Libro Viaje Por El Universo en 52 Semanas

7/27/2019 Libro Viaje Por El Universo en 52 Semanas

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Un viaje al Cosmosen 52 semanas

ANTXN ALBERDI

SILBIA LPEZ DE LACALLECOORDINADORES

CONSEJO SUPERIOR DE INVESTIGACIONES CIENTFICAS

COLECCINDIVULGACIN


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COLECCINDIVULGACIN

CONSEJO SUPERIOR DE INVESTIGACIONES CIENTFICAS

Coordinado por:

Antxn AlberdiSilbia Lpez de Lacalle

Madrid, 2007


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Con la COLECCIN DIVULGACIN, el CSIC cumple uno de sus principales objetivos: proveer de materiales rigurosos y divulgativos a un ampliosector de la sociedad. Los temas que forman la coleccin responden a la demanda de informacin de los ciudadanos sobre los temas que ms les afectan:

salud, medio ambiente, transformaciones tecnolgicas y sociales La coleccin est elaborada en un lenguaje asequible, y cada volumen est coordi-nado por destacados especialistas de las materias abordadas.

COMIT EDITORIAL

Pilar Tigeras Snchez, directoraSusana Asensio Llamas, secretariaMiguel ngel Puig-Samper MuleroAlfonso Navas SnchezGonzalo Nieto Feliner

Javier Martnez de SalazarJaime Prez del ValRafael Martnez CceresCarmen Guerrero Martnez

Catlogo general de publicaciones oficialeshttp://www.060.es

CSIC, 2007 Antxn Alberdi (coord.), Olga Muoz (coord.), Silbia Lpez de Lacalle, Rafael Rodrigo, Jos Carlos del Toro, Jos Luis Ortiz, Pablo Santos, Fernando More-

no, Jos Manuel Abad, Jos Juan Lpez, Luisa Lara, Pedro Gutirrez, Pedro Amado, Guillem Anglada, Antonio Delgado, Martn Guerrero, Miguel ngel Prez-Torres, Rafael Garrido, Javier Gorosbel, Isabel Mrquez, Emilio J. Alfaro, Lourdes Verdes-Montenegro, Lucas Lara, Emilio J. Garca, Jos Luis Jaramillo, Car-los Barcel, Jos Antonio Jimnez, Narciso Bentez, Luis Costillo y Jos Mara Castro, 2007

Reservados todos los derechos por la legislacin en materia de Propiedad Intelectual. Ni la totalidad ni parte de este libro, incluido el diseo de la cubierta puedereproducirse, almacenarse o transmitirse en manera alguna por medio ya sea electrnico, qumico, mecnico, ptico, informtico, de grabacin o de fotocopia, sinpermiso previo por escrito de la editorial.Las noticias, asertos y opiniones contenidos en esta obra son de la exclusiva responsabilidad del autor o autores. La editorial, por su parte, slo se hace responsabledel inters cientfico de sus publicaciones.

ISBN: 978-84-00-085-35-3NIPO: 653-07-037-6Depsito legal: M-24.154-2007

Edicin a cargo de Cyan, Proyectos y Producciones Editoriales, S.A.

MINISTERIODE EDUCACINY CIENCIA


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Agradecimientos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

Autores . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

Presentacin . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

1. Introduccin. Un viaje por el Cosmos a la velocidad de la luz . . 19Antxn Alberdi, Olga Muoz y Silbia Lpez de Lacalle

2. El Sistema Solar: nuestro hogar en el Universo . . . . . . . . . . . 22Silbia Lpez de Lacalle y Rafael Rodrigo

3. El Sol: la estrela ms cercana . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26Silbia Lpez de Lacalle y Jos Carlos del Toro

4. La cara turbulenta del Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29

Silbia Lpez de Lacalle

ndice


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5. Mercurio: un planeta por descubrir . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33Silbia Lpez de Lacalle y Rafael Rodrigo

6. Venus: a travs de las nubes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37Silbia Lpez de Lacalle y Jos Luis Ortiz

7. El equilibrio afortunado . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41Silbia Lpez de Lacalle y Jos Luis Ortiz

8. La Luna, nuestra prxima casa? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46

Pablo Santos

9. Marte. El planeta rojo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51Silbia Lpez de Lacalle

10. Marte: la senda del agua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55Silbia Lpez de Lacalle

11. Jpiter. El gigante magntico . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60Fernando Moreno y Jos Manuel Abad

12. Jpiter. Un sistema solar en miniatura . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65Olga Muoz

13. El coloso ms ligero . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69Jos Luis Ortiz y Jos Manuel Abad

14. El sistema extravagante . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73Jos Juan Lpez y Silbia Lpez de Lacalle

15. Un mundo alrededor de Saturno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77Jos Juan Lpez y Silbia Lpez de Lacalle

16. El planeta tumbado . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81Fernando Moreno y Jos Manuel Abad


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17. Las lunas sombras . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 85Fernando Moreno y Jos Manuel Abad

18. El gigante helado . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89Luisa Lara y Silbia Lpez de Lacalle

19. El planeta del astrnomo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93Luisa Lara y Silbia Lpez de Lacalle

20. Ms all de Neptuno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 98

Pablo Santos

21. Radiantes bolas de nieve . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102Pedro Gutirrez y Silbia Lpez de Lacalle

22. El planeta que no fue . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106Pedro Gutirrez y Silbia Lpez de Lacalle

23. Las estrellas, por grupos y colores . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 110Silbia Lpez de Lacalle y Pedro Amado

24. Mundos remotos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 114Silbia Lpez de Lacalle

25. El nacimiento de las estrellas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 117Guillem Anglada y Silbia Lpez de Lacalle

26. La evolucin de las estrellas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121Silbia Lpez de Lacalle y Antonio Delgado

27. Soles moribundos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 125Martn Guerrero y Silbia Lpez de Lacalle

28. La muerte explosiva . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 128Silbia Lpez de Lacalle y Miguel ngel Prez-Torres


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29. Los restos de las supernovas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 132Antxn Alberdi y Silbia Lpez de Lacalle

30. El latido de las estrellas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 136Rafael Garrido y Silbia Lpez de Lacalle

31. Entre las estrellas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 140Silbia Lpez de Lacalle

32. Estadillos csmicos de rayos gamma . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 144

Javier Gorosbel y Silbia Lpez de Lacalle

33. Llovizna csmica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 148Silbia Lpez de Lacalle

34. El zoo de las galaxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 152Isabel Mrquez y Silbia Lpez de Lacalle

35. La historia de nuestra Galaxia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 156Emilio J. Alfaro

36. Galaxias en colisin . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 160Lourdes Verdes-Montenegro y Silbia Lpez de Lacalle

37. La intensa actividad galctica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 165Silbia Lpez de Lacalle

38. La unificacin de las galaxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 169Lucas Lara y Silbia Lpez de Lacalle

