viernes, 24 de junio de 2011
sábado, 14 de mayo de 2011
Aquí o en estos videos, imágenes o información se habla del sistema solar y de como está conformado:
Mercurio
Es el planeta más cercano al Sol y el segundo más pequeño del Sistema Solar. Mercurio es menor que la Tierra, pero más grande que la Luna.
Si nos situásemos sobre Mercurio, el Sol nos parecería dos veces y media más grande. El cielo, sin embargo, lo veríamos siempre negro, porque no tiene atmósfera que pueda dispersar la luz.
Los romanos le pusieron el nombre del mensajero de los dioses porque se movía más rápido que los demás planetas. Da la vuelta al Sol en menos de tres meses. En cambio, Mercurio gira lentamente sobre su eje, una vez cada 58 días y medio. Antes lo hacía más rápido, pero la influencia del Sol le ha ido frenando.
Venus
Es el segundo planeta del Sistema Solar y el más semejante a La Tierra por su tamaño, masa, densidad y volumen. Los dos se formaron en la misma época, a partir de la misma nebulosa.
Sin embargo, es diferente de la Tierra. No tiene océanos y su densa atmósfera provoca un efecto invernadero que eleva la temperatura hasta los 480 ºC. Es abrasador.
Los primeros astrónomos pensaban que Venus eran dos cuerpos diferentes porque, unas veces se ve un poco antes de salir el Sol y, otras, justo después de la puesta.
Venus gira sobre su eje muy lentamente y en sentido contrario al de los otros planetas. El Sol sale por el oeste y se pone por el este, al revés de lo que ocurre en La Tierra. Además, el día en Venus dura más que el año.
La superficie de Venus es relativamente joven, entre 300 y 500 millones de años. Tiene amplísimas llanuras, atravesadas por enormes rios de lava, y algunas montañas.
Venus tiene muchos volcanes. El 85% del planeta está cubierto por roca volcánica. La lava ha creado surcos, algunos muy largos. Hay uno de 7.000 km.
En Venus también hay cráteres de los impactos de los meteoritos. Sólo de los grandes, porque los pequeños se deshacen en la espesa atmósfera.
Las fotos muestran el terreno brillante, como si estuviera mojado. Pero Venus no puede tener agua líquida, a causa de la elevada temperatura. El brillo lo provocan compuestos metálicos.
En marzo de 1982, la nave rusa Venera 13 resistió durante dos horas, enviando imágenes como ésta. En la parte inferior derecha se ve un trozo de la nave sobre el planeta Venus.
Tierra
Es nuestro planeta y el único habitado. Está en la ecosfera, un espacio que rodea al Sol y que tiene las condiciones necesarias para que exista vida.
La Tierra es el mayor de los planetas rocosos. Eso hace que pueda retener una capa de gases, la atmósfera, que dispersa la luz y absorbe calor. De día evita que la Tierra se caliente demasiado y, de noche, que se enfríe.
Siete de cada diez partes de la superficie terrestre están cubiertas de agua. Los mares y océanos también ayudan a regular la temperatura. El agua que se evapora forma nubes y cae en forma de lluvia o nieve, formando rios y lagos. En los polos, que reciben poca energía solar, el agua se hiela y forma los casquetes polares. El del sur és más grande y concentra la mayor reserva de agua dulce.
La Tierra no es una esfera perfecta, sino que tiene forma de pera. Cálculos basados en las perturbaciones de las órbitas de los satélites artificiales revelan que el ecuador se engrosa 21 km; el polo norte está dilatado 10 m y el polo sur está hundido unos 31 metros.
Después de condensarse a partir del polvo cósmico y del gas mediante la atracción gravitacional, la Tierra era casi homogénea y bastante fría. Pero la continuada contracción de materiales y la radiactividad de algunos de los elementos más pesados hizo que se calentara.
Después, comenzó a fundirse bajo la influencia de la gravedad, produciendo la diferenciación entre la corteza, el manto y el núcleo, con los silicatos más ligeros moviéndose hacia arriba para formar la corteza y el manto y los elementos más pesados, sobre todo el hierro y el níquel, cayendo hacia el centro de la Tierra para formar el núcleo.
Al mismo tiempo, la erupción de los numerosos volcanes, provocó la salida de vapores y gases volátiles y ligeros. Algunos eran atrapados por la gravedad de la Tierra y formaron la atmósfera primitiva, mientras que el vapor de agua condensado formó los primeros océanos.
La Tierra está rodeada por un potente campo magnético, como si el planeta tuviera un enorme imán en su interior cuyo polo sur estuviera cerca del polo norte geográfico y viceversa. Por paralelismo con los polos geográficos, los polos magnéticos terrestres reciben el nombre de polo norte magnético y polo sur magnético, aunque su magnetismo real sea opuesto al que indican sus nombres.
El polo norte magnético se sitúa hoy cerca de la costa oeste de la isla Bathurst en los Territorios del Noroeste en Canadá. El polo sur magnético está en el extremo del continente antártico en Tierra Adelia.
Las posiciones de los polos magnéticos no son constantes y muestran notables cambios de año en año. Las variaciones en el campo magnético de la Tierra incluyen el cambio en la dirección del campo provocado por el desplazamiento de los polos. Esta es una variación periódica que se repite cada 960 años. También existe una variación anual más pequeña.
Estructura de la Tierra
La corteza del planeta Tierra está formada por placas que flotan sobre el manto, una capa de materiales calientes y pastosos que, a veces, salen por una grieta formando volcanes.
La densidad y la presión aumentan hacia el centro de la Tierra. En el núcleo están los materiales más pesados, los metales. El calor los mantiene en estado líquido, con fuertes movimientos. El núcleo interno es sólido.
Las fuerzas internas de la Tierra se notan en el exterior. Los movimientos rápidos originan terremotos. Los lentos forman plegamientos, como los que crearon las montañas.
El rápido movimiento rotatorio y el núcleo metálico generan un campo magnético que, junto a la atmosfera, nos protege de las radiaciones nocivas del Sol y de las otras estrellas.
Atmósfera: Es la cubierta gaseosa que rodea el cuerpo sólido del planeta. Tiene un grosor de más de 1.100 km, aunque la mitad de su masa se concentra en los 5,6 km más bajos.
Hidrosfera: Se compone principalmente de océanos, pero en sentido estricto comprende todas las superficies acuáticas del mundo, como mares interiores, lagos, ríos y aguas subterráneas. La profundidad media de los océanos es de 3.794 m, más de cinco veces la altura media de los continentes.
Litosfera: Compuesta sobre todo por la corteza terrestre, se extiende hasta los 100 km de profundidad. Las rocas de la litosfera tienen una densidad media de 2,7 veces la del agua y se componen casi por completo de 11 elementos, que juntos forman el 99,5% de su masa. El más abundante es el oxígeno, seguido por el silicio, aluminio, hierro, calcio, sodio, potasio, magnesio, titanio, hidrógeno y fósforo. Además, aparecen otros 11 elementos en cantidades menores del 0,1: carbono, manganeso, azufre, bario, cloro, cromo, flúor, circonio, níquel, estroncio y vanadio. Los elementos están presentes en la litosfera casi por completo en forma de compuestos más que en su estado libre.
La litosfera comprende dos capas, la corteza y el manto superior, que se dividen en unas doce placas tectónicas rígidas. El manto superior está separado de la corteza por una discontinuidad sísmica, la discontinuidad de Mohorovicic, y del manto inferior por una zona débil conocida como astenosfera. Las rocas plásticas y parcialmente fundidas de la astenosfera, de 100 km de grosor, permiten a los continentes trasladarse por la superficie terrestre y a los océanos abrirse y cerrarse.
Manto: Se extiende desde la base de la corteza hasta una profundidad de unos 2.900 km. Excepto en la zona conocida como astenosfera, es sólido y su densidad, que aumenta con la profundidad, oscila de 3,3 a 6. El manto superior se compone de hierro y silicatos de magnesio como el olivino y el inferior de una mezcla de óxidos de magnesio, hierro y silicio.
Núcleo: Tiene una capa exterior de unos 2.225 km de grosor con una densidad relativa media de 10. Esta capa es probablemente rígida y su superficie exterior tiene depresiones y picos. Por el contrario, el núcleo interior, cuyo radio es de unos 1.275 km, es sólido. Ambas capas del núcleo se componen de hierro con un pequeño porcentaje de níquel y de otros elementos. Las temperaturas del núcleo interior pueden llegar a los 6.650 °C y su densidad media es de 13.
El núcleo interno irradia continuamente un calor intenso hacia afuera, a través de las diversas capas concéntricas que forman la porción sólida del planeta. La fuente de este calor es la energía liberada por la desintegración del uranio y otros elementos radiactivos. Las corrientes de convección dentro del manto trasladan la mayor parte de la energía térmica de la Tierra hasta la superficie.
Movimientos de la Tierra
La órbita de la Tierra es elíptica: hay momentos en que se encuentra más cerca del Sol y otros en que está más lejos. Además, el eje de rotación del planeta está un poco inclinado respecto al plano de la órbita. Al cabo del año parece que el Sol sube y baja.
El camino aparente del Sol se llama eclíptica, y pasa sobre el ecuador de la Tierra a principios de la primavera y del otoño. Estos puntos son los equinocios. En ellos el día y la noche duran igual. Los puntos de la eclíptica más alejados del ecuador se llaman solsticios, y señalan el principio del invierno y del verano.
Cerca de los solsticios, los rayos solares caen más verticales sobre uno de los dos hemisferios y lo calientan más. Es el verano. Mientras, el otro hemisferio de la Tierra recibe los rayos más inclinados, han de atravesar más trozo de atmosfera y se enfrían antes de llegar a tierra. Es el invierno.
Al igual que todo el Sistema Solar, la Tierra se mueve por el espacio a unos 20,1 km/s o 72,360 km/h hacia la constelación de Hércules. Sin embargo, la Vía Láctea como un todo, se mueve hacia la constelación de Leo a 600 km/s.
Traslación: La Tierra y la Luna giran juntas en una órbita elíptica alrededor del Sol. La excentricidad de la órbita es pequeña, tanto que la órbita es prácticamente un círculo. La circunferencia aproximada de la órbita de la Tierra es de 938.900.000 km y nuestro planeta viaja a lo largo de ella a una velocidad de unos 106.000 km/h.
Rotación: La Tierra gira sobre su eje una vez cada 23 horas, 56 minutos y 4,1 segundos. Por lo tanto, un punto del ecuador gira a poco más de 1.600 km/h y un punto de la Tierra a 45° de altitud N, gira a unos 1.073 km/h.
Otros movimientos: Además de estos movimientos primarios, hay otros componentes en el movimiento total de la Tierra como la precesión de los equinoccios y la nutación, una variación periódica en la inclinación del eje de la Tierra provocada por la atracción gravitacional del Sol y de la Luna.
Meteoritos
La palabra meteorito significa fenómeno del cielo y describe la luz que se produce cuando un fragmento de materia extraterrestre entra a la atmosfera de la Tierra y se desintegra.
La palabra meteoroide se aplica a la propia partícula, sin hacer referencia al fenómeno que se produce cuando entra a la atmosfera. Hay muchísimos meteoroides y pocos meteoritos. Algunos de los meteoritos que se han estudiado parece que venían de la Luna y otros de Marte. La mayoría, sin embargo, son fragmentos de asteroides o de cometas.
También hay corrientes de meteoroides, que se han formado por la desintegración de núcleos de cometas. Cuando coinciden con la Tierra se origina una lluvia de meteoritos (o, si es muy intensa, una tempestad) que puede durar unos cuantos días.
Cada día entran en la atmósfera terrestre una gran cantidad de meteoroides, varios cientos de toneladas de materia. Pero la mayoría son muy pequeños. Sólo los grandes alcanzan la superficie para convertirse en meteoritos. El mayor meteorito encontrado (Hoba, en Namibia) pesa 60 toneladas.
Los meteoroides entran en la atmósfera a una velocidad media que oscila entre 10 y 70 km/s. Los pequeños y medianos se frenan rápidamente hasta unos cientos de km/hora debido a la fricción, y cuando caen a tierra (si llegan) lo hacen con poca fuerza. Solamente los grandes conservan la velocidad suficiente para dejar un cráter.
Hay tres clases de meteoritos: los litosideritos estan formados por materiales rocosos y hierro. Constituyen apenas un uno por ciento de los meteoritos. Los meteoritos rocosos, formados solamente por rocas, son los más abundantes. Los meteoritos ferrosos, un 6% del total, contienen gran cantidad de hierro.
El estudio de meteoritos revela datos interesantes. Son buenos ejemplos de la materia primitiva del Sistema Solar, aunque en algunos casos sus propiedades han sido alteradas.
El único hierro que conocían los humanos antes de inventar la forja provenía de los meteoritos. Los minerales terrestres que contienen hierro no tienen resistencia. El hierro extraterrestre nos puso en la pista de la metalúrgia.
Algunas catástrofes del pasado pueden haber sido causadas por meteoritos, como la extinción de los dinosaurios del Cretaceo, hace 65 millones de años, provocada por la caída de un meteorito de unos 10 Km. de diámetro. O, al menos, así lo creen algunos astrónomos.
La Luna
La luna es el único satélite natural de la Tierra y el único cuerpo del Sistema Solar que podemos ver en detalle a simple vista o con instrumentos sencillos.
La Luna refleja la luz solar de manera diferente según donde se encuentre. Gira alrededor de la Tierra y sobre su eje en el mismo periodo: 27 dias, 7 horas y 43 minutos. Esto hace que nos muestre siempre la misma cara.
No tiene atmosfera ni agua, por eso su superficie no se deteriora con el tiempo, si no es por el impacto ocasional de algún meteorito. La Luna se considera fosilizada.
El 20 de julio de 1969, Neil Armstrong se convirtió en el primer hombre que pisaba la Luna, formando parte de la misión Apollo XI. Los proyectos lunares han recogido cerca de 400 kg. de muestras que los científicos analizan.
Los observadores antiguos creían que las regiones oscuras de su superficie eran océanos, dándole el nombre latino de "mare", que todavía usamos. Las regiones más brillantes se consideraban continentes.
Desde el renacimiento, los telescopios han revelado numerosos detalles de la superficie lunar, y las naves espaciales han contribuido todavía más a este conocimiento. Hoy sabemos que la Luna tiene cráteres, cadenas de montañas, llanuras o mares, fracturas, cimas, fisuras lunares y radios.
El mayor cráter es el llamado Bailly, de 295 km de diámetro y 3.960 m de profundidad. El mar más grande es el Mare Imbrium (mar de las Lluvias), de 1.200 km de diámetro. Las montañas más altas, en las cordilleras Leibniz y Doerfel, cerca del polo sur, tienen cimas de hasta 6.100 m de altura, comparables a la cordillera del Himalaya.
El origen de los cráteres lunares se ha debatido durante mucho tiempo. Los estudios muestran que la mayor parte se formaron por impactos de meteoritos que viajaban a gran velocidad o de pequeños asteroides, sobre todo durante la era primaria de la historia lunar, cuando el Sistema Solar contenía todavía muchos de estos fragmentos. Sin embargo, algunos cráteres, fisuras lunares y cimas presentan características que son indiscutiblemente de origen volcánico.
La Luna, Fases y Eclipses
La luna es el único satélite natural de la Tierra y el único cuerpo del Sistema Solar que podemos ver en detalle a simple vista o con instrumentos sencillos.
La Luna refleja la luz solar de manera diferente según donde se encuentre. Gira alrededor de la Tierra y sobre su eje en el mismo periodo: 27 dias, 7 horas y 43 minutos. Esto hace que nos muestre siempre la misma cara.
No tiene atmosfera ni agua, por eso su superficie no se deteriora con el tiempo, si no es por el impacto ocasional de algún meteorito. La Luna se considera fosilizada.
El 20 de julio de 1969, Neil Armstrong se convirtió en el primer hombre que pisaba la Luna, formando parte de la misión Apollo XI. Los proyectos lunares han recogido cerca de 400 kg. de muestras que los científicos analizan.
Los observadores antiguos creían que las regiones oscuras de su superficie eran océanos, dándole el nombre latino de "mare", que todavía usamos. Las regiones más brillantes se consideraban continentes.
Desde el renacimiento, los telescopios han revelado numerosos detalles de la superficie lunar, y las naves espaciales han contribuido todavía más a este conocimiento. Hoy sabemos que la Luna tiene cráteres, cadenas de montañas, llanuras o mares, fracturas, cimas, fisuras lunares y radios.
