astronomia ud 2

7/22/2019 Astronomia UD 2

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INICIACIN A LA ASTRONOMA

Unidad Didctica N 2


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INICIACIN A LA ASTRONOMA Unidad Didctica N 2

Formacin sin Barreras Pg. 2/33

III El Sistema Solar. Planetas Exteriores

A) Jpiter

Io

Europa

Ganmedes

Calisto

B) Saturno

Tetis

Dione

Rhea

Titn

C) Urano

Miranda

Ariel

TitaniaUmbriel

Obern

D) Neptuno

Tritn

E) Plutn

Caronte

F) Asteroides y Meteoritos

G) Cometas

Ejercicio de Repaso


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III El Sistema Solar. Planetas Exteriores

A) Jpiter

Jpiter es sin duda el mayor planeta de todo el Sistema Solar, conteniendo el slo msmasa que el resto de los planetas juntos. Adems de su masa, su tamao tambin esimpresionante. En su interior podran caber ms de 1000 planetas como la Tierra. Su masaasciende a ms de 1.900.000.000 trillones de toneladas (318 veces ms que la Tierra). Tieneun dimetro de 143.000 Km. (12 veces el terrestre) y traza su rbita a 5,20 U.A. del Sol,necesitando casi 12 aos terrestres para completar una vuelta completa sobre la estrella.

Jpiter (Zeus para los griegos) era el rey de los dioses y el mandatario del Olimpo. Suestructura es realmente nica en el Sistema Solar. Se puede decir que la composicin deJpiter es igual a la del Sol. Al tratarse de un planeta gaseoso, no rocoso, no tiene unasuperficie propiamente dicha. Cuando observamos una imagen de estos planetas en unafotografa o con la ayuda de un telescopio lo que vemos no es ms que la parte superior de lasnubes que componen su atmsfera. La composicin de Jpiter es de un 90% de Hidrgeno (endistintos estados) y un 10% de Helio, recordemos de qu estaban hechas las estrellas, comopor ejemplo, el Sol. Su atmsfera, sumamente compleja, va ganando en presin y densidad amedida que nos acercamos al pequeo ncleo rocoso de un tamao unas 1,5 veces eldimetro terrestre. Este ncleo estara compuesto de Hierro o silicatos hirviendo a unatemperatura de 30.000 K, que a simple vista puede parecer muy elevada para estar tan alejadadel Sol, pero la elevada temperatura se debe a la enorme presin a la que estara sometido elncleo, que se estima en unos 100 millones de veces la presin atmosfrica. El estado de estencleo se desconoce por el momento y parece que as seguir, ya que la mxima profundidada la que ha conseguido estar una sonda terrestre en Jpiter fue la sonda Galileo que slo pudopenetrar 150 Km. bajo las nubes. Lo ms probable es que el ncleo joviano (nombre con el quese conoce a todo aquello relativo o perteneciente a Jpiter) se encuentre en estado lquido oslido.

Alrededor de este ncleo rocoso se extiende una gruesa capa de unos 40.000 Km. deespesor de la variedad ms extica de Hidrgeno que se conoce, el hidrgeno metlicolquido. Esta variedad de hidrgeno slo se puede alcanzar a presiones superiores a 4millones de veces la terrestre y a temperaturas de entre 10.000 y 30.000 K. En estas

condiciones tan extremas el Hidrgeno no es un gas, sino un lquido conductor de laelectricidad que forma un intenso campo magntico. Esta zona es probablemente la que formael importante campo magntico joviano. Esta forma de hidrgeno es totalmente desconocida en


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cuanto a sus propiedades, aunque recientemente se ha conseguido producirlo en el LawrenceLivermore Nacional Laboratory, y se ha comprobado que en esas condiciones de presin ytemperatura tan elevadas el hidrgeno se descompone en forma de protones, no de molculas,dando lugar a una red metlica irregular. Seguramente tendrn que pasar muchsimos aoshasta que podamos disfrutar de algo parecido a una fotografa de esta zona de Jpiter.

Si continuamos hacia el exterior, encontramos una zona de unos 20.000 Km. de grosorcompuesta de hidrgeno molecular (en el que las molculas de H2pueden ya existir) que eslquido en su interior pero gaseoso en las parte elevadas. Junto al hidrgeno molecularencontramos Helio a unas temperaturas que descienden bruscamente hasta los 40 C conpresiones de tan slo decenas de veces la terrestre.

Ya en la zona ms externa de Jpiter, encontramos las nubes, compuestas deamoniaco en estado slido (helado), hidrosulfuro de amonio y cristales de hielo mezclado conagua.

A pesar de sermuy complicadoimaginarse cmo puedenser las condiciones enJpiter, teniendo encuenta que la presin eselevadsima a tan slounos metros del techo desus nubes, podemoshacernos una idea de suestructura gracias a

algunas imgenes en 3dimensiones creadas porla NASA como la que semuestra a la derecha.

Sin duda la parte de Jpiter que ms se ha estudiado es la zona superior de sus nubes,visible desde la Tierra con un telescopio y que ha sido objeto de estudio de numerosas sondasas como del Telescopio Espacial Hubble.

Debido a las diferencias de temperatura y composicin qumica de las nubes jovianasse dan vientos de tal magnitud que la sonda espacial Galileo midi el mximo de lo que eracapaz, 600 Km/h, aunque se sospecha que las velocidades reales son de varios miles de Km/h.


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Estos vientos dan lugar al caracterstico aspecto de este gran planeta, un buen nmero debandas coloreadas ordenadas con cierto orden. Se ha decidido llamar a las bandas de coloresplidos zonas y a las de colores oscuros cinturones. Toda la fuerza de estos movimientos noprocede del calor del Sol, como ocurre en la Tierra, sino del calor del interior del propio planeta.

Los colores de estos cinturones y zonas se deben a complejas reacciones qumicas en

las nubes que se desconocen hoy en da, aunque se sospecha que, por sus matices, debencontener ciertos compuestos basados en azufre. Lo que si parece claro es que los coloresestn relacionados con la altura de dichas nubes. El color rojo pertenecera a las nubes msaltas, el marrn a las intermedia y el azul a las zonas bajas.

Gracias al movimiento de las nubes se ha podido calcular la duracin de un da enJpiter. Al no tratarse de un objeto compacto, sus distintas partes no rotan al mismo tiempo ni ala misma velocidad, siendo la duracin de un da en el ecuador de 9 horas y 50 minutos,aumentando este tiempo en 5 minutos en las zonas polares.

La rotacin de Jpiter es tan rpida que afecta al movimiento de las nubes, junto a latemperatura y a las reacciones qumicas. A simple vista se observa que estas zonas ycinturones estn mucho ms marcados en la zona ecuatorial que en los polos, dondeprcticamente no se aprecian variaciones de color.