39. Filamentos y vacos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 173Silbia Lpez de Lacalle

40. Las leyes del Universo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 176Emilio J. Garca


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41. El Universo en expansin . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 180Jos Luis Jaramillo

42. Los fsiles del Big Bang . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 184Silbia Lpez de Lacalle

43. El Big Bang: problemas y soluciones . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 189Carlos Barcel

44. El futuro del Universo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 193

Jos Antonio Jimnez y Emilio J. Garca

45. Ms all de la Relatividad . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 197Carlos Barcel

46. La edad del Universo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 201Emilio J. Alfaro y Silbia Lpez de Lacalle

47. El germen de las galaxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 205Narciso Bentez

48. A tientas por el Universo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 209Silbia Lpez de Lacalle

49. El gran ojo del astrnomo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 213Luis Costillo

50. Un desafo tecnolgico . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 219Jos Mara Castro

51. El atractivo multimedia de la astrofsica . . . . . . . . . . . . . . . . . 224Lourdes Verdes-Montenegro, Rafael Garrido y Emilio J. Garca

52. Han pasado 13.700 millones de aos o 52 semanas? . . . . . 228Antxn Alberdi y Silbia Lpez de Lacalle


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ste volumen no hubiera nacido sin la iniciativa de Rafael Rodrigo, actual vicepresidentedel CSIC y entonces director del Instituto de Astrofsica de Andaluca (IAA, CSIC),y de Ramn Ramos, director del diario Granada Hoy, perteneciente al Grupo Editorial

Joly. Ellos concibieron la posibilidad de iniciar una colaboracin semanal en las pginasde cultura del peridico, y qu mejor comienzo que realizar un viaje por el Universo,desde lo ms cercano hasta sus confines. Agradecemos la colaboracin de los cientficosy tcnicos del IAA, que estuvieron dispuestos a aportar datos e ideas y a discutir sobrelos contenidos de cada captulo. Agradecemos la colaboracin de Magdalena Trilloe Isidoro Garca, periodistas de la seccin de Cultura de Granada Hoy, que actuaroncomo contacto dentro del peridico y que estuvieron siempre atentos a posiblesmejoras en la redaccin y diagramacin de los artculos. Agradecemos la colaboracindel Grupo Editorial Joly, que extendi la publicacin de esta serie de artculos a su

cabecera en Mlaga (Mlaga Hoy). Nuestro agradecimiento final es para Pilar Tigerasy el rea de Cultura Cientfica del CSIC, que han posibilitado la difusin de estevolumen a travs de su coleccin Divulgacin.

Agradecimientos

E

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n este volumen han participado los siguientes miembros del Instituto de Astrofsicade Andaluca (IAA, CSIC):

Martn Guerrero

Miguel ngel Prez-Torres Rafael Garrido Javier Gorosbel Isabel Mrquez Emilio J. Alfaro Lourdes Verdes-Montenegro Lucas Lara Emilio J. Garca Jos Luis Jaramillo Carlos Barcel Jos Antonio Jimnez Narciso Bentez Luis Postillo Jos Mara Castro

Autores

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Antxn Alberdi (coord.) Silbia Lpez de Lacalle (coord.) Olga Muoz Rafael Rodrigo Jos Carlos del Toro Jos Luis Ortiz Pablo Santos Fernando Moreno Jos Manuel Abad

Jos Juan Lpez Luisa Lara Pedro Gutirrez Pedro Amado Guillem Anglada Antonio Delgado

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n marzo de 2004 surgi la posibilidad de establecer una colaboracin nicaentre el Instituto de Astrofsica de Andaluca (IAA, CSIC) y el diarioGranada Hoy. Se plante como una serie de artculos que dibujaran un recorrido

por el Universo, desde lo ms cercano a lo ms distante, que se extendiera a lolargo de todo un ao y apareciera puntualmente todos los mircoles. As surgiUn viaje por el Cosmos en 52 semanas, serie en la que particip un nutridogrupo de cientficos del IAA y que ahora el CSIC recoge y edita en forma delibro.

La serie naci con la vocacin de constituir una herramienta tily actualizada para los interesados en la astronoma, y busc combinar elconocimiento bsico con los resultados cientficos ms novedosos. Por ello,

del mismo modo que la astrofsica constituye una ciencia viva y enpermanente avance, esta serie requerira una actualizacin constante: as, enapenas tres aos nos encontramos con un Plutn que ya no es consideradoplaneta; con nuevos datos sobre la posible presencia de agua en Marte; congiseres en Encelado, un pequeo satlite de Saturno que se creageolgicamente inactivo; con una mirada de nuevos planetas girando alrededorde otras estrellas; con, quiz, un nuevo tipo de agujero negro y fascinantesresultados sobre las explosiones cortas de rayos gamma, uno de los eventos ms

energticos del Universo y, hasta hace poco, tambin uno de los msdesconocidos. Por no hablar de las misiones: muchas de las anticipadas en esta

Presentacin

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serie ya estn en el espacio enviando datos, como COROT, que abri sus ojosel pasado enero; otras, como BepiColombo, ya se encuentran en su fase de

desarrollo instrumental.

Una larga lista de novedades que exigiran un nuevo tomo de este viajepor el Cosmos. Queda pendiente.

ANTXNALBERDISILBIALPEZ DE LACALLE


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ANTXN ALBERDI, OLGA MUOZY SILBIA LPEZ DE LACALLE

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uan Sebastin Elcano complet laprimera vuelta al mundo el 6 deseptiembre de 1522, tras recorrer78.000 kilmetros (aproximadamentedos veces el dimetro ecuatorial de laTierra) en un devastador viaje de casitres aos: de los 240 hombres quepartieron distribuidos en cinco naves,regresaron tan slo dieciocho a bordode la nave Victoria, la nicasuperviviente. Entre los fallecidos seencontraba el capitn de la expedicin,

Fernando de Magallanes, a quienElcano tom el relevo. Durante el viajese sucedieron intentos de sublevacin,combates con indgenas, travesas sinagua ni provisiones frescas y con latripulacin afectada por el escorbuto.Cuando Elcano arrib al Puerto deSanta Mara, su ltimo destino, pudo

presumir de haber cumplido el objetivoinicial de su viaje al regresar con la nave

cargada de especias y, adems, seconvirti en el estandarte delaventurero y el descubridor.

Siguiendo su legado, el Institutode Astrofsica de Andaluca (IAA)y el diario Granada Hoyproponen unviaje apasionante por el Cosmos. Seruna travesa ms cmoda y, porsupuesto, nada cruenta. Es un viajems parecido al que emprendiPhileas Fogg en su Vuelta al Mundoen 80 das(Julio Verne), con la

audacia y la inteligencia como armaspara superar las fronteras. El riesgo selimitar a adentrarse en elconocimiento cientfico: seguiremosun recorrido por el Universo, desdelo ms cercano (la Tierra y el SistemaSolar) hasta sus confines.

