Oscura, tenía un tamaño similar al de la Tierra, pero en 1994 desapareció y se ha formado otra. Los vientos más fuertes de cualquier planeta del sistema solar se encuentran en Neptuno.
Neptuno tiene una composición bastante similar a del planeta Urano, y ambos tienen composiciones que difieren mucho de los demás gigantes gaseosos, Júpiter y Saturno. La atmósfera de Neptuno, como las de Júpiter y de Saturno, se compone principalmente de hidrógeno y helio, junto con vestigios de hidrocarburos y posiblemente nitrógeno. Contiene una mayor proporción de hielos, tales como agua (H
2O), amoníaco (NH
3) y metano (CH
4). Los científicos muchas veces categorizan Urano y Neptuno como gigantes helados para enfatizar la distinción entre estos y los gigantes de gas Júpiter y Saturno.7 El interior de Neptuno, como el de Urano, está compuesto principalmente de hielos y roca.8 Los rastros de metano en las regiones periféricas exteriores contribuyen para el aspecto azul vívido de este planeta.9
2O), amoníaco (NH
3) y metano (CH
4). Los científicos muchas veces categorizan Urano y Neptuno como gigantes helados para enfatizar la distinción entre estos y los gigantes de gas Júpiter y Saturno.7 El interior de Neptuno, como el de Urano, está compuesto principalmente de hielos y roca.8 Los rastros de metano en las regiones periféricas exteriores contribuyen para el aspecto azul vívido de este planeta.9
Neptuno es ligeramente más pequeño que Urano, pero más denso.
Historia[editar]
Descubrimiento[editar]
Los dibujos de Galileo muestran que el planeta Neptuno fue observado por primera vez el 28 de diciembre de 1612, y nuevamente el 27 de enero de 1613;10 en ambas ocasiones, Galileo confundió Neptuno con una estrella cercana a Júpiter en el cielo nocturno.11
En 1821, Alexis Bouvard publicó en sus tablas astronómicas la órbita de Urano.12 Las observaciones revelaron perturbaciones sustanciales, que llevaron a Bouvard a lanzar la hipótesis de que la órbita de Urano debía estar siendo perturbada por algún otro cuerpo. En 1843, John Couch Adams calculó la órbita de un octavo planeta en función de las anomalías observadas en la órbita de Urano. Envió sus cálculos a sir George Airy, el Astrónomo Real, quien pidió más información. Adams comenzó a redactar una respuesta, pero nunca llegó a enviarla. Urbain Le Verrier, el matemático codescubridor de Neptuno, en 1846, independientemente de Adams, publicó sus propios cálculos. En el mismo año, John Herschel comenzó a abogar por el enfoque matemático y persuadió a James Challis para buscar el planeta propuesto por Le Verrier. Después de muchas dilaciones, Challis empezó su búsqueda, reacio, en julio de 1846. Sin embargo, en el ínterin, Le Verrier había convencido a Johann Gottfried Galle para buscar el planeta. Neptuno fue descubierto esa misma noche, el 23 de septiembre de 1846, donde Le Verrier había predicho que se encontraría. Challis más tarde se dio cuenta de que había observado previamente el planeta dos veces en agosto, sin advertirlo.
A raíz del descubrimiento, hubo mucha rivalidad nacionalista entre los franceses y los británicos sobre quién tenía prioridad y merecía crédito por el descubrimiento.13 Finalmente surgió un consenso internacional sobre que tanto Le Verrier como Adams conjuntamente lo merecían. Sin embargo, la cuestión está siendo revaluada por los historiadores con el redescubrimiento, en 1998, de los Documentos de Neptuno (documentos históricos del Observatorio Real de Greenwich), que al parecer habían sido objeto de apropiación indebida por el astrónomo Olin Eggen durante casi tres décadas y sólo redescubiertos inmediatamente después de su muerte. Después de la revisión de los documentos, algunos historiadores indican que Adams no merece crédito en igualdad con Le Verrier.1415
Nombre[editar]
Poco después de su descubrimiento, Neptuno fue llamado, simplemente, «el planeta que le sigue a Urano» o «el planeta de Le Verrier». La primera sugerencia de un nombre provenía de Galle, quien propuso el nombre de Janus. En Inglaterra, Challis presentó el nombre de Océano. En Francia, Le Verrier propuso que el nuevo planeta se llamara Le Verrier, una sugerencia que no fue bien recibida fuera de Francia.
Mientras tanto, en ocasiones separadas e independientes, Adams propuso cambiar el nombre de Urano por el de Georgia, mientras que Le Verrier sugirió Neptuno para el nuevo planeta. Struve salió en favor de ese nombre el 29 de diciembre de 1846, en la Academia de Ciencias de San Petersburgo. En la mitología romana, Neptuno era el dios del mar, identificado con el griego Poseidón. La demanda de un nombre mitológico parecía estar en consonancia con la nomenclatura de los otros planetas, los cuales todos recibieron nombres de deidades romanas.
El nombre del planeta se traduce literalmente como estrella del rey del mar en chino, coreano, japonés y vietnamita (海王星 en caracteres chinos, 해왕성 en coreano).
En la India, el nombre que se da al planeta es Varuna (devanagari: वरुण), el dios del mar en la mitología hindú/védica, el equivalente de Poseidón/Neptuno en la mitología grecorromana.
Estatus[editar]
Desde su descubrimiento hasta 1930, Neptuno fue el planeta conocido más lejano. Con el descubrimiento de Plutón en 1930, Neptuno se convirtió en el penúltimo planeta, salvo durante 20 años entre 1979 y 1999 cuando Plutón cayó dentro de su órbita.16 No obstante, el descubrimiento del cinturón de Kuiper en 1992 llevó a muchos astrónomos a debatir si Plutón debía considerarse un planeta en su propio derecho o parte de la estructura más grande del cinturón.1718 En 2006, la Unión Astronómica Internacional definió la palabra planeta por primera vez, reclasificando a Plutón como un «planeta enano» y haciendo de nuevo a Neptuno el último de los planetas del sistema solar.19
Primer año de Neptuno[editar]
El 12 de julio de 2011, al cabo de casi 165 años terrestres, Neptuno alcanzó a finalizar su primera órbita completa alrededor del Sol desde su descubrimiento en 1846, en lo que constituye un año en términos de su propia traslación.20
Características físicas[editar]
Composición y estructura interna[editar]
La estructura interna de Neptuno se parece a la de Urano: un núcleo rocoso cubierto por una costra helada, oculto bajo una atmósfera gruesa y espesa.21 Los dos tercios interiores de Neptuno se componen de una mezcla de roca fundida, agua, amoníaco líquido y metano. El tercio exterior es una mezcla de gas caliente compuesto de hidrógeno, helio, agua y metano.
Al igual que Urano y a diferencia de Júpiter y de Saturno, la composición de la estructura interna de Neptuno se cree que está formada por capas distintas. La capa superior está formada por nubes de hidrógeno, helio y metano, que se transforman de gas en hielo a medida que aumenta la profundidad.22 El manto rodea un núcleo compacto de roca y hielo.