Para hacernos una idea del movimiento de estas nubes podemos hacer unacomparacin entre el movimiento de la atmsfera terrestre y la joviana. La atmsfera terrestrees baroclnica, es decir, depende de las diferencias de temperatura entre el ecuador y lospolos, lo que hace que el calor de los polos se desplace hacia el ecuador de oeste a este,dando lugar a movimientos ciclnicos (vientos en el sentido de las agujas del reloj en elhemisferio norte) en las zonas de baja presin, y anticiclnicos (sentido de los vientos en elhemisferio norte contrario a las agujas del reloj) en las zonas de alta presin. Por el contrario, laatmsfera joviana es barotrpica, es decir, no depende de la diferencia (inexistente) detemperatura entre el ecuador y los polos ya que su calor procede del interior.

Los vientos de las zonas y cinturones van en direcciones contrarias y los movimientosanticiclnicos (Gran Mancha Roja) duran cientos de aos ya que, como ocurre en la Tierra,estos vientos huracanados rotatorios se descomponen al llegar a la costa y, al ser Jpiter un

planeta lquido no existe en l ninguna formacin que los descomponga.


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En ocasiones los vientos son tan fuertes que los lugares que separan una zona y uncinturn pueden llagar a estremecerse formando algo semejante a un huracn terrestre pero dedimensiones muchsimo mayores en todos los aspectos.

Adems de estos vientos, en las zonas el viento es ascendente (hacia el exterior delplaneta) y en los cinturones es descendente, lo que da lugar a un segundo movimiento

atmosfrico que convierte a Jpiter en el planeta con una atmsfera ms turbulenta de todo elSistema Solar. La imagen de la siguiente pgina muestra como funcionan los vientos de laTierra y Jpiter.

El objeto ms conocido de Jpiter es sin duda su Gran Mancha Roja, observada

desde la Tierra desde hace ms de 300 aos. De un tamao superior a dos veces la Tierra,concretamente 12.000 Km de ancho y 25.000 Km de largo, se trata de una enorme anticiclncuyas nubes, como antes dijimos, estn mucho ms altas y ms fras que el resto, de ahprocede su intenso color rojo.

La Gran Mancha efecta una rotacin completa cada 5 das de Jpiter en sentidocontrario a las agujas del reloj, por lo que se calcula que en su interior la velocidad del viento esconstante y de unos 540 Km/h. Lo que no permanece tan constante es su tamao y color. Las

imgenes del Telescopio Espacial Hubble muestran dramticos cambios debidos a variosefectos como los cambios en el campo magntico y en la temperatura de las nubescircundantes. El gas que compone la Gran Mancha y podemos observar, se enfra y desciende


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a gran velocidad hacia las profundidades del planeta donde vuelve a calentarse y a subir confuerza para iniciar de nuevo el proceso. En la imagen inferior se muestran los cambios detamao, aspecto y color, producidos en la Gran Mancha en menos de dos aos.

Como posteriormente veremos, planetas como Saturno y Neptuno tambin presentaneste tipo de perturbaciones atmosfricas. Otro rasgo comn en los planetas gaseosos es lapresencia de Auroras realmente impresionantes en sus polos. Una aurora consiste en una seriede manchas y columnas luminosas que cambian rpidamente de posicin, color e intensidad.En la Tierra, los periodos de mxima y mnima intensidad de las auroras coinciden casiexactamente con los del ciclo de manchas solares, que dura 11 aos. El brillo de las auroras sedesencadena cuando el viento solar se ve reforzado por partculas subatmicas de alta energaprocedentes de las manchas solares. Los electrones y protones penetran en el campomagntico terrestre y lo sobrecargan. Los electrones y protones sobrantes se descargan a laatmsfera en los polos norte y sur. Estas partculas colisionan con las molculas de gas de laatmsfera, excitndolas y produciendo luz. Por otro lado, las auroras de Jpiter parecen estarrelacionadas con la cada al planeta de material procedente de Io, uno de sus satlites. Lassiguientes imgenes muestran este tipo de fenmenos. Ambas poseen un color muy marcadodebido a los filtros utilizados para obtenerlas.


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A pesar de que normalmente se suele identificar a Saturno como el planeta de losanillos, Jpiter es uno de los planetas que muestran este tipo de estructuras en su rbita. Setrata de unos anillos mucho ms dbiles y menores que los de Saturno, y su descubrimientosupuso un inesperado hallazgo cuando la aeronave Voyager 1los capt. Estn compuestos dematerial rocoso en forma de grnulos muy pequeos, procedentes de los impactos denumerosos objetos contra las lunas menores del planeta. El ms interno de los dos anillos de

Jpiter se sita justo en la rbita del satlite Adrastea, mientras que el ms externo va justodesde esta rbita hasta la del satlite Tebe. Este hecho es el que hace pensar que laspartculas que forman el anillo se desprendieron y se siguen desprendiendo de estas lunasante los numerosos impactos que sufren. La siguiente imagen muestra los anillos de Jpitercaptados con un filtro ultravioleta, ya que resultan invisibles a simple vista.

La enorme masa de Jpiter provoca una tremenda gravedad que en la parte superiorde sus nubes es de casi 23 m/seg2. Esta fuerza atrae hacia el planeta no slo pequeosobjetos que chocan con sus satlites, como ocurra en el proceso de formacin de los anillos.En Julio de 1994 se produjo el mayor impacto registrado dentro de nuestro Sistema Solar. Elcometa Shoemaker-Levy 9 colision con Jpiter produciendo unas espectaculares imgenesque fueron visibles incluso con telescopios de aficionado. Si un impacto de esta magnitud sehubiera producido contra nuestro planeta hubiera sido absolutamente imposible que nadahubiese sobrevivido al choque. Las imgenes muestran, una bajo un filtro ultravioleta y otra concolores reales, la magnitud de dicho impacto.


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A continuacin nos ocuparemos delos satlites de Jpiter. El planeta cuenta con39 satlites, dentro de los cualesencontramos dos grupos claramentediferenciados. Por un lado estn las cuatro

grandes lunas de Jpiter conocidos como lossatlites Galileanos, Io, Europa, Ganmedes yCalisto; el resto de satlites son pequeaslunas que no sobrepasan los 100 Km dedimetro. Recientemente cientficos de laUniversidad de Hawai han descubierto 11nuevos satlites menores con tamaoscomprendidos entre los 2 y los 4 Km.

Io es el satlite Galileano ms cercano a Jpiter, orbitando a una distancia de 422.000Km. Posee un dimetro de 3630 Km. , algo mayor que el de la Luna terrestre. Io fue el primerobjeto celeste observado cuyo movimiento no estaba centrado en la Tierra. Su identificacin en

1610 a manos de Galileo Galilei supuso una revolucin ya que hasta entonces se pensaba quetodos los planetas incluido el Sol, orbitaban sobre la Tierra, quedando patente que Io orbitabasobre Jpiter.