A lo largo de este viaje por el Cosmos

lidiaremos con dos conceptosfundamentales: la distancia y la luz.

1. IntroduccinUn viaje por el Cosmosa la velocidad de la luz

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Figura 1.1. Nuestro pequeo Sistema Solar,

que se encuentra en uno de los brazos

espirales de la Va Lctea, es uno de los

100.000 millones posibles de la galaxia. La

Va Lctea, por su parte, forma parte de un

pequeo cmulo de unas treinta galaxias,

denominado Grupo Local, que se extiende

a lo largo de unos diez millones de aos

luz y que, adems, se incluye en el

Supercmulo de Virgo, cuya visin sepierde en la estructura a gran escala del

Universo.

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Nos olvidaremos del kilmetro, tan tilen tierra, y lo cambiaremos por el ao

luz y la Unidad Astronmica; delmismo modo, nos familiarizaremos contipos de luz que el ojo humano esincapaz de captar pero que resultan degran inters en astrofsica, como elinfrarrojo o los rayos X.

Midiendo el infinito

Existe un smil muy utilizado parafacilitar la comprensin de las distanciasastronmicas: si el Sol fuera unanaranja, la Tierra sera una cabeza dealfiler que gira a su alrededor a unadistancia de unos 15 metros; Jpitersera una cereza situada a 77 metrosde la naranja; Plutn un granito dearena a 580 metros y la estrella mscercana, Prxima Centauri, sera otranaranja situada a unos 4.000kilmetros. Aunque este tipo decomparacin resulta til para este caso,si nos alejamos de la vecindad solarresulta imprescindible contar con otras

unidades de medida. La primera, muysencilla aunque algo limitada, es laUnidad Astronmica (UA): se trata dela distancia que separa la Tierra del Sol,calculada en 150 millones dekilmetros y fcilmente aplicable aotros planetas; as, Mercurio seencuentra a un tercio de UA y Plutn

a 40 UAs. Sin embargo, ms all de los

confines del Sistema Solar tendremosque emplear el ao luz, o distancia que

recorre la luz (a 300.000 km/seg) en unao, ya que, si bien la luz que parte delSol tarda slo ocho minutos en alcanzarla Tierra, la distancia a la estrella mscercana es tan grande que la luz tarda4,4 aos en llegar hasta nosotros. Conestas pistas, los profanos ya podemoscomprender mejor el cuadro general,

que vemos una de las imgenes.

La luz que no vemos

Por otra parte, dada la imposibilidad deestudiar in situ los cuerpos celestes, la luz(rigurosamente hablando radiacinelectromagntica) que recibimos de ellosconstituye, en la inmensa mayora de loscasos, nuestra nica herramienta paraobtener informacin y conocer suestructura, composicin o evolucintemporal. Para extraer la mximainformacin de la luz realizamosobservaciones en distintas regiones delespectro electromagntico, que agrupa

los distintos tipos de radiacin y permiteobtener informacin diferente ytotalmente complementaria del mismoobjeto. Es decir, los objetos quepueblan el Universo pueden aparecertotalmente diferentes dependiendo de lasgafas que estemos utilizando paramirarlos. En la figura 1.2 tenemos un

ejemplo.


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Figura 1.3. La radiacin electromagntica sepuede representar mediante una onda que

transporta energa entre dos puntos del

espacio movindose a 300.000 km/s. Cuanto

mayor sea la longitud de onda, o la distancia

entre dos de sus mximos consecutivos, menor

ser la energa que transporta, y viceversa.

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Figura 1.2. La galaxia activa Centaurus A o NGC

5128: la imagen del ptico muestra la nube de

polvo que cubre la galaxia, mientras que en elinfrarrojo podemos distinguir las estrellas que

hay tras dicha nube. Las imgenes de radio y

rayos X muestran un chorro de partculas de

alta energa que se originan en el ncleo de la

galaxia, posiblemente en un agujero negro

supermasivo. Dependiendo del rango espectral

que estemos utilizando en nuestras

observaciones podremos estudiar fenmenos

muy diferentes.

Radio Microondas Infrarrojo Visible Ultravioleta Rayos-X Rayos Gamma

Edificios Personas Insectos Alfiler Protozoos Molculas tomos Ncleos atmicos

Rayos X (NASA/CXC/SAO) ptico (AURA/NOAO/NSF)

Radio (NRAO/AUI) Infrarrojo (2MASS)


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mo y cundo se form el SistemaSolar, por qu los planetas son tandistintos unos de otros y qucaractersticas comparten comointegrantes de un mismo sistema

El Sistema Solar constituye unapeculiar mezcla de cuerpos: unaestrella mediana, el Sol, nueveplanetas (algunos terrestres y otrosgaseosos), ms de cien satlitesconocidos, millones de asteroides,

trillones de cometas y viento solar(un flujo de partculas elctricamentecargadas procedentes del Sol queinvade el espacio interplanetario).A lo largo de este viaje por elUniverso veremos las caractersticasindividuales de los cuerpos queforman el Sistema Solar, por lo que

hoy quiz resulte ms adecuado revisarsus caractersticas como sistema; para

ello resulta imprescindible acudir aun concepto bsico, la gravedad, queconstituye el ingrediente principal entodos los sistemas que hallamos en elUniverso, desde un sistema planetariomltiple a un sistema estelar binarioo incluso una galaxia. La gravedad esla fuerza de atraccin de todos loscuerpos materiales, proporcional alproducto de las masas e inversamenteproporcional al cuadrado de ladistancia entre ellas. Se trata de

la fuerza que nos mantiene pegados alsuelo y la que provoca que las cosas secaigan y, en el Sistema Solar, provocaque el Sol (el cuerpo ms prominente,que abarca el 98% de la masa total deste), se presente como el elementodominante alrededor del que girantodos los dems cuerpos. stos, cuyas

rbitas se sitan en un planodenominado eclptica, siguen el

SILBIA LPEZ DE LACALLE Y RAFAEL RODRIGO

2.El Sistema Solar: nuestrohogar en el Universo

C

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Figura 2.1. rbitas planetarias. Fuente: Addyson Wesley.

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sentido de rotacin del Sol sobre sueje (contrario a las agujas del reloj),tanto en su movimiento de rotacin(sobre su propio eje) como en el detraslacin (alrededor del Sol); existen,sin embargo, curiosas excepciones,como Venus o Plutn, que giran sobresu eje en sentido contrario, o Urano,que se halla literalmente tumbado(su eje de rotacin casi coincide conla eclptica).