Su atmósfera comprende aproximadamente 5 % a 10 % de su masa y se probablemente se extiende entre la superficie del planeta hacia profundidades correspondientes a entre 10 % y 20 % de la distancia hacia el núcleo. A esas profundidades, la atmósfera alcanza presiones de aproximadamente 10 GPa, o alrededor de 100 000 veces mayor que la de la atmósfera de la Tierra. Las concentraciones de metano, amoníaco y agua son crecientes desde las regiones exteriores hacia las regiones inferiores de la atmósfera.23
Este manto que rodea al núcleo rocoso de Neptuno, es una región extremadamente densa y caliente, se cree que en su interior pueden llegar a alcanzarse temperaturas de 1700 ℃ a 4700 ℃. Se trata de un fluido de gran conductividad eléctrica es una especie de océano de agua y amoníaco.24
A 7000 km de profundidad, las condiciones generan la descomposición del metano en cristales de diamante que se precipitan en dirección al núcleo.25
Atmósfera[editar]
Al orbitar tan lejos del Sol, Neptuno recibe muy poco calor. Su temperatura en la superficie es de –218 °C(55 K). Sin embargo, el planeta parece tener una fuente interna de calor. Se piensa que puede ser un remanente del calor producido por la concreción de materia durante la creación del mismo, que ahora irradia calor lentamente hacia el espacio. Esta fuente de calor interno produce potentísimos sistemas climáticos en torno al planeta, como la Gran Mancha Oscura que la sonda Voyager 2 descubrió a su paso por el sistema de Neptuno en 1989.
Otra de las teorías apunta a que en las profundidades de Neptuno se dan las condiciones idóneas para que los átomos de carbono se combinen en cristales, liberando calor en el proceso. Esta hipótesis plantea pues la posibilidad de que en Neptuno lluevan literalmente los diamantes.
El color de Neptuno difiere del de Urano debido a la cantidad de helio contenido en su atmósfera, que es ligeramente mayor. Debido a esto, Neptuno absorbe más luz roja del Sol que su planeta vecino, por tanto refleja un azul mucho más intenso.
La atmósfera de Neptuno tiene una estructura de bandas similar a la encontrada en los otros gigantes gaseosos. En este planeta se producen fenómenos como huracanes gigantes, con un diámetro igual al de la Tierra, y otras formaciones de nubes, incluyendo algunos extensos, y muy bellos cirros, encima (50 km) de las nubes principales. De este modo Neptuno tiene un sistema de nubes muy activo, posiblemente más activo que el de Júpiter. La velocidad del viento en la atmósfera de Neptuno, es de hasta 2000 km/h,26 siendo la mayor del sistema solar y se cree que se alimentan del flujo de calor interno.
A grandes altitudes, la atmósfera de Neptuno es el 80 % de hidrógeno y 19 % de helio.23 Una pequeña cantidad de metano también está presente. Hay prominentes bandas de absorción de metano en longitudes de onda superiores a 600 nm, en la porción roja e infrarroja del espectro. Al igual que con Urano, esta absorción de la luz roja por el metano atmosférico es parte de lo que le da su color azul a Neptuno,27 aunque el azul vívido de Neptuno es diferente del color azul cian de Urano. Dado que el contenido de metano atmosférico de Neptuno es similar a la de Urano, se cree que algunos constituyentes atmosféricos desconocidos contribuyen al color de Neptuno.9
La atmósfera de Neptuno se subdivide en dos regiones principales: la región inferior (troposfera), donde la temperatura disminuye con la altitud, y la región superior (estratosfera), donde la temperatura aumenta con la altitud. El límite entre las dos, la tropopausa neptuniana, se encuentra a una presión de 10 kilopascales (0,1 bares).7 La estratosfera luego da paso a la termosfera a una presión inferior, entre 1 y 10 Pa (10−5 a 10−4 microbares).7 Más arriba, la termosfera transiciona gradualmente a la exosfera.
Los modelos sugieren que la troposfera de Neptuno está dividida por nubes en bandas de diferentes composiciones en función de la altitud. Las nubes de nivel superior se encuentran a presiones por debajo de un bar, donde la temperatura es adecuada para el metano se condense. Para presiones de entre uno y cinco bares (100 y 500 kPa), se cree que se formen nubes de amoníaco y sulfuro de hidrógeno. Por encima de una presión de cinco bares, las nubes pueden consistir en amoníaco, sulfuro de amonio, sulfuro de hidrógeno y agua. Nubes más profundas de hielo de agua se creen encontrar a presiones de alrededor de 50 bares (5 MPa), donde la temperatura llega a 273 K (0 °C). Debajo, se cree que se encuentran nubes de amoniaco y sulfuro de hidrógeno.28
Se han observado nubes de gran altitud en Neptuno que proyectan sus sombras en la capa opaca de nubes abajo. También hay bandas de nubes de gran altitud que envuelven alrededor del planeta en latitudes constantes. Estas bandas circunferenciales tienen anchuras de 50 a 150 km y están aproximadamente entre los 50 y 110 km por encima de la capa de nubes.29 Estas altitudes corresponden a la capa donde se producen los fenómenos meteorológicos y climáticos, en la troposfera. Estos fenómenos no se producen en mayores altitudes, que corresponden a la estratosfera y a la termosfera. Neptuno posee un manto helado de mayor tamaño que Urano.30
Los espectros electromagnéticos de Neptuno sugieren que la baja estratosfera es brumosa debido a la condensación de productos de la fotólisisultravioleta del metano, tales como el etano (C
2H
6) y el acetileno (C
2H
2).723 La estratosfera tiene también pequeñas cantidades de monóxido de carbono (CO) y cianuro de hidrógeno (HCN).731 La estratosfera de Neptuno es más caliente que la de Urano, debido a la elevada concentración de hidrocarburos.7 La abundancia de metano, etano y acetileno en el ecuador de Neptuno es entre 10 y 100 veces mayor que en los polos.7
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Por razones que permanecen oscuras, la termosfera del planeta tiene una temperatura anormalmente alta de alrededor de 750 K.3233 El planeta está demasiado lejos del Sol para que este calor se genere por la radiación ultravioleta. Uno de los candidatos para un mecanismo de calentamiento es la interacción atmosférica con iones en el campo magnético del planeta. Otras explicaciones posibles para esta ocurrencia son ondas de gravedad desde el interior que se disipan en la atmósfera. La termosfera contiene vestigios de dióxido de carbono (CO
2) y agua, que pueden haber sido depositados a partir de fuentes externas, como los meteoritos o polvo cósmico.2831
2) y agua, que pueden haber sido depositados a partir de fuentes externas, como los meteoritos o polvo cósmico.2831
Campo magnético[editar]
El campo magnético de Neptuno, como el de Urano, está bastante inclinado, 47 grados respecto al eje de rotación y desplazado al menos 0,55 radios (unos 13 500 km) del centro físico. Comparando los campos magnéticos de los planetas, los investigadores piensan que la extrema orientación podría ser característica de los flujos en el interior del planeta y no el resultado de la inclinación del propio planeta o de cualquier posible inversión de los campos en ambos planetas. Este campo puede ser generado por movimientos convectivos fluidos en una cáscara esférica delgada de líquidos conductores eléctricos (probablemente una combinación de amoníaco, metano y agua)28 que resulta en una acción de dinamo.34