El mayor cráter es el llamado Bailly, de 295 km de diámetro y 3.960 m de profundidad. El mar más grande es el Mare Imbrium (mar de las Lluvias), de 1.200 km de diámetro. Las montañas más altas, en las cordilleras Leibniz y Doerfel, cerca del polo sur, tienen cimas de hasta 6.100 m de altura, comparables a la cordillera del Himalaya.
El origen de los cráteres lunares se ha debatido durante mucho tiempo. Los estudios muestran que la mayor parte se formaron por impactos de meteoritos que viajaban a gran velocidad o de pequeños asteroides, sobre todo durante la era primaria de la historia lunar, cuando el Sistema Solar contenía todavía muchos de estos fragmentos. Sin embargo, algunos cráteres, fisuras lunares y cimas presentan características que son indiscutiblemente de origen volcánico.
A veces, el Sol, la Luna y la Tierra se sitúan formando una línea recta. Entonces se producen sombras, de forma que la de la Tierra cae sobre la Luna o al revés. Son los eclipses.
Cuando la Luna pasa por detrás y se sitúa a la sombra de la Tierra, se produce un Eclipse Lunar (dibujo, izquierda). Cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol, lo tapa y se produce un Eclipse Solar (dibujo, derecha).
Si un astro llega a ocultar totalmente al otro, el eclipse es total, si no, es parcial. Algunes veces la Luna se pone delante del Sol, pero únicamente oculta el centro. Entonces el eclipse tiene forma anular, de anillo.
Marte
Es el cuarto planeta del Sistema Solar. Conocido como el planeta rojo por sus tonos rosados, los romanos lo identificaban con la sangre y le pusieron el nombre de su dios de la guerra.
El planeta Marte tiene una atmósfera muy fina, formada principalmente por dióxido de carbono, que se congela alternativamente en cada uno de los polos. Contiene sólo un 0,03% de agua, mil veces menos que la Tierra.
Los estudios demuestran que Marte tuvo una atmósfera más compacta, con nubes y precipitaciones que formaban rios. Sobre la superficie se adivinan surcos, islas y costas. Las grandes diferencias de temperatura provocan vientos fuertes. La erosión del suelo ayuda a formar tempestades de polvo y arena que degradan todavía más la superficie.
Antes de la exploración espacial, se pensaba que podía haber vida en Marte. Las observaciones demuestran que no tiene, aunque podría haberla tenido en el pasado.
En las condiciones actuales, Marte es estéril, no puede tener vida. Su suelo es seco y oxidante, y recibe del Sol demasiados rayos ultravioletas.
Cuando se halla más cerca de la Tierra, a unos 55 millones de kilómetros, Marte es, después de Venus, el objeto más brillante en el cielo nocturno. Puede observarse más fácilmente cuando se forma la línea Sol-Tierra-Marte (cuando está en oposición) y se encuentra cerca de la Tierra, cosa que ocurre cada 15 años.
El tono rojizo de su superficie se debe a la oxidación o corrosión. Las zonas oscuras están formadas por rocas similares al basalto terrestre, cuya superficie se ha erosionado y oxidado. Las regiones más brillantes parecen estar compuestas por material semejante, pero contienen partículas más finas, como el polvo.
A causa de la inclinación de su eje y la excentricidad de su órbita, los veranos son cortos y calurosos y los inviernos largos y fríos. Enormes casquetes brillantes, en apariencia formados por escarcha o hielo, señalan las regiones polares del planeta.
Se ha seguido el ciclo estacional de Marte durante casi dos siglos. En el otoño marciano se forman nubes brillantes sobre el polo correspondiente. Una fina capa de dióxido de carbono se deposita sobre el casquete polar durante el otoño y el invierno, al final del cual el casquete polar puede descender a latitudes de 45°. En primavera y al final de la larga noche polar, la parte estacional se va deshaciendo y muestra el casquete helado del invierno, que es permanente.
Además de las nubes de dióxido de carbono helado, en el planeta hay otros tipos de nubes. Se observan neblinas y nubes de hielo a gran altitud. Estas últimas son el resultado del enfriamiento asociado con las masas de aire que se alzan por encima de obstáculos elevados. Durante los veranos del sur son especialmente notables extensas nubes amarillas compuestas de polvo levantado por los vientos.
Las Lunas de Marte
Marte tiene dos satélites, Fobos y Deimos. Son pequeños y giran rápido cerca del planeta. Esto dificultó su descubrimiento a través del telescopio.
Fobos tiene poco más de 27 Km. por el lado más largo. Gira a 9.380 Km. del centro, es decir, a menos de 6.000 Km. de la superficie de Marte, cada 7 horas y media. Deimos es la mitad de Fobos y gira a 23.460 Km. del centro en poco más de 30 horas.
La caracteristica mas sobresaliente de Fobos es el cráter Stickney, que mide 10 km de diámetro. Su superficie está plagada de surcos de poca profundidad, que tienen una anchura entre 100 y 200 metros, y una profundidad de 20 o 30 metros.
Los pequeños fosos con bordes levantados, aliniados en formaciones paralelas, podrían ser puntos en que el gas escapó del hielo subterraneo a través de fisuras. Fobos pudo haberse manifestado entonces como un cometa.
El enorme cráter de Fobos fue producido por un choque que estuvo a punto de destruirlo por completo. El periodo orbital de Fobos se está reduciendo paulatinamente. Por eso, desciende hacia la superficie marciana 9 metros por siglo, lo que significa que terminará colisionando con Marte dentro de unos 40 millones de años.
Deimos parece ser relativamente liso cuando se contempla a distancia. Sin embargo, en la realidad está salpicado de pequeños cráteres rellenos de materiales finos. Sus dimensiones son de 16x12x10 km. A diferencia de Fobos,Deimos no tiene ni un solo cráter mayor de 2,3 km de diámetro.
El gran parecidoentre Fobos y Deimos con un determindo tipo de asteroides hace pensar que Marte ha captado dos de ellos, y más si tenemos en cuenta que el cinturón principal de planetoides está un poco más allá de la orbita de Marte.
Pertubaciones generadas en Júpiter podrían haber empujado algunos cuerpos menores hacia las regiones interiores del sistema solar, favoreciendo así el proceso de atracción. Sin embargo la forma de las órbitas de Fobos y Deimos son muy regulares y casi coincidentes con el plano ecuatorial de Marte, por lo que hacen improbable esta explicación.
Otra hipótesis es que ambos satélites hayan nacido de la ruptura de un único satétlite orbital alrededor de Marte, como testimonia su forma. Pero aún en el caso de que hubieran surgido de un solo objeto partido por un impacto, sus orígenes se remontan a miles de millones de años.
Asteroides
Son una serie de objetos rocosos o metálicos que orbitan alrededor del Sol, la mayoría en el cinturón principal, entre Marte y Júpiter.
Algunos asteroides, sin embargo, tienen órbitas que van más allá de Saturno, otros se acercan más al Sol que la Tierra. Algunos han chocado contra nuestro planeta. Cuando entran en la atmosfera, se encienden y se transforman en meteoritos.
A los asteroides también se les llama planetas menores. El más grande es Ceres, con 1.000 Km. de diámetro. Después, Vesta y Pallas, con 525. Se han encontrado 16 que superan los 240 Km., y muchos pequeños. Gaspra, el de la foto lateral, no llega a los 35 km de punta a punta, mientras que Ida, abajo, tiene unos 115 Km.
La masa total de todos los asteroides del Sistema Solar es mucho menor que la de la Luna. Los cuerpos más grandes son más o menos esféricos, pero los que tienen diámetros menores de 160 km tienen formas alargadas e irregulares. La mayoría, independientemente de su tamaño, tardan de 5 a 20 horas en completar un giro sobre su eje. Algunos asteroides tienen compañeros.
Pocos científicos creen que los asteroides sean los restos de un planeta que resultó destruido. Lo más probable es que ocupen el lugar en el Sistema Solar en donde se podría haber formado un planeta de tamaño considerable, lo que no ocurrió por las influencias disruptivas de Júpiter.
Se cree que la mayoría de los meteoritos recuperados en la Tierra son fragmentos de asteroides. LLos científicos creen que los asteroides, al igual que los meteoritos, se pueden clasificar en varios tipos:
Las tres cuartas partes de los asteroides visibles desde la Tierra, incluido Ceres, pertenecen al tipo C, y parecen estar relacionados con una clase de meteoritos conocidos como condritos carbonáceos, que son los materiales más antiguos del Sistema Solar, con una composición que refleja la de las primitivas nebulosas solares.
Los asteroides del tipo S, relacionados con los meteoritos pétreos-ferrosos, constituyen aproximadamente el 15% del total.
Mucho más raros son los objetos del tipo M, que corresponden por su composición a los meteoritos ferrosos. Compuestos de una aleación de hierro y níquel, representan los núcleos de los cuerpos planetarios, a los que los impactos despojaron de sus capas externas.
Unos pocos asteroides, entre ellos Vesta, quizá estén relacionados con la clase más extraña de meteoritos: los acondritos. Parecen tener en su superficie una composición semejante a la lava terrestre. Por ello, los astrónomos están razonablemente seguros de que Vesta, en algún momento de su historia, se reblandeció de forma parcial.
El cinturón de Asteroides
Entre las órbitas de Marte y Júpiter hay una región de 550 millones de kilómetros en la que orbitan más de 18.000 asteroides. Algunos sateroides tienen incluso satélites que orbitan a su alrededor. Los asteroides fueron descubiertos primero teóricamente, tal como sucedió con el descubrimiento de Neptuno y Plutón. En 1776, el astrónomo alemán Johann D. Titius predijo la existencia de un planeta entre Marte y Júpiter.
En 1801 Giuseppe Piazi descubrió un cuerpo celeste orbitando a la distancia predicha anteriormente. El tamaño del objeto, bautizado como Ceres, era menor de lo esperado (1025 kilómetros), por lo que no se ajustaba completamente al modelo propuesto. Un año Heinrich Olbers (1758-1840) descubrió otro asteroide de similares características: Palas.
En 1807, Heinrich Olbers sugirió que, en lugar de un planeta intermedio, existiesen más cuerpos residuales de un planeta mucho mayor. Hoy sabemos que esto no fue así, sino que estos asteroides son cuerpos que no llegaron a agregarse durante los comienzos del Sistema Solar para formar un planeta, posiblemente debido a la enorme fuerza gravitatoria del cercano Júpiter.
Las naves que han navegado a través del cinturón de asteroides han demostrado que está prácticamente vacío y que las distancias que separan los unos de los otros son enormes.
Los asteroides del cinturón se formaron, según una teoría, a partir de la destrucción de un planeta, un pequeño planeta. Habría que juntar 2.500 veces los asteroides conocidos para tener la masa de la Tierra.
Según otra teoría, un grupo de unos 50 asteroides se formaron con el resto del Sistema Solar. Después, las colisiones los han ido fragmentando.
Dentro del cinturón hay lagunas, zonas donde no gira ningún asteroide, a causa de la influencia de Júpiter, el planeta gigante más cercano.
Los llamados asteroides Troyanos están situados en dos nubes, una que gira 60° por delante de Júpiter, en el plano de su órbita, y la otra 60° por detrás.
La distribución espacial de los asteroides está condicionada por la presencia de Júpiter. La gravedad de este planeta gigante crea zonas resonantes en las que se acumulan los asteroides, como los troyanos.
En la imagen se puede ver el asteroide Castalia fotografiado por el Telescopio Espacial Hubble en 12 posiciones
Es el planeta más grande del Sistema Solar, tiene más materia que todos los otros planetas juntos y su volumen es mil veces el de la Tierra.
Júpiter tiene un tenue sistema de anillos, invisible desde la Tierra. También tiene 16 satélites. Cuatro de ellos fueron descubiertos por Galileo en 1610. Era la primera vez que alguien observaba el cielo con un telescopio.
Júpiter tiene una composición semejante a la del Sol, formada por hidrógeno, helio y pequeñas cantidades de amoníaco, metano, vapor de agua y otros compuestos.
La rotación de Jupiter es la más rápida entre todos los planetas y tiene una atmósfera compleja, con nubes y tempestades. Por ello muestra franjas de diversos colores y algunas manchas.
La Gran Mancha Roja de Jupiter es una tormenta mayor que el diámetro de la Terra. Dura desde hace 300 años y provoca vientos de 400 Km/h.
Los anillos de Jupiter son más simples que los de Saturno. Están formados por partículas de polvo lanzadas al espacio cuando los meteoritos chocan con las lunas interiores de Júpiter.
Tanto los anillos como las lunas de Júpiter se mueven dentro de un enorme globo de radiación atrapado en la magnetosfera, el campo magnético del planeta.
Este enorme campo magnético, que sólo alcanza entre los 3 y 7 millones de km. en dirección al Sol, se proyecta en dirección contraria más de 750 millones de km., hasta llegar a la órbita de Saturno.
Hace 400 años, Galileo dirigió su telescopio rudimentario hacia Júpiter y vió que lo acompañaban tres puntitos. Continuó mirando y, cuatro días más tarde, descubrió otro. No podian ser estrellas, porque había observado que giraban alrededor del planeta. Eran satélites y, hasta entonces, no se conocía ningún otro planeta que los tuviera (salvo el nuestro, claro).
Después se han descubierto 12 lunas más, todas pequeñas, hasta completar un total de 16. Las naves Voyager estudiaron y fotografiaron el sistema de Júpiter en 1979. Después, en 1996 se puso en marcha un nuevo proyecto que permitiria observar Júpiter y sus lunas una buena temporada. Al proyecto, naturalmente, se le llamó Galileo.
Las observaciones realizadas por las sondas que se han acercado a Júpiter han permitido localizar otros muchos perqueños satélites de Júpiter. Hasta un total de 63 se habían descubierto en agosto de 2004.
Ganímedes: Es el satélite más grande de Júpiter y también del Sistema Solar, con 5.262 Km. de diámetro, mayor que Plutón y que Mercurio. Gira a unos 1.070.000 Km. del planeta en poco más de siete días.
Parece que tiene un núcleo rocoso, un manto de agua helada y una corteza de roca y hielo, con montañas, valles, cráteres y rios de lava.
Calisto: Tiene un diámetro de 4.800 km., casi igual que Mercurio, y gira a 1.883.000 Km. de Júpiter, cada 17 días. Es el satélite con más cráteres del Sistema Solar.
Está formado, a partes iguales, por roca y agua helada. El océano helado disimula los cráteres. Es el que tiene la densidad más baja de los cuatro satélites de Galileo.
Io: Io tiene 3.630 Km. de diámetro y gira a 421.000 Km. de Júpiter en poco más de un día y medio. Su órbita se ve afectada por el campo magnético de Júpiter y por la proximidad de Europa y Ganímedes.
Es rocoso, con mucha actividad volcánica. Su temperatura global es de -143ºC, pero hay una zona, un lago de lava, con 17ºC.
Europa: Tiene 3.138 Km. de diámetro. Su órbita se sitúa entre Io y Ganímedes, a 671.000 Km. de Jupiter. Da una vuelta cada tres días y medio.
El aspecto de Europa es el de una bola helada con líneas marcadas sobre la superficie del satélite. Probablemente son fracturas de la corteza que se han vuelto a llenar de agua y se han helado.
Saturno es el segundo planeta más grande del Sistema Solar y el único con anillos visibles desde la Tierra. Se ve claramente achatado por los polos a causa de la rápida rotación.
La atmósfera es de hidrógeno, con un poco de helio y metano. Es el único planeta que tiene una densidad menor que el agua. Si encontrásemos un océano suficientemente grande, Saturno flotaría.
El color amarillento de las nubes tiene bandas de otros colores, como Júpiter, pero no tan marcadas. Cerca del ecuador de Saturno el viento sopla a 500 Km/h.
Los anillos le dan un aspecto muy bonito. Tiene dos brillantes, A y B, y uno más suave, el C. Entre ellos hay aberturas. La mayor es la División de Cassini.
Cada anillo principal está formado por muchos anillos estrechos. Su composición es dudosa, pero sabemos que contienen agua. Podrían ser icebergs o bolas de nieve, mezcladas con polvo.