Si bien la explicacin fsica delmovimiento de los planetas, la ley deGravitacin Universal, no fueformulada por Newton hasta 1666, yaen 1609 el astrnomo Johannes Keplerdescribi el movimiento de los planetaspor medio de tres leyes fundamentales,cuya validez se prob cierta al

convertirse en un mtodo eficaz parapredecir la posicin de stos. Kepler,

tras estudiar las numerosasobservaciones realizadas por TychoBrahe, propuso como primera ley unmovimiento planetario que dibujabarbitas elpticas, y no circulares como secrea, con el Sol en uno de los focos dela elipse. As, cuando el planeta se hallaa la mxima distancia al Sol seencuentra en su afelio, en tanto que laposicin de mayor proximidad conrespecto a ste se denomina perihelio.

Sin embargo, a excepcin de Plutn,que traza una rbita marcadamenteelptica, el resto de planetas giran enrbitas casi circulares (la Tierra, porejemplo, dista 152 millones dekilmetros del Sol en su afelio y 147millones de kilmetros en su perihelio).La segunda ley de Kepler, por su parte,

indica que la velocidad de un planetavara a lo largo de su trayectoria (siendo

Figura 2.2. El Sistema Solar. De izquierda

a derecha: el Sol, Mercurio, Venus, la Tierra,

Marte, el cinturn de asteroides, Jpiter,

Saturno, Urano, Neptuno y Plutn (ms uncometa acercndose al Sol).

Fuente: www.kidsastronomy.com.

Tierra

Venus Sol Mercurio

Neptuno

Plutn

Jpiter

Urano

Saturno

Marte


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Figura 2.3. Imagen del trnsito de Venus, tomada

por el telescopio PETI del IAA.

ms lenta en el afelio que en elperihelio), en tanto que la tercera

permite establecer una relacin entrelos periodos de traslacin de dosplanetas y sus distancias respectivasal Sol; esta ley nos permite, conocidala distancia de un cuerpo cualquieraal Sol, determinar la distancia al Solde cualquier otro cuerpo del SistemaSolar.

Fenmenos: trnsitosy eclipses

Como consecuencia del movimientoorbital de los planetas en el plano dela eclptica, ocurren fenmenos quepodemos observar desde la Tierra,como los eclipses y los trnsitos.Observamos un trnsito cuandoMercurio o Venus, los planetas msinternos, se alinean entre la Tierra yel Sol y dibujan su trayectoria sobreel disco solar. Se trata de eventos quetuvieron gran importancia para lamedicin de la distancia de la Tierra

al Sol, o Unidad Astronmica,aunque son muy poco frecuentes: lostrnsitos de Mercurio se dan unasdoce veces por siglo y, en el caso deVenus, slo se producen dos en cadaintervalo de 120 aos (recientementehemos tenido el privilegio de observaruno, que vemos en la figura 2.3).

Tambin ocasionalmente el Sol nosofrece otro espectculo fascinante: un

eclipse solar. Se trata de un fenmenomuy simple que sucede cuando el Sol,

la Luna y la Tierra se hallanalineados: la sombra de la Luna seproyecta sobre la Tierra y, endeterminadas zonas del globoterrqueo, se observa cmo la Lunatapa el Sol. Finalmente, observamosun eclipse de Luna cuando la Tierrase interpone entre el Sol y la Luna y

proyecta su sombra sobre sta,fenmeno que resulta una excelenteocasin para la deteccin y el estudiode impactos de meteoritos sobre lasuperficie lunar.

Formacin del sistema solar

El estudio de los meteoritos indica queel Sol, los planetas y el resto de loscomponentes del Sistema Solar seformaron aproximadamente haceunos 4.600 millones de aos. Lateora de formacin del Sistema Solarms aceptada es la llamada teora dela condensacin, segn la cual el Sol

y los planetas se formaron a partir deuna misma nube de gas y polvo(tambin llamada nebulosa) que,desestabilizada quiz debido a unaexplosin de supernova cercana,empez a contraerse. Por efecto de lagravedad, esta nube comenz acolapsar y a rotar hasta aplanarse en

forma de disco, en cuyo centro, lazona ms densa y caliente, nacera el

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Sol; mientras, en las regiones ms

externas, se crearon pequeos grumosde gas y polvo, llamadosplanetesimales, que poco a pocoacumularon materia suficiente paraconvertirse en planetas. La evidentediferencia que encontramos entre loscuerpos del Sistema Solar, quepueden clasificarse en terrestres(Mercurio, Venus, Tierra y Marte),gaseosos (Jpiter, Saturno, Uranoy Nepturno) y helados (Plutn,objetos similares a ste como Quaoary Sedna y algunas lunas de losplanetas gaseosos, como Tritn),responde a las condiciones que, ensu infancia, impuso el Sol: a sualrededor, la temperatura era tan

elevada que slo los elementos mspesados, como hierro, carbonoy silicatos, podan permanecer enestado slido y contribuir a laformacin de los planetesimales,hecho que explica el carcter rocosode los planetas internos. En cambio,en la regin externa del Sistema Solar,

la temperatura era lo suficientementebaja como para que el agua, el

amonaco o el metano formaran

hielos que, en combinacin conalgunos restos rocosos, formaron losncleos de los planetas gaseosos. Lafuerza de gravedad de estos ncleoshelados atrap gran cantidad dehidrgeno y helio, elementospredominantes en este tipo deplanetas, sobre todo los de mayortamao: Jpiter y Saturno.Finalmente, en los confines delSistema Solar se formaron los que hoyse conocen como ObjetosTransneptunianos y cuyo msconocido representante es Plutn.

A este periodo de formacin deplanetesimales le sigui una etapa enla que el recin nacido Sol, mediante

un fuerte viento estelar, termin delimpiar de gas y polvo el espaciointerplanetario. Este momentodetermin el fin de la acumulacinde materia por parte de los planetasque, cientos de millones de aosdespus y tras muchasperturbaciones e impactos, se

estabilizaron en las rbitas queconocemos hoy da.

Figura 2.4. Concepcin artstica de la formacin

del Sistema Solar. Fuente: Niel Brandt

(Universidad Pensilvania).

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dems de su evidente importanciae influencia sobre nuestras vidas,el Sol es la nica estrella que podemosestudiar directamente en detalle

Aunque en estas fechas el Sol es elculpable de muchos de nuestros sofocosy no parece el momento ideal paraaproximarnos a los 6.000 grados detemperatura de su superficie, vamosa hacer un esfuerzo que el astro rey bienmerece: a fin de cuentas, estamos aqu

gracias su luz y calor y, adems, loscambios o fenmenos que el Solexperimenta pueden afectar a laclimatologa o las comunicaciones enTierra, de modo que nos interesaconocerlo bien. Por otro lado, se tratade la nica estrella que podemos estudiardirectamente en detalle, por lo que

resulta fundamental para la comprensinde la fsica de otras estrellas.