El dipolo del campo magnético, en el ecuador magnético de Neptuno, es de unos 14 microteslas (0,14 G).35 El momento dipolar magnético de Neptuno es aproximadamente 2,2x1017 ;T-m3 (14 μT·RN3, donde RN es el radio de Neptuno). El campo magnético de Neptuno tiene una geometría compleja, que incluye contribuciones relativamente grandes de componentes no dipolares, incluyendo un momento cuadrupolar que puede exceder la fuerza del momento dipolar. Por el contrario, la Tierra, Júpiter y Saturno sólo tienen momentos cuadrupolares relativamente pequeños, y sus campos están menos inclinados con respecto al eje polar. El gran momento cuadrupolar de Neptuno puede ser el resultado del desplazamiento en relación al centro del planeta y de las limitaciones geométricas del dinamo generador del campo magnético.3637
El arco de choque de Neptuno, donde la magnetósfera empieza a frenar el viento solar, se produce a una distancia de 34,9 veces el radio del planeta. La magnetopausa, donde la presión de la magnetósfera contrarresta el viento solar, se encuentra a una distancia de entre 23 y 26,5 veces el radio de Neptuno. La cola de la magnetosfera se extiende por lo menos hasta 72 radios de Neptuno, y probablemente mucho más lejos.36
Clima[editar]
La meteorología de Neptuno se caracteriza por sistemas de tormentas muy dinámicos, con vientos que alcanzan velocidades de casi 600 m/s (2200 km/h), casi llegando a velocidades de flujo supersónico.38 Más típicamente, mediante el seguimiento del movimiento de las nubes persistentes, se ha demostrado que las velocidades del viento varían de 20 m/s en la dirección este hasta 325 m/s hacia el oeste.39 En la parte superior de las nubes, la velocidad de los vientos predominantes oscila entre 400 m/s a lo largo del ecuador y 250 m/s en los polos.28 La mayoría de los vientos en Neptuno se mueve en una dirección opuesta a la rotación del planeta.40 El patrón general de vientos muestra una rotación adelante en latitudes altas contra la rotación regresiva en latitudes más bajas. Se piensa que la diferencia en la dirección de flujo se debe a un "efecto pelicular" y no se debe a ningún proceso atmosférico más profundo.7 A los 70° S de latitud, un chorro de alta velocidad viaja a una velocidad de 300 m/s.7
Neptuno se diferencia de Urano en su nivel típico de la actividad meteorológica. Voyager 2 observó fenómenos meteorológicos en Neptuno durante su sobrevuelo en 1989, pero no observó fenómenos comparables en Urano durante su sobrevuelo en 1986.41
En 2007, se descubrió que la troposfera superior del polo sur de Neptuno era aproximadamente 10 K más caliente que el resto del planeta, que tiene un promedio de aproximadamente 73 K (–200 ℃). La diferencia de temperatura es suficiente para que el metano, que en otras partes se congela en la troposfera, escape a la estratosfera cerca del polo.42 Esta región más caliente se debe a la inclinación del eje de Neptuno, que ha expuesto el polo sur al Sol durante el último cuarto del año de Neptuno, o unos 40 años terrestres. Como Neptuno se mueve lentamente hacia el lado opuesto del Sol, el polo sur se oscurecerá y el polo norte se iluminará, haciendo que la liberación de metano cambie al polo norte.43
Debido a los cambios estacionales, se ha observado que las bandas de nubes en el hemisferio sur de Neptuno aumentaron en tamaño y albedo. Esta tendencia se ha visto por primera vez en 1980 y se espera que dure hasta cerca de 2020. El largo periodo orbital hace que las estaciones en Neptuno duren cuarenta años.44
La exploración de Neptuno: el redescubrimiento[editar]
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La nave Voyager 2, fue lanzada 16 días antes que su gemela, la Voyager 1.45 La trayectoria que siguió fue más lenta que la de su compañera, para poder explorar no solo Júpiter y Saturno, sino proseguir la misión hasta Urano e incluso Neptuno. Para poder alcanzar los cuatro planetas, el Voyager 2 requería un lanzamiento que le diera todo el empuje del que fuera capaz el cohete Titán III. Y mientras que el cohete que expulsó al Voyager 1 no logró un buen lanzamiento, el del Voyager 2 funcionó a la perfección. De haberse usado el primer cohete para el Voyager 2, la nave no habría llegado a Urano y Neptuno. Por fortuna el Voyager 2 tuvo el mejor cohete.
Al llegar Voyager 2 a Neptuno, el 25 de agosto de 1989 a las 3:56 hora de Greenwich, ciento cuarenta y tres años después de su descubrimiento, poco sabíamos acerca de este planeta. El más lejano de los cuatro "planetas gigantes" está treinta veces más alejado del Sol que la Tierra y tarda 165 años en darle una vuelta al Sol. Su diámetro es unas cuatro veces más grande que el de nuestro planeta. Se le conocían dos lunas, entre ellas Tritón uno de los objetos más interesantes del sistema solar, y se sospechaba que podría tener anillos. Los datos recabados en unas cuantas horas por el Voyager 2 nos dieron más información que cerca de un siglo y medio de observaciones astronómicas desde la Tierra.
Para sorpresa de los científicos, el Voyager 2 reveló una gran mancha oscura,46 similar a la mancha roja de Júpiter. Se trata de un gigantesco huracán con vientos de dos mil kilómetros por hora, los más violentos en nuestro sistema solar.47 En la Tierra la energía que produce los vientos es suministrada por el Sol. En el caso de Neptuno, actualmente el planeta más alejado del Sol, la temperatura en la parte superior de la capa de nubes es de 210 °C bajo cero, por lo que la energía solar es insuficiente para dar lugar a los vientos observados por el Voyager 2. Al parecer el planeta sigue el proceso de contracción a partir del cual se formó, proceso que proporciona la energía suficiente para generar estos poderosos vientos. Sin embargo, la estructura general de los vientos en Neptuno no ha podido ser comprendida por los científicos.
Algunas observaciones desde la Tierra habían proporcionado evidencia de anillos alrededor de Neptuno. Esta evidencia no era concluyente ya que parecía que más que anillos se trataba de pedazos de anillos, como delgados arcos de materia girando alrededor de Neptuno. Voyager 2 encontró cuatro anillos completos, dos de ellos delgados y los otros dos anchos. Los anillos delgados se hallan cerca de la órbita de dos satélites que se cree son responsables de su estabilidad, y por ello se les denomina "lunas pastoras". Los dos anillos más anchos están formados por material sumamente opaco que refleja aproximadamente un diez milésimo de la luz que incide sobre ellos, haciendo imposible su detección desde la Tierra. La justificación en que los anillos contienen una gran cantidad de polvo, sólo puede explicarse si en la vecindad de Neptuno se albergara una importante cantidad de meteoritos, mayor que en las zonas más internas del sistema solar.