En 1850, el astrónomo Edouard Roche estudiaba el efecto de la gravedad de los planetas sobre sus satélites, y calculó que, cualquier materia situada a menos de 2,44 veces el radio del planeta, no se podría aglutinar para formar un cuerpo, y, si ya era un cuerpo, se rompería.
El anillo interior de Saturno, C, está a 1,28 veces el radio, y el exterior, el A, a 2,27. Los dos están dentro del límite de Roche, pero su origen todavía no se ha determinado. Con la materia que contienen se podría formar una esfera de un tamaño parecido al de la Luna.
El origen de los anillos de Saturno no se conoce con exactitud. Podrían haberse formado a partir de satélites que sufrieron impactos de cometas y meteoroides. Cuatrocientos años después de su descubrimiento, los impresionantes anillos de Saturno siguen siendo un misterio.
La elaborada estructura de los anillos se debe a la fuerza de gravedad de los satélites cercanos, en combinación con la fuerza centrífuga que genera la propia rotación de Saturno.
Las partículas que forman los anillos de Saturno tienen tamaños que van desde la medida microscópica hasta trozos como una casa. Con el tiempo, van recogiendo restos de cometas y asteroides. Si fuesen muy viejos, estarían oscuros por la acumulación de polvo. El hecho que sean brillantes indica que son jóvenes.
Saturno tiene, oficialmente, 33 satélites. Las recientes observaciones a través del Telescopio Espacial Hubble (HST) y las fotos enviadas por el Voyager han mostrado cuatro o cinco cuerpos cerca de Saturno que podrían ser nuevas lunas, pero todavía no se ha confirmado. Los siete años de viaje de la sonda Cassini también han dado sus frutos. La NASA informó en agosto de 2004 que la sonda había descubierto dos nuevas lunas en los anillos de Saturno, con lo cual, suman 33, de momento.
La densidad de los satélites de Saturno es muy baja y, además, reflejan mucha luz. Esto hace pensar que la meteria más abundante es el agua congelada, casi un 70%, y el resto son rocas.
Titán: Es el mayor de los satélites de Saturno y el segundo del Sistema Solar, con un diámetro de 5.150 Km.
Tiene una atmósfera más densa que la de La Tierra, formada por nitrógeno e hidrocarburos que le dan un color naranja. Gira alrededor de Saturno a 1.222.000 Km., en poco menos de 16 días.
Rea: Tiene 1.530 Km. de diámetro y gira a 527.000 Km. de Saturno cada cuatro días y medio. Tiene un pequeño núcleo rocoso. El resto es un océano de agua helada, con temperaturas que van de los 174 a los 220 ºC bajo cero.
Los cráteres provocados por los meteoritos duran poco, porque el agua se vuelve a helar y los borra.
Japeto: Es uno de los satélites más estraños. Tiene una densidad semejante a la de Rea, pero su aspecto es muy diferente, porque tiene una cara oscura y otra clara.
La cara oscura es, probablemente, material de un antiguo meteorito. Su diámetro es de 1.435 Km. y gira muy lejos, a 3.561.000 Km. de Saturno en 79 días y un tercio.
Dione y Tetis son otros dos grandes satélites de Saturno que tienen órbitas cercanas y tamaños similares. Dione, a la izquierda, tiene 1.120 Km. de diámetro, mientras que Tetis a la derecha, tiene 1.048. La primera gira a 377.000 Km. y la segunda a 295.000.
Urano
Es el septimo planeta desde el Sol y el tercero más grande del Sistema Solar. Urano es también el primero que se descubrió grcias al telescopio.
La atmósfera de Urano está formada por hidrógeno, metano y otros hidrocarburos. El metano absorbe la luz roja, por eso refleja los tonos azules y verdes.
Urano está inclinado de manera que el ecuador hace casi ángulo recto, 98 º, con la trayectoria de la órbita. Esto hace que en algunos momentos la parte más caliente, encarada al Sol, sea uno de los polos.
Su distancia al Sol es el doble que la de Saturno. Está tan lejos que, desde Urano, el Sol parece una estrella más. Aunque, mucho más brillante que las otras.
Urano, descubierto por William Herschel en 1781, es visible sin telescopio. Seguro que alguien lo había visto antes, pero la enorme distancia hace que brille poco y se mueva lentamente. Además, hay más de 5.000 estrellas más brillantes que él.
La inclinación sorprendente de Urano provoca un efecto curioso: su campo magnético se inclina 60 º en relación al eje y la cola tiene forma de tirabuzón, a causa de la rotación del planeta.
En 1977 se descubrieron los 9 primeros anillos de Urano. En 1986, la visita de la nave Voyager permitió medir y fotografiar los anillos, y descubrir dos nuevos.
Los anillos de Urano son distintos de los de Júpiter y Saturno. El exterior, Epsilon está formado por grandes rocas de hielo y tiene color gris. Parece que hay otros anillos, o fragmentos, no muy amplios, de unos 50 metros.
Las lunas de Urano
En el cielo de Urano no hay planetas brillantes. Saturno, el más cercano, parece una estrella pálida (Saturno está tan lejos de Urano como de la Tierra).
Pero hay cinco objetos que brillan más que Saturno. Son las cinco lunas grandes.
Además, Urano tiene otros 10 satélites con diámetros por debajo de los 170 Km, que giran cerca del planeta entre 25.000 y 60.000 Km de la superficie. Los últimos descubrimientos (agosto 2004) revelan la existencia de otros pequeños satélites, hasta un total de 27.
Titania: Es la luna más grande de Urano, con 1.580 Km. de diámetro. Está cubierta por pequeños cráteres y rocas muy rugosas, con fallas que indican que las fuerzas internas han moldeado su superficie.
Su órbita pasa a 436.000 Km. del centro de Urano. Da una vuelta cada 8 días y 17 horas.
Oberón: Se caracteriza por una superficie helada, cubierta de cráteres, algunos de un tamaño considerable. Tiene reflejos brillantes en algunos lugares, igual que Calisto, la luna de Júpiter.
Su diámetro es de 1.523 Km. y gira alrededor de Urano a una distancia media de 582.600 Km. en 13 días y 11 horas.
Neptuno
Es el planeta más exterior de los gigantes gaseosos y el primero que fue descubierto gracias a predicciones matemáticas.
El interior de Neptuno es roca fundida con agua, metano y amoníaco líquidos. El exterior es hidrógeno, helio, vapor de agua y metano, que le da el color azul.
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 son los de Neptuno. Muchos de ellos soplan en sentido contrario al de rotación. Cerca de la Gran Mancha Oscura se han medido vientos de 2.000 Km/h.
La nave Voyager II se acercó a Neptuno el año 1989 y lo fotografió. Descubrió seis de las ocho lunas que tiene y confirmó la existencia de anillos.
Neptuno tiene un sistema de cuatro anillos estrechos, delgados y muy tenues, difíciles de distingir con los telescopios terrestres. Se han formado a partir de partículas de polvo, arrancadas de las lunas interiores por los impactos de meteoritos pequeños.
En la atmósfera de Neptuno se llega a temperaturas cercanas a los 260 ºC bajo cero. Las nubes, de metano congelado, cambian con rapidez. La foto de la derecha muestra los cambios que detectó el Voyager II en un periodo de sólo 18 horas.
La distancia que nos separa de Neptuno se puede entender mejor con dos datos: una nave ha de hacer un viaje de doce años para llegar y, desde allí, sus mensajes tardan más de cuatro horas para volver a la Tierra.
Las lunas de Neptuno
Desde Neptuno, el Sol está muy lejos, 30 veces más que la Tierra, y sólo parece un puntito muy brillante. Todos los demás planetas están entre él y el Sol, a distancias enormes, de manera que no se ven.
Pero Neptuno guardaba una sorpresa. El 10 de octubre de 1846, menos de tres semanas después del descubrimiento de Neptuno, el astrónomo William Lassell descubrió que tenía un satélite, y brillaba más que los dos satélites de Urano conocidos hasta entonces.
Hasta agosto de 2004 se habían descubierto un total de 13 satélites de Neptuno.
Tritón: Tiene un diámetro de 2.700 Km. y gira a 355.000 Km. de Neptuno en poco menos de 6 días.
Dos características lo hacen especial: es el único satélite grande que gira en dirección contraria a la rotación de su planeta y es el objecto del Sistema Solar donde se ha medido la temperatura media más fría, 235 ºC bajo cero.
Su órbita está inclinada unos 30º con respecto al plano de la órbita de Neptuno alrededor del Sol. Se cree que se compone aproximadamente en una cuarta parte por hielo y en tres cuartas partes por roca.
Cuando fue capturado por la gravedad de Neptuno y forzado a describir una órbita elíptica en torno al planeta, Tritón rotaba sobre su eje a mucha más velocidad de lo que lo hace actualmente. Durante unos mil millones de años, la gravedad de Neptuno frenó la rotación de Tritón y lo llevó a describir una órbita circular.
Su superficie tiene pocos cráteres, pero abundantes grietas. También presenta llanuras heladas y accidentes geográficos semejantes a volcanes con diámetros de hasta 200 km. Hay géiseres que arrojan chorros oscuros a la tenue atmósfera. Esto puede deberse a que la luz del Sol vaporiza nitrógeno líquido situado bajo la superficie.
Plutón
Esta es información de Júpiter
Júpiter tiene una composición semejante a la del Sol, formada por hidrógeno, helio y pequeñas cantidades de amoníaco, metano, vapor de agua y otros compuestos.
La rotación de Jupiter es la más rápida entre todos los planetas y tiene una atmósfera compleja, con nubes y tempestades. Por ello muestra franjas de diversos colores y algunas manchas.
Esta es información de Plutón
Satélites
[editar]Caronte
[editar]Hidra y Nix
[editar]Atmósfera
Planeta u objeto transneptuniano
Tamaño comparado
Su atmósfera se expande
Características propias de un cometa
Este es un video educativo
http://www.youtube.com/watch?v=lt7skee25So&feature=fvst
Este es un video que muestra el origen del universo
http://www.youtube.com/watch?v=f54puRZ8Ats&feature=fvwrel
Este trata de lo mismo pero creo que es mejor
http://www.youtube.com/watch?v=IR_daID5shc&feature=related
Esta es la colición de plutón:
Aparte de los planetas...
En 2006 se descubrió esto:
Que plutón no era un planeta(sinó un planeta enano)(satélite Charon/ Charonte)
Y otros 6 planetas enanos como Eris (stelite Dysnomia), Sedna, Quaoar, 2003UB313, 2003 EL61 y 2005 FY9
Estos son otros planetas enanos(Los de laimagen y sin definición):
Estos son:
La 1era es una buena imagen del sistema solar.
La 2da es una imagen de la vialactea.
La 3era es de los años de oscuridad, la era de luz, y de los sistemas solares.
La 4ta también del sistema solar pero con sus circuitos.
La 5ta tiene todos los planetas y planetas enanos con sus nombres.
Mercurio
Es el planeta más cercano al Sol y el segundo más pequeño del Sistema Solar. Mercurio es menor que la Tierra, pero más grande que la Luna.
Si nos situásemos sobre Mercurio, el Sol nos parecería dos veces y media más grande. El cielo, sin embargo, lo veríamos siempre negro, porque no tiene atmósfera que pueda dispersar la luz.
Los romanos le pusieron el nombre del mensajero de los dioses porque se movía más rápido que los demás planetas. Da la vuelta al Sol en menos de tres meses. En cambio, Mercurio gira lentamente sobre su eje, una vez cada 58 días y medio. Antes lo hacía más rápido, pero la influencia del Sol le ha ido frenando.
Venus
Es el segundo planeta del Sistema Solar y el más semejante a La Tierra por su tamaño, masa, densidad y volumen. Los dos se formaron en la misma época, a partir de la misma nebulosa.Sin embargo, es diferente de la Tierra. No tiene océanos y su densa atmósfera provoca un efecto invernadero que eleva la temperatura hasta los 480 ºC. Es abrasador.
Los primeros astrónomos pensaban que Venus eran dos cuerpos diferentes porque, unas veces se ve un poco antes de salir el Sol y, otras, justo después de la puesta.
Venus gira sobre su eje muy lentamente y en sentido contrario al de los otros planetas. El Sol sale por el oeste y se pone por el este, al revés de lo que ocurre en La Tierra. Además, el día en Venus dura más que el año.
| Datos básicos | Venus | La Tierra |
| Tamaño: radio ecuatorial | 6.052 km. | 6.378 km. |
| Distancia media al Sol | 108.200.000 km. | 149.600.000 km. |
| Dia: periodo de rotación sobre el eje | -243 días | 23,93 horas |
| Año: órbita alrededor del Sol | 224,7 días | 365,256 días |
| Temperatura media superficial | 482 º C | 15 º C |
| Gravedad superficial en el ecuador | 8,87 m/s2 | 9,78 m/s2 |
La superficie de Venus es relativamente joven, entre 300 y 500 millones de años. Tiene amplísimas llanuras, atravesadas por enormes rios de lava, y algunas montañas.
Venus tiene muchos volcanes. El 85% del planeta está cubierto por roca volcánica. La lava ha creado surcos, algunos muy largos. Hay uno de 7.000 km.
En Venus también hay cráteres de los impactos de los meteoritos. Sólo de los grandes, porque los pequeños se deshacen en la espesa atmósfera.
Las fotos muestran el terreno brillante, como si estuviera mojado. Pero Venus no puede tener agua líquida, a causa de la elevada temperatura. El brillo lo provocan compuestos metálicos.
En marzo de 1982, la nave rusa Venera 13 resistió durante dos horas, enviando imágenes como ésta. En la parte inferior derecha se ve un trozo de la nave sobre el planeta Venus.
Tierra
Es nuestro planeta y el único habitado. Está en la ecosfera, un espacio que rodea al Sol y que tiene las condiciones necesarias para que exista vida.La Tierra es el mayor de los planetas rocosos. Eso hace que pueda retener una capa de gases, la atmósfera, que dispersa la luz y absorbe calor. De día evita que la Tierra se caliente demasiado y, de noche, que se enfríe.
Siete de cada diez partes de la superficie terrestre están cubiertas de agua. Los mares y océanos también ayudan a regular la temperatura. El agua que se evapora forma nubes y cae en forma de lluvia o nieve, formando rios y lagos. En los polos, que reciben poca energía solar, el agua se hiela y forma los casquetes polares. El del sur és más grande y concentra la mayor reserva de agua dulce.
La Tierra no es una esfera perfecta, sino que tiene forma de pera. Cálculos basados en las perturbaciones de las órbitas de los satélites artificiales revelan que el ecuador se engrosa 21 km; el polo norte está dilatado 10 m y el polo sur está hundido unos 31 metros.
| Datos básicos | La Tierra | Orden |
| Tamaño: radio ecuatorial | 6.378 km. | 5º |
| Distancia media al Sol | 149.600.000 km. | 3º. |
| Dia: periodo de rotación sobre el eje | 23,93 horas | 5º. |
| Año: órbita alrededor del Sol | 365,256 dias | 3º. |
| Temperatura media superficial | 15 º C | 7º. |
| Gravedad superficial en el ecuador | 9,78 m/s2 | 5º. |
Formación de la Tierra
La Tierra se formó hace unos 4.650 millones de años, junto con todo el Sistema Solar. Aunque las piedras más antiguas de la Tierra no tienen más de 4.000 millones de años, los meteoritos, que se corresponden geológicamente con el núcleo de la Tierra, dan fechas de unos 4.500 millones de años, y la cristalización del núcleo y de los cuerpos precursores de los meteoritos, se cree que ocurrió al mismo tiempo, unos 150 millones de años después de formarse la Tierra y el Sistema Solar.Después de condensarse a partir del polvo cósmico y del gas mediante la atracción gravitacional, la Tierra era casi homogénea y bastante fría. Pero la continuada contracción de materiales y la radiactividad de algunos de los elementos más pesados hizo que se calentara.
Después, comenzó a fundirse bajo la influencia de la gravedad, produciendo la diferenciación entre la corteza, el manto y el núcleo, con los silicatos más ligeros moviéndose hacia arriba para formar la corteza y el manto y los elementos más pesados, sobre todo el hierro y el níquel, cayendo hacia el centro de la Tierra para formar el núcleo.
Al mismo tiempo, la erupción de los numerosos volcanes, provocó la salida de vapores y gases volátiles y ligeros. Algunos eran atrapados por la gravedad de la Tierra y formaron la atmósfera primitiva, mientras que el vapor de agua condensado formó los primeros océanos.
