Informe de Lectura. El Sistema Solar

Gabriela E. Bargetto 1 año, “comisión A” ISFD N 140

INFORME DE LECTURA El Sistema Solar

Asignatura: Física y elementos de astronomía y laboratorio  Establecimiento: ISFD Nº 140 Carrera: Profesor de Educación Secundaria en Biología Profesora: Mónica M. Cavallin Fecha de entrega: Recuperatorio, 5 de noviembre de 2010. Evaluación:

El Sistema Solar

1. 2. 3. 4.

Introducción Desarrollo (incluye últimos descubrimientos) Conclusión Bibliografía

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INTRODUCCIÓN Nuestro lugar en el universo es un pequeño planeta que gira alrededor de una estrella mediana, ubicada en el brazo de una enorme galaxia, una más de las incontables que se encuentran dispersas en el universo. Desde nuestro mundo natal (el único lugar donde podemos asegurar que existe vida), miramos el espacio y contemplamos las maravillas del cosmos. Cerca de la Tierra se encuentran los planetas y demás cuerpos del sistema solar, orbitando nuestro fecundo y familiar Sol; mucho más lejos se distinguen las otras estrellas de nuestra galaxia, algunas brillantes y calientes, otras diminutas y pálidas. Podemos observar nubes de gases de donde surgen las estrellas y percibir extraños fenómenos que indican el enigmático vacío que han dejado las estrellas muertas en violentos cataclismos; también vemos lagunas lácteas que señalan la posición de otras galaxias y, forzando hasta sus límites los instrumentos astronómicos, los científicos investigan los misterios fundamentales: cómo pudo haberse iniciado el universo y cuál podría ser su fin. Para conocer más acerca de nuestro sistema solar, he desarrollado información en este informe acerca de: la teoría acerca del origen del Sistema Solar; la ubicación del Sistema Solar; la constitución del Sistema Solar; las características del Sol; las características de los planetas que componen el Sistema Solar (incluida la última información obtenida acerca de los mismos); las características de los asteroides; las características de los cometas; las características de los satélites; las características de la Luz zodiacal; un cuadro con datos específicos de los planetas (distancia al Sol, período de rotación sobre su eje, período de traslación alrededor del Sol, volumen, masa, densidad, gravedad, satélites actualizados, velocidad orbital, excentricidad de la órbita).

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DESARROLLO Las teorías que se refieren a la formación y evolución del Sistema Solar son variadas y complejas, involucrando varias disciplinas científicas, desde la astronomía y la física hasta la geología y la ciencia planetaria. Según la teoría actualmente más aceptada para explicar el origen del Sistema Solar, todos los cuerpos que lo integran se habrían formado simultáneamente a partir de una nube de gases y polvo. Esta enorme nube primitiva estaba compuesta principalmente, sobre todo, por hidrógeno, helio y un pequeño porcentaje del resto de los elementos conocidos (silicio, aluminio, calcio, sodio, hierro, oxígeno, carbono, nitrógeno, etc.). Hace aproximadamente 5.000 millones de años, la nube comenzó a contraerse por acción de la fuerza de gravedad y empezó a girar alrededor de su 1 Teoría sobre el proceso de formación del Sistema centro. A medida que se contraía su Ilustración Solar. velocidad aumentaba y la nube en rotación se transformó en un disco. Por la enorme fuerza de gravedad que ejercía el centro del disco, casi toda la materia fue atraída violentamente hacia él, transformando su energía de movimiento en calor. Este calor alcanzó miles de grados de temperatura en el centro y se formó un Sol incipiente o protosol. Alrededor del protosol, la materia restante se iba concentrando en unos pocos núcleos que luego originaron a los planetas. La Tierra y los otros planetas fueron creciendo por incorporación de fragmentos rocosos menores con los que “chocaban”. Los planetas rocosos

y gigantes se formaron al mismo tiempo. Los primeros, más cercanos al protosol, perdieron la mayor parte de los gases y se concentraron en ellos los elementos rocosos. La Tierra, Marte y Venus retuvieron, por su fuerza de gravedad, solamente unos pocos gases que formaron su atmósfera. En cambio, los planetas gaseosos, situados en sectores más alejados del Sol, tienen temperaturas muy bajas y conservaron los elementos gaseosos, en general, en forma de líquidos o sólidos (congelados). Estos planetas están constituidos por un pequeño núcleo rocoso y por una gruesa capa de gases. El Sistema Solar está en el borde de una galaxia en espiral llamada Vía Láctea, que en noches oscuras podemos ver como un río de estrellas blanco. En el Universo, hay muchos astros y de diversos tipos; es decir, objetos que presentan formas definidas. Las estrellas son astros con forma redondeada, que se caracterizan porque generan energía en su interior y porque emiten luz. El Sol es el mayor de los astros del Sistema Solar. Sin embargo, en comparación con otras estrellas, el Sol resulta entre todas ellas, un astro de valores promedio de masa, tamaño y temperatura. Destaquemos que la energía que irradia ha permitido el desarrollo de la vida en nuestro planeta. La masa del Sol es aproximadamente 300.000 veces superior a la masa de la Tierra, y su densidad media es 1,41 veces la del agua; en el núcleo, la densidad solar es casi 80 veces la del agua. El diámetro es de cerca de unos 1.400.000 km (aproximadamente 109 veces el de la Tierra). Por su parte, la temperatura superficial del Sol alcanza los 6.000°C. El Sol gira sobre sí mismo, con una vuelta completa por término medio cada 25,4 días. El período de rotación varía con la latitud, y es de casi 25 días en el ecuador solar y de 34 días en la proximidad de los polos. Respecto a su composición química, se han detectado en el Sol más de 60 elementos, que a causa de las altas temperaturas se hallan en forma de átomos individuales, frecuentemente ionizados. El hidrógeno es el elemento más abundante, seguido del helio. Ambos predominan también en el interior del astro, al igual que en las otras estrellas.

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El Sol realiza un movimiento de traslación alrededor del centro de la galaxia y describe una órbita circular, de radio igual a unos 30.000 años luz, que recorre en un período de 237 millones de años. Su velocidad orbital es de unos 240 km/s. La luz solar proviene esencialmente de la fotosfera, cuya estructura, observada con instrumentos sencillos, aparece formada de gránulos brillantes, distribuidos por zonas oscuras (granulares), con dimensiones del orden de 500 km de diámetro, en perpetuo movimiento turbulento, hasta el punto de que un gránulo posee una vida media de varios minutos. El espesor de la fotosfera es de unos 400 km. Esto significa que, a causa de la elevada opacidad de los gases ionizados que constituyen el Sol, la radiación emitida por las capas inferiores a 400 km es completamente absorbida por las capas más próximas y, por tanto, no es observable. Pero la fuerza de emisión solar es tal que en la Tierra se reciben aún 2 cal/min/cm2. Cuando la superficie del Sol sufre alguna perturbación aparecen entre los intersticios de la granulación unos puntos oscuros denominados poros, los cuales pueden multiplicarse más o menos rápidamente, o ampliarse, originando la formación de manchas o grupos de manchas. Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada “umbra”, rodeada por una “penumbra” más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12.000

km, casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120.000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por un grupo de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parecen oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera. Así la umbra tiene una temperatura de 4.000K, mientras que la penumbra alcanza los 5.600K, inferiores en ambos casos a los 6.000K que tienen los gránulos de la fotosfera. Sede de importantes movimientos de materia, las manchas lo son también de grandes campos magnéticos. Su aparición y desaparición es un fenómeno variable. Se desplazan del borde este al oeste en un período de trece días, y durante once años su número aumenta de un mínimo a un máximo, volviendo después a un mínimo; es el denominado ciclo oncenal de la actividad solar, del que las manchas son los fenómenos más evidentes y observables. A las manchas están vinculados otros fenómenos, como las explosiones de gas, con expulsión de partículas de alta energía, y las radio-emisiones, observables sólo con instrumentos muy sensibles. Sobre la fotosfera se halla la atmósfera solar. Su masa total se aproxima a las 1017 t, la veinte milmillonésima parte de la masa total del Sol (que es de unas 2 x 10 27 t). Representa sólo unos pocos gramos de la materia para cada columna de la atmósfera solar con una sección transversal de un cm2. Se divide en cromosfera y corona. La primera (cromosfera), recibe este nombre por el color rosado producido por la emisión de hidrógeno, tiene un espesor de 10.000 km y está compuesto de lenguas de gas, llamadas espículas. En ellas se dan fenómenos importantes, como las protuberancias: chorros de gas que, desde la cromosfera, son proyectados hacia el exterior. Los filamentos, llamados también flóculos oscuros, no son otra cosa que protuberancias proyectadas en el disco. Las llamadas protuberancias, tienen formas complejas, estructura fibrosa y son relativamente persistentes; algunas alcanzan hasta 100.000 km de altura sobre la fotosfera y su evolución es muy rápida. Están asociadas casi siempre a las zonas de actividad solar, pero mientras las manchas no aparecen en latitudes superiores a 50°, las protuberancias se presentan en todas partes. Se desconoce aún cómo se forman, pero se cree que las fuerzas electromagnéticas deben desempeñar un papel importante. La corona solar es la que envuelve a la cromosfera y que se presenta como una aureola plateada alrededor del disco solar, con llamaradas que se extienden a modo de rayos solares. Es como una atmósfera inmensa, tenue y de estructura muy diversa. Está compuesta de polvo (corona F), electrones e iones (corona K). Su temperatura es de 200 millones de grados centígrados, por lo que los átomos se hallan en un estado muy ionizado, es decir, carecen de algunos electrones. La observación de la corona fuera de los eclipses totales sólo es posible con el cronógrafo, instrumento que sirve también para el estudio de la cromosfera y produce una especie de eclipse artificial del disco solar, haciendo visibles las partes más internas de la corona (un millón de veces menos luminosas). La corona solar carece de límites precisos, pero se extiende, según algunos astrónomos, más allá de la órbita terrestre, confundiéndose con la materia interplanetaria. Por otra parte, un flujo de partículas cargadas eléctricamente es expulsado ininterrumpidamente desde el Sol al El Sistema Solar

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espacio cósmico a una velocidad de entre 300 y 800 km/h: se trata del viento solar, detectado recientemente por las sondas espaciales. Este viento constituye una prolongación de la corona solar, en la cual se han comprobado rápidos movimientos de materia ligados al desplazamiento de grandes campos magnéticos relacionados con las protuberancias sobre la superficie del Sol. Alrededor del sol giran lo ocho planetas que constituyen el llamado Sistema Solar. Los planetas son astros menores que no emiten luz, sino que reflejan la que les llega de las estrellas. Del más cercano al más lejano se ordenan del siguiente modo:  Planetas interiores: Mercurio, Venus, Tierra y Marte.  Planetas exteriores: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Después de muchas discusiones entre los astrónomos, Plutón comenzó a ser considerado, a partir de 2006, un planeta enano porque parece que su origen es diferente del de los otros planetas. Además, desde 2008, los planetas enanos que se encuentran más allá de Neptuno, se denominan plutoides. Hasta hoy, solo Plutón, Eris, Makemake y Haumea entran en esta categoría. Ceres, en cambio, es un planeta enano pero no un plutoide, porque se encuentra en el cinturón de asteroides, entre Marte y Júpiter. Los planetas interiores poseen una corteza y un manto formados por rocas (de ahí que también reciban el nombre de planetas rocosos), y en su Ilustración 2 El Sistema Solar y la posición de los planetas con respecto al Sol. centro, un núcleo metálico. Los mismos, con sus características, son los siguientes:  Mercurio: es el planeta más cercano al Sol y recibe unas diez veces más energía solar que la Tierra; durante el día en Mercurio se alcanzan altísimas temperaturas (T = 430°C), que bajan muchísimo durante su noche (T = -180°C). Mercurio presenta fases como las de la Luna (y Venus), por lo que, su brillo aparente depende de la fase en la que se halle y la distancia a la que se encuentre; al igual que el planeta Venus, Mercurio alcanza su máximo brillo en su fase “creciente” y no cuando aparece “lleno”. Rota sobre sí mismo

lentamente, en un período de 58 días y 15 hs, por esta causa el planeta se mueve primero de Este a Oeste del Sol; luego, por cierto lapso, de Oeste a Este, para después volver a la primera dirección. Su período de rotación respecto al Sol es de unos 176 días. Mercurio no tiene satélites a su alrededor. La relación entre la cantidad de energía luminosa recibida y reflejada (el albedo) de éste es tan débil como el de la Luna. Además, es destacable su alta densidad, la mayor del Sistema Solar (exceptuando a la Tierra). La sonda Mariner 10 detectó que Mercurio poseía campo magnético y una atmósfera sumamente tenue. En la superficie de mercurio hay cráteres de aspecto y distribución similar a los de la Luna; el mayor tiene 1.300 km de diámetro, también hay llanuras y colinas. Recientemente se ha detectado la presencia de glaciares de agua en su superficie, en lugares donde la luz solar no penetra jamás; algunos glaciares se encuentran en cráteres. ULTIMOS DESCUBRIMIENTOS ENCONTRADOS ACERCA DE ÉSTE PLANETA: Nuevos resultados de los análisis de las imágenes y datos recolectados por la Messenger durante su vuelo de enero de 2008 revelan que el volcanismo es la causa de las grandes y suaves planicies vistas en su superficie, terminando una controversia de 30 años. Además, los resultados indican que su campo magnético, es generado en el núcleo del planeta. Se pudo comprobar que el núcleo de Mercurio constituye además al menos el 60% de la masa del planeta, el doble del núcleo de los demás planetas terrestres conocidos. El sobrevuelo reveló que el campo magnético, que se origina en el núcleo exterior y es impulsado por el enfriamiento del núcleo, provoca interacciones muy dinámicas y complejas entre el interior del planeta, la superficie, la exosfera y la magnetosfera. Destacando la importancia del núcleo en las estructuras geológicas de la superficie, Sean Solomon, investigador principal de la misión, afirmó que: “las estructuras te ctónicas dominantes en Mercurio son estructuras llamadas “Iobate scarps”, grandes barrancos que se ven sobre las fallas de la corteza se El Sistema Solar

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formaron durante la contracción del área producto del “encogimiento” del planeta. Luego del

fin del período del intenso bombardeo de asteroides y cometas del comienzo del Sistema Solar, el enfriamiento del núcleo del planeta no sólo alimentó el dinamo magnético, además llevó a una contracción total que es al menos un tercio más grande de lo que pensábamos anteriormente”. El sobrevuelo permitió además realizar las primeras observaciones de partículas ionizadas en la especial exosfera de Mercurio, la atmosfera ultra delgada donde las moléculas están tan separadas que es más posible que choquen con la superficie que entre sí. La órbita altamente elíptica del planeta, su lenta rotación, cada año mercurial tiene 1,5 días mercuriales, y la interacción de las partículas atmosféricas con la magnetósfera, el medio interplanetario y con el viento solar generan fuertes diferencias estacionales y entre el día y la noche, en la forma como se comportan las partículas de su atmósfera. 