Durante más de un siglo sólo se conoció una luna de Neptuno, llamada Tritón. En 1949 Gerard Kuiper descubrió un segundo satélite, Nereida, el cual gira muy alejado del planeta. Como sucedió en los encuentros anteriores de las naves Voyager con otros planetas, Neptuno tenía más satélites "escondidos". Voyager 2 descubrió seis nuevas lunas, entre ellas Despoina y Galatea, las dos lunas pastoras mencionadas anteriormente. Proteus, la mayor de las "nuevas lunas", tiene una superficie completamente cubierta de cráteres, el mayor de ellos con un tamaño de casi la mitad del de Proteus mismo. A pesar de estos hallazgos, Tritón, la luna mayor de Neptuno, y la que se conoce desde hace más de un siglo, sigue siendo la más interesante. Tritón es un objeto único en el sistema solar que bien merece un relato aparte.
Satélites de Neptuno[editar]
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En la actualidad, se conocen catorce satélites de Neptuno. El mayor de ellos es Tritón, que posee más del 99,5 % de la masa en órbita alrededor de Neptuno en sus 2700 km de diámetro. Se destaca, no sólo por su gran tamaño, sino también por poseer una órbita retrógrada, algo excepcional dentro de los grandes satélites. En su superficie se han encontrado géiseres de nitrógeno. Posee forma esférica, mientras los demás satélites de Neptuno tienen una forma irregular.
Tritón es considerado un objeto del Cinturón de Kuiper capturado por la gravedad de Neptuno. Por su tamaño y aspecto debe ser muy parecido a Plutón, hoy reclasificado como un planeta enano, el cual también es un objeto del Cinturón de Kuiper. Nereida, con 340 km de diámetro, tiene la órbita más excéntrica de todos los satélites del sistema solar, su distancia a Neptuno varía entre 1 353 600 y 9 623 700 kilómetros.
Antes de la llegada de la sonda espacial Voyager 2 en 1989, sólo se conocían estos dos satélites gracias a las observaciones desde la Tierra: Tritón y Nereida. El Voyager 2 descubrió otros seis más: Náyade, Talasa, Despina, Galatea, Larisa y Proteo. Estos seis satélites son los más próximos al planeta y poseen una órbita más interior que la de Tritón. La mayoría de los satélites descubiertos miden menos de 200 km de diámetro y podrían ser restos de la luna anterior que fue destruida o desintegrada durante la captura de Tritón. Proteoes el de mayor tamaño con 400 km de diámetro.
Después de eso, se han descubierto cinco pequeñas lunas más (mediante sondeos telescópicos) entre 2002 y 2003, situadas en órbitas lejanas al planeta, las cuales han recibido los nombres de Halímedes, Sao, Laomedeia, Psámate y Neso. Todas ellas poseen órbitas con elevada inclinación y tres tienen una órbita retrógada. Ambas características, iguales a las de Tritón, hacen suponer que su origen también fue el de objetos del Cinturón de Kuiper capturados por la gravedad de Neptuno.
El 16 de julio de 2013 se anunció el descubrimiento de la luna número 14, nombrada provisionalmente 'S/2004 N 1' a la espera de ponerle un nombre definitivo.
Tritón[editar]
Es el satélite más grande de Neptuno, y el más frío del sistema solar que haya sido observado por una Sonda (–235º). La capa Polar de Tritón tiene géiseres que arrojan nieve de nitrógeno.
Fue descubierto por William Lassell el 10 de octubre de 1846, y debe su nombre al dios Tritón de la mitología griega. Tiene un diámetro de 2707 km, lo cual lo convierte en el satélite más grande de Neptuno y el séptimo del sistema solar, además de ser la única luna de gran tamaño que posee una órbita retrógrada, es decir, una órbita cuya dirección es contraria a la rotación del planeta. A causa de esta órbita retrógrada y a su composición,48 similar a la de Plutón,49 se considera que Tritón fue capturado del Cinturón de Kuiperpor la fuerza gravitacional de Neptuno.
Tritón se compone de una corteza de nitrógeno congelado sobre un manto de hielo el cual se cree cubre un núcleo sólido de roca y metal.50 Es de los pocos satélites del sistema solar del que se conoce que es geológicamente activo. Debido a esta actividad, su superficie es relativamente joven, y revela una compleja historia geológica a partir de misteriosos e intrincados terrenos criovolcánicos y tectónicos.51 Tras el paso de la sonda espacial Voyager 2 por sus cercanías, unas enigmáticas imágenes revelaron lo que parecían ser géiseres de nitrógeno líquido emanados desde su superficie helada. Este descubrimiento cambió el concepto clásico de vulcanismo ya que, hasta entonces, se suponía que los cuerpos gélidos no deberían estar geológicamente activos.
Tritón posee una tenue atmósfera de nitrógeno con pequeñas cantidades de metano. La sonda Voyager 2consiguió observar una fina capa de nubes que se forman en los polos y están compuestas por hielo de nitrógeno; existe también niebla fotoquímica hasta una altura de 30 km que está compuesta por varios hidrocarburos, semejantes a los encontrados en Titán.
La temperatura en la superficie es de –235 grados Celsius, aún más baja que la temperatura media de Plutón (cerca de –229 °C), de hecho es la temperatura más baja jamás medida en el sistema solar.