Magnetismo de la Tierra
El magnetismo terrestre significa que la Tierra se comporta como un enorme imán. El físico inglés William Gilbert fue el primero que lo señaló, en 1600, aunque los efectos del magnetismo terrestre se habían utilizado mucho antes en las brújulas primitivas.La Tierra está rodeada por un potente campo magnético, como si el planeta tuviera un enorme imán en su interior cuyo polo sur estuviera cerca del polo norte geográfico y viceversa. Por paralelismo con los polos geográficos, los polos magnéticos terrestres reciben el nombre de polo norte magnético y polo sur magnético, aunque su magnetismo real sea opuesto al que indican sus nombres.
El polo norte magnético se sitúa hoy cerca de la costa oeste de la isla Bathurst en los Territorios del Noroeste en Canadá. El polo sur magnético está en el extremo del continente antártico en Tierra Adelia.
Las posiciones de los polos magnéticos no son constantes y muestran notables cambios de año en año. Las variaciones en el campo magnético de la Tierra incluyen el cambio en la dirección del campo provocado por el desplazamiento de los polos. Esta es una variación periódica que se repite cada 960 años. También existe una variación anual más pequeña.
Estructura de la Tierra
La corteza del planeta Tierra está formada por placas que flotan sobre el manto, una capa de materiales calientes y pastosos que, a veces, salen por una grieta formando volcanes.La densidad y la presión aumentan hacia el centro de la Tierra. En el núcleo están los materiales más pesados, los metales. El calor los mantiene en estado líquido, con fuertes movimientos. El núcleo interno es sólido.
Las fuerzas internas de la Tierra se notan en el exterior. Los movimientos rápidos originan terremotos. Los lentos forman plegamientos, como los que crearon las montañas.
El rápido movimiento rotatorio y el núcleo metálico generan un campo magnético que, junto a la atmosfera, nos protege de las radiaciones nocivas del Sol y de las otras estrellas.
Capas de la Tierra
Desde el exterior hacia el interior podemos dividir la Tierra en cinco partes:Atmósfera: Es la cubierta gaseosa que rodea el cuerpo sólido del planeta. Tiene un grosor de más de 1.100 km, aunque la mitad de su masa se concentra en los 5,6 km más bajos.
Hidrosfera: Se compone principalmente de océanos, pero en sentido estricto comprende todas las superficies acuáticas del mundo, como mares interiores, lagos, ríos y aguas subterráneas. La profundidad media de los océanos es de 3.794 m, más de cinco veces la altura media de los continentes.
Litosfera: Compuesta sobre todo por la corteza terrestre, se extiende hasta los 100 km de profundidad. Las rocas de la litosfera tienen una densidad media de 2,7 veces la del agua y se componen casi por completo de 11 elementos, que juntos forman el 99,5% de su masa. El más abundante es el oxígeno, seguido por el silicio, aluminio, hierro, calcio, sodio, potasio, magnesio, titanio, hidrógeno y fósforo. Además, aparecen otros 11 elementos en cantidades menores del 0,1: carbono, manganeso, azufre, bario, cloro, cromo, flúor, circonio, níquel, estroncio y vanadio. Los elementos están presentes en la litosfera casi por completo en forma de compuestos más que en su estado libre.
La litosfera comprende dos capas, la corteza y el manto superior, que se dividen en unas doce placas tectónicas rígidas. El manto superior está separado de la corteza por una discontinuidad sísmica, la discontinuidad de Mohorovicic, y del manto inferior por una zona débil conocida como astenosfera. Las rocas plásticas y parcialmente fundidas de la astenosfera, de 100 km de grosor, permiten a los continentes trasladarse por la superficie terrestre y a los océanos abrirse y cerrarse.
Manto: Se extiende desde la base de la corteza hasta una profundidad de unos 2.900 km. Excepto en la zona conocida como astenosfera, es sólido y su densidad, que aumenta con la profundidad, oscila de 3,3 a 6. El manto superior se compone de hierro y silicatos de magnesio como el olivino y el inferior de una mezcla de óxidos de magnesio, hierro y silicio.
Núcleo: Tiene una capa exterior de unos 2.225 km de grosor con una densidad relativa media de 10. Esta capa es probablemente rígida y su superficie exterior tiene depresiones y picos. Por el contrario, el núcleo interior, cuyo radio es de unos 1.275 km, es sólido. Ambas capas del núcleo se componen de hierro con un pequeño porcentaje de níquel y de otros elementos. Las temperaturas del núcleo interior pueden llegar a los 6.650 °C y su densidad media es de 13.
El núcleo interno irradia continuamente un calor intenso hacia afuera, a través de las diversas capas concéntricas que forman la porción sólida del planeta. La fuente de este calor es la energía liberada por la desintegración del uranio y otros elementos radiactivos. Las corrientes de convección dentro del manto trasladan la mayor parte de la energía térmica de la Tierra hasta la superficie.
Movimientos de la Tierra
La órbita de la Tierra es elíptica: hay momentos en que se encuentra más cerca del Sol y otros en que está más lejos. Además, el eje de rotación del planeta está un poco inclinado respecto al plano de la órbita. Al cabo del año parece que el Sol sube y baja.El camino aparente del Sol se llama eclíptica, y pasa sobre el ecuador de la Tierra a principios de la primavera y del otoño. Estos puntos son los equinocios. En ellos el día y la noche duran igual. Los puntos de la eclíptica más alejados del ecuador se llaman solsticios, y señalan el principio del invierno y del verano.
Cerca de los solsticios, los rayos solares caen más verticales sobre uno de los dos hemisferios y lo calientan más. Es el verano. Mientras, el otro hemisferio de la Tierra recibe los rayos más inclinados, han de atravesar más trozo de atmosfera y se enfrían antes de llegar a tierra. Es el invierno.
Al igual que todo el Sistema Solar, la Tierra se mueve por el espacio a unos 20,1 km/s o 72,360 km/h hacia la constelación de Hércules. Sin embargo, la Vía Láctea como un todo, se mueve hacia la constelación de Leo a 600 km/s.
Traslación: La Tierra y la Luna giran juntas en una órbita elíptica alrededor del Sol. La excentricidad de la órbita es pequeña, tanto que la órbita es prácticamente un círculo. La circunferencia aproximada de la órbita de la Tierra es de 938.900.000 km y nuestro planeta viaja a lo largo de ella a una velocidad de unos 106.000 km/h.
Rotación: La Tierra gira sobre su eje una vez cada 23 horas, 56 minutos y 4,1 segundos. Por lo tanto, un punto del ecuador gira a poco más de 1.600 km/h y un punto de la Tierra a 45° de altitud N, gira a unos 1.073 km/h.
Otros movimientos: Además de estos movimientos primarios, hay otros componentes en el movimiento total de la Tierra como la precesión de los equinoccios y la nutación, una variación periódica en la inclinación del eje de la Tierra provocada por la atracción gravitacional del Sol y de la Luna.
Meteoritos
La palabra meteorito significa fenómeno del cielo y describe la luz que se produce cuando un fragmento de materia extraterrestre entra a la atmosfera de la Tierra y se desintegra.La palabra meteoroide se aplica a la propia partícula, sin hacer referencia al fenómeno que se produce cuando entra a la atmosfera. Hay muchísimos meteoroides y pocos meteoritos. Algunos de los meteoritos que se han estudiado parece que venían de la Luna y otros de Marte. La mayoría, sin embargo, son fragmentos de asteroides o de cometas.
También hay corrientes de meteoroides, que se han formado por la desintegración de núcleos de cometas. Cuando coinciden con la Tierra se origina una lluvia de meteoritos (o, si es muy intensa, una tempestad) que puede durar unos cuantos días.
Cada día entran en la atmósfera terrestre una gran cantidad de meteoroides, varios cientos de toneladas de materia. Pero la mayoría son muy pequeños. Sólo los grandes alcanzan la superficie para convertirse en meteoritos. El mayor meteorito encontrado (Hoba, en Namibia) pesa 60 toneladas.Los meteoroides entran en la atmósfera a una velocidad media que oscila entre 10 y 70 km/s. Los pequeños y medianos se frenan rápidamente hasta unos cientos de km/hora debido a la fricción, y cuando caen a tierra (si llegan) lo hacen con poca fuerza. Solamente los grandes conservan la velocidad suficiente para dejar un cráter.
Hay tres clases de meteoritos: los litosideritos estan formados por materiales rocosos y hierro. Constituyen apenas un uno por ciento de los meteoritos. Los meteoritos rocosos, formados solamente por rocas, son los más abundantes. Los meteoritos ferrosos, un 6% del total, contienen gran cantidad de hierro.
El estudio de meteoritos revela datos interesantes. Son buenos ejemplos de la materia primitiva del Sistema Solar, aunque en algunos casos sus propiedades han sido alteradas.
El único hierro que conocían los humanos antes de inventar la forja provenía de los meteoritos. Los minerales terrestres que contienen hierro no tienen resistencia. El hierro extraterrestre nos puso en la pista de la metalúrgia.
Algunas catástrofes del pasado pueden haber sido causadas por meteoritos, como la extinción de los dinosaurios del Cretaceo, hace 65 millones de años, provocada por la caída de un meteorito de unos 10 Km. de diámetro. O, al menos, así lo creen algunos astrónomos.
La Luna
La luna es el único satélite natural de la Tierra y el único cuerpo del Sistema Solar que podemos ver en detalle a simple vista o con instrumentos sencillos.La Luna refleja la luz solar de manera diferente según donde se encuentre. Gira alrededor de la Tierra y sobre su eje en el mismo periodo: 27 dias, 7 horas y 43 minutos. Esto hace que nos muestre siempre la misma cara.
No tiene atmosfera ni agua, por eso su superficie no se deteriora con el tiempo, si no es por el impacto ocasional de algún meteorito. La Luna se considera fosilizada.
El 20 de julio de 1969, Neil Armstrong se convirtió en el primer hombre que pisaba la Luna, formando parte de la misión Apollo XI. Los proyectos lunares han recogido cerca de 400 kg. de muestras que los científicos analizan.
| Datos básicos | La Luna | La Tierra |
| Tamaño: radio ecuatorial | 1.737 km. | 6.378 km. |
| Distancia media a La Tierra | 384.403 km. | - |
| Día: periodo de rotación sobre el eje | 27,32 días | 23,93 horas |
| Órbita alrededor de La Tierra | 27,32 días | - |
| Temperatura media superficial (dia) | 107 º C | 15 º C |
| Temperatura media superficial (noche) | -153 º C | |
| Gravedad superficial en el ecuador | 1,62 m/s2 | 9,78 m/s2 |
Características de la Luna
La Luna describe su órbita alrrededor de la Tierra a una distancia media de 384.403 km y a una velocidad media de 3.700 km/h. Aunque aparece brillante a simple vista, sólo refleja en el espacio alrededor del 7% de la luz que recibe del Sol. Este poder de reflexión, o albedo, es similar al del polvo de carbón.Los observadores antiguos creían que las regiones oscuras de su superficie eran océanos, dándole el nombre latino de "mare", que todavía usamos. Las regiones más brillantes se consideraban continentes.
Desde el renacimiento, los telescopios han revelado numerosos detalles de la superficie lunar, y las naves espaciales han contribuido todavía más a este conocimiento. Hoy sabemos que la Luna tiene cráteres, cadenas de montañas, llanuras o mares, fracturas, cimas, fisuras lunares y radios.
El mayor cráter es el llamado Bailly, de 295 km de diámetro y 3.960 m de profundidad. El mar más grande es el Mare Imbrium (mar de las Lluvias), de 1.200 km de diámetro. Las montañas más altas, en las cordilleras Leibniz y Doerfel, cerca del polo sur, tienen cimas de hasta 6.100 m de altura, comparables a la cordillera del Himalaya.
El origen de los cráteres lunares se ha debatido durante mucho tiempo. Los estudios muestran que la mayor parte se formaron por impactos de meteoritos que viajaban a gran velocidad o de pequeños asteroides, sobre todo durante la era primaria de la historia lunar, cuando el Sistema Solar contenía todavía muchos de estos fragmentos. Sin embargo, algunos cráteres, fisuras lunares y cimas presentan características que son indiscutiblemente de origen volcánico.
La Luna, Fases y Eclipses
La luna es el único satélite natural de la Tierra y el único cuerpo del Sistema Solar que podemos ver en detalle a simple vista o con instrumentos sencillos.La Luna refleja la luz solar de manera diferente según donde se encuentre. Gira alrededor de la Tierra y sobre su eje en el mismo periodo: 27 dias, 7 horas y 43 minutos. Esto hace que nos muestre siempre la misma cara.
No tiene atmosfera ni agua, por eso su superficie no se deteriora con el tiempo, si no es por el impacto ocasional de algún meteorito. La Luna se considera fosilizada.
El 20 de julio de 1969, Neil Armstrong se convirtió en el primer hombre que pisaba la Luna, formando parte de la misión Apollo XI. Los proyectos lunares han recogido cerca de 400 kg. de muestras que los científicos analizan.
| Datos básicos | La Luna | La Tierra |
| Tamaño: radio ecuatorial | 1.737 km. | 6.378 km. |
| Distancia media a La Tierra | 384.403 km. | - |
| Día: periodo de rotación sobre el eje | 27,32 días | 23,93 horas |
| Órbita alrededor de La Tierra | 27,32 días | - |
| Temperatura media superficial (dia) | 107 º C | 15 º C |
| Temperatura media superficial (noche) | -153 º C | |
| Gravedad superficial en el ecuador | 1,62 m/s2 | 9,78 m/s2 |
Características de la Luna
La Luna describe su órbita alrrededor de la Tierra a una distancia media de 384.403 km y a una velocidad media de 3.700 km/h. Aunque aparece brillante a simple vista, sólo refleja en el espacio alrededor del 7% de la luz que recibe del Sol. Este poder de reflexión, o albedo, es similar al del polvo de carbón.Los observadores antiguos creían que las regiones oscuras de su superficie eran océanos, dándole el nombre latino de "mare", que todavía usamos. Las regiones más brillantes se consideraban continentes.
Desde el renacimiento, los telescopios han revelado numerosos detalles de la superficie lunar, y las naves espaciales han contribuido todavía más a este conocimiento. Hoy sabemos que la Luna tiene cráteres, cadenas de montañas, llanuras o mares, fracturas, cimas, fisuras lunares y radios.
El mayor cráter es el llamado Bailly, de 295 km de diámetro y 3.960 m de profundidad. El mar más grande es el Mare Imbrium (mar de las Lluvias), de 1.200 km de diámetro. Las montañas más altas, en las cordilleras Leibniz y Doerfel, cerca del polo sur, tienen cimas de hasta 6.100 m de altura, comparables a la cordillera del Himalaya.
El origen de los cráteres lunares se ha debatido durante mucho tiempo. Los estudios muestran que la mayor parte se formaron por impactos de meteoritos que viajaban a gran velocidad o de pequeños asteroides, sobre todo durante la era primaria de la historia lunar, cuando el Sistema Solar contenía todavía muchos de estos fragmentos. Sin embargo, algunos cráteres, fisuras lunares y cimas presentan características que son indiscutiblemente de origen volcánico.
Eclipse de Sol, eclipse de Luna
A veces, el Sol, la Luna y la Tierra se sitúan formando una línea recta. Entonces se producen sombras, de forma que la de la Tierra cae sobre la Luna o al revés. Son los eclipses.
Cuando la Luna pasa por detrás y se sitúa a la sombra de la Tierra, se produce un Eclipse Lunar (dibujo, izquierda). Cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol, lo tapa y se produce un Eclipse Solar (dibujo, derecha).
Si un astro llega a ocultar totalmente al otro, el eclipse es total, si no, es parcial. Algunes veces la Luna se pone delante del Sol, pero únicamente oculta el centro. Entonces el eclipse tiene forma anular, de anillo.
Marte
Es el cuarto planeta del Sistema Solar. Conocido como el planeta rojo por sus tonos rosados, los romanos lo identificaban con la sangre y le pusieron el nombre de su dios de la guerra.El planeta Marte tiene una atmósfera muy fina, formada principalmente por dióxido de carbono, que se congela alternativamente en cada uno de los polos. Contiene sólo un 0,03% de agua, mil veces menos que la Tierra.