Venus: es el astro más brillante en el cielo; después de la Luna. Su brillo es tan

intenso que en ocasiones se lo observa a simple vista durante el día. Visible hacia el atardecer o por el amanecer recibió también dos nombre diferentes: Phosphorus como “estrella” de la mañana y Hesperus por la tarde; luego se lo llamé también Vesper por la tarde y Lucifer por la mañana; aún hoy recibe dos nombres: “lucero del alba” o “de la tarde”.

Es el astro más cercano a la Tierra, con excepción de la Luna, algunos cometas y unos pocos asteroides; también es el planeta con registros más antiguos, llegan a 3.000 años ac. Su albedo es muy intenso, casi igual al de la nieve. Este hecho y la ausencia de configuraciones estables visibles en el disco había sugerido que Venus posee una atmósfera espesa y lo que se observan en ella es una densa capa de nubes que lo cubre completamente. Visual y fotográficamente, Venus presenta una superficie brillante, blanca y uniforme; se ven manchas que cambian rápidamente a lo largo del día, indicando que se trata de nubes atmosféricas y no de accidentes permanentes superficiales. Esas nubes impiden conocer su superficie mediante telescopios; se ha podido conocerlas mediante sondas espaciales que han orbitado a su alrededor, traspasado su atmósfera y descendido sobre su suelo; otro método ha sido mediante el empleo de técnicas de radar. Sus períodos de traslación y de rotación son semejantes (aunque el de rotación es más lento), es decir su día dura aproximadamente casi lo mismo que su año. Su período de rotación es de 224 días, mientras que el de traslación es de 224,68 días. Cabe destacar que Venus gira al revés que los demás planetas del Sistema Solar: en un día de Venus se ve al Sol salir por el Oeste y ponerse por el Este. El sistema de nubes que cubre permanentemente el planeta tiene densidad de hasta 100 partículas por cm3; el componente más abundante de la capa superior de nubes, son gotitas esféricas, probablemente de ácido sulfuroso. En la parte inferior, se detectaron partículas sólidas compuestas de cloro, azufre y oxígeno. Más de la mitad de su superficie es onduladaMás de la mitad de su superficie es ondulada, con una amplitud má de unos 500 m y hay cuatro regiones montañosas que llegan a los 11 km de altura. También hay cientos de cráteres: los mayores alcanzan a 500 km de diámetro. Venus también presenta fases, similares a las de la Luna y Mercurio; por otra parte, Venus no tiene ningún satélite natural. Tanto el tamaño como la masa de Venus son semejantes a los de la Tierra, pero su temperatura es mucho mayor; la alta temperatura detectada en la superficie venusina debe su origen al efecto invernadero, provocado principalmente por el anhídrido carbónico. ÚLTIMOS DESCUBRIMIENTOS ENCONTRADOS ACERCA DE ÉSTE PLANETA: Actualmente ha aparecido una extraña mancha blanca en la superficie de Venus, el primero en informar sobre ella fue el astrónomo amateur Frank Melillo de Holtsville, New York, que la observó en luz ultravioleta el 19 de Julio de 2009, en el hemisferio sur del planeta. La mancha de Venus fue posteriormente confirmada por otros observadores y por imágenes de la Venus Express, un satélite científico en órbita alrededor del planeta, imágenes de esta nave confirmaron que la mancha apareció al menos cuatro días antes que Melillo la viera. Las observaciones en UV indican que la mancha se ha repartido durante el fin de semana. Respecto a su origen, se ha descartado un impacto de un meteoroide, ya que de ser así había levantado polvo desde el suelo rocoso de Venus. Se barajan también otras posibilidades, que la mancha sea efecto de una erupción de partículas cargadas del Sol que han energizado un sector de la alta atmósfera. Alternativamente podría haber sido causada por olas atmosféricas que crean turbulencias que podrían haber mezclado material. Una El Sistema Solar

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erupción volcánica es otro sospechoso. Venus cuenta con más volcanes que ningún otro planeta del Sistema Solar, y casi el 90% de su superficie está cubierta por flujos de lava basáltica, a pesar que aún no se ha identificado algún volcán activo causante. De ser así tendría que haber sido una erupción muy poderosa para poder llegar hasta la superficie de la capa de nubes de Venus, a entre 65 a 70 kilómetros sobre la superficie del planeta. 

Tierra: Se trata de un cuerpo sólido con la mayor parte de su superficie cubierta