Al igual que el resto de las estrellas, elSol es una gran esfera de gasincandescente, que debe su energa a lasreacciones termonucleares que seproducen en su ncleo: la fusin detomos de hidrgeno da lugar al helio,proceso en el que se libera la energaque viaja hacia la superficie y que semanifiesta en forma de luz y calor. Peroen ese viaje hasta la superficie la energase transporta de distintos modos y atravs de las diversas capas del interior

solar, en un recorrido que puede durarunos diez millones de aos y en el quevamos a acompaarla.

El interior del Sol

El ncleo solar, que comprende un

25% del radio del Sol y alberga unascondiciones de temperatura y densidad

SILBIA LPEZ DE LACALLE Y JOS CARLOS DEL TORO

3.El Sol: la estrellams cercana

A

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Figura 3.1. Filamentos y protuberancias en

la cromosfera. Se trata de densas nubes de

material ms fro que quedan suspendidas

sobre la superficie siguiendo los bucles del

campo magntico. Como consecuencia de

su menor temperatura, se muestran oscurasen el disco (filamentos) y brillantes en el

limbo (protuberancias). En la cromosfera

tambin se distinguen las espculas,

pequeas erupciones que ascienden y

descienden a una velocidad del orden de

20 km/s, y cuyo aspecto puede compararse

con el de una pradera en llamas.

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que permiten la fusin del hidrgeno(hasta 15 millones de grados y 150 kg/l,

diez veces la densidad del plomo),limita con la zona radiativa, que abarcael siguiente 45% del radio solar y secaracteriza por el modo en que setransporta la energa: los fotones,o partculas de luz, tras chocarseinsistentemente con los apretadsimostomos que constituyen el material

estelar, consiguen acarrear su contenidoenergtico hasta la zona convectiva, quese extiende casi hasta la superficie. Aquel movimiento de los gases toma elrelevo en el transporte de energa: elgas, al igual que en una cazuela conagua hirviendo, se mezcla y burbujea,efecto que se manifiesta en la superficieen forma de lo que se conoce comogranulacin. Entre las zonas radiativay convectiva existe una fina capaintermedia con ms importancia quela de una simple lnea de transicin:parece ser que en ella se genera elintenso campo magntico solar,responsable de la continua y, enocasiones, intensa actividad, que

trataremos la prxima semana.

Las regiones externas

La imagen del Sol que estamosacostumbrados a ver, la de un discoamarillo con algunas manchas oscuras,

corresponde a la fotosfera o esfera deluz, una capa muy fina que presenta

estructuras muy caractersticas, comogrnulos y manchas. En tanto que los

primeros se deben a la ebullicin delgas ya mencionada, las manchas sonzonas ms fras, de unos 4.000C, quevemos oscuras en comparacin con susalrededores.

Casi totalmente transparente, lacromosfera se encuentra justo porencima de la fotosfera. Las imgenes

que se han obtenido de esta regin hansido tomadas durante el principio y elfinal los eclipses del Sol totales, en losque aparece como un anillo rojizo, ocon filtros muy especficos. Dichasimgenes revelan una serie defenmenos, como los filamentos,protuberancias y espculas (figura 3.1).

Finalmente, la corona es la capa msexterna de la atmsfera solar, formadapor gas de muy baja densidad y conuna extensin que supera los millonesde kilmetros. Podemos observarladurante los eclipses totales de Solcomo un halo blanquecino y, por sufuerte emisin en rayos X debidoa su elevada temperatura cercana al

milln de grados, tambin contelescopios diseados para estalongitud de onda. Con ellos se hanobtenido imgenes que muestranagujeros en los polos de la corona,de donde se cree que procede el vientosolar, un chorro de partculaselctricamente cargadas que, con

velocidades de unos 400 km/s, invadeel espacio interplanetario.


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El Sol, datos bsicos

Dimetro: 1.391.980 km (en el interiorde la esfera solar cabran un milln deTierras).

Masa: 2 x 1030 kg (2.000 billones debillones de toneladas).

Temperatura en la superficie: 6.000C.

Temperatura en el centro: 15.000.000C.

Composicin: hidrgeno (70%);helio (28% de su masa);elementos pesados (2% de trazas decarbono, nitrgeno, oxgeno, nen,magnesio, silicio y hierro).

Curiosidades

Estado: ni slido ni gaseoso, la masa solarse denomina plasma. Este plasma es tenuey gaseoso en las zonas cercanas a lasuperficie y va hacindose ms denso haciael ncleo.

Rotacin: el Sol no rota de forma rgidacomo los planetas slidos, sino que lasregiones ecuatoriales rotan ms rpido,con un periodo de unos 24 das, que lospolos, que completan una vuelta en unos30 das.

Temperatura coronal: si bien en el interiordel Sol la temperatura desciende con ladistancia al ncleo, encontramos unaenorme diferencia entre los 6.000 grados

de la superficie y casi el milln de lacorona. Aunque se han articulado diversasposibles explicaciones, an no se hadeterminado el mecanismo responsable delcalentamiento coronal.

Figura 3.2. Concepcin artstica de la misin

Ulysses (NASA/ESA), dedicada al estudio del

Sol en todas sus latitudes.

Figura 3.3. Este esquema muestra un corte

del Sol, donde se distinguen las diferentes

regiones que atraviesa la luz. Fuente: SOHO.

Figura 3.4. Manchas y grnulos en la

fotosfera. Las marcas de los bordes sealan

una distancia de 1.000 kilmetros, con lo que

los grnulos pueden tener el tamao de la

Pennsula Ibrica.


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unque de lejos pueda parecerlo, elSol no es, ni mucho menos, unaestrella tranquila: rota, pulsa yexperimenta fenmenos violentos

Si bien la semana pasada sealamos,slo a modo de curiosidad, que el Solno rota de forma rgida sino que suregin ecuatorial gira ms rpido quelos polos, hoy revisaremos lasespectaculares consecuencias de estefenmeno, que tienen relacin con

el campo magntico solar, hoyconsiderado la clave para entenderel Sol. Debido a esta rotacin desigual(tcnicamente, rotacin diferencial),las lneas del campo magntico que, encondiciones normales, deberan dirigirsedirectamente de norte a sur, se vantorciendo y formando densos haces en

direccin este-oeste (figura 4.1). Dichoshaces se manifiestan en la superficie en

forma de manchas, que no son sinoregiones algo ms fras debido a que elcampo magntico bloquea el transportede energa hacia la superficie y ocasionaun descenso de la temperatura. Estasmanchas, conocidas desde hace ms dedos mil aos, se forman por grupos yconstituyen las regiones donde selocaliza la actividad solar y la mayorade los fenmenos asociados a ella. Lasmanchas solares, cuyo tamao medio seha establecido en unos 10.000 km,

pueden desarrollarse en unos pocos dasy durar entre unos das y unos meses.