Los estudios demuestran que Marte tuvo una atmósfera más compacta, con nubes y precipitaciones que formaban rios. Sobre la superficie se adivinan surcos, islas y costas. Las grandes diferencias de temperatura provocan vientos fuertes. La erosión del suelo ayuda a formar tempestades de polvo y arena que degradan todavía más la superficie.
| Datos básicos | Marte | La Tierra |
| Tamaño: radio ecuatorial | 3.397 km. | 6.378 km. |
| Distancia media al Sol | 227.940.000 km. | 149.600.000 km. |
| Dia: periodo de rotación sobre el eje | 24,62 horas | 23,93 horas |
| Año: órbita alrededor del Sol | 686,98 días | 365,256 días |
| Temperatura media superficial | -63 º C | 15 º C |
| Gravedad superficial en el ecuador | 3,72 m/s2 | 9,78 m/s2 |
Antes de la exploración espacial, se pensaba que podía haber vida en Marte. Las observaciones demuestran que no tiene, aunque podría haberla tenido en el pasado.
En las condiciones actuales, Marte es estéril, no puede tener vida. Su suelo es seco y oxidante, y recibe del Sol demasiados rayos ultravioletas.
Cuando se halla más cerca de la Tierra, a unos 55 millones de kilómetros, Marte es, después de Venus, el objeto más brillante en el cielo nocturno. Puede observarse más fácilmente cuando se forma la línea Sol-Tierra-Marte (cuando está en oposición) y se encuentra cerca de la Tierra, cosa que ocurre cada 15 años.
El tono rojizo de su superficie se debe a la oxidación o corrosión. Las zonas oscuras están formadas por rocas similares al basalto terrestre, cuya superficie se ha erosionado y oxidado. Las regiones más brillantes parecen estar compuestas por material semejante, pero contienen partículas más finas, como el polvo.
A causa de la inclinación de su eje y la excentricidad de su órbita, los veranos son cortos y calurosos y los inviernos largos y fríos. Enormes casquetes brillantes, en apariencia formados por escarcha o hielo, señalan las regiones polares del planeta.
Se ha seguido el ciclo estacional de Marte durante casi dos siglos. En el otoño marciano se forman nubes brillantes sobre el polo correspondiente. Una fina capa de dióxido de carbono se deposita sobre el casquete polar durante el otoño y el invierno, al final del cual el casquete polar puede descender a latitudes de 45°. En primavera y al final de la larga noche polar, la parte estacional se va deshaciendo y muestra el casquete helado del invierno, que es permanente.
Además de las nubes de dióxido de carbono helado, en el planeta hay otros tipos de nubes. Se observan neblinas y nubes de hielo a gran altitud. Estas últimas son el resultado del enfriamiento asociado con las masas de aire que se alzan por encima de obstáculos elevados. Durante los veranos del sur son especialmente notables extensas nubes amarillas compuestas de polvo levantado por los vientos.
Las Lunas de Marte
Marte tiene dos satélites, Fobos y Deimos. Son pequeños y giran rápido cerca del planeta. Esto dificultó su descubrimiento a través del telescopio.Fobos tiene poco más de 27 Km. por el lado más largo. Gira a 9.380 Km. del centro, es decir, a menos de 6.000 Km. de la superficie de Marte, cada 7 horas y media. Deimos es la mitad de Fobos y gira a 23.460 Km. del centro en poco más de 30 horas.
La caracteristica mas sobresaliente de Fobos es el cráter Stickney, que mide 10 km de diámetro. Su superficie está plagada de surcos de poca profundidad, que tienen una anchura entre 100 y 200 metros, y una profundidad de 20 o 30 metros.
Los pequeños fosos con bordes levantados, aliniados en formaciones paralelas, podrían ser puntos en que el gas escapó del hielo subterraneo a través de fisuras. Fobos pudo haberse manifestado entonces como un cometa.
El enorme cráter de Fobos fue producido por un choque que estuvo a punto de destruirlo por completo. El periodo orbital de Fobos se está reduciendo paulatinamente. Por eso, desciende hacia la superficie marciana 9 metros por siglo, lo que significa que terminará colisionando con Marte dentro de unos 40 millones de años.
Deimos parece ser relativamente liso cuando se contempla a distancia. Sin embargo, en la realidad está salpicado de pequeños cráteres rellenos de materiales finos. Sus dimensiones son de 16x12x10 km. A diferencia de Fobos,Deimos no tiene ni un solo cráter mayor de 2,3 km de diámetro.El gran parecidoentre Fobos y Deimos con un determindo tipo de asteroides hace pensar que Marte ha captado dos de ellos, y más si tenemos en cuenta que el cinturón principal de planetoides está un poco más allá de la orbita de Marte.
Pertubaciones generadas en Júpiter podrían haber empujado algunos cuerpos menores hacia las regiones interiores del sistema solar, favoreciendo así el proceso de atracción. Sin embargo la forma de las órbitas de Fobos y Deimos son muy regulares y casi coincidentes con el plano ecuatorial de Marte, por lo que hacen improbable esta explicación.
Otra hipótesis es que ambos satélites hayan nacido de la ruptura de un único satétlite orbital alrededor de Marte, como testimonia su forma. Pero aún en el caso de que hubieran surgido de un solo objeto partido por un impacto, sus orígenes se remontan a miles de millones de años.
Asteroides
Son una serie de objetos rocosos o metálicos que orbitan alrededor del Sol, la mayoría en el cinturón principal, entre Marte y Júpiter.Algunos asteroides, sin embargo, tienen órbitas que van más allá de Saturno, otros se acercan más al Sol que la Tierra. Algunos han chocado contra nuestro planeta. Cuando entran en la atmosfera, se encienden y se transforman en meteoritos.
A los asteroides también se les llama planetas menores. El más grande es Ceres, con 1.000 Km. de diámetro. Después, Vesta y Pallas, con 525. Se han encontrado 16 que superan los 240 Km., y muchos pequeños. Gaspra, el de la foto lateral, no llega a los 35 km de punta a punta, mientras que Ida, abajo, tiene unos 115 Km.
| Asteroides | Radio | Distancia media al Sol | Descubrimiento |
| Ceres | 457 km. | 413.900.000 km. | 1801 |
| Pallas | 261 km. | 414.500.000 km. | 1802 |
| Vesta | 262 km. | 353.400.000 km. | 1807 |
| Hygíea | 215 km. | 470.300.000 km. | 1849 |
| Eunomia | 136 km. | 395.500.000 km. | 1851 |
| Psyche | 132 km. | 437.100.000 km. | 1852 |
| Europa | 156 km. | 436.300.000 km. | 1858 |
| Silvia | 136 km. | 512.500.000 km. | 1866 |
| Ida | 58 x 23 km. | 270.000.000 km. | 1884 |
| Davida | 168 km. | 475.400.000 km. | 1903 |
| Interamnia | 167 km. | 458.100.000 km. | 1910 |
| Gaspra | 17 x 10 km. | 205.000.000 km. | 1916 |
La masa total de todos los asteroides del Sistema Solar es mucho menor que la de la Luna. Los cuerpos más grandes son más o menos esféricos, pero los que tienen diámetros menores de 160 km tienen formas alargadas e irregulares. La mayoría, independientemente de su tamaño, tardan de 5 a 20 horas en completar un giro sobre su eje. Algunos asteroides tienen compañeros.Pocos científicos creen que los asteroides sean los restos de un planeta que resultó destruido. Lo más probable es que ocupen el lugar en el Sistema Solar en donde se podría haber formado un planeta de tamaño considerable, lo que no ocurrió por las influencias disruptivas de Júpiter.
Se cree que la mayoría de los meteoritos recuperados en la Tierra son fragmentos de asteroides. LLos científicos creen que los asteroides, al igual que los meteoritos, se pueden clasificar en varios tipos:
Las tres cuartas partes de los asteroides visibles desde la Tierra, incluido Ceres, pertenecen al tipo C, y parecen estar relacionados con una clase de meteoritos conocidos como condritos carbonáceos, que son los materiales más antiguos del Sistema Solar, con una composición que refleja la de las primitivas nebulosas solares.
Los asteroides del tipo S, relacionados con los meteoritos pétreos-ferrosos, constituyen aproximadamente el 15% del total.
Mucho más raros son los objetos del tipo M, que corresponden por su composición a los meteoritos ferrosos. Compuestos de una aleación de hierro y níquel, representan los núcleos de los cuerpos planetarios, a los que los impactos despojaron de sus capas externas.
Unos pocos asteroides, entre ellos Vesta, quizá estén relacionados con la clase más extraña de meteoritos: los acondritos. Parecen tener en su superficie una composición semejante a la lava terrestre. Por ello, los astrónomos están razonablemente seguros de que Vesta, en algún momento de su historia, se reblandeció de forma parcial.
El cinturón de Asteroides
Entre las órbitas de Marte y Júpiter hay una región de 550 millones de kilómetros en la que orbitan más de 18.000 asteroides. Algunos sateroides tienen incluso satélites que orbitan a su alrededor. Los asteroides fueron descubiertos primero teóricamente, tal como sucedió con el descubrimiento de Neptuno y Plutón. En 1776, el astrónomo alemán Johann D. Titius predijo la existencia de un planeta entre Marte y Júpiter.En 1801 Giuseppe Piazi descubrió un cuerpo celeste orbitando a la distancia predicha anteriormente. El tamaño del objeto, bautizado como Ceres, era menor de lo esperado (1025 kilómetros), por lo que no se ajustaba completamente al modelo propuesto. Un año Heinrich Olbers (1758-1840) descubrió otro asteroide de similares características: Palas.
En 1807, Heinrich Olbers sugirió que, en lugar de un planeta intermedio, existiesen más cuerpos residuales de un planeta mucho mayor. Hoy sabemos que esto no fue así, sino que estos asteroides son cuerpos que no llegaron a agregarse durante los comienzos del Sistema Solar para formar un planeta, posiblemente debido a la enorme fuerza gravitatoria del cercano Júpiter.
Las naves que han navegado a través del cinturón de asteroides han demostrado que está prácticamente vacío y que las distancias que separan los unos de los otros son enormes.
Los asteroides del cinturón se formaron, según una teoría, a partir de la destrucción de un planeta, un pequeño planeta. Habría que juntar 2.500 veces los asteroides conocidos para tener la masa de la Tierra.
Según otra teoría, un grupo de unos 50 asteroides se formaron con el resto del Sistema Solar. Después, las colisiones los han ido fragmentando.
Dentro del cinturón hay lagunas, zonas donde no gira ningún asteroide, a causa de la influencia de Júpiter, el planeta gigante más cercano.
Los llamados asteroides Troyanos están situados en dos nubes, una que gira 60° por delante de Júpiter, en el plano de su órbita, y la otra 60° por detrás.
La distribución espacial de los asteroides está condicionada por la presencia de Júpiter. La gravedad de este planeta gigante crea zonas resonantes en las que se acumulan los asteroides, como los troyanos.
En la imagen se puede ver el asteroide Castalia fotografiado por el Telescopio Espacial Hubble en 12 posiciones
Este collage muestra los tamaños relativos, con respecto a la Tierra, de los tres planetas enanos originales (Pluto, Ceres, y Eris). También muestra a escala a Charón, la gran luna de Plutón (y sus dos pequeñas lunas Nix y Hydra) , la luna de Eris, Dysnomia. Las distancias entre los objetos de esta imagen no están a escala.
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Imágenes cortesía de NASA, ESA, y A. Feild (STScI).
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Imágenes cortesía de NASA, ESA, y A. Feild (STScI).
Planetas Enanos
En el 2006, la Unión Astronómica Internacional (IAU por sus siglas en Inglés, International Astronomical Union) aprobó un nuevo esquema de clasificación para losplanetas y objetos más pequeños de nuestro Sistema Solar. Su esquema incluye tres clases de objetos: "pequeños cuerpos del Sistema Solar"(incluyendo la mayoría de asteroides y cometas), los planetas mucho más grandes (incluyendo a la Tierra , Júpiter, y así sucesivamente), y la nueva categoría de "planetas enanos" de tamaño intermedio.
Actualmente hay cinco planetas enanos oficiales. Plutón, solía ser el más pequeño de los "nueve planetas traditionales", pero fue degradado a planeta enano.Ceres, el asteroide más grande del cinturón principal de asteroides entre Marte y Júpiter, también fue declarado planeta enano. Los otros tres planetas enanos (¡por ahora!) son Eris, Makemake, y Haumea. Plutón, Makemake, y Haumea orbitan el Sol en las zonas exteriores congeladas de nuestro Sistema Solar, en elCinturón de Kuiper. Eris, también un objeto Tran-neptuniano, está incluso más lejos.
¿Cuál es la diferencia entre los planetas regulares y los planetas enanos? Como puedes suponer, es en parte una cuestión de tamaño, siendo más pequeños los planetas enanos. ¿Pero cuán grande necesita ser un planeta para convertirse en un planeta hecho y derecho en vez de un enano? Pudieras pensar que el requisito mínimo de tamaño es arbitrario, pero la decisión de tamaño está realmente basado en otras características del objeto y de su historia en el Sistema Solar.
Tanto los planetas como los planetas enanos orbitan elSol, no otros planetas (en ese caso los llamamos lunas). Ambos deben ser lo suficientemente grandes para que su propia gravedad les haya provocado forma de esfera; esto elimina numerosos cuerpos más pequeños como la mayoría de los asteroides, muchos de los cuales tienenformas irregulares. Los planetas despejan objetos más pequeños de sus órbitas aspirando a los pequeños cuerpos o arrojándolos fuera de órbita. Los planetas enanos, con sus gravedades más débiles, no puedenlimpiar sus órbitas.
Aunque actualmente sólo hay cinco planetas enanos, se espera que su número crezca. Los científicos estiman que podrían haber 70 planetas enanos entre los objetos externos del Sistema Solar ya descubiertos. Ya que no sabemos los tamaños reales o las formas de muchos de los objetos que hemos encontrado (debido a que se encuentran muy lejos), no podemos determinar si realmente son planetas enanos o no. Más observaciones y mejores telescopios nos ayudarán a determinar cuáles otros objectos son planetas enanos. Los astrónomos especulan que podrían haber aproximadamente 200 planetas enanos hasta el distante cinturón de Kuiper, una banda helada de planetoides congelados en el borde de nuestro Sistema Solar.
Última modificación el 9 de junio de 2009 por Randy Russell.
Júpiter
Es el planeta más grande del Sistema Solar, tiene más materia que todos los otros planetas juntos y su volumen es mil veces el de la Tierra.Júpiter tiene un tenue sistema de anillos, invisible desde la Tierra. También tiene 16 satélites. Cuatro de ellos fueron descubiertos por Galileo en 1610. Era la primera vez que alguien observaba el cielo con un telescopio.
Júpiter tiene una composición semejante a la del Sol, formada por hidrógeno, helio y pequeñas cantidades de amoníaco, metano, vapor de agua y otros compuestos.
La rotación de Jupiter es la más rápida entre todos los planetas y tiene una atmósfera compleja, con nubes y tempestades. Por ello muestra franjas de diversos colores y algunas manchas.
| Datos básicos | Júpiter | La Tierra |
| Tamaño: radio ecuatorial | 71.492 km. | 6.378 km. |
| Distancia media al Sol | 778.330.000 km. | 149.600.000 km. |
| Día: periodo de rotación sobre el eje | 9,84 horas | 23,93 horas |
| Año: órbita alrededor del Sol | 11,86 años | 1 año |
| Temperatura media superficial | -120 º C | 15 º C |
| Gravedad superficial en el ecuador | 22,88 m/s2 | 9,78 m/s2 |
La Gran Mancha Roja de Jupiter es una tormenta mayor que el diámetro de la Terra. Dura desde hace 300 años y provoca vientos de 400 Km/h.Los anillos de Jupiter son más simples que los de Saturno. Están formados por partículas de polvo lanzadas al espacio cuando los meteoritos chocan con las lunas interiores de Júpiter.
Tanto los anillos como las lunas de Júpiter se mueven dentro de un enorme globo de radiación atrapado en la magnetosfera, el campo magnético del planeta.
Este enorme campo magnético, que sólo alcanza entre los 3 y 7 millones de km. en dirección al Sol, se proyecta en dirección contraria más de 750 millones de km., hasta llegar a la órbita de Saturno.