por agua líquida, aunque una parte considerable también está recubierta por agua solidificada (hielo). Las pocas regiones secas que quedan (continentes) aparecen cruzadas por montañas y salpicadas por llanuras; las zonas bañadas de agua (océanos) también muestran cadenas montañosas y, en algunas partes, profundas depresiones (fosas). La forma aproximada de la Tierra es esférica, con un diámetro medio de 12.750 km, verificándose un leve achatamiento en la dirección de sus polos. Respecto a la composición, los estudios del interior terrestre realizados a través del análisis de los registros de los terremotos, parecen indicar que se compone de capas sucesivas de diferentes materiales y que su centro (núcleo) podría encontrarse en estado líquido (esta afirmación no implica que sea precisamente agua su contenido). Ya que la densidad media de la Tierra es cinco veces superior a la del agua, se considera que en el núcleo la densidad es mayor que en la superficie; esto parece indicar que el mismo estaría compuesto de materiales más pesados que los hallados en la corteza (probablemente sean hierro, cobalto y níquel). La temperatura superficial de la Tierra varía entre límites muy estrechos de acuerdo a la zona que se considere. En ninguna parte supera el punto de ebullición del agua ( T = 100 °C) y, en general, la mayoría de las regiones se encuentran a una temperatura por encima del punto de congelación del mismo elemento ( T = 0 °C). Rodeando la parte sólida de la Tierra, se encuentra una envoltura gaseosa denominada atmósfera, compuesta principalmente de nitrógeno, oxígeno y de una mezcla de otros elementos. Desde las naves espaciales, la superficie de la Tierra muestra una continua presencia de nubes en la atmósfera. Los movimientos principales de la Tierra son su rotación alrededor del Sol (traslación) y el giro sobre sí misma (rotación). Las unidades naturales de tiempo, que usamos cotidianamente, es decir el año y el día, resultan de medir el intervalo que le lleva a nuestro planeta el completar, respectivamente, cada uno de esos movimientos. Su movimiento de rotación es de 24hs y el de traslación de 365días. La Tierra se desplaza alrededor del Sol con una velocidad de unos 30 km/seg, demarcando una trayectoria en el espacio (órbita) de forma elipsoidal denominada eclíptica. Este nombre tan peculiar de la órbita terrestre se debe a que los eclipses suceden sobre el plano definido por ella. ÚLTIMOS DESCUBRIMIENTOS ENCONTRADOS ACERCA DE ÉSTE PLANETA: Para conocer el origen de las llamadas Auroras Boreales, la NASA lanzó el 17 de febrero, del 2007 la misión THEMIS. Los primeros resultados de esta misión, publicados en la Revista Science, revelan que los investigadores han descubierto que son producidas por explosiones de energía magnética en la cola de la magnetosfera, a una distancia de un tercio de la distancia a la Luna, que genera partículas cargadas que viajan hacia la Tierra e ingresan a la atmósfera por los polos magnéticos, donde ionizan las moléculas del aire generando los despliegues de colores. El 8 de marzo de 2010, Richard Gross, un investigador estadounidense de la NASA, concluyó que el terremoto que afectó a Chile pudo haber inclinado levemente el eje de la Tierra y como consecuencia los días serán unos microsegundos más cortos. El científico utilizó un complejo modelo con el cual obtuvo un cálculo preliminar que revela que el sismo pudo haber acortado 1,26 microsegundos (un microsegundo equivale a una millonésima de segundo) la longitud de cada día en la Tierra. Lo que sorprendió más al doctor Gross, sin embargo, es cómo el terremoto pudo haber inclinado el eje de la Tierra. Según el investigador el movimiento telúrico del sábado 27 de Febrero en Chile, habría inclinado el eje terrestre en 2,7 milisegundos de arco (unos 8 centímetros), desplazando en ese misma distancia el Trópico de Capricornio. Este mismo modelo calculó que el terremoto de Sumatra-Andamán de magnitud 9,1 en 2004, pudo haber acortado la duración de los días en 6,8 microsegundos e inclinado el eje terrestre en 2,32 milisegundos de arco (unos 7 centímetros). Además, en el 2010, casi un año después de anunciar el descubrimiento de moléculas de agua en la Luna, los científicos han dado a conocer nuevos datos, los cuales han sido proporcionados por el Satélite de Observación y El Sistema Solar

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Detección de Cráteres Lunares (Lunar CRater Observation and Sensing Satellite o LCROSS, en idioma inglés) y por el Orbitador de Reconocimiento Lunar (Lunar Reconnaissance Orbiter o LRO, en idioma inglés), ambos de la NASA. Y los nuevos datos indican que hay más que solamente agua. Estas misiones hallaron evidencia de que el suelo lunar de los oscuros cráteres es rico en materiales utilizables. Además, la Luna parece estar aún químicamente activa y tiene un ciclo del agua completo. Los científicos también confirmaron que el 'agua lunar' se encuentra en algunos lugares principalmente en forma de cristales de hielo puros. Estos son los resultados más destacados de seis artículos de investigación que se publicaron en la edición del 22 de octubre de la revista Science (Ciencia, en idioma español). 

Marte: Tiene un período de traslación de 687 días y un período de rotación de

24hs 32 minutos y 23seg. Marte, como Mercurio y Venus es conocido desde tiempos remotos; resulta tan notable por su color y brillo como por sus movimientos respecto de las estrellas. Con el telescopio, Marte aparece como un disco rosado donde son visibles periódicamente cada uno de los casquetes polares de color blanquecino y además se comprueba en su superficie variaciones de albedo según la estación y sus condiciones atmosféricas que serían consecuencia de tormentas de polvo en su superficie. Marte tiene las formaciones volcánicas más altas del Sistema Solar; el monte Olimpo mide 25.000 m de altura y 700 km de diámetro en su base. Mediante las fotografías de la misión espacial Viking se verificó una diferencia de aspecto entre el hemisferio sur y norte de Marte: el norte es más bien liso, cubierto de llanuras, mientras que el sur es muy accidentado y cubierto de cráteres. Las regiones medias, de tonalidad amarillenta, posiblemente sean zonas desérticas. Sin embargo, el análisis del material arenoso de ambos hemisferios revela que son similares: volcánico con un alto contenido de hierro. En la superficie marciana no hay agua, y los casquetes polares mencionados presentan cambios estacionales: disminuyen durante el verano marciano y aumentan hacia su invierno. La temperatura de esos casquetes indican que se trataría de nieve carbónica. El resto de la superficie está cubierta de rocas; se verificó que existe óxido de silicio y óxido férrico, el resto contiene magnesio, calcio, azufre, aluminio, cloro y titanio. Otra de las características superficiales de Marte son sus famosos canales, descritos como trazos rectilíneos, finos y oscuros por G.Schiaparelli en 1888. Finalmente, Marte tiene dos pequeños satélites naturales, descubiertos por A. Hall en 1877, y denominados Fobos y Deimos. ÚLTIMOS DESCUBRIMIENTOS ENCONTRADOS ACERCA DE ÉSTE PLANETA: Las sondas no detectaron canales pero si algunas formaciones de cauces que se habrían formado por la acción de cursos de agua; pero como en la actualidad no se detecta agua, se cree que esos cauces, que se habrían formado por corrientes líquidas que circularon por su superficie, podrían contener capas de hielo bajo ellos. La atmósfera marciana es transparente y se ha encontrado en ella vestigios de vapor de agua. Ocasionalmente, se observan violentas tormentas de polvo que tornan completamente opaca su atmósfera y colabora con cierto efecto de erosión sobre su superficie.

Los planetas exteriores difieren muchos de los interiores. Están mucho mas alejados del Sol y son mucho mayores. Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno son planetas gaseosos, gigantescos y sin superficies sólidas. A continuación, se muestran las características de cada uno de ellos:  Júpiter: En el cielo terrestre, Júpiter aparece como un objeto de apariencia estelar, en ocasiones más brillante que Sirio. Júpiter es el planeta de mayor tamaño del Sistema Solar, el que posee mayor masa y el que rota sobre sí mismo a más alta velocidad. Su aplastamiento es considerable y está relacionado con su gran rapidez de giro. Por otra parte, Júpiter se desplaza alrededor del Sol con un periodo de 11 años y 313 días. La superficie de Júpiter no es visible ya que está permanente y completamente cubierta por nubes. Es imposible establecer un límite preciso entre "superficie" y "atmósfera". Con un telescopio de mediana potencia puede observarse que Júpiter presenta regiones de diferente color paralelas a su ecuador (bandas); son zonas estacionarias de nubes en rotación. En los turbulentos límites entre bandas se forman corrientes y torbellinos. Las nubes se clasifican El Sistema Solar