Su nombre procede de la mitologa griega en la que Io era una joven amada por Jpiter(Zeus) quien la transform en ternera para esconderla de su celosa esposa Hera.

Se trata sin duda de la luna menos comn de todo nuestro sistema solar, ya quepresenta una intensa actividad volcnica observable hoy en da. La nave Voyager 1recogi


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imgenes de enormes erupcionesque alcanzaban los 300 Km. dealtura. Estos volcanes desprendenlava formada por azufre con unaestructura cambia rpidamente. Laimagen de la derecha muestra la

evolucin del volcn Patera entre lavisita de la sonda Galileo en 1979 y lanave Voyager en 1996. La superficiede Io es rocosa, y su temperaturamedia es de unos -140 C, aunqueexisten numerosos ros de lava ylagos de azufre con temperaturassuperiores a los 0 C que dan al satlite ese vistoso color amarillento. La temperatura medidaen el centro de algunos volcanes llega a los 1500 K. Al encontrarse tan cerca de Jpiter, Iopierde enormes cantidades de material atrados por el planeta gigante que caen sobre susuperficie formando las auroras que vimos con anterioridad.

Se cree que los volcanes de Io no se deben al calor interno del planeta sino al efectoque en l provocan las intensas fuerzas gravitatorias de sus cuerpos vecinos. Adems de laenorme fuerza gravitatoria de Jpiter, Io sufre las fuerzas de Europa y Ganmedes queprovocan enormes mareas que llegan a levantar y hundir su superficie casi 100 metros en losapogeos. Las rbitas de estos tres grandes satlites son resonantes, esto es, Io describe dosrbitas exactas por cada una de Europa, que a su vez describe dos rbitas por cada una deGanmedes. Todo esto hace que Io se dobleestremecido por las enormes mareas a lasque le someten los satlites cercanosprovocando un calentamiento de su superficieque genera estos volcanes que expulsan lavade formas tan espectaculares como la de laimagen recogida por el Telescopio Espacial

Hubble, gracias al cual se pudo calcular lavelocidad de ascensin de la lava en ms de4000 Km/h

El segundo gran satlite ms cercano a Jpiter es Europa. De un tamao algo inferioral de la Luna terrestre, su nombre procede de la princesa fenicia raptada y convertida en toroblanco. Sin duda, el principal rasgo caracterstico de Europa son sus enormes reservas deagua congelada en la superficie.


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Su superficie es extremadamente lisa y apenas presenta crteres de impacto, lo quenos hace pensar que, a pesar de sufrirlos igual que el resto de satlites, su superficie es muyactiva y consigue eliminar sus rastros.

Es muy posible que bajo la superficie,muy parecida a los mares rticos, exista unacapa de agua lquida de hasta 50 Km degrosor, mantenida en este estado por lasmismas fuerzas que provocan las erupcionesvolcnicas en Io. Se trata de el nico lugar delSistema Solar junto a la Tierra donde existeagua en estado lquido, y cuando el Sol esttan caliente que haga evaporarse el agua delos ocanos terrestres, la capa de hielo deEuropa se habr derretido pasando aconvertirse en un satlite completamentecubierto por agua, hecho que no pasadesapercibido por los cientficos que buscannuevos planetas donde el hombre puedaasentarse en el futuro.

La imagen de la derecha muestra unafotografa mejorada de Europa donde seaprecia el hielo de su superficie con distintastonalidades, as como las enormes estrasque recorren toda su superficie, llegando atener 20 Km de ancho. Existen varias teorasAcerca de la formacin de estas estras pero la ms aceptada dice que se han producido poralgn fenmeno similar a los giseres de la Tierra.


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Adems de la enorme cantidad de agua, Europa cuenta con una tenue atmsferacompuesta de oxgeno que probablemente procede de la evaporacin de parte del hielo de susuperficie. Este hecho anima a pensar que cuando el Sol llegue a calentar su superficie paraderretir el hielo, aumentar la cantidad de oxgeno de su atmsfera. En definitiva, se trata sinduda de uno de los lugares del Sistema Solar con mayores posibilidades de poder albergaralgn tipo de futuro asentamiento humano.

El tercer satlite Galileano de Jpiter es Ganmedes, la mayor de las lunas jovianas. Sunombre procede de un joven guerrero de gran belleza que Jpiter se llev al Olimpo, y es elmayor satlite de todo el Sistema Solar, mayor incluso que planetas como Mercurio y Plutn.

En general podemos decir que Ganmedes tiene la misma estructura que Io pero conuna capa adicional de hielo de agua que recubre toda la superficie. Una de sus caractersticasfundamentales es que, a pesar de no tener atmsfera, el satlite cuenta con una pequea capade ozono (comparada con la de la Tierra) .

En su superficie destacan las zonas oscuras mezcladas con crteres brillantes. En lamayora del planeta se dan una serie de estras de naturaleza diferente a las de Europa, y sepiensa que pueden ser producto de algn tipo de proceso tectnico (como el que mueve lasplacas continentales en la Tierra). Estas estras pueden llegar a tener estructuras tan complejascomo la que muestra la imagen izquierda. Estas zonas tendran un aspecto semejante al quemuestra la imagen creada por la NASA mediante una simulacin tridimensional de los datosenviados por la sonda Galileo.


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El satlite Galileano ms alejado de Jpiter es Calisto, nombre de la ninfa deseada porJpiter a quin su mujer, Hera odiaba y convirti en Osa, situndola en el firmamento como laOsa Mayor. Su superficie es similar a la de Ganmedes aunque cuenta con muchos mscrteres y parece ser ms antigua que ste. Sus crteres son frutos de impactos mucho msviolentos que los del resto de satlites dando lugar a crteres que presentan ondas expansivasde choque.

Los otros 12 satlites de Jpiter son extremadamente irregulares y suelen recibir

impactos que envan parte de su material a los anillos de Jpiter. Sus nombres son Metis,Adrastea, Amalthea, Thebe, Leda, Himalia, Lysthea, Elara, Ananke, Carme y Pasiphae,ordenados por orden creciente de distancia a Jpiter. Alguno de ellos presenta ciertaspeculiaridades, como Amaltea, que es el satlite ms rojo del Sistema Solar. Sus nombrespertenecen a ninfas amantes de Jpiter y la mayora de sus propiedades nos son andesconocidas. Se estudia la posibilidad de que Jpiter posea an ms satlites de pequeotamao todava desconocidos. En la imagen podemos observar, de izquierda a derecha, aLeda, , Metis, Amaltea, Thebe y Adrastea en blanco y negro. En la fotografa derecha vemos aAmaltea en color real.