Anillos de Neptuno[editar]
Neptuno posee un sistema de anillos tenue, que guarda más semejanzas con el sistema de Júpiter que con los complejos anillos presentes en los planetas Urano y Saturno. Estos anillos están formados por partículas de hielo y silicatos además de compuestos orgánicos, producidos por la radiación de la magnetosfera, por lo que su color es muy oscuro.52 Los tres anillos principales son el estrecho y más exterior anillo Adams, a 63 000 km del centro de Neptuno, el anillo Le Verrier, a 53 000 km, y el anillo Galle, el más ancho de los tres, a 42 000 km. Además de estos definidos anillos existe una lámina de material extremadamente tenue que se extiende desde el anillo Le Verrier hasta el Galle y probablemente más al interior hacia Neptuno.53
El primero de estos anillos fue descubierto en 1968, aunque el resultado de estas observaciones no fue publicado hasta 1977, cuando se detectaron los anillos de Urano.54 Pero fue la sonda espacial Voyager 2la que confirmó la existencia de los anillos a su paso por Neptuno en 1989. Las imágenes tomadas por la Voyager 2 en 1989 mostraron asimismo un gran número de anillos delgados, desde el más externo, que contiene cinco prominentes arcos, llamados Coraje, Libertad, Igualdad 1, Igualdad 2 y Fraternidad. Estos arcos podrían formarse por la influencia gravitacional de Galatea, uno de los satélites de Neptuno.55
Se piensa que los anillos de Neptuno, al igual que los de Urano, son relativamente jóvenes. Es probable que su edad sea significativamente menor que la del sistema solar.53 De igual modo, ambos están probablemente originados por la fragmentación y posterior colisión de los restos de uno o varios satélites interiores de Neptuno.55 Estos fragmentos actúan como fuentes de polvo y material de los anillos. A este respecto los anillos de Neptuno son similares a las bandas de polvo observadas por la Voyager 2 entre los anillos principales de Urano.53
Las últimas observaciones realizadas desde la Tierra evidencian que los anillos de Neptuno son mucho más inestables de lo que se creía, algunas partes se han deteriorado dramáticamente. Entre 2002 y 2003, Imke de Pater de la Universidad de California, Berkeley, y sus colegas utilizaron el telescopio Keck de 10 metros de Hawái para volver a mirar al anillo. Han analizado ya las imágenes y han encontrado que todos los arcos parecen haber sufrido una desintegración, mientras que uno en especial, llamado Libertad, se ha desvanecido considerablemente desde las observaciones de la Voyager. Si esta tendencia continua, Libertad habrá desaparecido dentro de 100 años.56
Los resultados sugieren que sea lo que sea que está causando el deterioro de los arcos, está actuando más rápido que cualquier mecanismo que pudiera regenerarlos, ya que el sistema parece no estar en equilibrio.52
Observación[editar]
Este planeta requiere algo de búsqueda. Para localizarlo hay que valerse de cartas de ubicación específicas o de software capaz de mostrar a Neptuno junto con el fondo de estrellas. Puede encontrarse con binoculares si se sabe dónde buscar. Al igual que Júpiter y Saturnose trata de un planeta gaseoso, pero al estar mucho más alejado del Sol y de la Tierra su brillo no es muy alto y sus características atmosféricas no son apreciables con telescopios de aficionado.
La mejor época para observar Neptuno es en las proximidades de la oposición. No obstante, puede observarse con mayor o menor dificultad desde unos meses antes hasta unos meses después. Para saber si es visible o no en un momento determinado, puede utilizarse un planisferio para determinar si la constelación de Capricornio se halla sobre el horizonte.
Finalmente, cabe destacar que, debido a la posición de Neptuno con respecto a la Tierra, los observadores del hemisferio Sur están favorecidos, ya que en el Norte el planeta está muy bajo sobre el horizonte.
Cómo localizarlo[editar]
Neptuno es invisible a simple vista, y su tamaño aparente es tan pequeño que si se observa con pocos aumentos —lo cual es necesario cuando se está buscando un objeto— es tan diminuto que parece una estrella. Por este motivo, para poder localizarlo es necesario el uso de uno de los dos métodos que se han descrito en la sección de cielo profundo:
- Mediante el empleo de círculos graduados: en este caso es necesario conocer cuáles son las coordenadas de Neptuno en el momento de la observación. Para ello se han de consultar las efemérides, preferiblemente mediante la utilización de un programa informático.
- Mediante el uso de mapas de localización. Por lo general aparecen publicados en las revistas. Con el fin de que tengan validez para un intervalo de tiempo relativamente elevado se dibuja la línea que va siguiendo al realizar su órbita, y sobre ella se hacen marcas en las posiciones que ocupa cada pocos días (por ejemplo, cada dos semanas).
Plutón, designado (134340) Pluto, es un planeta enano del sistema solar situado a continuación de la órbita de Neptuno. Su nombre se debe al dios mitológico romano Plutón (Hades según la mitología griega). En la Asamblea General de la Unión Astronómica Internacional celebrada en Praga el 24 de agosto de 2006 se creó una nueva categoría llamada plutoide, en la que se incluye a Plutón. Es también el prototipo de una categoría de objetos transneptunianos denominada plutinos. Plutón posee una órbita excéntrica y altamente inclinada con respecto a la eclíptica, que recorre acercándose en su perihelio hasta el interior de la órbita de Neptuno. Asimismo posee también cinco satélites: Caronte, Nix, Hidra, Cerbero y Estigia,34 los cuales son cuerpos celestes que comparten esa misma categoría.
Su gran distancia al Sol y a la Tierra, unida a su reducido tamaño, impide que brille por encima de la magnitud 13,8 en sus mejores momentos (perihelio orbital y oposición), por lo cual solo puede ser apreciado con telescopios a partir de los 200 mm de abertura, fotográficamente o con cámara CCD. Incluso en sus mejores momentos aparece como astro puntual de aspecto estelar, amarillento, sin rasgos distintivos (diámetro aparente inferior a 0,1 segundos de arco). No fue hasta el año 2015 cuando la sonda espacial New Horizons pasó sobre el planeta y permitió apreciar por primera vez de forma nítida su aspecto real.
Plutón fue descubierto el 18 de febrero de 1930 por el astrónomo estadounidense Clyde William Tombaugh (1906-1997) desde el Observatorio Lowell en Flagstaff, Arizona, y fue considerado el noveno y más pequeño planeta del sistema solar por la Unión Astronómica Internacional y por la opinión pública desde entonces hasta 2006, aunque su pertenencia al grupo de planetas del sistema solar fue siempre objeto de controversia entre los astrónomos. Durante muchos años existió la creencia de que Plutón era un satélite de Neptuno que había dejado de ser satélite por el hecho de alcanzar una segunda velocidad cósmica. Sin embargo, esta teoría fue rechazada en la década de 1970.5
Tras un intenso debate, y con la propuesta de los astrónomos uruguayos Julio Ángel Fernández y Gonzalo Tancredi ante la Asamblea General de la Unión Astronómica Internacional en Praga, República Checa, se decidió por unanimidad reclasificar a Plutón como planeta enano,6 requiriendo que un planeta debe tener dominancia orbital. Se propuso su clasificación como planeta en el borrador de resolución, pero desapareció de la resolución final, aprobada por la Asamblea General de la UAI. Desde el 7 de septiembre de 2006 tiene el número 134340, otorgado por el Centro de Planetas Menores.
Descubrimiento[editar]
En la década de los cuarenta del siglo XIX, Urbain Le Verrierempleó la mecánica newtoniana para predecir la posición de Neptuno tras analizar las perturbaciones en la órbita de Urano.7 Posteriores observaciones de Neptuno, a finales del siglo XIX, llevaron a los astrónomos a conjeturar que otro planeta, además de Neptuno, perturbaba la órbita de Urano.