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según tres capas: una superior de amoníaco, una intermedia de azufre y un tercera de hielo de agua. El componente principal de la atmósfera de Júpiter es el hidrógeno, el cual se halla combinado con nitrógeno y carbono. Las sondas espaciales también detectaron algo de helio. Además de estos elementos y en menor proporción, se han hallado metano, amoníaco, agua, monóxido de carbono y acetileno, entre otros. Sobre las bandas aparecen detalles que se mantienen en el tiempo, como la Gran Mancha Roja; su tamaño permaneció prácticamente invariable desde su detección (hace más de 300 años), aunque desapareció durante los años 1888, 1912, 1916, 1938 y 1944. Los astrónomos consideran que se trata de un ciclón de enormes dimensiones. Las sondas Voyager registraron relámpagos en la atmósfera de Júpiter cuya presencia es favorecida por la existencia de polvo. Se supone que Júpiter posee un núcleo rocoso de dimensiones desconocidas y compuesto principalmente por hierro y silicatos. Se estima que la temperatura de su núcleo debe ser cercana a T = 30.000 C, mientras que su masa sería equivalente a diez veces la masa terrestre y rodeado completamente por una capa de hidrógeno metálico a 10.000 C y a una presión de un millón de atmósferas. El análisis de las sondas espaciales, sugiere que Júpiter consiste prácticamente de material solar que no ha sufrido modificaciones desde su origen. Es de suponer que la mayor cantidad de materia que no fue condensada en el Sol, formó parte de Júpiter. Si entonces Júpiter hubiese tenido al menos 12 veces la masa que tiene hoy, hubieran podido iniciarse reacciones termonucleares en su interior, de modo similar a lo que sucede en las estrellas; desde este punto de vista, podemos decir que Júpiter puede considerarse como una estrella frustrada. Con dimensiones semiestelares, la energía interna de Júpiter, aunque muy inferior a la de las estrellas, es comparable a la que el planeta recibe del Sol. Un anillo de pequeñas partículas sólidas rodea a Júpiter por su ecuador, extendiéndose hasta casi 53.000 km del límite de su atmósfera. Se fotografió por primera vez en 1979 y tiene una densidad casi mil millones de veces más débil que la densidad del anillo de Saturno. Júpiter posee 63 satélites conocidos, los cuales según sus características están divididos de la siguiente manera:      

Satélites regulares internos a los anillos : Metis, Adrastea, Amalthea y Thebe Satélites Galileanos : Io, Europa, Ganimedes y Calisto. Satélites irregulares internos : Themisto. Satélites irregulares : Leda, Himalia, Lysithea, Elara y S/2000 J11. Satélites irregulares progrado : Carpo. Satélites irregulares retrógrados : Euporie, Orthosie, Euanthe, Thyone,

Mneme, Harpalyke, Hermippe, Praxidike, Thelxinoe, Iocaste, Ananke, Arche, Pasithee, Chaldene, Kale, Isonoe, Aitne, Erinome, Taygete, Carme, Kalyke, Eukelade, Kallichore, Helike, Eurydome, Autonoe, Sponde, Pasiphae, Megaclite, Sinope, Hegemone, Aoede, Callirrhoe y Cyllene.  Satélites descubiertos en el 2003, aún sin nombre : S/2003 J2, S/2003 J3, S/2003 J4, S/2003 J5, S/2003 J9, S/2003 J10, S/2003 J12, S/2003 J14, S/2003 J15, S/2003 J16, S/2003 J17, S/2003 J18, S/2003 J19 y S/2003 J23, Algunos de ellos con sus características: 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 Júpiter. Da una vuelta cada tres días y medio.

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ÚLTIMOS DESCUBRIMIENTOS ENCONTRADOS ACERCA DE ÉSTE PLANETA: En mayo de 2007 y desde varios ángulos y tipos de iluminación, la nave Nuevos Horizontes obtuvo las imágenes más nítidas que se han logrado del sistema de los tenues anillos jovianos. En ellas, los científicos descubrieron una serie de inesperados arcos y grumos de polvo, que indican el reciente impacto de un objeto pequeño contra los anillos. 

Saturno: Tiene un período de traslación de 29 años y 167 días, y su período de

rotación es de 10 hs 39 minutos y 24 segundos en el ecuador, y 10 hs y 40 minutos en la latitud de 60°. Saturno fue considerado el límite exterior del Sistema Solar por muchos siglos ya que es el último planeta visible a simple vista. Desde la Tierra, se lo ve como un objeto de brillo comparable a las estrellas más brillantes, y de coloración amarillenta. Es el planeta de más baja densidad del Sistema Solar, que, junto con su gigantesco sistema de anillos, son las únicas características que lo diferencian de Júpiter; en lo demás, Saturno presenta grandes similitudes. Como en Júpiter, el día en Saturno es muy corto y posee un gran número de satélites. Esencialmente se trata de una enorme esfera achatada de gas, comprimido bajo su propio peso; lo que vemos son nubes de elementos, condensados a las débiles Temperaturas existentes. Presenta bandas paralelas en su atmósfera, aunque de colores no tan definidos como en Júpiter. Su modelo de estructura interna es el de un núcleo rocoso envuelto por una capa de hidrógeno metálico, recubierto a su vez por una capa líquida de hidrógeno y helio. También Saturno emite al espacio una mayor cantidad de energía que la que recibe del Sol, de ahí que también se especula con la producción de energía en su interior. La característica histórica más notable de este planeta es su sistema de anillos. D. Cassini en 1675 descubrió dos anillos concéntricos (A) y (B), separados por una región oscura (la división de Cassini. Esta fue considerada por mucho timepo como una región vacía; las sondas espaciales encontraron que en ella existen cinco bandas débiles. Las partículas del (C) y las de esta división son bastante más oscuras que las que forman los anillos (B) y (A). El (B) es el más brillante y abarca la mayor superficie del sistema de anillos; en detalle, son estructuras anulares brillantes y agujeros oscuros de hasta 100 km de extensión. El (A) está formado también por estructuras finas y cuerpos con dimensiones de hasta 8 m; en su interior, hay otra división. En 1850, se encontró un tercer anillo (C), casi transparente y ubicado entre el anillo principal y el planeta; en 1969, finalmente, se observa un cuarto anillo (D), compuesto de un material parecido a polvo. El (C) envuelve al (D) y aparece como una sucesión muy ordenada de anillos anchos separados por zonas gruesas; estaría formado por cuerpos de hasta 2 metros. Más allá, se halla el anillo (F), descubierto por la sonda Pioneer 11 a unos 3.600 km del borde del (A), entre las órbitas de dos lunas del planeta. El (F) está compuesto a su vez de tres anillos, de los cuales los dos exteriores se hallan "retorcidos". A unos 170.000 km de Saturno se halla un delgado anillo (G), apenas visible; finalmente, entre 210.000 y 300.000 km del planeta se encuentra el anillo (E) compuesto de material muy fino. Los anillos se extienden unos 280.000 km y en la dirección norte-sur tienen un grosor de apenas 3 km. Debido a que el sistema de anillos se halla en el plano ecuatorial del planeta, durante una revolución alrededor del sol, los anillos se ven alternativamente por su cara norte y por su cara sur; entre estas situaciones extremas, donde los anillos aparecen muy abiertos, podremos observarlos de canto: entonces desaparecen por completo, lo cual revela su pequeño espesor. El ciclo se repite cada aproximadamente unos 29 años y medio, tiempo que precisa Saturno para dar una vuelta alrededor del Sol. Esta circunstancia determina que el sistema de anillos presente "fases", es decir, variaciones de brillo en los anillos según el ángulo bajo el cual reflejan la luz solar. Cuando los anillos están exactamente de canto hacia nosotros, son invisibles lo que sucede durante uno o dos días. Cuando la Tierra y el Sol se ubican en lados opuestos del plano de los anillos, se ve el lado oscuro de los anillos. Se ha calculado que la masa de los anillos es 3x10 -6 veces la masa de Saturno y que las partículas que los componen probablemente sean de hielo de agua con núcleos de material meteórico, con dimensiones de desde algunos micrones hasta 20 metros. Cada una de las partículas que forman el anillo describe una órbita alrededor de Saturno, como si fuera un satélite diminuto. Por otra parte, los anillos tienen un cierto movimiento de aproximación y retroceso en sus extremos, que indican una rotación en el mismo sentido que el planeta. Saturno posee 48 satélites naturales descubiertos:

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

Satélites Regulares: Anillos interiores :Pan, S/2005 S1, Atlas, Prometheus, Pandora, Epimetheus, Janus, Mimas,

Methone, Pallene, Enceladus, Telesto, Tethys, Calypso, Dione, Helene, Polydeuces. Anillos Externos: Rhea, Titan, Hyperion, Iapetus.  Satélites irregulares: Kiviuq, Ijiraq, Phoebe, Paaliaq, Skathi, Albiorix, Erriapo, Siarnaq, Tarvos, Mundilfari, Narvi, Suttungr, Thrymr, Ymir.  Nuevos satélites anunciados en el 2005 S/2004 S07, S/2004 S08, S/2004 S09, S/2004 S10, S/2004 S11, S/2004 S12, S/2004 S13, S/2004 S14, S/2004 S15, S/2004 S16, S/2004 S17, S/2004 S18, S/2005 S01. ÚLTIMOS DESCUBRIMIENTOS ENCONTRADOS ACERCA DE ÉSTE PLANETA: (24 Marzo, 2008 NASA - CA) La presunción que Titán contiene un océano interno, surgió de la información generada por el Radar de Apertura Sintética de la Cassini durante 19 pasadas sobre Titán entre Octubre 2005 y Mayo 2007. Con información de las primeras observaciones, los científicos y los ingenieros del radar ubicaron 50 lugares únicos de la superficie de Titán, como lagos, cañones y montañas. Luego buscaron estos hitos buscaron entre la enorme cantidad de información recibida desde la Cassini en sus 41 pasadas pasadas sobre Titán. Descubrieron que estos hitos geográficos parecen cambiar de posición por al menos unos 31 kilómetros (19 millas). Ya que los lagos y montañas no se pueden haber movido en realidad, su cambio aparente dio las pistas para pensar que Titán gira en su eje de rotación de una forma inusual. En los modelos previos del giro de Titán, se tomaban en cuenta la influencia gravitacional de Saturno y otros planetas y satélites cercanos pero omitían efectos menores y mal comprendidos. Ya que la rotación sincrónica de Titán no se ajustaba al modelo, por lo que debían de estar influyendo otros factores, tales como los cambios estacionales en el movimiento de su atmósfera. Sin embargo era difícil de explicar como un fenómeno de relativamente baja energía podía tener una influencia tan pronunciada en la rotación de Titán a menos que la rotación de la corteza de hielo estuviese desacoplada de su núcleo por un océano interno. Si fuese así las fluctuaciones atmosféricas serían suficientes para dar cuenta de la rotación observada. De confirmarse la existencia de agua, las especulaciones en torno a la posible existencia de algún tipo de vida aumentarían, ya que las mezclas de agua y metano habrían sido propicias para la vida en el comienzo del Sistema Solar en la Tierra. (9 Junio, 2010 NASA - CA) Tal como la vida en la Tierra deja huellas profundas en el equilibrio químico de nuestra atmósfera, al generar una gran cantidad de oxígeno molecular, que se ha acumulado en el aire y que desaparecería de no existir plantas y bacterias que lo reabastecen, la ausencia de dos elementos en la atmósfera de Titán ha llevado a científicos de la agencia espacial estadounidense (NASA) a pensar que encontraron pruebas de que existe vida en esta Luna de Saturno. Informes de la sonda Cassini confirmaron que existen pruebas de reacciones químicas complejas que algunos científicos interpretaron como el resultado de la respiración de una posible vida exótica aún no conocida, informó el Laboratorio de Propulsión de la NASA. La clave es que algunas moléculas de hidrógeno y acetileno presentes en la atmósfera del satélite han desaparecido. "Esta falta de acetileno es importante porque ese producto químico sería probablemente la mejor fuente de energía para una vida basada en el metano en Titán", dijo Chris McKay, astro biólogo de la NASA y del centro de investigación Ames. 

Urano: Tiene un período de traslación de 84 años, 7 días y 9 horas, y su

período de rotación es de 17 hs y 14 minutos. Es el séptimo planeta desde el Sol y el tercero más grande del Sistema Solar. Urano es también el primero que se descubrió gracias 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 El Sistema Solar

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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. 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. Urano posee 27 satélites conocidos : 

Satélites regulares: Cordelia, Ofelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet,

Portia, Rosalinda, S/2003 U2, Belinda, S/1986 U10, Puck, S/2003 U01, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Oberon.  Satélites irregulares: Caliban, Stephano, Trinculo, Sycorax, S/2003 U03, Prospero, Setebos, S/2001 U02. Algunos

de ellos con sus características: 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.

ÚLTIMOS DESCUBRIMIENTOS ENCONTRADOS ACERCA DE ÉSTE PLANETA: (24 Agosto, 2007 - Kek - CA) Aprovechando que cada 42 años, los anillos de Urano se colocan en la posición adecuada para verlos de canto desde la Tierra, los astrónomos están acudiendo a los grandes telescopios para estudiarlos. Hasta ahora esto no había sido posible. Los anillos fueron descubiertos en 1977 y recién fue posible fotografiarlos con la sonda Voyager 2 cuando pasó cerca del gigante de hielo en Enero de 1987. Usando telescopios en tierra (el Keck II, en Hawaii), en Chile (VLT) y en el espacio (el Hubble), un equipo de astrónomos encabezado por Imke de Pater, de la universidad de California, Berkeley, ha descubierto que las cosas han cambiado en los anillos, formados por micrométricas partículas de polvo, desde ese momento - hace veintiún años- en los alrededores de ese lejano planeta. El equipo de la Dra. Pater realizó imágenes de los anillos utilizando la cámara de infrarrojo cercano (NIRC2) del telescopio Kek I y la óptica adaptiva (capaz de corregir las perturbaciones atmosféricas) del Keck II, el pasado 28 de Mayo. En ese momento los anillos estaban en posición casi de canto y se vaían como una línea que bisectava a Urano, que aparece más oscuro en el infrarrojo. Se utilizan cámaras capaces de ver el en infrarrojo debido a que los anillos son tan débiles que no es posible detectarlos en la luz visible, mientras que en infrarrojo, brillan más que el propio Urano. Los objetos opacos y pequeños del Sistema Solar, que sólo reflejan la luz del Sol, a veces resultan más brillantes en luz infrarroja que los mayores, como en este caso. Obtuvieron imágenes de una calidad semejante a la que hubieran logrado si el Kek hubiese estado en el espacio. El 14 de Agosto, el Telescopio Espacial Hubble realizó imágenes muy cerca del momento en el que los anillos se alinean con la Tierra, donde aparecieron anillos no vistos anteriormente. Los anillos de Urano se vieron de canto por primera desde la Tierra el 3 de Mayo 2007, una segunda el 16 de Agosto 2007 y una tercera y última vez el 20 de Febrero del 2008. Se pudo observar que los anillos interiores, son mucho más prominentes de lo esperado y revelan la existencia de una gran cantidad de material, en contraposición de otras regiones vacías en el sistema de anillos. "Tendemos a pensar que los anillos no cambian nunca -afirma Pater- pero nuestras observaciones muestran que no es el caso. Existen numerosas fuerzas actuando sobre los El Sistema Solar