B) SATURNO

Saturno es el planeta ms fcil de identificar del sistema Solar gracias a loscaractersticos anillos que presenta en su rbita. Es el segundo planeta ms grande (120.500Km de dimetro) y se encuentra a 9,5 U.A. del Sol, necesitando algo ms de 29 aos terrestrespara completar una vuelta sobre nuestra estrella.

Saturno est claramente achatado por los polos, debido a la elevada velocidad derotacin del planeta, ya que su da dura 10 horas y 39 minutos. Su densidad es la ms baja detodo el Sistema Solar, siendo el nico planeta que flotara en el agua (al tener una densidadinferior a 1g/cm3 . su composicin es semejante a la de Jpiter, estando compuesto en un 75%

por Hidrgeno y en un 25% por Helio. Su interior tambin esta formado por un ncleo dehidrgeno metlico lquido a unos 12.000 K. Su atmsfera presenta bandas, aunque muchomenos marcadas que las de Jpiter y suelen verse en el planeta manchas de origen


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anticiclnico de larga duracin. Las tormentas que se dan en este planeta provocan enormesrayos como el que se aprecia en la imagen.

A pesar de la enorme temperaturade su interior, Saturno es demasiadoluminoso, hecho que no tiene an unaexplicacin lo suficientemente clara comopara ser aceptada por los cientficos.Quiz pueda deberse a algn tipo deradiacin producida en el interior delplaneta. La imagen muestra una vista deSaturno captada por el Hubble desde larbita terrestre.

Al tener unas atmsferas similares Saturno tambin provoca vistosas auroras causadas

mediante un mecanismo similar al que vimos en Jpiter.

Los anillos de Saturno han fascinado a los cientficos desde hace casi 400 aos. Desdeque Galileo los observara por primera vez en 1609 pensando que eran lunas, se ha especuladocon multitud de posibles causas de dichos anillos. Hoy en da la versin mayoritariamenteaceptada es la que afirma que los anillos se crearon a partir de diminutos fragmentos de lunasconvertidas en polvo por la gran cantidad de impactos a la que estuvieron sometidas.Curiosamente parecen estar compuestos principalmente de agua y roca, que forman bolas denieve que varan de tamao entre los pocos centmetros y varios metros. De hecho los anillos

son tan finos que seran prcticamente invisibles si fueran observados desde un lado. Sudimetro es de 250.000 Km y su anchura de tan solo 1,5 Km.


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A pesar de que desde la Tierra slo se diferencian dos anillos separados por la llamadaDivisin de Cassini (descubierta por el cientfico del mismo nombre), se trata de siete anillosprincipales que a su vez estn compuestos por varios segmentos con cuatro divisionesclasificadas. La imagen, mejorada con varios filtros de color, muestra los anillos de Saturno enla que se aprecia la compleja estructura de los mismos.

Los principales causantes de que los anillos de Saturno ocupen su lugar actual son losnumerosos satlites del planeta, que provocan efectos de marea muy importantes y complejos.El planeta cuenta con 18 lunas identificadas, convirtindose en el planeta con ms satlites detodo el Sistema Solar. Por orden creciente de distancia al planeta, sus satlites son Pan, Atlas,Prometeo, Pandora, Jano, Epimeteo, Mimas, Encelado, Tetis, Telesto, Calipso, Dione, Helene,Rhea, Titn, Hiparin, Japeto y Febe. Algunos de stos satlites, como Jano y Epimeteocomparten su rbita, por lo que existe la posibilidad de que algn da colisionen.

Como observamos en esta fabulosa fotocomposicin creada por el JPL del Instituto deTecnologa de California, existen cinco satlites mayores, entre los cuales destaca por sutamao y propiedades Titn.


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Tetis, Dione Y Rhea son cuerpos helados compuestos principalmente de roca cubiertade agua congelada. Dione destaca por tener una serie de franjas brillantes que, probablementeproceden de fracturas producidas por el hielo.

Titn es la segunda luna ms grande del Sistema Solar, detrs de la giganteGanmedes (Jpiter). La atmsfera de esta luna tiene es ms densa que la de planetas como laTierra o Marte, y est compuesta de nitrgeno, lo que dota a Titn de un color anaranjado. Lamisin Voyager 1 descubri que Titn posee hidratos de carbono, necesarios para la existenciade la vida, algo similar a lo que exista en la Tierra (recordemos que nuestra atmsfera tambinest compuesta en un amplio porcentaje de nitrgeno) antes de que el nivel de oxgenoaumentase hasta los niveles actuales.

Sin duda, Titn es uno de los lugares del Sistema Solar que merecen un estudio muydetallado ya que tambin se ha observado la existencia de lagos de metano, compuesto que sedescompone formando aminocidos (tambin necesarios para la vida). La misin Voyager 1 noconsigui tomar imgenes del interior del planeta debido a su enorme cantidad de nubes,aunque se ha enviado una sonda (Cassini) que intentar cartografiar la superficie de Titn

antes de que la sonda europea Huygens intente llegar a posarse en su superficie en los aos2004 o 2005.

A pesar de lo alentador de estosdatos, las posibilidades de encontrar vida allson prcticamente nulas, entre otras cosasdebido a la baja temperatura (-179 C) de susuperficie. Es muy probable que estas sondasvean algo similar a la Tierra justo antes deque la vida floreciera en ella.

Titn es otro de los lugares delSistema Solar que los cientficos estudian convistas a un hipottico y futuro lugar delUniverso capaz de acoger vida humana.

El 26 de julio de 1995 el Telescopio espacial Hubble propici el descubrimiento de almenos dos y como mucho cuatro nuevos satlites de Saturno, que recibieron los nombres deS/1995 S1, S/1995 S2, S/1995 S3, S/1995 S4 de forma provisional hasta que se decida sunomenclatura definitiva. An se necesitan ms datos para confirmar si se trata de 2, 3 4satlites, aunque ya podemos disfrutar de algunas imgenes de este hallazgo.


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C) URANO

Urano es el tercer planeta ms grande (despus de Jpiter y Saturno) del SistemaSolar. Curiosamente Urano era el dios supremo ms antiguo de los griegos, padre de Saturno(Cronos), que a su vez era padre de Jpiter (Zeus).

Como se coment en le primera unidad didctica, Urano es uno de los planetas que noposeen un eje de rotacin perpendicular al plano eclptico, sino que efecta rotaciones sobreun eje paralelo al mismo. En otras palabras, al igual que la Tierra, los dems planetas nuncatienen sus polos mirando hacia el Sol, mientras que Urano y Plutn siempre muestran uno desus polos a la estrella. De hecho, hoy en da no est claro cual es el polo norte de Urano y cualel polo sur. Se cree que este hecho puede haber sido provocado por un impacto tan fuerte

contra algn objeto que lleg a cambiar el sentido de su rotacin.

Se encuentra a una distancia media del Sol de 19 U.A . Un da de Urano equivale a 17horas terrestres, mientras que un ao en Urano durara 84 aos de nuestro planeta.