En 1906, Percival Lowell —un bostoniano adinerado que había fundado en 1894 el observatorio Lowell en Flagstaff, Arizona— inició un intenso programa de búsqueda del noveno planeta, al que llamó Planeta X.8 Para 1909, él y William H. Pickering habían sugerido varias coordenadas celestes donde podría encontrarse dicho planeta.9 Lowell y los miembros de su observatorio llevaron adelante la búsqueda, sin obtener resultados hasta la muerte de aquel en 1916. Sin embargo, y sin saberlo, Lowell lo había fotografiado en sendas placasdel 19 de marzo y 7 de abril de 1915, donde aparecía como un objeto débil.10 Hay otras catorce observaciones precovery conocidas, siendo la más antigua la realizada en el observatorio Yerkes el 20 de agosto de 1909.11
No obstante, la búsqueda del Planeta X se detuvo debido a una disputa legal de diez años con la viuda de Percival, Constance Lowell, la cual quería que una parte del legado que su marido dejó al observatorio fuese para ella.12 En 1929, el nuevo director del observatorio, Vesto Melvin Slipher, encargó la búsqueda a Clyde William Tombaugh, un joven de Kansas de 23 años que lo dejó impresionado con sus dibujos astronómicos.13
La tarea de Tombaugh consistió en la toma de pares de fotografías del cielo nocturno para, a continuación, examinar cada par y determinar si algún objeto había cambiado de posición. Usó para ello un microscopio de parpadeo, aparato que creaba una ilusión de movimiento al desplazar rápidamente dos fotografías sobre sí mismas y permitía así detectar cambios en la posición de los objetos o en la apariencia de las imágenes. El 18 de febrero de 1930, tras casi un año de búsqueda, encontró un objeto que se había movido en las placas tomadas el 23 y 29 de enero de ese año. Una fotografía de menor calidad tomada el 21 ayudó a confirmar el movimiento.14 Después de que el observatorio obtuviera fotografías adicionales de confirmación, la noticia del descubrimiento se telegrafió al observatorio del Harvard College el 13 de marzo de 1930.9
Nombre[editar]
El descubrimiento fue noticia en todo el mundo. El observatorio Lowell, que tenía el derecho a nombrar el nuevo objeto, recibió más de 1000 sugerencias que iban desde «Atlas» hasta «Zymal». Tombaugh urgió a Slipher para que propusiera un nombre antes de que alguien se adelantara y lo hiciera.15 Constance Lowell sugirió primero «Zeus»; después «Percival»; y finalmente «Constance». Ninguna fue tomada en consideración.16
El nombre «Plutón» —del dios romano del inframundo— fue propuesto por Venetia Burney, una estudiante de Oxford interesada en la mitología clásica, durante una conversación con su abuelo Falconer Madan, miembro de la Biblioteca Bodleiana. Este pasó el nombre al astrónomo Herbert Hall Turner quien, a su vez, envió un cable a sus colegas estadounidenses con la propuesta.17
Para elegir el nombre definitivo del objeto, a cada miembro del observatorio Lowell se le pidió que votara por una de tres propuestas: «Minerva», que ya era el nombre de un asteroide; «Cronos», que tenía mala fama por haber sido propuesto por el impopular astrónomo Thomas Jefferson Jackson See; y «Plutón». Este último recibió finalmente todos los votos.18 El nombre fue anunciado el 1 de mayo de 1930 y, tras conocerlo, Madan dio a Venetia cinco libras de recompensa.17 En la elección final del nombre ayudó que las dos primeras letras coincidieran con las iniciales de Percival Lowell. El símbolo astronómico es una representación de dichas letras: ♇, Unicode U+2647.19
El nombre caló muy pronto en la cultura popular. En 1930, Walt Disney se inspiró al parecer en él cuando presentó a Pluto —que lleva el nombre en inglés de Plutón—, compañero canino de Mickey Mouse, aunque el animador de Disney Ben Sharpsteen no fue capaz de confirmar la veracidad de esto.20 En 1941, Glenn T. Seaborg llamó «plutonio» a un nuevo elemento químico a partir del nombre del planeta. Seaborg seguía la reciente tradición de denominar a los elementos descubiertos por el nombre de los nuevos planetas del sistema solar. Así, el uranio se nombró a partir de Urano y el neptunio de Neptuno.21 La mayoría de los idiomas emplean formas propias del nombre «Plutón».22 Hōei Nojiri sugirió para el japonés la traducción «Meiōsei» (冥王星, «Estrella del rey del inframundo»),23 que fue tomada también por el chino y el vietnamita.24
Naturaleza de Plutón[editar]
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Una vez descubierto, el débil brillo de Plutón y la imposibilidad de resolver su disco arrojaron dudas sobre la idea de que fuese el Planeta X de Lowell.8 Además, el valor de la masa se revisó a lo largo del resto del siglo.25 Las primeras estimaciones se hicieron tomando las supuestas perturbaciones en Urano y Neptuno. En 1931, se calculó que Plutón tenía una masa similar a la terrestre.26 Más adelante, en 1948, una nueva estimación la redujo hasta igualarla con la de Marte.27 En 1975, Dale Cruikshank, Carl Pilcher y David Morrison, de la Universidad de Hawái, calcularon por primera vez su albedo y encontraron que coincidía con el del hielo de metano. Esto significaba que Plutón tenía que ser bastante luminoso para su tamaño y que no podría tener más del 1% de la masa de la Tierra.28 El albedo de Plutón ha resultado ser de 1,4 a 1,9 veces el terrestre.29
El descubrimiento en 1978 de Caronte, el primer satélite de Plutón, permitió medir la masa de este directamente. Resultó ser aproximadamente un 0,2 % la masa de la Tierra, demasiado pequeña para explicar las discrepancias de la órbita de Urano. Posteriores búsquedas de una alternativa para el Planeta X fracasaron.30 En 1992, E. Myles Standish usó datos del sobrevuelo de Neptuno de la Voyager 2 —durante el cual se revisó la estimación de la masa de Neptuno a la baja en un 0,5 %, equiparable a la masa de Marte— para recalcular su efecto gravitatorio en Urano. Con las nuevas cifras, las discrepancias desaparecieron.31 Desde entonces, la mayoría de científicos coinciden en que el Planeta X no existe tal como Lowell lo describió.32 Lowell hizo una predicción de la órbita y posición del Planeta X que estuvo bastante cerca de la órbita de Plutón y su posición en el momento del descubrimiento. Ernest William Brown comentó poco después que había sido casualidad,33 opinión corroborada por posteriores estudios.31
Reclasificación[editar]
Controversia[editar]
Desde 1992 se han descubierto numerosos cuerpos en la misma región de Plutón del sistema solar, lo que lo muestra como parte de la población de objetos del llamado cinturón de Kuiper. Esto condujo a que su condición de planeta fuese controvertida y a que muchos se cuestionasen si debía ser o no considerado junto a esa población. Algunos directores de museos y planetarios contribuyeron a la controversia omitiendo a Plutón de los modelos del sistema solar de sus instituciones. El planetario Hayden, por ejemplo, volvió a abrir sus puertas —en 2000, tras una renovación— con un modelo de solo ocho planetas. Casi un año después, era titular en algunos periódicos.34
Debido a que se iban descubriendo objetos cuyos tamaños estaban cada vez más cerca del de Plutón, se argumentó que debería ser reclasificado como uno de los objetos del cinturón de Kuiper —de la misma forma que Ceres, Palas, Juno y Vesta perdieron la categoría de planeta tras el descubrimiento de muchos asteroides—. En 1999 el astrónomo Brian Marsden, por entonces director del Centro de Planetas Menores, llegó a proponer incluirlo en el catálogo de cuerpos menores asignándole el número (10000).35 Finalmente, la idea no fue aceptada por la Unión Astronómica Internacional y fue el asteroide 1951 SY el que recibió ese número. Posteriormente se le dio el nombre de Miriosto.36
La controversia volvió a intensificarse a partir de 2001 con el descubrimiento relativamente frecuente de objetos similares a Plutón en el sistema solar exterior. En 2002 se descubrió Quaoar, un objeto transneptuniano cuyo diámetro es de unos 1070 km, cerca de la mitad del de Plutón.37 En 2004, a una distancia de 100 ua,38 se encontró Sedna, con un diámetro de aproximadamente 1000 km.39
El 29 de junio de 2005, astrónomos del Caltech anunciaron el descubrimiento de un nuevo objeto transneptuniano, Éride, más masivo que Plutón y el más masivo descubierto en el sistema solar desde que lo fuera Tritón en 1845.40 Tanto sus descubridores como la prensa lo llamaron el décimo planeta, aunque no hubo acuerdo inicial en la comunidad astronómica de si debía ser un planeta. Otros astrónomos lo consideraron el argumento más firme para reclasificar a Plutón como un planeta menor.41
Planeta enano[editar]
El debate llegó a su culmen el 24 de agosto de 2006 con una resolución de la UAI en la que establecía la definición oficial de planeta. De acuerdo con ella, hay tres condiciones para que un objeto sea considerado planeta:
- El objeto debe estar en órbita alrededor del Sol.