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pequeños granos de polvo que forman los anillos, y eso ha hecho cambiar su configuración". Dos pequeños satélites, llamados Cordelia y Ofelia, parecen "montar" sobre el más brillante de los anillos, manteniéndolo en su sitio. Los investigadores creen que también los nueve anillos restantes podrían tener sus propios "pastores", aún no descubiertos. Y quieren aprovechar la ocasión para realizar la mayor cantidad posible de observaciones. 

Neptuno: Tiene un período de traslación de 164 años y 280 días, y una

rotación de 16 hs y 3 minutos.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 distinguir 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 260ºC 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. 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. Neptuno posee 13 satélites: Naiad, Thalassa, Despina, Galatea, Larissa, Proteo, Tritón y Nereida, las tres restantes están aún sin nombre pues fueron descubiertas recién en Enero del 2003 y Agosto del 2004, sus denominaciones temporales son: S/2002 N1, S/2002 N2, S/2002 N3, S/2002 N4 y C02N4. El más grande de todos ellos con sus características: 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 objeto del Sistema Solar donde se ha medido la temperatura media más fría, 235ºC 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. ÚLTIMOS DESCUBRIMIENTOS ENCONTRADOS ACERCA DE ÉSTE PLANETA: (17/Ene./03 H-S CfA) Mediante el telescopio Blanco de 4 metros del Observatorio Interamericano de Cerro Tololo, un grupo de astrónomos dirigidos por Matthew Holman del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics y JJ Kavelaars del National Research Council of Canada, han descubierto tres nuevos satélites orbitando alrededor de Neptuno, elevando a 11 el número de lunas del planeta más lejano del sistema solar. De los 8 satélites anteriormente descubiertos, 6 fueron descubiertos por el Vogayer II en su pasada por Neptuno en 1989 y los otros dos, Tritón y Nereida, habían sido descubiertos mediante El Sistema Solar

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telescopios ubicados en la superficie de la Tierra, el primero en 1846 por Lasell y el último por Gerard Kuiper en 1949. Kavelaars afirmó que éstos satélites pertenecen a una familia de objetos generados por la antigua colisión entre un primitivo satélite de Neptuno y un cometa. Encontrarlos ha sido una verdadera proeza, ya que tienen entre 30 y 40 km de largo y se encuentran a 4.500 millones de km de la Tierra, 30 veces la distancia entre la Tierra y el Sol, donde reciban la 900 ava parte de laluz que tenemos en la Tierra. Además, a partir de 2006, uno de los anteriormente considerados planetas (junto con Eris, Makemake y Haumea), y que comenzó a ser considerado como plutoide (no entran en la clasificación de planeta enano por encontrarse más allá de Neptuno), es:  Plutón: Tiene un período de traslación de 247 años, 249 días y 6 horas, y un período de rotación de 6,4 días. Este planeta, el más alejado del Sol, aún presenta ciertos aspectos inciertos ya que su gran lejanía dificulta su estudio. En líneas generales, aparece como mucho más parecido a los planetas terrestres que a los gigantes, cuyas órbitas encierra con la suya. Del análisis de las acciones gravitatorias (perturbaciones) en las órbitas de Urano y Neptuno, los astrónomos sospecharon la existencia de un planeta tras neptuniano. Plutón fue descubierto por C. Tombaugh en 1930. Tiene un tamaño comparable con el de Mercurio y una débil atmósfera; se conoce que el metano junto con el hidrógeno son sus principales componentes. Su pequeña masa y sus bajísimas temperaturas, sugieren que los constituyentes de su atmósfera podrían encontrarse congelados sobre en superficie. Durante parte de su recorrido alrededor del Sol, Plutón se halla dentro de la órbita de Neptuno. La inclinación de la órbita de Plutón es la mayor del Sistema Solar y su período de revolución el más largo. Finalmente, Plutón posee un satélite natural denominado Caronte. Plutón-Caronte forman el primero y el único par del Sistema Solar en rotación y traslación sincrónicas; esto es, visto desde Plutón, Caronte se ve fijo en el cielo. A continuación, un cuadro con características específicas de los planetas que constituyen el Sistema Solar: (Los datos han sido extraídos de la página web: http://www.cosmopediaonline.com)

s ) l e i a e a n d e j e d n o a l e i l ó o i u c i m d c s ( n m a e o a n t r t m í r o b s e k e r i l o D o e P S d S

Mercurio

58

Venus

108

Tierra

150

Marte

228

Júpiter

778

Saturno

1427

Urano

2870

Neptuno

4497

Plutón (plutoide)

5900

58d 15hs 243d 3hs 23hs 56m 24hs 37m 9hs 55m 10hs 39m 17hs 14m 16hs 3m 6d 9hs

El Sistema Solar

l e e n d d ó r o i o l d c a d o e S o l í d r s a e r e r P t l A

a r r e i T / n e m u l o V

a r r e i T / a s a M

176d

0,06

0,056

224,68d

0,88

0,815

365d

1

1

687d

0,15

0,107

11años 313d 29 años 167d 84 años 7d 9hs 164 años 280d 247 años 249d 6hs

1.316

318

755

95,1

67

14,5

57

17,2

0,1

1,25 x 1022 kg1

d a d i s n e D

5,43 g/cm3 5,24 g/cm3 5,515 g/cm3 3,940 g/cm3 1,33 g/cm3 0,70 g/cm3 1,30 g/cm3 1,76 g/cm3 1,10 g/cm3

l d i a a c d i e f v r e a r p G u s

3,7 m/s2 8,9 m/s2 9,8 m/s2 3,7 m/s2 23,12 m/s2 9,0 m/s2 8,7 m/s2 11,0 m/s2 0,6 m/s2

s e t i l é t a S

0 0 1 2 63 48 27 13 03

a i d d a e d i m c l o t a l e i V b r o

47,872 5 km/s 35,021 4 km/s 29,78 km/s 24,077 km/s 13,069 7 km/s 9672,4 m/s 6,8352 km/s 5,4778 km/s 4,7 km/s1

d a a t d i i c b r i r ó t a n l e c e x d E

0,20563069 0,00677323 0,01671 0,093315 0,04839266 0,05415060 0,04716771 0,00858587 0,2441