Posee un ncleo terrestre y su atmsfera presenta un caracterstico color azul debido ala capa de metano que absorbe la luz roja. La composicin de dicha atmsfera es de un 85%de Hidrgeno, 15% de Helio (recordemos la composicin de Jpiter y Saturno) y un 3% de


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metano. En l existen nubes que circulan a enormes velocidades como las de Jpiter ySaturno, llegando a los 700 Km/h.

Al igual que los planetas gaseosos ya

vistos, Urano posee unos anillos aunque conpropiedades distintas, ya que son invisibles asimple vista (como los de Jpiter) y estnformados por partculas muy finas (comogranos de arena) mezcladas con algunasrocas de ms de 10 metros (como los deSaturno). Posee un total de 11 anillos, con laparticularidad de que su anillo ms externocomparte rbita con dos de sus satlites(Ofelia y Cordelia).

Posee un total de 15 satlites, cuyos nombres ordenados por orden de distanciacreciente al planeta son Cordelia, Ofelia, Bianca, Crsida, Desdmona, Julieta, Porcia,Rosalinda, Belinda, 1986U10, Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, y Obern. Como en losdems planetas gaseosos, posee muchos satlites inferiores y algunos de mayor tamao, queen este caso son Miranda, Ariel, Umbriel, Titania y Obern. Recientemente, el Telescopioespacial Hubble ha descubierto 4 satlites, dos en 1997, llamados Caliban y Sycorax, que secrea eran los ms alejados del planeta hasta el descubrimiento en 1999 de otros dos satlites(1999U1 y 1999U2) situados a 10.000 y 25.000 Km de Urano.

Como se puede observar, se utilizaron nombres de personajes de diversas novelas, lamayora de ellas de William Shakespeare.

Miranda (personaje de La Tempestad

de Shakespeare) posee mucha aguacongelada, aproximadamente un 50% deltotal de su masa.

Como muestra la imagen hayenormes bloques de hielo que han ascendidoa la superficie dando ese aspecto de capasa las partes de su superficie. En un principiose pens que el satlite tena ese peculiaraspecto debido a una destruccin parcialproducida por un impacto, teora que fueinvalidada por los datos de la misin Voyager2.

Ariel (tambin personaje de LaTempestad), posee un tamao algo mayorque Miranda y muestra indicios de un pasadoms clido, en el que pudo haber agua enestado lquido que al congelarse form lasgrietas que se pueden apreciar en la imageninferior

Titania (obra El sueo de una noche de verano, de Shakespeare) posee las mismascaractersticas que Ariel, sugiriendo un pasado caracterizado por la presencia de agua lquida,

mientras que Umbriel (obra El rizo robadode A. Pope) y Obern (obra El sueo de una nochede verano) cuentan con numerosos crteres de impacto rellenos de agua congelada. Lacaracterstica comn de todas las lunas mayores de Urano es la presencia de hielo en al


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menos un 40% de la composicin total del planeta. Sin duda, a una temperatura adecuadaestas lunas tendran aspectos mucho ms parecidos a la Tierra.

D) NEPTUNO

Neptuno, cuyo nombre procede del dios del mar de los romanos, es el cuarto planetams grande del Sistema Solar. Si Neptuno estuviera vaco podra contener ms de 60 Tierras.Un da de este planeta equivale a algo ms de 16 horas, necesitando 165 aos para completaruna vuelta alrededor del Sol.

Fue descubierto tras observar los cientficos que la rbita de Urano no se correspondacon lo que predecan las leyes de Newton, por lo que se pens que algn planeta orbitaba masall de Urano y modificaba su rbita. La rbita de Neptuno sobrepasa a veces a la de Plutn,por lo que , en ocasiones, Neptuno es el planeta ms alejado del Sol.

Su composicin es bastante similar a la de Urano. Posee un pequeo ncleo de untamao similar a la Tierra (como todos los planetas gaseosos) y su atmsfera estprincipalmente compuesta de roca fundida, agua, amoniaco y metano lquidos en sus dostercios interiores y de hidrgeno, helio y metano en la parte exterior. Al igual que Urano, elmetano filtra la luz roja y le da ese color azul intenso.


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Como ya es habitual, este planeta gaseoso cuenta con una importante actividadatmosfrica, llegando a vientos de 2000 Km/h medidos en el hemisferio Sur por la sondaVoyager 2. Adems cuenta con alguna fuente de calor interna que le hace expulsar ms deldoble del calor que recibe del Sol.

El rasgo ms caracterstico deNeptuno es su Gran Mancha Oscura. Con lamitad del tamao de la Gran Mancha Roja deJpiter, en su interior se dan vientos decomponente Oeste de ms de 2400 Km/h yest situada en el hemisferio sur. Adems deesta Gran Mancha posee una PequeaMancha Oscura, de caractersticas similaresa la mayor, pero con un tamao msreducido.

Lo ms curioso de esta Gran Mancha Oscura es que los datos que tenamos de ellaeran procedentes del Voyager 2, y cuando se intent continuar con su estudio gracias alTelescopio Espacial Hubble, se apunt este sofisticado aparato hacia Neptuno en 1994,obteniendo unos resultados sorprendentes: la Gran Mancha Oscura haba desaparecido. Unao ms tarde volvi a aparecer, por lo que se pens en la existencia de una elevada actividadatmosfrica de Neptuno que llega incluso a tapar la Gran Mancha o, como ocurre en laactualidad, a desplazarla hasta el hemisferio norte del planeta.

La sonda Voyager 2 tambin descubri nubes similares a los cirros de gran altitud, ascomo una pequea nube apodada el patinete que recorra la superficie de Neptuno en tanslo 16 horas, cuyo origen es desconocido hoy en da aunque se conoce su bajsimatemperatura de 55 K, es decir, -218 C.


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Como no poda ser de otra manera,Neptuno tambin tiene anillos. Se trata de 4anillos, cuyos nombres son Adams, seguidodel anillo Lassell/Arago que comparte rbitacon el satlite Galatea, Leverrier y Galle.Todos ellos son muy oscuros y se desconocesu composicin.

Neptuno cuenta con 8 lunas conocidas, que por orden creciente de distancia al planetason Nyade, Talaza, Despina, Galatea, Larissa, Proteus, Tritn y Nereida. Se distinguenclaramente en 7 lunas pequeas (la mayora con nombres de ninfas marinas relacionadas

mitolgicamente con Neptuno), y Tritn.La mayor de la lunas de Neptuno, Tritn, posee una rbita retrgrada, es decir gira

hacia atrs teniendo en cuenta el sentido en el que gira el planeta. Slo se conocen 6 lunas entodo el Sistema Solar que sufran este efecto (Ananke, Carme, Pasiphae y Sinope en Jpiter;Phoebe en Saturno y Tritn) siendo los otros 5 satlites muy inferiores en tamao a Tritn.