Entre 1645 y 1715, el Sol atravesuna etapa de inactividad, hoydenominada Mnimo de Maunder, enla que la ausencia de manchas en lasuperficie solar vino acompaada deuna pequea edad de hielo en la

Tierra. Cuando la actividad solar sereanud, los astrnomos, convencidos

SILBIA LPEZ DE LACALLE

4.La cara turbulentadel Sol

A

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Figura 4.2. Bucle postfulguracin. Tras una

fulguracin, muchas veces se observan

bucles formados por el material eyectado

durante la explosin. Fuente: NASA.

de la relacin entre las manchas solaresy el clima terrestre, comenzaron a guardarregistros de las primeras. En 1843, elastrnomo aficionado Heinrich Schwabeestudi estos registros y descubri que elnmero de manchas experimentaba un

mximo cada once aos, con lo que seestableci el ciclo de actividad solar. Losciclos solares se empezaron a enumerar apartir del mnimo acaecido alrededor del1755, y en la actualidad el Sol se halla enel nmero 23.

El Sol en accin

Las manchas solares son una pruebade que el Sol no emite energa de formauniforme en toda su superficie, peroexisten otros fenmenos que locorroboran. Entre ellos destacan lasfulguraciones solares, fenmenos

explosivos que pueden liberar, en susescasos minutos de duracin, cantidades

de energa equivalentes a millones debombas de hidrgeno. Las fulguracionesse producen en una regin activa,probablemente con manchas, de lasuperficie solar; tras una intensa agitacindel campo magntico, se manifiestan

como enormes descargas de energa,generalmente acompaadas de laexpulsin de materia al espacio. Hoy dase cree que las fulguraciones se deben a laliberacin de energa acumulada en lneasde campo magntico que hanexperimentado una fuerte torsin; sicomparamos las lneas de campo

magntico con las gomas de untirachinas, entenderemos mejor estaacumulacin de energa: en un momentodado las lneas alcanzan el lmite detorsin y liberan toda la energarepentinamente, una energa que, en elcaso del tirachinas, se transmite a lapiedra que lanzamos. Las fulguraciones

causan tormentas magnticas en la Tierray generan no pocos efectos adversos en

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Figura 4.1. Torsin de lneas. Representacin esquemtica de la torsin que experimentan las lneas

del campo magntico solar debido a la mayor velocidad de rotacin de la regin ecuatorial.

Fuente: Roma Smoluchowski, El Sistema Solar.

1 2 3 4


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Figura 4.3. Fenmenos explosivos. La imagen muestra, por fases, una eyeccin de masa coronal,

en la que se expuls material a ms de 1.000 km/s. Fuente: High Altutude Observatory.

Figura 4.4. Aurora boreal. Una impresionante

consecuencia de la actividad solar en la Tierra.

Fuente: Juha Kinnunen.

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protuberancias, tambin se dan deforma independiente, con unafrecuencia dependiente del ciclo solar:durante el mnimo se observa una porsemana, en tanto que cerca delmximo se dan dos o tres por da.

Las eyecciones de masa coronal

pueden alterar el flujo del viento solary, al igual que las fulguraciones, puedengenerar desde cambios climticos ainterferencias en las comunicaciones, ascomo las hermosas auroras boreales,producidas cuando las partculascargadas expulsadas por el Sol sonconducidas por el campo magntico

terrestre e interaccionan con los gasesde la atmsfera.

los sistemas tcnicos terrestres, por lo quese han buscado mtodos para predecirlos.Dada su correlacin con las manchassolares, se ha establecido una clasificacinde manchas dependiendo de susprobabilidades para producirfulguraciones, lo que ha permitido

mejorar la capacidad para predecir, sobretodo, dnde tendrn lugar estos eventos.

Otro interesante fenmeno asociadoa la actividad solar son las eyeccionesde masa coronal, enormes burbujas degas que, tambin motivadas por elcampo magntico, son expulsadas delSol en el curso de varias horas.

Aunque en muchas ocasiones aparecenasociadas a fulguraciones o


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El proyecto Sunrise

Las claves para entender el Sol

El campo magntico solar se ha desveladocomo la clave para profundizar en elconocimiento del astro rey y, ya quedicho conocimiento constituye unaimprescindible herramienta parapredecir posibles efectos en el medioambiente espacial, un equipointernacional (Alemania, EE.UU. yEspaa) est desarrollando la misinSUNRISE, destinada al estudio de laestructura y dinmica del magnetismosolar. SUNRISE, un telescopio solar queviajar en un globo estratosfrico, selanzar en la Antrtida en el veranoaustral de 2006-2007, aprovechando lasdiversas ventajas de esta regin: seevitan los ciclos da y noche y se puedeobservar el Sol de forma ininterrumpidadurante toda la duracin del vuelo, lo

que tambin permite una generacinde energa constante gracias a lospaneles solares; SUNRISE se situar aunos 40 km sobre el nivel del mar, loque evita la degradacin de lasimgenes por efecto de la atmsferacomo ocurre con los telescopiosterrestres.

Espaa contribuye en la misin con el

magnetgrafo IMaX, en cuya elaboracinparticipa el Instituto de Astrofsica deAndaluca (IAA). IMaX estudiar el campomagntico solar con una resolucin sinprecedentes y por periodos de varios dascon una calidad de imagen constante, loque permitir avanzar de forma notableen el conocimiento del magnetismo solar,su evolucin y sus efectos sobre el mediointerplanetario.

Arriba: SUNRISE

Izquierda: IMaX.


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ercurio, uno de los grandes

desconocidos del Sistema Solar,

presenta una serie de incgnitas que

le van otorgando protagonismo en la

exploracin espacial

Mercurio, el planeta ms cercano al Sol,se ha revelado como un mundo peculiarpor diversas razones: aun siendo el mspequeo despus de Plutn, sudensidad supera a la de todos losdems; muestra una superficie muy

antigua y en parte similar a la de laLuna, aunque su interior se asemeja alde la Tierra; sufre la mayor variacin detemperatura entre el da (450C) y lanoche (-180C) de todo el SistemaSolar; carece de satlites y de atmsfera(posee, no obstante, una tenue exosferacompuesta, entre otros, por hidrgeno,helio y oxgeno) y presenta unmisterioso campo magntico. El estudio

de los datos aportados por la misinMariner 10 en los aos 70 ha idogenerando incgnitas en relacin a suestructura, historia geolgica y

composicin, que dos misiones,Messenger de la NASA y BepiColombode la ESA, estn dispuestas a resolver.