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Alrededor de algunos planetas se desplazan cuerpos más pequeños denominados satélites, que son astros que giran alrededor de los planetas, como la Luna en torno a la Tierra; ambos cuerpos están vinculados entre sí por fuerzas de gravedad recíproca. Existe una diferenciación entre satélites naturales y artificiales. Los artificiales son los construidos por el hombre, y por lo tanto es factible, de alguna manera, de modificar su trayectoria. En las últimas décadas se han puesto en órbita una gran variedad de satélites artificiales alrededor de la Tierra y también de varios planetas. Un satélite natural, en cambio, es cualquier astro que se encuentra desplazándose alrededor de otro; no es factible modificar sus trayectorias artificialmente. En general, a los satélites de los planetas principales se les llama lunas, por asociación con el nombre del satélite natural de la Tierra. Los diferentes planetas poseen distinta cantidad de lunas. El número total en el Sistema Solar es alto y aún se considera incompleto, ya que se continúa encontrándose nuevas lunas. No se conocen lunas en Mercurio ni en Venus y tampoco ningún satélite que posea una luna. A pesar de estar acostumbrados a que la visión de nuestra Luna como un cuerpo esferoidal, debe pensarse que, en general, los satélites de los planetas principales pueden ser bien diferentes, presentar formas irregulares o ser sumamente achatados. Respecto al origen de estos astros se han sugerido diferentes teorías: (a) se formaron junto con el planeta principal; (b) se desprendieron del planeta principal a lo largo de su evolución; o bien (c) se trata de un cuerpo capturado por el planeta principal A diferencia de las estrellas, los planetas, los planetas enanos y los satélites no irradian luz; se los ve iluminados porque reflejan parte de la luz que les llega del Sol. En el Sistema Solar también hay cometas, asteroides, pequeños cuerpos rocosos, gases y polvo. Estos astros aparecen repentinamente y sólo algunos pocos son visibles a simple vista mostrando colas notables y llamativas. El más famoso de todos es el cometa Halley, que aparece cada 76 años. Este cometa lleva su nombre por el astrónomo E. Halley, quien pudo verificar que sus apariciones eran periódicas a partir de registros de observación anteriores; Halley había observado "su" cometa en 1682 y predijo su retorno para 1758. Ha sido posible determinar que la observación más antigua conocida del cometa Halley es del año 467 AC. Su último pasaje por las cercanías del Sol se produjo en febrero de 1986 y el próximo se producirá en el año 2062. Todos los cometas forman parte del Sistema Solar, y algunos de ellos describen órbitas elípticas tan elongadas que sus períodos de revolución son muy largos: decenas o cientos de años. Cada año se observan de una a dos docenas de cometas pasando por las cercanías del Sol; sin embargo, aún en esas condiciones de proximidad, sólo ocasionalmente un cometa llega a ser tan brillante como para ser observado a simple vista, sin la ayuda de un telescopio. Un cometa está constituido de una región brillante y pequeña, de unos pocos kilómetros de diámetro, denominada "cabeza del cometa". En ella se halla una zona central (núcleo); que contiene elementos congelados, entre los cuales el más abundante parece ser hielo (de agua), dióxido de carbono y monóxido de carbono, y quizás algo de metano y amoníaco. Distribuidas entre las moléculas de la cabeza del cometa hay partículas de polvo, y por esta razón se dice que el núcleo es una bola sucia de hielo. A grandes distancias del Sol el cometa se halla inactivo y sólo refleja la luz solar; pero cuando en su trayectoria se aproxima al Sol, el material del núcleo se calienta y es disociado por la radiación solar. De modo espectacular, de la cabellera emergen, empujadas por la intensa radiación solar, dos "colas" tenues y brillantes: una de gas y otra de polvo, extendiéndose millones de kilómetros. Los astrónomos sugieren que los cometas retienen, en forma de hielo y polvo, la composición de la nebulosa primitiva con que se formó el Sistema Solar y de la cual se condensaron luego los planetas y sus lunas. Por esta razón el estudio de los cometas puede dar indicios de las características de aquella nube primordial. Un asteroide es un cuerpo rocoso, carbonáceo o metálico más pequeño que un planeta y mayor que un meteoroide, que orbita alrededor del Sol en una órbita interior a la de Neptuno.

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Vistos desde la Tierra, los asteroides tienen aspecto de estrellas, de ahí su nombre (ἀζηεροειδής en griego significa "de figura de estrella"), que les fue dado por John Herschel poco después de que los primeros fueran descubiertos. Los asteroides también se llaman planetoides o planetas menores, denominaciones que se ajustan más a lo que en realidad son, y los engloba en una misma categoría con los cometas y con aquellos cuerpos con órbitas mayores que la de Neptuno (objetos transneptunianos). La mayoría de los asteroides de nuestro Sistema Solar poseen órbitas semiestables entre Marte y Júpiter, conformando el llamado cinturón de asteroides, pero algunos son desviados a órbitas que cruzan las de los planetas mayores. El 1 de enero de 1801 el astrónomo siciliano Giuseppe Piazzi descubrió el asteroide o planeta menor Ceres, mientras trabajaba en un catálogo de estrellas. Este planeta menor fue denominado Ceres Ferdinandea en honor al entonces rey de las Dos Sicilias, Fernando I. Al descubrimiento de Piazzi le siguieron otros parecidos pero de objetos más pequeños. Hoy se estima que existen cerca de dos millones de asteroides con un diámetro mayor que un km tan sólo en el cinturón principal; sin embargo, si se suman todas sus masas el total equivale sólo al 5% de la masa de la Luna. Desde la redefinición de planeta de 2006 llevada a cabo por la Unión Astronómica Internacional, el término clásico asteroide no desaparece sino que se lo incluye dentro de los denominados cuerpos menores del Sistema Solar (excepto Ceres, que se considera planeta enano), junto con los cometas, la mayoría de los objetos transneptunianos y cualquier otro sólido que orbite en torno al Sol y sea más pequeño que un planeta enano.

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CONCLUSIÓN Vivimos rodeados de cosas que aún no hemos descubierto, y comparado con el resto del universo, saliendo de la Tierra, somos seres diminutos. Hay infinitas maravillas que el ser humano está dispuesto a conocer y que realmente quiere y ansía hacerlo. Si bien conocemos más del exterior que de nuestro mismo planeta, nuestros océanos y las diminutas criaturas que habitan en él, faltan aún miles de maravillas que el ser humano no ha descubierto del universo. Concuerdo con joyce Carol Oates: “Nada es accidental en el universo -ésta es una de mis leyes de física- excepto el propio universo entero, que es accidente puro, divinidad pura”.

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BIBLIOGRAFÍA Para realizar el presente trabajo, he utilizado la información de las siguientes fuentes:           

Mentor Educativo. Enciclopedia temática infantil. Edit. Océano, 1999; pág. 235 a 252. Enciclopedia general básica temática ilustrada. Clasa, 2000; pág. 591 a 604. Naturaleza en red 9. EGB 3° ciclo. aZ Editora, 2001; pág. 36 a 45. Saberes clave. Ciencias Naturales 1. Edit. Santillana, 2010; pág. 96 a 105 http://feinstein.com.ar http://www.astromia.com http://es.wikipedia.org http://www.circuloastronomico.cl/planetas http://www.cosmopediaonline.com http://www.educar.org/SistemaSolar/ http://ciencia.nasa.gov

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Informe de Lectura. El Sistema Solar

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