- El objeto debe ser lo bastante masivo como para que su gravedad lo haya redondeado. Más concretamente, su propia gravedad debe llevarlo al equilibrio hidrostático.
- El objeto debe haber limpiado la vecindad de su órbita.42
Plutón no cumple la tercera condición debido a que su masa es solo 0,07 veces la masa de los otros objetos de su órbita —en comparación, la masa de la Tierra es 1,7 millones de veces la de su región orbital—,41 por lo que la UAI decidió además que los cuerpos que cumplen solo los dos primeros criterios pasarían a denominarse «planetas enanos».43 Así, el 13 de septiembre de 2006 se clasificó a Ceres, Plutón y Éride en la nueva categoría.44
Ha habido cierta resistencia en la comunidad astronómica contra la reclasificación.45 Alan Stern, investigador principal de la misión New Horizons, ridiculizó públicamente la resolución de la UAI afirmando que «la definición apesta por razones técnicas».46 La explicación de Stern fue que la Tierra, Marte, Júpiter y Neptuno —todos ellos comparten órbita con asteroides u objetos transneptunianos— serían excluidos según la nueva definición.47 Además, argumentó que los grandes satélites, incluida la Luna, deberían ser considerados asimismo planetas.48 Por último, mencionó que, debido a que menos del cinco por ciento de los astrónomos votaron, la decisión no era representativa de toda la comunidad astronómica.47 Marc Buie, por entonces miembro del observatorio Lowell, expresó su opinión en contra de la nueva definición en su sitio web. Otros astrónomos han apoyado a la UAI.49 Michael E. Brown, descubridor de Éride, dijo que «a través de todo este alocado procedimiento circense, se tropezó de alguna manera con la respuesta correcta. Ya era hora. La ciencia al final se corrige a sí misma, incluso cuando se involucran fuertes emociones».50
La recepción popular de la decisión de la UAI fue variada, y aunque muchos la aceptaron, algunos trataron de anularla con peticiones en la red en las que instaban a la UAI a considerar la restauración de la categoría de planeta. Una resolución presentada por algunos miembros de la asamblea del estado de California, decía medio en broma que la decisión era una «herejía científica».51 La Cámara de Representantes de Nuevo México aprobó una resolución en honor de Tombaugh, antiguo residente del estado, en la que declaraba que Plutón se considerará siempre un planeta desde el momento en que sea visible desde el estado, y que el 13 de marzo de 2007 será el Día del Planeta Plutón.52 El Senado de Illinois —estado de nacimiento de Tombaugh— aprobó una resolución similar en 2009 según la cual Plutón fue «injustamente degradado a planeta enano» por la UAI.53 Parte de la opinión pública también ha rechazado el cambio citando el desacuerdo de la comunidad científica sobre el asunto o por razones sentimentales, pues siempre han conocido a Plutón como planeta y continuarán haciéndolo independientemente de la decisión de la UAI.54
Varios investigadores que respaldaban las dos posiciones del debate, se reunieron del 14 al 16 de agosto de 2008 en el Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins para dar una conferencia que incluía conversaciones cara a cara sobre la definición actual de planeta de la UAI.55 Bajo el título «El Gran Debate Planetario»,56 la conferencia publicó posteriormente un comunicado de prensa en el que indicaba que los científicos no pudieron llegar a un acuerdo respecto a la definición de planeta.57 Antes de la conferencia, el 11 de junio de 2008, la UAI anunció en un comunicado de prensa que el término «plutoide» se usaría para referirse a Plutón y otros objetos transneptunianos —cuyos semiejes mayoresson superiores al de Neptuno— que tuviesen una masa suficiente para conseguir la forma esférica.58
origen[editar]
El origen y naturaleza de Plutón tuvo a los astrónomos largo tiempo desconcertados. Una primera hipótesis proponía que fue un satélite que había escapado de Neptuno sacado de órbita por Tritón. Esta idea fue rechazada posteriormente después de que estudios dinámicos demostrasen que era imposible: las trayectorias de Plutón y Neptuno nunca se aproximan.59
El auténtico lugar de Plutón en el sistema solar comenzó a revelarse a partir de 1992, cuando los astrónomos empezaron a encontrar pequeños objetos helados más allá de Neptuno similares a Plutón no solo en las características orbitales, sino también en cuanto a tamaño y composición. Se piensa que esta población transneptuniana es la fuente de muchos cometas de periodo corto. En la actualidad Plutón es el miembro más grande del cinturón de Kuiper, una región estable que se encuentra entre 30 y 50 ua del Sol —Eris, más masivo, pertenece a los objetos del disco disperso, un grupo considerado en ocasiones distinto—.60
En 2011, casi se había completado el escrutinio de objetos del cinturón de Kuiper hasta una magnitud de 21 y no se esperaba descubrir ningún objeto del tamaño de Mercurio a menos de 100 ua del Sol.61 Al igual que otros objetos del cinturón de Kuiper, Plutón comparte características cometarias; por ejemplo, el viento solar está desgastando poco a poco su superficie y enviándola al espacio.62 Se ha llegado a afirmar que si Plutón estuviese tan cerca del Sol como la Tierra, desarrollaría una cola al igual que los cometas.63 Esta afirmación se ha puesto en duda con el argumento de que la velocidad de escape es demasiado alta para que esto suceda.64
Aunque Plutón es el mayor objeto descubierto en el cinturón de Kuiper,65 Tritón, que es similar tanto geológica como atmosféricamente y es probablemente un objeto del cinturón capturado por Neptuno, es un poco mayor.66 Eris, de tamaño similar, pertenece a la población de objetos del disco disperso.