Este efecto retrgrado va haciendo que esta luna se vaya frenando poco a poco, por loque llegar un momento en el que se haga pedazos formando un cinturn o chocar con elplaneta.


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Su rbita y propiedades le hacen bastante similar a Plutn, estando compuesto por un75% de roca cubierto de un 25% de agua congelada. Su superficie es extremadamente fra,alcanzndose tan slo los -240 C, temperatura a la que el metano, nitrgeno y dixido decarbono se encuentran en estado de hielo slido. La escasa existencia de crteres hacenpensar que su superficie es muy joven y en ella destacan los volcanes de hielo, estructurasque emanan nitrgeno lquido por debajo de la superficie. Estas erupciones estn alimentadas,no por calor de origen interno (como en la Tierra) sino por el efecto del calentamiento solar enla superficie que derrite algunas zonas situadas bajo la corteza helada del planeta. En elSistema Solar slo se conocen volcanes activos en la Tierra, Tritn, Io y Venus, aunquealgunos otros, como Marte, fueron muy activos en el pasado.

La imagen inferior nos muestra una simulacin realizada por la NASA de la superficiecongelada de Tritn en la que se aprecian los enormes pliegues provocados por el continuodeshielo que provoca el Sol cuando incide en la superficie. En estos procesos lo que sedeshiela no es agua, sino compuestos que slo permanecen en estado slido a temperaturasextremadamente bajas.

E) PLUTN

Plutn es el planeta ms pequeo y ms alejado del Sistema Solar. Su descubrimientotuvo lugar por puro azar ya que se pensaba que las rbitas de Urano y Neptuno se afectaban as mismas, cuando en realidad era Plutn el causante de algunas irregularidades. Plutnseguir siendo el planeta ms alejado del Sol hasta el ao 2226, cuando atraviese la rbita deNeptuno y permanezca como octavo planeta durante 10 aos.

Este pequeo planeta se encuentra tan alejado del Sol (39,5 U.A.) que permanece en

una completa oscuridad, por lo que se le adjudic el nombre actual, Plutn, dios romano delmundo subterrneo y oscuro.


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A pesar de trazar una rbita que coincide en dos puntos con la de Neptuno los planetasno chocarn jams, ya que Plutn describe exactamente 1,5 rbitas por cada rbita deNeptuno.

An en la actualidad hay cientficos que opinan que Plutn debera estar consideradocomo un asteroide en vez de como planeta debido a su pequeo tamao, Sus peculiaridades

son muchas, rota con un eje paralelo al plano eclptico (como Urano) y gira en sentido contrarioal resto de los planetas.

Como ya comentamos, su composicin es muy similar a la de Tritn (roca cubierta dehielo de agua) y su temperatura vara entre los -228 y los -238 C.

Se conoce muy poco de Plutn ya que es el nico planeta que jams ha sido visitadopor una nave terrestre, aunque se sospecha que posee una tenue atmsfera de nitrgeno quepermanece congelada completamente la mayor parte del tiempo, cambiando sus gases deestado nicamente en los momentos en los que el planeta est ms cercano al Sol.

Posiblemente Tritn y Plutn vagaban por el espacio y, mientras que el primero fueatrado por Neptuno, el segundo adquiri una rbita centrada en el Sol.

Esta es la mejor imagen que tenemos de Plutn, acompaado de su nico satlite,Caronte (si sumsemos los dos objetos, tendran un tamao similar a los Estados Unidos deAmrica). Su nombre procede del barquero que llevaba en su nave a los muertos para dejarlosen el Hades (infierno o mundo subterrneo).

Su principal caracterstica es, sin ningn lugar a dudas, que se trata de la mayor lunaen relacin con su planeta de todo el Sistema Solar, llegando algunos cientficos a considerar aPlutn y Caronte como un planeta doble. Otro efecto que les hace nicos en el Sistema Solares que Caronte slo ofrece una cara a Plutn, pero Plutn tambin ofrece slo una de suscaras al satlite. Poseen una rotacin absolutamente sincronizada, lo cual tiene mucho interspara los cientficos, que han decidido proponer el envo de una sonda (Pluto Express) paraestudiar el planeta que debera partir de la Tierra muy pronto, ya que si se pierde laoportunidad de estudiar el planeta en su perihelio, no habr una ocasin tan propicia hasta elsiglo XXIII.

Adems de los Nueve Planetas, el Sistema Solar posee numerosos objetos menores,

principalmente cometas y asteroides. Existen miles de estos cuerpos conocidos, y mucho msan de los que no sabemos nada. La principal diferencia entre estos cuerpos es que loscometas tienen una composicin ms fcilmente inflamable que los asteroides y que estos


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ltimos describen rbitas mas circulares. Los meteoritos son de un tamao menor al de loscometas y asteroides y suelen entrar en contacto con planetas atravesando su atmsfera ycalentndose hasta arder, con lo que se transforman en objetos luminosos que, en ocasiones,llegan hasta la superficie, provocando los crteres de impacto que hemos visto en los planetasy satlites.

Adems de planetas, satlites, cometas, asteroides y meteoritos, el espacio poseegrandes cantidades de gas y de polvo que resultan invisibles a simple vista.

F) ASTERIODES Y METEORITOS

Los asteroides son cuerpos rocosos (y en ocasiones metlicos) cuyo tamao varadesde los pocos metros hasta los cientos de kilmetros. Todos ellos orbitan alrededor del Solen distintos lugares del Sistema Solar, aunque la gran mayora de ellos lo hacen en eldenominado Cinturn de Asteroides, situado entre las rbitas de Marte y Jpiter, lo que hace

pensar que, tal vez, se hubiera formado un planeta entre ellos si se hubieran dado otro tipo decondiciones. Las rbitas de estos objetos son muy variables ya que en ocasiones pasan cercade planetas que desvan su rumbo e incluso colisionan con ellos. Se formaron a partir delmaterial sobrante del Sistema Solar y que no se uni a ningn planeta o satlite. Se calculaque si sumramos todos los Asteroides del Sistema Solar ni su peso ni su dimetro superarana la Luna.

Los Asteroides se clasifican segn su composicin qumica y su capacidad de reflejarla luz solar (albedo). En primer lugar existen los Asteroides de Tipo C, al cual pertenecen msdel 75% de los conocidos, estos son extremadamente oscuro, estando compuestosprincipalmente de carbn. Los Asteroides Tipo S, son algo ms brillantes y estn compuestosde nquel, hierro y silicatos. Por ltimo, los de Tipo M, son muy brillantes, estando formadosexclusivamente por nquel y/o hierro.

La mayora de ellos poseen densidades muy bajas, de hecho, casi todos flotaran en elagua. De este dato podemos deducir que no son cuerpos slidos, sino una gran cantidad depequeas partculas unidas.