Debido a su proximidad al Sol,Mercurio ha constituido,histricamente, un objetivo difcil deobservar desde Tierra (de hecho, unaleyenda afirma que Coprnico muri

sin haberlo observado). La sondaespacial Mariner 10, durante los tressobrevuelos que realiz entre 1974 y1975, obtuvo imgenes del 45% de lasuperficie con una resolucin cinco milveces superior a la obtenida hastaentonces y aport casi toda lainformacin que se posee sobre elplaneta. Dicha informacin confirm larelacin entre los periodos de rotacin

SILBIA LPEZ DE LACALLE Y RAFAEL RODRIGO

5.Mercurio: un planeta

por descubrir

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M


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(58,65 das) y de traslacin (88 das) de

Mercurio: debido a un fenmeno quese conoce como acoplamiento, ste rotatres veces mientras da dos vueltasalrededor del Sol. As, cuando elplaneta se halla en su perihelio, oposicin de su rbita ms cercana alSol, un habitante de Mercurio veracmo el Sol, tres veces ms grande quecomo lo vemos desde la Tierra, va

detenindose en el cielo hasta pararsepor completo, movindose despus ensentido contrario durante ocho das.Otro dato curioso es que, debido a lafalta de atmsfera, cuya densidad ycomposicin determinan que el cielo enla Tierra se vea azul y en Marte rosceo,el cielo de Mercurio aparece oscuro

incluso durante el da.

Ms que crteres

Aunque la superficie de Mercurio,plagada de crteres y llanuras, presenteun gran parecido con la de la Luna, laobservacin detallada de las imgenesde Mariner 10, que abarcan slo un

Figura 5.1. El 45% de Mercurio. El procesamiento de los datos de Mariner 10 dio lugar a esta

imagen del inhspito Mercurio, de cuya cara opuesta an no se han obtenido imgenes.Fuente: Mariner 10, Astrogeology Team, U.S. Geological Survey.


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hemisferio del planeta, ponen de

manifiesto diferencias importantes.Mientras en nuestro satlite sedistinguen con nitidez regionesescarpadas, brillantes y cuajadas decrteres (tierras) y otras hundidas yoscuras (mares), Mercurio no muestrauna dicotoma tan clara: s presentatierras altas y tierras bajas, pero de muysimilar apariencia; adems, en las tierrasaltas los crteres comparten el espacio

con los llanos, formando una estructura

ms compleja que la de la Luna.Asimismo, la escasez de grandes crteres(de dimetros entre 20 y 50 km) en lasuperficie de Mercurio establece otranotable diferencia: sugiere que algnfenmeno de naturaleza incierta (bienvolcnica o bien relacionada conimpactos de meteoritos) produjocambios en el terreno y borr gran partede los crteres. En las regiones altas

y craterizadas de Mercurio se han

observado tambin estructuras curiosas,denominados declives lobulados, quemarcan una nueva diferencia; se trata deacantilados recortados y poco profundosde cientos de kilmetros de longitudque probablemente se produjeron acausa de una contraccin global de lacorteza provocada, a su vez, por unlento enfriamiento y una posteriorcontraccin del ncleo de hierro.

Figura 5.3. Un corte de Mercurio. La elevada densidad del planeta tiene su origen en las

dimensiones de su ncleo de hierro, que abarca 1.800 de los 2.440 km de radio del mismo.

Se estima que el ncleo contiene el 80% de la masa del planeta. Fuente: ESO.

Figura 5.2. Un tremendo impacto. La imagen

muestra una parte de la cuenca Caloris, deunos 1.300 km de dimetro, fruto de un

enorme impacto. Fuente: NASA.

Corteza

Manto

Ncleo


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Figura 5.4. Mariner 10. La misin que, hace

ya unos treinta aos, nos aport casi toda

la informacin que poseemos sobre

Mercurio. Fuente: Smithsonian Institution.

Incgnitas

La gran sorpresa que aport Mariner 10fue el descubrimiento del campomagntico de Mercurio que, aunquemucho ms dbil, presenta la mismainteraccin con el viento solar que elterrestre. En la Tierra, el campomagntico es consecuencia delmovimiento del material lquido de lasregiones externas del ncleo, pero el caso

de Mercurio desconcierta porque, dadosu tamao, su ncleo debi de haberse

solidificado hace mucho tiempo (dehecho, los acantilados mencionadosparecen consecuencia de ello). Al igualque con otras incgnitas sobre Mercurio,se han articulado varias hiptesis, perocarecemos de datos para comprobarlas;quedamos a la espera de la informacinque las misiones Messenger yBepiColombo ofrezcan al respecto.

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Messengery BepiColombo

Rumbo a Mercurio

Del grupo de los planetas terrestres(Mercurio, Venus, Tierra y Marte), Mercurioes el menos explorado. Sin embargo, sucompendio de condiciones extremas(cercana al Sol, variaciones detemperatura, reducido tamao, altsimadensidad), su desconcertante campomagntico y la posibilidad de que alberguehielo en depsitos polares, le han erigidocomo un digno objetivo en la exploracinespacial. Adems, existe un consensogeneralizado que afirma que su estudioaportar informacin nica sobre laformacin y evolucin interna y geolgica

de los planetas terrestres, de modo quesendas misiones, Messenger (NASA) yBepiColombo (ESA), se preparan paradescubrir sus secretos. La primera ya seencuentra de camino a Mercurio (entraren su rbita en marzo de 2011) en buscade respuestas relacionadas con la densidaddel planeta, su historia geolgica o lanaturaleza de su campo magntico. Por suparte, la misin BepiColombo, que selanzar en el 2012 y se situar en la rbitade Mercurio en el 2015, completar los

datos de la sonda Messenger y contar conuna gran ventaja con respecto a sta ya

que dispondr de dos mdulos orbitales.Uno, fruto de una colaboracin con Japn,se especializar en el estudio del campomagntico, en tanto que el otro,ntegramente europeo, se dedicar alestudio de la superficie. An en fase deevaluacin, incorporar dos instrumentosen cuya elaboracin participa el Institutode Astrofsica de Andaluca: Bepi-Cam, unacmara de alta resolucin, y BELA, unaltmetro lser que analizar la topografadel planeta.

Figura 5.5. Concepcin artstica de

la misin BepiColombo, con sus dos

mdulos orbitando Mercurio.

Fuente: ESA.


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asta los aos 60, y debido a suparecido en tamao, densidad ycomposicin, Venus fue consideradauna hermana gemela de la Tierra.

Nada ms lejos de la realidad

En su obraConversaciones sobre lapluralidad de los mundos, el humanistafrancs Bernard de Fontenelle describi,a finales del siglo XVII, cmo seran loshabitantes de Venus: Se parecen a losmoros de Granada: gente pequea y

morena, quemada por el Sol, llenos deingenio y fuego, siempre enamorados,escribiendo versos, organizandofestivales, bailes y torneos todos losdas. Esta idea romntica de unplaneta Venus habitable, originada porsu parecido superficial con la Tierra,cay en desgracia cuando se descubrique su atmsfera estaba compuestaprincipalmente por dixido de carbono

y que la temperatura de su superficiealcanzaba los 480C, calor suficientecomo para fundir el plomo.