Muchos objetos del cinturón de Kuiper están en resonancia orbital 2:3 con Neptuno al igual que Plutón, por lo que han recibido la denominación de «plutinos», del nombre en inglés de Plutón.67
Órbita[editar]
La órbita de Plutón es muy excéntrica y, durante 20 de los 248 años que tarda en recorrerla, se encuentra más cerca del Sol que Neptuno.68
Es también mucho más inclinada respecto al plano de la eclíptica que cualquiera de la de los planetas del sistema solar, siendo su inclinación de 16º, por ello no hay peligro alguno de una colisión con Neptuno. Cuando las órbitas se cruzan lo hacen cerca de los extremos de manera que, en sentido perpendicular a la eclíptica, les separa una gran distancia.69
Plutón llegó por última vez a su perihelio en septiembre de 1989 y continuó desplazándose por el interior de la órbita de Neptuno hasta marzo de 1999.69 Actualmente se aleja del Sol y no volverá a estar a menor distancia del Sol que Neptuno hasta septiembre de 2226.
Características físicas[editar]
Rotación[editar]
El periodo de rotación de Plutón es igual a 6,39 días terrestres (153 horas con 21 minutos).70 Al igual que Urano, Plutón gira acostado sobre un lado en su plano orbital, con una inclinación axial de 120°, por lo tanto, su variación estacional es extrema. Durante los solsticios plutonianos, en una cuarta parte de la superficie es continuamente de día mientras que en otra cuarta parte es noche continua.71
Atmósfera[editar]
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Plutón posee una atmósfera extremadamente tenue, formada por nitrógeno, metano y monóxido de carbono, que se congela y colapsa sobre su superficie a medida que el planeta se aleja del Sol.7273 Es esta evaporación y posterior congelamiento lo que causó las variaciones en el albedo del planeta, detectadas por medio de fotómetros fotoeléctricos en la década de 1950 (Kuiper y otros). A medida que el planeta se aproximó, los cambios se fueron haciendo menores, disminuyendo cuando se encontró en el perihelio orbital (1989). Se espera que estos cambios de albedo se repitan, pero a la inversa, a medida que el planeta se aleje del Sol rumbo a su afelio.74
Satélites[editar]
Al principio se consideró que Plutón no poseía satélites (caso similar a Mercurio y Venus). En 1978 fue cuando se descubrió su primer satélite (Caronte). De todas las lunas del sistema solar, Caronte es la más grande en comparación con su planeta anfitrión, es decir, ninguna otra luna es de un tamaño tan próximo al del planeta que orbita. El tamaño tan parecido que tienen Plutón y Caronte hace que aparezca el efecto planeta doble, esto es, el centro de las órbitas en torno al que se mueven ambos cuerpos no está situado en el interior de ninguno de ellos, en oposición al sistema "satélite-planeta" que es el caso de la Tierra y la Luna, en el que el centro está situado a aproximadamente 1700 kilómetros bajo la superficie de la Tierra.75
Hoy se sabe que, además de Caronte, existen otros cuatro satélites que orbitan Plutón: Hidra, Nix, Cerberoy Estigia. Todos son mucho más pequeños que Caronte. Sus nombres provisionales fueron S/2005 P 1, S/2005 P 2, S/2011 P 1 y S/2012 P 1, respectivamente.
Caronte[editar]
Caronte es el primer satélite descubierto de Plutón. Tiene 1208 kilómetros de diámetro y está a 19 640 kilómetros del planeta. Desde que se descubrió en 1978 se les ha considerado como un planeta doble, pues sus masas son similares y el baricentro queda fuera de Plutón, el cuerpo de mayor masa. De esta manera ambos orbitan en torno a dicho punto. Parece como si estuvieran unidos por una barra invisible y girasen alrededor de un centro situado en esa barra o eje, más cercano a Plutón, puesto que tiene siete veces más masa que Caronte.
Tras la Asamblea General de la UAI de 2006, la categoría de Caronte es incierta. Se le considera posible candidato a planeta enano, pero la definición no deja claro cómo realizar la distinción entre satélite o sistema binario, por lo que se le sigue considerando un satélite del planeta enano Plutón.
Con el tiempo, la gravedad ha frenado las rotaciones de Caronte y Plutón, que son únicas en el sistema solar, por lo que ahora presentan siempre la misma cara el uno al otro.76
Nix e Hidra[editar]
El 31 de octubre de 2005 el Telescopio Espacial Hubble anunció el posible descubrimiento de dos satélites adicionales de menor tamaño.77 Estas lunas fueron observadas en mayo de 2005 y confirmada su existencia en junio de 2006. Han recibido los nombres de Nix (nombre provisional S/2005 P1) e Hidra (nombre provisional S/2005 P2).
El nombre de ambos satélites fue escogido de forma conjunta, ya que sus iniciales NH rinden tributo a la sonda espacial New Horizons, que despegó en 2006 con destino a Plutón. Las observaciones preliminares son consistentes con ambos cuerpos orbitando en el mismo plano que Caronte, y a distancias dos y tres veces superiores. Nix tiene 42 km de largo y 36 de ancho, mientras que Hidra tiene 55 km de largo.7879
En 2015 un nuevo estudio elaborado con todos los datos disponibles del telescopio espacial Hubblepermitió averiguar que Nix e Hidra no están rotando sobre sus ejes, sino que lo hacen de una forma caótica al mismo tiempo que orbitan alrededor de Plutón y de su satélite principal, Caronte.8081
Cerbero y Estigia[editar]
El 20 de julio de 2011 se anunció el descubrimiento del cuarto satélite de Plutón, P4 (S/2011 P 1), también gracias al telescopio espacial Hubble, cuyo periodo orbital en torno al planeta enano es de 31 días.82 Del 29 de junio al 9 de julio de 2012 fue detectado en imágenes separadas el quinto satélite de Plutón, S/2012 (134340) 1, o P5. Se estima que es de forma irregular, de entre 10 y 25 kilómetros de diámetro. Se encuentra en una órbita circular de 95 000 kilómetros de diámetro alrededor de Plutón, posiblemente en el mismo plano que otras lunas de Plutón conocidas.8384
El 2 de julio de 2013 estos satélites recibieron sendos nombres relacionados con Hades y el Inframundo: Cerbero (perro de tres cabezas guardián del inframundo) y Estigia (río que separa la tierra del inframundo), respectivamente. Con la llegada de la sonda New Horizons se pudo tener mejores imágenes de ambos satélites, y se descubrió que tienen un tamaño que ronda los 12 kilómetros. Cerbero tiene dos lóbulos, seguramente formado por la unión de dos satélites.8586
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Sus órbitas son muy exteriores, por lo que son satélites del sistema Plutón-Caronte, y sus órbitas son estables, ya que están en una solución del problema de cuatro cuerpos (órbitas lejanas en torno al baricentro del sistema). El descubrimiento del quinto satélite ofrece pistas adicionales para desvelar cómo el sistema de Plutón se formó y evolucionó. La teoría más favorecida es que todas las lunas son reliquias de una colisión entre Plutón y un gran objeto del Cinturón de Kuiper miles de millones de años atrás.87
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