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Adems del Cinturn de Asteroides, existe otra zona del Sistema Solar cercana aJpiter donde encontramos un gran nmero de estos cuerpos. Los asteroides que seencuentran en esta zona son conocidos como asteroides Troyanos.

En general, muchos asteroides poseen rbitas inestables que varan cuando pasancerca de planetas, especialmente cuando se acercan a Jpiter, cuyo enorme campo

gravitatorio los desva continuamente.Entre los principales asteroides del Sistema Solar destacan Gaspra, Ida y Dactyl,

Toutatis yVesta.

Gaspra fue el primer asteroide visitado por una nave espacial, la nave Galileo enoctubre de 1991, 20x12x11 Km. Y refleja aproximadamente el 20% de la luz que recibe del Sol(en otras palabras, posee un albedo de 0,2). Se trata de un asteroide Tipo S.

Como se aprecia en la imagen, este objeto presenta numerosos impactos y una formamuy irregular. Posee un periodo de rotacin de 7 horas y se encuentra a una distancia mediadel Sol de 205 millones de kilmetros.

Ida y Dactyl son dos satlites que orbitan a 270 millones de kilmetros del Sol. Idaposee unas dimensiones de 56x24x21 Km. , algo ms del doble de Gaspra. Su edad esbastante mayor que la del resto de asteroides, habindose formado hace ms de mil millonesde aos. Una de sus principales caractersticas es que posee un satlite natural. Eldescubrimiento de Dactyl fue uno de los mayores logros de la nave Galileo, ya que hasta suhallazgo en 1993 no se saba que los asteroides podan poseer satlites. Su nombre procedede los Dactyli, seres mitolgicos que vivan sobre el Monte Ida. Sus dimensiones son de

1,2x1,4x1,6 Km. , y su composicin es semejante a la de Ida, basada principalmente ensilicatos. Los cientficos estn seguros de que Dactyl no fue atrapado por la gravedad de Ida,sino que procede de algn tipo de impacto de Ida con otro objeto.


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Esta imagen tomada por la nave Galileo con varios filtros de color, nos muestra alasteroide Ida junto a su pequeo satlite, Dactyl, que se ha convertido en una de las fotografasms valiosas tomadas por esta misin.

El asteroide Toutatis es el objeto celeste que ms se aproxima a la rbita terrestre. Surbita es muy excntrica y va desde el Cinturn de Asteroides hasta una zona interior a larbita de nuestro planeta. Este cuerpo pas por uno de los puntos ms cercanos a la Tierra endiciembre de 1992, situndose a tan solo 4,5 millones de kilmetros de nuestro planeta.

Toutatis no posee una rotacin parecida a la de ningn cuerpo estudiado. Se podradecir que describe espirales que provocan curiosos efectos, como que su polo norte vare de

posicin cada 5 das terrestres. En Toutatis no podemos hablar de periodos de rotacin ni dedistancias orbitales ya que se trata de uno de los objetos ms extraos del Sistema Solar y,aunque son muchos los asteroides que se aproximan a nuestro planeta, deberamos centrarnuestro inters y atencin en Toutatis ya que se estima que el 29 de septiembre de 2004 elasteroide pasar junto a la Tierra a unas cuatro veces la distancia de la Tierra a la Luna. Apesar de que su rbita es una de las ms caticas que se conocen, el peligro de colisin connuestro planeta no parece preocupante, aunque este paso de Toutatis junto a la Tierra suponeel mayor acercamiento a un cuerpo celeste jams estudiado. En la imagen inferior observamoscuatro vistas de este asteroide.


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Vestaes el nico asteroide conocido que tuvo un ncleo fundido, como la Tierra, y quepresenta rastros de lava fluida en su superficie. Se cree que en su interior exista un istopo deAluminio que genera radiacin y provoc en calentamiento de su ncleo, haciendo ascender ala superficie considerables cantidades de material derretido. Vesta ha revelado muchas pistasacerca del origen de los planetas y de cmo stos generan calor en su interior. En la dcada delos sesenta se observ cmo una parte del asteroide Vesta se separ de l y se encamin

hacia nuestro planeta. Aos ms tarde se ha podido comprobar que entre los restos de algunosmeteoritos cados en nuestro planeta existan restos de la superficie de Vesta. Para llegar aesta conclusin se analizaron los restos y se comprob que contenan Piroxeno, material queslo se produce en medios volcnicos y que se encontraba en la lava solidificada en lasuperficie de este interesante asteroide. En la imagen vemos varios planos de este asteroideque muestran como su superficie refleja la luz solar de modos muy diferentes segn lacomposicin del terreno donde incida la luz.

Los meteoritos son pequeos pedazos de cuerpos celestes que caen a la Tierra

atrados por la gravedad de sta. Se cree que la mayora proceden de restos de asteroides yde cometas, los cuales van dejando una estela de material en su recorrido. Tan slo unospocos meteoritos recuperados han dado seales de proceder de la Luna o Marte, llegandoincluso a pensarse que en uno de los meteoritos cados desde Marte existen rastros deantiguas formas de vida microbiolgica.

Cuando uno de estos cuerpos entra en contacto con la atmsfera entra enincandescencia produciendo una lnea de luz intensa que puede durar varios segundos. Estees un fenmeno que ocurre a diario, aunque hay determinadas pocas del ao, en las que laTierra entra en la rbita de algunos asteroides y cometas, en las que es muy probable que seproduzcan estos fenmenos. La mayora son demasiado pequeos para llegar a la atmsfera,pero se ha llegado a encontrar un meteorito, cado en frica, de ms de 60 toneladas. Laslluvias de meteoritos reciben el nombre de la constelacin desde la cual parecen originarse,

por ejemplo las Lenidas en Leo, las Orinidas en Orin, etc.Algunas de las ms espectaculares lluvias de meteoritos son las que proceden de

intrusiones de la Tierra en rbitas de cometas. Las Lenidas se producen el 17 de Noviembrecomo consecuencia del rastro que deja el cometa Temple-Tuttle. Las Persidas el 11 deAgosto como consecuencia del cometa Swift-Tuttle Las Orinidas el 21 de Octubre por elcometa Halley, etc. En la ltima Unidad Didctica de este curso nos detendremos en losparmetros, fechas, y lugares de observacin de las principales lluvias de meteoritos.