Saturno
Hace 400 años, Galileo dirigió su telescopio rudimentario hacia Júpiter y vió que lo acompañaban tres puntitos. Continuó mirando y, cuatro días más tarde, descubrió otro. No podian ser estrellas, porque había observado que giraban alrededor del planeta. Eran satélites y, hasta entonces, no se conocía ningún otro planeta que los tuviera (salvo el nuestro, claro).Después se han descubierto 12 lunas más, todas pequeñas, hasta completar un total de 16. Las naves Voyager estudiaron y fotografiaron el sistema de Júpiter en 1979. Después, en 1996 se puso en marcha un nuevo proyecto que permitiria observar Júpiter y sus lunas una buena temporada. Al proyecto, naturalmente, se le llamó Galileo.
Las observaciones realizadas por las sondas que se han acercado a Júpiter han permitido localizar otros muchos perqueños satélites de Júpiter. Hasta un total de 63 se habían descubierto en agosto de 2004.
| Satélites de Júpiter | Radio (km) | Distancia (km) |
| Metis | 20 | 127,969 |
| Adrastea | 12.5x10x7.5 | 128,971 |
| Amaltea | 135x84x75 | 181,300 |
| Tebe | 55x45 | 221,895 |
| Io | 1,815 | 421,600 |
| Europa | 1,569 | 670,900 |
| Ganimedes | 2,631 | 1,070,000 |
| Calisto | 2,400 | 1,883,000 |
| Leda | 8 | 11,094,000 |
| Himalia | 93 | 11,480,000 |
| Lisitea | 18 | 11,720,000 |
| Elara | 38 | 11,737,000 |
| Ananke | 15 | 21,200,000 |
| Carm | 20 | 22,600,000 |
| Pasifae | 25 | 23,500,000 |
| Sinope | 18 | 23,700,000 |
Ganímedes: Es el satélite más grande de Júpiter y también del Sistema Solar, con 5.262 Km. de diámetro, mayor que Plutón y que Mercurio. Gira a unos 1.070.000 Km. del planeta en poco más de siete días.
Parece que tiene un núcleo rocoso, un manto de agua helada y una corteza de roca y hielo, con montañas, valles, cráteres y rios de lava.
Calisto: Tiene un diámetro de 4.800 km., casi igual que Mercurio, y gira a 1.883.000 Km. de Júpiter, cada 17 días. Es el satélite con más cráteres del Sistema Solar.
Está formado, a partes iguales, por roca y agua helada. El océano helado disimula los cráteres. Es el que tiene la densidad más baja de los cuatro satélites de Galileo.
Io: Io tiene 3.630 Km. de diámetro y gira a 421.000 Km. de Júpiter en poco más de un día y medio. Su órbita se ve afectada por el campo magnético de Júpiter y por la proximidad de Europa y Ganímedes.
Es rocoso, con mucha actividad volcánica. Su temperatura global es de -143ºC, pero hay una zona, un lago de lava, con 17ºC.
Europa: Tiene 3.138 Km. de diámetro. Su órbita se sitúa entre Io y Ganímedes, a 671.000 Km. de Jupiter. Da una vuelta cada tres días y medio.
El aspecto de Europa es el de una bola helada con líneas marcadas sobre la superficie del satélite. Probablemente son fracturas de la corteza que se han vuelto a llenar de agua y se han helado.
Saturno
Saturno es el segundo planeta más grande del Sistema Solar y el único con anillos visibles desde la Tierra. Se ve claramente achatado por los polos a causa de la rápida rotación.La atmósfera es de hidrógeno, con un poco de helio y metano. Es el único planeta que tiene una densidad menor que el agua. Si encontrásemos un océano suficientemente grande, Saturno flotaría.
El color amarillento de las nubes tiene bandas de otros colores, como Júpiter, pero no tan marcadas. Cerca del ecuador de Saturno el viento sopla a 500 Km/h.
Los anillos le dan un aspecto muy bonito. Tiene dos brillantes, A y B, y uno más suave, el C. Entre ellos hay aberturas. La mayor es la División de Cassini.
| Datos básicos | Saturno | La Tierra |
| Tamaño: radio ecuatorial | 60.268 km. | 6.378 km. |
| Distancia media al Sol | 1.429.400.000 km. | 149.600.000 km. |
| Día: periodo de rotación sobre el eje | 10,23 horas | 23,93 horas |
| Año: órbita alrededor del Sol | 29,46 años | 1 año |
| Temperatura media superficial | -125 º C | 15 º C |
| Gravedad superficial en el ecuador | 9,05 m/s2 | 9,78 m/s2 |
Cada anillo principal está formado por muchos anillos estrechos. Su composición es dudosa, pero sabemos que contienen agua. Podrían ser icebergs o bolas de nieve, mezcladas con polvo.
En 1850, el astrónomo Edouard Roche estudiaba el efecto de la gravedad de los planetas sobre sus satélites, y calculó que, cualquier materia situada a menos de 2,44 veces el radio del planeta, no se podría aglutinar para formar un cuerpo, y, si ya era un cuerpo, se rompería.
El anillo interior de Saturno, C, está a 1,28 veces el radio, y el exterior, el A, a 2,27. Los dos están dentro del límite de Roche, pero su origen todavía no se ha determinado. Con la materia que contienen se podría formar una esfera de un tamaño parecido al de la Luna.
El origen de los anillos de Saturno no se conoce con exactitud. Podrían haberse formado a partir de satélites que sufrieron impactos de cometas y meteoroides. Cuatrocientos años después de su descubrimiento, los impresionantes anillos de Saturno siguen siendo un misterio.
La elaborada estructura de los anillos se debe a la fuerza de gravedad de los satélites cercanos, en combinación con la fuerza centrífuga que genera la propia rotación de Saturno.
Las partículas que forman los anillos de Saturno tienen tamaños que van desde la medida microscópica hasta trozos como una casa. Con el tiempo, van recogiendo restos de cometas y asteroides. Si fuesen muy viejos, estarían oscuros por la acumulación de polvo. El hecho que sean brillantes indica que son jóvenes.
Las lunas de Saturno
Saturno tiene, oficialmente, 33 satélites. Las recientes observaciones a través del Telescopio Espacial Hubble (HST) y las fotos enviadas por el Voyager han mostrado cuatro o cinco cuerpos cerca de Saturno que podrían ser nuevas lunas, pero todavía no se ha confirmado. Los siete años de viaje de la sonda Cassini también han dado sus frutos. La NASA informó en agosto de 2004 que la sonda había descubierto dos nuevas lunas en los anillos de Saturno, con lo cual, suman 33, de momento.La densidad de los satélites de Saturno es muy baja y, además, reflejan mucha luz. Esto hace pensar que la meteria más abundante es el agua congelada, casi un 70%, y el resto son rocas.
| Satélites de Saturno | Radio (km) | Distancia (km) |
| Pan | 9.655 | 133,583 |
| Atlas | 20x15 | 137,640 |
| Prometeo | 72.5x42.5x32.5 | 139,350 |
| Pandora | 57x42x31 | 141,700 |
| Epimeteo | 72x54x49 | 151,422 |
| Jano | 98x96x75 | 151,472 |
| Mimas | 196 | 185,520 |
| Encélado | 250 | 238,020 |
| Tetis | 530 | 294,660 |
| Telesto | 17x14x13 | 294,660 |
| Calipso | 17x11x11 | 294,660 |
| Dione | 560 | 377,400 |
| Helena | 18x16x15 | 377,400 |
| Rea | 765 | 527,040 |
| Titán | 2,575 | 1,221,850 |
| Hiperión | 205x130x110 | 1,481,000 |
| Japeto | 730 | 3,561,300 |
| Febe | 110 | 12,952,000 |
Titán: Es el mayor de los satélites de Saturno y el segundo del Sistema Solar, con un diámetro de 5.150 Km.
Tiene una atmósfera más densa que la de La Tierra, formada por nitrógeno e hidrocarburos que le dan un color naranja. Gira alrededor de Saturno a 1.222.000 Km., en poco menos de 16 días.
Rea: Tiene 1.530 Km. de diámetro y gira a 527.000 Km. de Saturno cada cuatro días y medio. Tiene un pequeño núcleo rocoso. El resto es un océano de agua helada, con temperaturas que van de los 174 a los 220 ºC bajo cero.
Los cráteres provocados por los meteoritos duran poco, porque el agua se vuelve a helar y los borra.
Japeto: Es uno de los satélites más estraños. Tiene una densidad semejante a la de Rea, pero su aspecto es muy diferente, porque tiene una cara oscura y otra clara.
La cara oscura es, probablemente, material de un antiguo meteorito. Su diámetro es de 1.435 Km. y gira muy lejos, a 3.561.000 Km. de Saturno en 79 días y un tercio.
Dione y Tetis son otros dos grandes satélites de Saturno que tienen órbitas cercanas y tamaños similares. Dione, a la izquierda, tiene 1.120 Km. de diámetro, mientras que Tetis a la derecha, tiene 1.048. La primera gira a 377.000 Km. y la segunda a 295.000.
Es el septimo planeta desde el Sol y el tercero más grande del Sistema Solar. Urano es también el primero que se descubrió grcias al telescopio.La atmósfera de Urano está formada por hidrógeno, metano y otros hidrocarburos. El metano absorbe la luz roja, por eso refleja los tonos azules y verdes.
Urano está inclinado de manera que el ecuador hace casi ángulo recto, 98 º, con la trayectoria de la órbita. Esto hace que en algunos momentos la parte más caliente, encarada al Sol, sea uno de los polos.
Su distancia al Sol es el doble que la de Saturno. Está tan lejos que, desde Urano, el Sol parece una estrella más. Aunque, mucho más brillante que las otras.
| Datos básicos | Urano | La Tierra |
| Tamaño: radio ecuatorial | 25.559 km. | 6.378 km. |
| Distancia media al Sol | 2.870.990.000 km. | 149.600.000 km. |
| Dia: periodo de rotación sobre el eje | 17,9 horas | 23,93 horas |
| Año: órbita alrededor del Sol | 84,01 años | 1 año |
| Temperatura media superficial | -210 º C | 15 º C |
| Gravedad superficial en el ecuador | 7,77 m/s2 | 9,78 m/s2 |
Urano, descubierto por William Herschel en 1781, es visible sin telescopio. Seguro que alguien lo había visto antes, pero la enorme distancia hace que brille poco y se mueva lentamente. Además, hay más de 5.000 estrellas más brillantes que él.
La inclinación sorprendente de Urano provoca un efecto curioso: su campo magnético se inclina 60 º en relación al eje y la cola tiene forma de tirabuzón, a causa de la rotación del planeta.
En 1977 se descubrieron los 9 primeros anillos de Urano. En 1986, la visita de la nave Voyager permitió medir y fotografiar los anillos, y descubrir dos nuevos.
Los anillos de Urano son distintos de los de Júpiter y Saturno. El exterior, Epsilon está formado por grandes rocas de hielo y tiene color gris. Parece que hay otros anillos, o fragmentos, no muy amplios, de unos 50 metros.
Las lunas de Urano
En el cielo de Urano no hay planetas brillantes. Saturno, el más cercano, parece una estrella pálida (Saturno está tan lejos de Urano como de la Tierra).Pero hay cinco objetos que brillan más que Saturno. Son las cinco lunas grandes.
Además, Urano tiene otros 10 satélites con diámetros por debajo de los 170 Km, que giran cerca del planeta entre 25.000 y 60.000 Km de la superficie. Los últimos descubrimientos (agosto 2004) revelan la existencia de otros pequeños satélites, hasta un total de 27.
| Satélites de Urano | Radio (km) | Distancia (km) |
| Cordelia | 13 | 49,750 |
| Ofelia | 16 | 53,760 |
| Bianca | 22 | 59,160 |
| Crésida | 33 | 61,770 |
| Desdémona | 29 | 62,660 |
| Julieta | 42 | 64,360V |
| Porcia | 55 | 66,100 |
| Rosalinda | 27 | 69,930 |
| Belinda | 34 | 75,260 |
| Puck | 77 | 86,010 |
| Miranda | 235.8 | 129,780 |
| Ariel | 578.9 | 191,240 |
| Umbriel | 584.7 | 265,970 |
| Titania | 788.9 | 435,840 |
| Oberón | 761.4 | 582,600 |
Titania: Es la luna más grande de Urano, con 1.580 Km. de diámetro. Está cubierta por pequeños cráteres y rocas muy rugosas, con fallas que indican que las fuerzas internas han moldeado su superficie.
Su órbita pasa a 436.000 Km. del centro de Urano. Da una vuelta cada 8 días y 17 horas.
Oberón: Se caracteriza por una superficie helada, cubierta de cráteres, algunos de un tamaño considerable. Tiene reflejos brillantes en algunos lugares, igual que Calisto, la luna de Júpiter.
Su diámetro es de 1.523 Km. y gira alrededor de Urano a una distancia media de 582.600 Km. en 13 días y 11 horas.
Neptuno
Es el planeta más exterior de los gigantes gaseosos y el primero que fue descubierto gracias a predicciones matemáticas.El interior de Neptuno es roca fundida con agua, metano y amoníaco líquidos. El exterior es hidrógeno, helio, vapor de agua y metano, que le da el color azul.
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 son los de Neptuno. Muchos de ellos soplan en sentido contrario al de rotación. Cerca de la Gran Mancha Oscura se han medido vientos de 2.000 Km/h.
| Datos básicos | Neptuno | La Tierra |
| Tamaño: radio ecuatorial | 24.746 km. | 6.378 km. |
| Distancia media al Sol | 4.504.300.000 km. | 149.600.000 km. |
| Día: periodo de rotación sobre el eje | 16,11 horas | 23,93 horas |
| Año: órbita alrededor del Sol | 164,8 años | 1 año |
| Temperatura media superficial | -200 º C | 15 º C |
| Gravedad superficial en el ecuador | 11 m/s2 | 9,78 m/s2 |
La nave Voyager II se acercó a Neptuno el año 1989 y lo fotografió. Descubrió seis de las ocho lunas que tiene y confirmó la existencia de anillos.
Neptuno tiene un sistema de cuatro anillos estrechos, delgados y muy tenues, difíciles de distingir con los telescopios terrestres. Se han formado a partir de partículas de polvo, arrancadas de las lunas interiores por los impactos de meteoritos pequeños.
En la atmósfera de Neptuno se llega a temperaturas cercanas a los 260 ºC bajo cero. Las nubes, de metano congelado, cambian con rapidez. La foto de la derecha muestra los cambios que detectó el Voyager II en un periodo de sólo 18 horas.
La distancia que nos separa de Neptuno se puede entender mejor con dos datos: una nave ha de hacer un viaje de doce años para llegar y, desde allí, sus mensajes tardan más de cuatro horas para volver a la Tierra.
Las lunas de Neptuno
Desde Neptuno, el Sol está muy lejos, 30 veces más que la Tierra, y sólo parece un puntito muy brillante. Todos los demás planetas están entre él y el Sol, a distancias enormes, de manera que no se ven.Pero Neptuno guardaba una sorpresa. El 10 de octubre de 1846, menos de tres semanas después del descubrimiento de Neptuno, el astrónomo William Lassell descubrió que tenía un satélite, y brillaba más que los dos satélites de Urano conocidos hasta entonces.
Hasta agosto de 2004 se habían descubierto un total de 13 satélites de Neptuno.
| Satélites de Neptuno | Radio (km) | Distancia (km) |
| Náyade | 29 | 48,000 |
| Thalassa | 40 | 50,000 |
| Despina | 74 | 52,500 |
| Galatea | 79 | 62,000 |
| Larisa | 104x89 | 73,600 |
| Proteo | 200 | 117,600 |
| Tritón | 1,350 | 354,800 |
| Nereida | 170 | 5,513,400 |
Tritón: Tiene un diámetro de 2.700 Km. y gira a 355.000 Km. de Neptuno en poco menos de 6 días.Dos características lo hacen especial: es el único satélite grande que gira en dirección contraria a la rotación de su planeta y es el objecto del Sistema Solar donde se ha medido la temperatura media más fría, 235 ºC bajo cero.
Su órbita está inclinada unos 30º con respecto al plano de la órbita de Neptuno alrededor del Sol. Se cree que se compone aproximadamente en una cuarta parte por hielo y en tres cuartas partes por roca.
Cuando fue capturado por la gravedad de Neptuno y forzado a describir una órbita elíptica en torno al planeta, Tritón rotaba sobre su eje a mucha más velocidad de lo que lo hace actualmente. Durante unos mil millones de años, la gravedad de Neptuno frenó la rotación de Tritón y lo llevó a describir una órbita circular.