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Las huellas que consiguen dejar los meteoritos que llegan a la superficie terrestrevaran mucho en funcin del tamao del objeto. Uno de estos cuerpos puede entrar en laatmsfera terrestre a ms de 250.000 Km/h y si su tamao lo permite, impactan contra lasuperficie a ms de 36.000 Km/h. A esta velocidad, un objeto de 30 metros de dimetro, puedeprovocar un crter como el que muestra la imagen del Meteor Crater de Arizona, de ms de 1Kilmetro de dimetro y 200 metros de profundidad. Este impacto ocurri hace ms de 40.000aos, pero en 1908 se registr en Tunguska el mayor impacto registrado por los cientficos endirecto. En este ao, un objeto de unos 55 metros de dimetro entr en la atmsfera terrestrecamino de Siberia (Rusia). Por suerte, el objeto se desintegr antes de llegar a la superficie,pero an as, la enorme explosin que produjo al estallar a unos 5 Kilmetros del suelo derribtodos los rboles en un rea de 60 Kilmetros y su ruido se lleg a or en Pars. Si este objetohubiera llegado a la superficie el desastre hubiera causado ms vctimas que cualquieracontecimiento blico de la historia. De hecho, se piensa que los dinosaurios murieron debido ala nube de polvo que cubri todo el planeta tras el impacto de un enorme objeto en lo que hoyconocemos como la pennsula de Yucatn (Mxico).

Los cientficos aseguran que es muy probable que cada 300.000 aos un objeto deestas caractersticas impacte con nuestro planeta, teora que confirman los datos geolgicosprocedentes del estudio de la estructura de la superficie terrestre. Si un objeto de ms de 1.000Kilmetros de dimetro impactara con nuestro planeta en el futuro la vida en la Tierradesaparecera en cuestin de pocos aos. Se calcula que cada 1000 aos impacta contra laTierra un meteorito como el de Tunguska, que si consiguiera llegar a la superficie podraarrasar un rea mayor que la Pennsula Ibrica.

La NASA tiene en curso un programa llamado NEO (Near Earth Objects) que intentaidentificar todos los objetos potencialmente peligrosos con el fin de poder predecir un hipotticoimpacto con la suficiente antelacin como para tratar de buscar alguna solucin.


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G) Cometas

Los cometas son cuerpos procedentes de material residual del Sistema Solar queefectan orbitas bastante irregulares alrededor del Sol. Casi todos los planetas proceden de unlejano y fro lugar en los lmites del Sistema Solar llamado Nube de Oort. En este lugar, los

cometas transitan lentamente hasta que algn efecto externo, como el acercamiento de uncometa con otro, o incluso el paso de una estrella a varios aos luz, pueden hacer a estoscuerpos salir de la Nube de Oort y se dirijan hacia el Sol en una rbita muy distinta a la de losplanetas. Los cometas pueden no tener rbitas peridicas, es decir, existen algunos como elHalley, que tienen rbitas que permiten predecir cundo volver a pasar junto a la Tierra, peroalgunos cometas pasan una vez junto al Sol y no regresan jams.

A estos cuerpos se les llama bolas de nieve sucia porque estn compuestos de nievey roca cubiertas de hielo. Cuando se aproximan al Sol entran en incandescencia debido alviento solarformando una cola de material desprendido de la superficie del cometa que puedellegar a medir hasta 10 millones de Kilmetros de dimetro. Este fenmeno va desgastando elcometa hasta el punto de que se sospecha que muchos de los asteroides de los que anteshablamos sean cometas apagados que han detenido sus rbitas al perder la mayor parte de

su masa. Junto a la Nube de Oort, hay otro lugar en el Sistema Solar donde se encuentranmiles de millones de cometas en estado latente llamado Cinturn de Kuiper. Esta zona,situada a medio camino entre las rbitas de Neptuno y Plutn s puede ser observada desde laTierra, a diferencia de la Nube de Oort. Se cree que muchos de los cometas de este Cinturntambin proceden del desgaste de antiguos cometas que no han llegado a comportarse auncomo asteroides pero que, sin embargo, han adquirido rbitas muy regulares y giran alrededorde planetas como Saturno o Jpiter, en vez de hacerlo alrededor del Sol.

Como ya dijimos, muchos de los meteoritos que caen sobre la Tierra proceden de laentrada de nuestro planeta en la rbita de cometas. Si el efecto de que un enorme asteroidechoque contra la Tierra es terrible, lo que un cometa hara en la Tierra si por algn motivochocase contra ella sera aun peor. En 1997 un ordenador llamado Intel Teraflops, recre elefecto que provocara el impacto de un cometa diez mil veces ms pequeo que un cometa

normal, como el Halle-Bopp. Segn los clculos, este pequeo cometa sera diez mil vecesms potente que todo el arsenal nuclear de la actualidad y una enorme ola de 10 kilmetros dedimetro recorrera la Tierra 3 veces en pocos minutos. Estos datos corroboraban los obtenidospor el impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 contra Jpiter en 1994.


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Ante estos datos tan poco alentadores, los cientficos iniciaron una carrera con el fin deconocer ms estos bellos e impredecibles cuerpos celestes. Ante la imposibilidad de poderenviar algn tipo de objeto a la superficie de un cometa, ya que sta desaparecerainmediatamente bajo al objeto al derretirse por la friccin que provoca el viento solar, se envi ala sonda Giotto hacia la rbita del cometa Halley. Esta nave sufri importantes desperfectos alaproximarse a tan slo 600 kilmetros del cometa, aunque obtuvo datos muy interesantescomo el descubrimiento de enormes chorros de gas incandescente que surgan de lasuperficie, capaces incluso de hacer cambiar su rbita. La mejor imagen que se obtuvo delcometa, situada bajo estas lneas, muestra el impresionante aspecto del cometa a esadistancia.


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Este cometa, cuyo nombre hace honor al cientfico que predijo su regreso hacia el Solen 1758, Edmund Halley, posee un periodo orbital medio de 76 aos y una rbita retrgrada, esdecir, opuesta a la de los planetas. Sus dimensiones aproximadas son de 16x8x8 Kilmetros,siendo su superficie extremadamente oscura y muy poco densa, lo que hace suponer que setrate de un cuerpo poroso. El Halley volver a pasar cerca de la Tierra en el ao 2061.


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EJERCICIO DE REPASO

Enlace cada uno de estos trminos con su correspondiente planeta:

FOBOS

IO

RHEA

UMBRIEL

TRITN

TITN

MONTE-OLIMPO

EUROPA

DIVISION DE CASSINI

GRAN MANCHA ROJA

GRAN MANCHAOSCURA

MIRANDA

GANMEDES

Identifique cul de estos cuerpos es un cometa, un asteroide o un meteorito.


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Todas las imgenes reales y recreaciones tridimensionales de objetos celestes queaparecen en esta Unidad Didctica son cortesa de NASA (National Aeronautics and SpaceAdministration), NSSDC (Nasas Space Science Photo Gallery), JPL/Caltech (Jet PropulsinLaboratory/ California Institute of Technology) y 2MASS (Atlas Image [or Atlas Image mosaic]obtained as part of the Two Micron All Sky Survey (2MASS), a joint project of the University ofMassachusetts and the Infrared Processing and Analysis Center/California Institute of

Technology, funded by the National Aeronautics and Space Administration and the NationalScience Foundation)

astronomia ud 2

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