Su superficie tiene pocos cráteres, pero abundantes grietas. También presenta llanuras heladas y accidentes geográficos semejantes a volcanes con diámetros de hasta 200 km. Hay géiseres que arrojan chorros oscuros a la tenue atmósfera. Esto puede deberse a que la luz del Sol vaporiza nitrógeno líquido situado bajo la superficie.
Plutón
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Plutón |
El pasado 24 de agosto en la XXVI reunión de la Unión Astronómica Internacional (UAI), la historia del Universo dio un giro en cuanto a conceptos se refiere. Pues ya no son nueve los planetas clásicos de nuestro Sistema Solar sino ocho y Plutón pasó a hacer parte de una nueva categoría de cuerpos llamada ‘Enanos’.
La decisión no favoreció a Plutón que terminó saliendo de esa lista que desde 1930 tenía los tradicionales nueve planetas y ahora quedó con Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.
Las razones de la salida se encuentran al revisar la resolución de la UAI que se aprobó por votación unánime de científicos y astrónomos de todo el mundo. En esta se definió que los planetas y otros cuerpos del Sistema Solar se clasifican en tres categorías distintas, como son Planetas, Enanos y Cuerpos Pequeños del Sistema Solar.
La primera es la de Planetas, de la que hasta ahora hacía parte Plutón. La UAI dice: "un planeta es un cuerpo celeste que está en órbita alrededor del Sol, tiene suficiente masa para que su propia gravedad supere las fuerzas de cuerpo rígido de manera que adquiera una equilibrio hidrostático (forma prácticamente redonda) y ha limpiado la vecindad de su órbita".
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El Sistema Solar |
Por un lado Plutón es un cuerpo celeste que está en órbita alrededor del sol, pero hay miles de objetos que gravitan alrededor del sol como los asteroides, las lunas y otros, que no son planetas. Josiph Toscano coordinador académico del Observatorio de la Universidad Sergio Arboleda afirma que además tiene una "órbita excéntrica, en comparación con los otros ocho planetas que tienen una órbita elíptica, lo que lo hace diferente y más parecido a otros cuerpos como Sedna ó Xeres"
Asímismo, Plutón no está solo en su órbita. Según Pablo Cuartas, Astrónomo del Planetario de Bogotá, "hace parte de una gran familia de objetos que orbitan alrededor del sol en esa región, con órbitas excéntricas, que tienen más o menos los mismos tamaños. Por ejemplo Caronte (considerado la luna de Plutón) que tiene la mitad de la dimensión del planeta".
Plutón únicamente cumpliría con el parámetro de tener suficiente masa para que su propia gravedad lo mantenga redondo, pero estos parámetros también los cumplen varios cuerpos del Sistema Solar, como las lunas, que incluso tienen mayor tamaño que Plutón, como el caso de la nuestra.
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Comparación de otros cuerpos celestes con Plutón, la luna terrestre y la tierra. |
Aunque ni siquiera en este último parámetro se ajusta del todo, pues según Josiph Toscano "los planetas interiores (más cerca al sol) son rocosos similares a la tierra y son más pequeños. Los exteriores son gigantes y gaseosos. Y Plutón es exterior pero no es gigante ni gaseoso. No cumple con ningún parámetro", afirma.
"Desde esa definición de la UAI podemos decir que Plutón no hace parte de los planetas principales sino de estos objetos que estamos encontrando más allá de Neptuno. Quedó bien en su nueva categoría de planeta enano", concluyó el astrónomo Pablo Cuartas.
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Ahora Plutón quedó encabezando la lista de los llamados 'Enanos' en la nueva clasificación de la UAI.
En estos parámetros entra el que hasta ahora era el planeta más pequeño de nuestro Sistema Solar al tener órbita excéntrica, ser redondo gracias a su masa y estar con otros cuerpos similares en su órbita. Ver más...
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Ahora el Sistema Solar quedó con tres categorías de cuerpos celestes como son Planetas, Enanos y Cuerpos pequeños.
Encuentre aquí la clasificación completa en la que aparecen ocho Planetas clásicos, entre ellos la Tierra; tres 'enanos' encabezados por Plutón y los Cuerpos Pequeños del Sistema Solar, como cometas y asteroides. Ver más...
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A pesar de que la decisión de la UAI se dio por votación unánime, algunos grupos de científicos y astrónomos se niegan a aceptar que Plutón salga de la tradicional lista de nueve planetas.
Unos dicen que ‘se pierde un planeta’ y otros quieren que se aumente el número para incluir a otros cuerpos como UB313, Ceres o Sedna.
Los Planetas |
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Los planetas giran alrededor del Sol. No tienen luz propia, sino que reflejan la luz solar.Los planetas tienen diversos movimientos. Los más importantes son dos: el de rotación y el de translación. Por el de rotación, giran sobre sí mismos alrededor del eje. Ésto determina la duración del día del planeta. Por el de translación, los planetas describen órbitas alrededor del Sol. Cada órbita es el año del planeta. Cada planeta tarda un tiempo diferente para completarla. Cuanto más lejos, más tiempo. Giran casi en el mismo plano, excepto Plutón, que tiene la órbita más inclinada, excéntrica y alargada.  Forma y tamaño de los planetasLos planetas tienen forma casi esférica, como una pelota un poco aplanada por los polos.Los materiales compactos están en el núcleo. Los gases, si hay, forman una atmosfera sobre la superficie. Mercurio, Venus, la Tierra, Marte y Plutón son planetas pequeños y rocosos, con densidad alta. Tienen un movimiento de rotación lento, pocas lunas (o ninguna) y forma bastante redonda. Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, los gigantes gaseosos, son enormes y ligeros, hechos de gas y hielo. Estos planetas giran deprisa y tienen muchos satélites, más abultamiento ecuatorial y anillos.  Formación de los planetasLos planetas se formaron hace unos 4.500 millones de años, al mismo tiempo que el Sol.En general, los materiales ligeros que no se quedaron en el Sol se alejaron más que los pesados. En la nube de gas y polvo original, que giraba en espirales, había zonas más densas, proyectos de planetas. La gravedad y las colisiones llevaron más materia a estas zonas y el movimiento rotatorio las redondeó Después, los materiales y las fuerzas de cada planeta se fueron reajustando, y todavía lo hacen. Los planetas y todo el Sistema Solar continúan cambiando de aspecto. Sin prisa, pero sin pausa. |
| Planetas | Radio ecuatorial | Distancia al Sol (km.) | Lunas | Periodo de Rotación | Órbita | Inclinación del eje | Inclinación orbital |
| Mercurio | 2.440 km. | 57.910.000 | 0 | 58,6 dias | 87,97 dias | 0,00 º | 7,00 º |
| Venus | 6.052 km. | 108.200.000 | 0 | -243 dias | 224,7 dias | 177,36 º | 3,39 º |
| La Tierra | 6.378 km. | 149.600.000 | 1 | 23,93 horas | 365,256 dias | 23,45 º | 0,00 º |
| Marte | 3.397 km. | 227.940.000 | 2 | 24,62 horas | 686,98 dias | 25,19 º | 1,85 º |
| Júpiter | 71.492 km. | 778.330.000 | 16 | 9,84 horas | 11,86 años | 3,13 º | 1,31 º |
| Saturno | 60.268 km. | 1.429.400.000 | 18 * | 10,23 horas | 29,46 años | 25,33 º | 2,49 º |
| Urano | 25.559 km. | 2.870.990.000 | 15 | 17,9 horas | 84,01 años | 97,86 º | 0,77 º |
| Neptuno | 24.746 km. | 4.504.300.000 | 8 | 16,11 horas | 164,8 años | 28,31 º | 1,77 º |
| Plutón | 1.160 km. | 5.913.520.000 | 1 | -6,39 días | 248,54 años | 122,72 º | 17,15 º |
* Algunos astrónomos atribuyen 23 satélites al planeta Saturno. |
| Ampliar estas imágenes de Planetas |
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Esta es información de Júpiter
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 3 veces mayor que la de Saturno).
Júpiter es un cuerpo gaseoso. 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 han sido descubiertos con masas similares o superiores a la de Júpiter. Júpiter también posee la velocidad de rotación más rápida de los planetas del Sistema Solar: sobre su eje gira en poco menos de 10 horas. Esta velocidad de rotación se deduce a partir de las medidas del campo magnético del planeta.
Su órbita se sitúa aproximadamente a unos 750 millones de km del Sol
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.
Las nubes superiores de Júpiter están formadas probablemente de cristales. El color rojizo viene dado por algún tipo de agente colorante desconocido aunque se sugieren compuestos de azufre o fósforo. Por debajo de las nubes visibles Júpiter posee muy posiblemente nubes más densas de un compuesto químico llamado hidrosulfuro de amonio. Una de las pruebas de la existencia de tales nubes la constituye la observación de descargas eléctricas compatibles con tormentas profundas a estos niveles de presión.
Júpiter tiene un tenue sistema de anillos, invisible desde la Tierra. También tiene 16 satélites. Cuatro de ellos fueron descubiertos por Galileo en 1610. Era la primera vez que alguien observaba el cielo con un telescopio.Júpiter tiene una composición semejante a la del Sol, formada por hidrógeno, helio y pequeñas cantidades de amoníaco, metano, vapor de agua y otros compuestos.
La rotación de Jupiter es la más rápida entre todos los planetas y tiene una atmósfera compleja, con nubes y tempestades. Por ello muestra franjas de diversos colores y algunas manchas.
Hace 400 años, Galileo dirigió su telescopio rudimentario hacia Júpiter y vió que lo acompañaban tres puntitos. Continuó mirando y, cuatro días más tarde, descubrió otro. No podian ser estrellas, porque había observado que giraban alrededor del planeta. Eran satélites y, hasta entonces, no se conocía ningún otro planeta que los tuviera (salvo el nuestro, claro). Después se han descubierto 12 lunas más, todas pequeñas, hasta completar el total de 16. Las naves Voyager estudiaron y fotografiaron el sistema de Júpiter en 1979. Después, en 1996 se puso en marcha un nuevo proyecto que permitiria observar Júpiter y sus lunas una buena temporada. Al proyecto, naturalmente, se le llamó Galileo. | |
| GanímedesEs el satélite más grande de Júpiter y también del Sistema Solar, con 5.262 Km. de diámetro, mayor que Plutón y que Mercurio. Gira a unos 1.070.000 Km. del planeta en poco más de siete días. Parece que tiene un núcleo rocoso, un manto de agua helada y una corteza de roca y hielo, con montañas, valles, cráteres y rios de lava. |
 | CalistoTiene un diámetro de 4.800 km., casi igual que Mercurio, y gira a 1.883.000 Km. de Júpiter, cada 17 días. Es el satélite con más cráteres del Sistema Solar. Está formado, a partes iguales, por roca y agua helada. El océano helado disimula los cráteres. Es el que tiene la densidad más baja de los cuatro satélites de Galileo. |
| LoIo tiene 3.630 Km. de diámetro y gira a 421.000 Km. de Júpiter en poco más de un día y medio. Su órbita se ve afectada por el campo magnético de Júpiter y por la proximidad de Europa y Ganímedes. Es rocoso, con mucha actividad volcánica. Su temperatura global es de -143ºC, pero hay una zona, un lago de lava, con 17ºC. |
| EuropaTiene 3.138 Km. de diámetro. Su órbita se sitúa entre Io y Ganímedes, a 671.000 Km. de Jupiter. Da una vuelta cada tres días y medio. El aspecto de Europa es el de una bola helada con líneas marcadas sobre la superficie del satélite. Probablemente son fracturas de la corteza que se han vuelto a llenar de agua y se han helado. |
Esta es información de Plutón
Plutón es el planeta más alejado del Solque se conoce. Plutón da una vuelta alrededor del Sol en 247,7 años a una distancia media de 5.900 millones de kilómetros. La masa de Plutón es de unas 6,4 x 10-9 masas solares. Esto es casi 7 veces la masa de Caronte y aproximadamente 0,0021 masas de la Tierra, o la quinta parte de nuestra luna. Plutón fue oficialmente etiquetado como noveno planeta del sistema solar por la Unión Astronómica Internacional en 1930 y recibe su nombre del dios romano del mundo subterráneo. Fue el primer y único planeta descubierto por un americano, Clyde W. Tombaugh.
Aunque Plutón fue descubierto en 1930, la limitada información sobre el lejano planeta de la que se disponía demoró la compresión realista de sus características. Hoy en día, Plutón es el único planeta que no ha sido visitado por una nave espacial, aunque se está obteniendo una creciente cantidad de información sobre este peculiar planeta. La singularidad de la órbita de Plutón, su relación rotacional con su satélite, su eje de rotación y las variaciones de luz hacen que el planeta tenga un cierto atractivo.
Plutón está generalmente más lejos del Sol que cualquiera de los otros planetas del sistema solar; sin embargo, debido a la excentricidad de su órbita, está más cerca que Neptuno durante 20 de los 249 años que dura su órbita. Plutón atravesó la órbita de Neptuno el 21 de Enero de 1979, hizo su aproximación más cercana el 5 de Septiembre 1989 y permaneció dentro de la órbita de Neptuno hasta el 14 de Marzo de 1999. Esto no volverá a ocurrir hasta Septiembre de 2226. No existe, sin embargo, ninguna posibilidad de colisión, ya que la órbita de Plutón se inclina en más de 17,2° con respecto al plano de la eclíptica y nunca cruza el recorrido de Neptuno.
Plutón fue descubierto a raíz de una búsqueda telescópica iniciada en 1905 por el astrónomo estadounidense Percival Lowell, quien supuso la existencia de un planeta situado más allá de Neptuno como el causante de ligeras perturbaciones en los movimientos de Urano. El camino que condujo a su descubrimiento se atribuye a Percival Lowell quien fundó el Observatorio Lowell en Flagstaff, Arizona y patrocinó tres búsquedas separadas del "Planeta X". Lowell realizó numerosos cálculos infructuosos para encontrarlo, creyendo que podría ser detectado por el efecto que tendría sobre la órbita de Neptuno. El Dr. Vesto Slipher, director del observatorio, contrató a Clyde Tombaugh de 24 años (joven asistente de laboratorio nacido en Kansas el 4 de Febrero de 1906) para la tercera búsqueda y Clyde realizó grupos de fotografía del plano del sistema solar (eclíptica) con una separación de uno a dos semanas y buscó algo que se moviese sobre el fondo de estrellas. Este proceso sistemático obtuvo sus frutos el 18 de Febrero de 1930 y confirmó que Plutón se encontraba en una posición cercana a la prevista por Lowell. Sin embargo, la masa del nuevo planeta pareció insuficiente para ser el "Planeta X" que Percival Lowell había esperado encontrar y para explicar las perturbaciones de Urano y Neptuno, y la búsqueda de un posible décimo planeta continúa.
Se descubrió también que Plutón tiene una atmósfera tenue que contiene un 98% de nitrógeno (N2), metano (CH4) y también están presentes trazas de monóxido de carbono (CO) que ejerce una presión sobre la superficie del planeta aproximadamente 100.000 veces más débil que la presión atmosférica de la Tierra al nivel del mar.
La presencia de metano sólido indica que la temperatura de Plutón es inferior a los 70 grados Kelvin. La temperatura varía enormemente durante el transcurso de su órbita ya que Plutón puede acercarse al Sol hasta las 30 UA y alejarse hasta las 50 UA. Existe una fina atmósfera que se congela y cae sobre la superficie del planeta a medida que este se aleja del Sol.
La densidad media de Plutón varía entre 1,8 y 2,1 gramos por centímetro cúbico, Plutón es, aparentemente, más rocoso que los otros planetas de la parte exterior del sistema solar (se ha llegado a la conclusión que Plutón es entre un 50% y 75% rocas mezcladas con hielo). Esto puede ser el resultado del tipo de combinaciones químicas a baja temperatura y baja presión que tuvieron lugar durante la formación del planeta. Algunos astrónomos han sugerido que Plutón puede ser un antiguo satélite de Neptuno, violentamente lanzado a una órbita diferente durante los primeros días del sistema solar. Caronte sería entonces una acumulación de los materiales más ligeros resultantes de la colisión. Pero, sabiendo que la densidad de Caronte varía entre 1,2 y 1,3 g/cm3, nos indica que contiene pocas rocas. Entonces la diferencia de densidad entre el planeta y su satélite nos dice que Plutón y Caronte se crearon de forma independiente; aunque los datos de Caronte obtenidos a partir de las imágenes del Hubble se están contrastando con los derivados de las observaciones terrestres. Es el día de hoy que no se sabe el origen cierto de Plutón y Caronte.
La NASA planea enviar una nave espacial, el Plutón Express, en 2001 que permitirá a los científicos estudiar el planeta antes de que su atmósfera se congele.
El período de rotación de Plutón es de 6.387 días, igual que el de su satélite Caronte. Aunque es común que un satélite viaje alrededor de su primario siguiendo una órbita síncrona, Plutón es el único planeta que rota síncronamente con la órbita de su satélite. Debido a este anclaje mareal, Plutón y Caronte siempre presentan la misma cara uno a otro durante su viaje a través del espacio.
Al contrario que la mayoría de los planetas, pero igual que Urano, Plutón rota con los polos casi en su plano orbital. El eje rotacional de Plutón está inclinado 122 grados. Cuando Plutón fue descubierto por primera vez, su relativamente brillante polo sur fue lo primero que se vió desde la Tierra. Plutón parecía apagarse a medida que nuestro punto de vista cambiaba desde la vista polar en 1954 hasta una vista ecuatorial en 1973. El ecuador de Plutón es lo que se puede ver ahora desde la Tierra.
Durante el período entre 1985 y 1990, la Tierra estaba alineada con la órbita de Caronte alrededor de Plutón de tal forma que se podía observar un eclipse cada uno de los días de Plutón. Esto permitió recoger datos significativos que condujeron a la construcción de mapas de albedo que definen la reflectividad de la superficie, así como la primera determinación precisa de los tamaños de Plutón y Caronte, incluyendo todos los números que se pueden calcular a partir de estos.
Los primeros eclipses (eventos mutuos) comenzaron bloquenado la región polar norte. Los eclipses posteriores bloquearon la región ecuatorial y los eclipses finales bloquearon la región polar sur. Mediante una medida cuidadosa en el tiempo del brillo, fue posible determinar algunas características de la superficie. Se comprobó que Plutón tiene un polo sur altamente reflectivo, un casquete polar más tenue en el norte, y zonas brillantes y oscuras en la región ecuatorial. El albedo geométrico de Plutón varía entre 0,49 y 0,66, que es mucho más brillantes que Caronte, cuyo albedo varía entre 0,36 y 0,39.
Los eclipses duraron hasta cuatro horas y mediante una cuidadosa medida de su hora de comienzo y finalización, se pudieron calcular sus diámetros. Los diámetros se pueden medir también directamente hasta el 1 por ciento de error con las imágenes más recientes obtenidas por el telescopio espacial Hubble. Esta imágenes tienen una resolución que permite diferenciar claramente a Plutón y Caronte como dos discos separados. Las mejoras ópticas nos permiten calcular el diámetro de Plutón en unos 2.274 kilómetros y el de Caronte en 1.172 kilómetros, poco más del diámetro de Plutón. La separación media entre ambos es de 19,640 kilómetros, más o menos ocho veces el diámetro de Plutón.
Plutón solamente puede ser visto a través de grandes telescopios, con los que se ha comprobado que es de color amarillento. Durante muchos años se ha sabido muy poco acerca de este planeta, pero en 1978 los astrónomos descubrieron una luna relativamente grande girando alrededor de Plutón a una distancia aproximada de 19.000 kilómetros, y la llamaron Caronte. Las órbitas de Plutón y Caronte han hecho que ópticamente estos cuerpos celestes se superpongan de forma repetida desde 1985 a 1990, lo que ha permitido a los astrónomos determinar sus dimensiones con bastante precisión. Plutón tiene un diámetro de 2.284 kilómetros y Caronte de 1.192 kilómetros, lo que les convierte en un sistema de dos planetas, más incluso que el de la Tierra y la Luna
En astronomía, Plutón es un planeta enano del sistema solar, que forma parte de un sistema planetario doble con su satélite Caronte. En la Asamblea General de la Unión Astronómica Internacional (UAI) 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. 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. El sistema Plutón-Caronte posee dos satélites:Nix e Hidra. Estos son cuerpos celestes que comparten la misma categoría. Hasta el momento no ha sido visitado por ninguna sonda espacial, aunque se espera que la misión New Horizons de la NASA lo sobrevuele en 2015.
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 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. Tras un intenso debate, la UAI decidió el 24 de agosto de 2006, por unanimidad, reclasificar Plutón como planeta enano, requiriendo que un planeta debe "despejar el entorno de su órbita". 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 Minor Planet Center.
Su gran distancia al Sol y a la Tierra, unida a su reducido tamaño, impide que brille por debajo de la magnitud 13,8 en sus mejores momentos (perihelio orbital y oposición), por lo cual sólo 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)
La órbita de Plutón es muy excéntrica y, durante 20 de los 249 años que tarda en recorrerla, se encuentra más cerca del Sol que Neptuno.
Es también la más inclinada con respecto al plano en el que orbitan los demás planetas del Sistema Solar, siendo su inclinación de 17º. Por eso no hay peligro alguno de que se encuentre 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 enorme distancia.
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. Actualmente se aleja del Sol, y no volverá a estar a menor distancia que Neptuno hasta septiembre de 2226.
Satélites
Artículo principal: Satélites de Plutón
Existen tres lunas conocidas de Plutón. El satélite más grande de Plutón es Caronte; Caronte, de todas las lunas delsistema solar, es la más grande en comparación con su planeta huésped, es decir, ninguna otra luna es de un tamaño tan aproximado al del planeta que orbita. El tamaño tan parecido que tienen Plutón y Caronte hace que éstos provoquen el efecto de planeta doble, el otro sistema de "satélite-planeta" que tiene un efecto tan similar al de Plutón y Caronte es el caso de la Tierra y la Luna. La Tierra y la Luna ocupan el segundo lugar en similitud de tamaño.
Plutón y Caronte.
Hidra y Nix son los otros dos satélites de Plutón, pero no son tan grandes como Caronte. El nombre provisional que se les había dado es S/2005 P 1 y S/2005 P 2, respectivamente.
[editar]Caronte
Artículo principal: Caronte (satélite)
Caronte es el primer satélite descubierto de Plutón. Tiene 1192 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 que es el cuerpo de mayor masa. De esta manera ambos orbitan en torno a dicho punto.
Tras la Asamblea General de la UAI de 2006, la categoría de Caronte es aún incierto. Se le considera posible candidato a planeta enano, pero la definición no deja clara cómo realizar la distinción entre satélite o sistema binario aún no definido. Por ello sigue siendo un satélite del planeta enano Plutón.
Con el tiempo, la gravedad ha frenado las rotaciones de Caronte y Plutón, por lo que ahora presentan siempre la misma cara el uno al otro. La rotación de esta pareja es única en el Sistema Solar. Parece como si estuvieran unidos por una barra invisible y girasen alrededor de un centro situado en esta barra, más cercano a Plutón, que tiene 7 veces más masa que Caronte.
[editar]Hidra y Nix
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Interpretación artística de la superficie de Plutón, con una cobertura de metano congelado.
Artículo principal: Hidra (satélite)
Artículo principal: Nix (satélite)
El 31 de octubre de 2005 el Telescopio Espacial Hubble anunció el posible descubrimiento de dos satélites adicionales de menor tamaño.2 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 P 1) e Hidra (nombre provisional S/2005 P 2).
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. Ambos aparentan tener entre 100 y 150 km de diámetro.3
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 tres cuerpos (órbitas lejanas en torno al baricentro del sistema).
[editar]Atmósfera
Plutón y Caronte con sus nuevos satélites.
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. Es esta evaporación y posterior congelamiento lo que causó las variaciones en el albedo del planeta, detectadas por medio defotómetros 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 suafelio. Generalmente, se podría decir que la función de su atmósfera sería proteger la superficie, pero en este caso la atmósfera de Plutón sólo le sirve para evitar impactos de pequeños meteoros.
Planeta u objeto transneptuniano
Desde su descubrimiento hasta agosto de 2006 Plutón fue considerado un planeta, el noveno del Sistema Solar por la Unión Astronómica Internacional. Sin embargo, su reducido tamaño, así como su órbita tan alejada del plano orbital del resto de los planetas, a menudo han llevado a que muchos científicos no se refieran a él como un auténtico planeta.
En 1999 el astrónomo Brian Marsden del Minor Planet Center llegó a proponer incluirlo en la lista de asteroides y objetos transneptunianos, asignándole el número 10.000.4 Finalmente esa idea no fue aceptada por la Unión Astronómica Internacional y el asteroide 1951 SY recibió ese número, siéndole asignado el nombre de Myriostos.
La controversia volvió a intensificarse a partir de 2001 por el descubrimiento relativamente frecuente de objetos similares a Plutón en el Sistema Solar exterior. En 2002 fue descubierto 50000 Quaoar, un objeto transneptuniano con un diámetro de 1280 kilómetros, más de la mitad del tamaño de Plutón. En 2004, a una distancia mucho mayor del Sol, fue detectado 90377 Sedna, cuyo diámetro es de aproximadamente 1300 kilómetros. En julio de 2005 se anunció el descubrimiento de un objeto transneptuniano, designado posteriormente Eris, cuyo diámetro sería superior al de Plutón.
El 24 de agosto de 2006 la UAI publicó una nueva definición de planeta, tras la cual Plutón cambió su categoría y pasó a formar parte de la nueva categoría planetas enanos, siendo el segundo en tamaño.
Tamaño comparado
Se observa en la fotografía un montaje efectuado por la NASA sobre los mayores satélites del sistema solar y Plutón.
Son de izquierda a derecha línea superior:
Plutón tiene un satélite muy especial: Caronte. Mide 1.172 Km. de diámetro y está a menos de 20.000 Km. del planeta. Con el tiempo, la gravedad ha frenado sus rotaciones y ahora se presentan siempre la misma cara.
De hecho, la rotación de esta pareja es única en el Sistema Solar. Parece que estuviesen unidos por una barra invisible y girasen alrededor de un centro situado en la barra, más cercano a Plutón, que tiene 7 veces más masa que Caronte.
Por su densidad, Plutón parece hecho de rocas y hielo. En cambio, su satélite es mucho más ligero. Esta diferencia hace pensar que se formaron separadamente y, después, se juntaron.
Plutón tiene una fina atmósfera, formada por nitrógeno, metano y monóxido de carbono, que se congela y cae sobre la superficie a medida que se aleja del Sol. La NASA prepara la misión Plutón Express para que llegue a Plutón en el 2008, antes que la atmósfera se congele. Serán un par de naves pequeñas y rápidas que pasarán a menos de 15.000 Km. del planeta.
Nuevas y sorprendentes noticias nos llegan desde Plutón. Por un lado, los astrónomos han detectado por primera vez monóxido de carbono en su atmósfera. Y por otro, esa misma atmósfera se está expandiendo de forma sorprendente desde el año 2000. Podría tratarse de cambios estacionales desconocidos provocados por la reciente aproximación de Plutón al Sol, lo que estaría llevandole acomportarse de una forma sospechosamente parecida a la de un cometa. La investigación aparece en la edición online de Science.
Sabemos aún muy poco sobre ese lejano mundo, descubierto hace apenas 80 años. Lo cual significa que ni siquiera hemos tenido tiempo aún de observar su comportamiento durante una órbita completa, que dura 248 años. Plutón es el único "objeto transneptuniano"conocido que dispone de una atmósfera, que fue descubierta en 1988, cuando el planeta enano pasó entre la Tierra y una lejana estrella, bloqueando temporalmente su luz y permitiendo a los investigadores obtener datos que hasta entonces habían permanecido inéditos.
Sin embargo, el único componente detectado entonces en la tenue atmósfera plutoniana fue el metano. Un gas al que ahora se añade también el monóxido de carbono. De haber estado presente con anterioridad, el monóxido de carbono debería haber sido detectado en los estudios previos, pero fue así. Lo que hace suponer que su presencia es muy reciente y se debe a alguna clase de cambio estacional hasta ahora desconocido.
Plutón se descubrió sólo hace 80 años, menos de un tercio del tiempo que necesita para hacer una única órbita, señala Jane Greaves, la astrobióloga de la Universidad de St. Andrews en el Reino Unido que ha dirigido el estudio, por lo que “estamos viendo todo lo que pasa por primera vez”.
Los investigadores esperan añadir muy pronto a la lista de componentes atmosféricos otro elemento, el nitrógeno, que además debería de ser el más abundante, aunque resulta muy difícil de detectar debido a sus débiles emisiones en el espectro electromagnético. “Resulta frustrante que no sepamos nada sobre el 97% de la atmósfera de Plutón”, comenta Greaves.
Los datos recabados en las nuevas observaciones revelan, también, un hecho desconcertante: la atmósfera de Plutón está creciendo. Hasta ahora, la capa gaseosa que envuelve al planeta enano no se había extendido a más de 135 km. de altura desde su helada superficie. Pero los datos obtenidos por Greaves y sus colegas usando el telescopio James Clerk Maxwell, en Hawaii, indican que la atmósfera alcanza, ahora, alturas de más de 3.000 km., una distancia que es casi la cuarta parte del camino ahasta Caronte, la mayor de las lunas de Plutón.“Esto no era lo que esperábamos”, afirma Greaves. “La atmósfera ha cambiado muy drásticamente”.
Su atmósfera se expande
Los investigadores creen que el monóxido de carbono recién detectado procede de la propia superficie helada del planeta enano, y que se liberó principalmente a partir de 1989, cuando Plutón pasó por el punto más próximo al Sol de su órbita. En ese momento, la superficie se calentó lo suficiente como para liberar esos gases e incorporarlos a su atmósfera, lo cual, además, coincide con las observaciones realizadas por el Hubble durante los últimos cuatro años.
El telescopio espacial, en efecto, detectó un patrón de luces y sombras sobre la superficie de Plutón, probablemente debidas al deshielo parcial causado por la radiación solar.
Tenemos, pues, a un Plutón que tiene una atmósfera que se expandeal recibir los gases procedentes de la superficie que se liberan cuando el planeta enano pasa cerca del Sol a lo largo de su larga y excéntrica órbita. Un comportamiento que resulta tremendamente familiar... en los cometas. Y que podría verse reforzado con otra sorprendente característica, nada habitual en un cuerpo planetario: el hecho de que Plutón podría tener, como los cometas, una cola.
Características propias de un cometa
Actualmente, el mismo equipo que dirige Jane Greaves está recopilando los datos necesarios para comprobar esta posibilidad. En concreto, los investigadores están analizando un tenue corrimiento hacia el rojoen la firma espectral del monóxido de carbono, algo que indica que el gas se está alejando del planeta de una forma poco habitual.
Es posible, creen los investigadores, que esa nube de gas en movimiento se origine en las capas altas de la atmósfera plutoniana, donde reside el monóxido de carbono, y que desde allí sea barrida hacia el exterior por el viento solar, transformándose, literalmente, en una cola.
Si este extremo se confirma, estaríamos ante algo totalmente inesperado y que daría un nuevo vuelco a la misteriosa identidad de Plutón, el mundo que pasó de ser un planeta de pleno derecho a ser un "planeta enano" y que ahora exhibe rasgos, comportamientos y características propias de un cometa.
Este es un video educativo
http://www.youtube.com/watch?v=lt7skee25So&feature=fvst
Este es un video que muestra el origen del universo
http://www.youtube.com/watch?v=f54puRZ8Ats&feature=fvwrel
Este trata de lo mismo pero creo que es mejor
http://www.youtube.com/watch?v=IR_daID5shc&feature=related
Esta es la colición de plutón:
Aparte de los planetas...
En 2006 se descubrió esto:
Que plutón no era un planeta(sinó un planeta enano)(satélite Charon/ Charonte)
Y otros 6 planetas enanos como Eris (stelite Dysnomia), Sedna, Quaoar, 2003UB313, 2003 EL61 y 2005 FY9
Estos son otros planetas enanos(Los de laimagen y sin definición):
Estos son:
La 1era es una buena imagen del sistema solar.
La 2da es una imagen de la vialactea.
La 3era es de los años de oscuridad, la era de luz, y de los sistemas solares.
La 4ta también del sistema solar pero con sus circuitos.
La 5ta tiene todos los planetas y planetas enanos con sus nombres.
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