Una peculiar atmsfera

La atmsfera de Venus, yconcretamente su espesa capa de nubes,se presenta como una barrera queimpide ver la superficie del planeta,accesible, no obstante, con tcnicas de

radar. Dicha envoltura opaca, situadaa una altura de 65 a 80 km sobre lasuperficie, se compone mayormentede gotitas de cido sulfrico que, al igualque en la Tierra, producen lluvia, perocida. Adems, las nubes se mueven conuna velocidad sesenta veces superior a ladel planeta, lo que indica que en la altaatmsfera de Venus soplan vientos quepueden superar los 300 km/h y cuya

SILBIA LPEZ DE LACALLE Y JOS LUIS ORTIZ

6.Venus: a travs

de la nubes

H

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Figura 6.1. Eternamente nublado. Imagen

coloreada de Venus tomada a unos 2,7

millones de kilmetros de distancia por la nave

espacial Galileo. Fuente: NASA.

Bajo estas condiciones, no sorprendeque Venus no albergue ms agua que lapequea proporcin de vapor quecontiene la atmsfera y, aunque sepiensa que en un remoto pasado pudoincluso contener ocanos, que sedescompusieron debido al calor y laradiacin, este planeta, con sustemperaturas, vientos y presindevastadores y su lluvia cida, ha

resultado ms el opuesto que el gemelode la Tierra.

Una superficie escurridiza

Nuestro conocimiento de la superficiedel planeta proviene de observaciones

mediante radar realizadas desde Tierray de la informacin aportada por lasmisiones Mariner (1962), quesobrevol el planeta, Venera (1967,1970 y 1975), cuyas sondas aterrizaronsobre su superficie, Pioneer (1978), quepermaneci en la rbita de Venusdurante catorce aos, y la sondaMagallanes, que cartografi medianteradar el 98% de la superficie de Venus.

existencia an no ha sido explicada de

forma eficaz. Lo que s se ha explicadoes el motivo de las altas temperaturasdel planeta, que no se deben a queVenus se halle algo ms cerca del Solque la Tierra, sino al efectoinvernadero producido por su densaatmsfera: sta slo deja pasar el 20%de la luz solar, que alcanza la

superficie del planeta en forma deradiacin visible y es reflejada enforma de calor, o radiacin infrarroja.Sin embargo, el dixido de carbonoy el vapor de agua (ste en unaproporcin mnima) de la atmsferaactan como el techo de uninvernadero y no permiten que el calorescape, de modo que contribuyen alaumento de las temperaturas.

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Figura 6.2. Venus al descubierto. Imagen

generada por ordenador de la superficie de

Venus, resultado de la observacin mediante

radar de la nave Magallanes. Fuente: NASA.


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Figura 6.4. Montes y valles.

Imagen generada por

ordenador donde se

distinguen los montes Sif(izda.) y Gula (dcha.) y un

profundo valle en primer

plano. Fuente: NASA.

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rejuvenecido el rostro de Venus,cuya edad se estima en unos

600 millones de aos. Aunque esterejuvenecimiento, en interaccin conla corrosiva atmsfera, ha borradomuchas huellas de impacto, tambinmenores por el inmejorable escudoque constituye su atmsfera, elplaneta presenta inmensos crteresproducidos por asteroides, entre losque destaca el crter Mead, de 280 kmde dimetro.

Aunque el planeta es notablementellano, muestra una topografa con

estructuras geolgicas similares a lasde la Tierra como montaas,caones, valles y llanuras, e inclusodos continentes, Ishtar y Afrodita,que se alzan varios kilmetros porencima de la elevacin media delterreno. La intensa actividadvolcnica del planeta, reflejada encrteres de 100 km de dimetro yros de lava de 80 km de longitud, ha

Figura 6.3. Aterrizaje en venus. La cmara

a bordo del mdulo de aterrizaje sovitico

Venera 13, antes de perecer producto del

calor y la presin, transmiti imgenes de

la superficie de Venus y un anlisis de la

composicin del suelo. Fuente: Programa

de Exploracin Planetaria Sovitico.

Figura 6.5. El crter Mead. El mayor

crter de Venus, de 280 km de dimetro.

Fuente: NASA.


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Venus, en breve

Parecido con la Tierra: su dimetro y sumasa son, respectivamente, un 5% y un8% inferiores que los de la Tierra; sudensidad media tambin es algo menor,pero sugiere una estructura internasimilar a la de nuestro planeta, con undenso ncleo de hierro.

Rotacin: la rotacin de Venus esretrgrada, es decir, gira sobre su eje ensentido contrario al del resto de planetas

(a excepcin de Plutn), por lo que semueve muy despacio: un da en Venusequivale a 243 das terrestres, en tantoque un ao dura slo 225 das. Sedesconoce la razn de este fenmeno,pero una teora afirma que Venus seform a partir de una fuerte colisinentre dos grandes masas, que anularonsus movimientos de rotacin respectivos.

Carencias: Venus carece de campo

magntico y de satlites.Presin atmosfrica: la envoltura gaseosade Venus ejerce una presin sobre lasuperficie unas noventa veces mayor quela de la Tierra, equivalente a unaprofundidad en el mar deaproximadamente 1.000 metros.

Un nico hombre en Venus: la UninAstronmica Internacional (IAU) decidique los rasgos geolgicos de Venus

fueran caracterizados con nombre demujer: as, encontramos los continentesIshtar y Afrodita, la llanura Lavinia o elcrter Billie Holliday. Slo una excepcin:el Monte Maxwell, nombrado en honordel fsico James Clerc Maxwell.

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a Tierra presenta caractersticaspoco comunes entre los planetasinternos del Sistema Solar, entrelas que destacan los ocanos

y la vida

La Tierra, el mayor de los planetasrocosos del Sistema Solar, supoescoger el lugar idneo paraestablecer su rbita alrededordel Sol y se situ dentro de ladenominada franja de

habitabilidad, o regin alrededor deuna estrella en la que las condicionesde presin y temperatura le permitenalbergar agua lquida. Pero el planetaque habitamos, tal y como loconocemos, ha sido fruto de unacompleja evolucin y una serie decambios en los que los mismos seresvivos han tomado parte desde susorgenes.

Una feliz historia

Teniendo en cuenta que todos losplanetas se formaron a partir de la

misma nebulosa, y que la distancia alSol parece la nica diferencia esencial,un extraterrestre llegara a laconclusin de que la Tierra es untrmino medio entre Venus y Marte,con una atmsfera compuestabsicamente por dixido de carbono,una presin de unas 20 a 40

atmsferas y una temperatura mediade unos 227C. La realidad, noobstante, es bien distinta: la atmsferaterrestre se compone en un 80% denitrgeno y un 20% de oxgeno(adems de pequeas cantidadesde otros gases) y genera una presinde una atmsfera en la superficie, cuyatemperatura media se encuentraalrededor de los 18C.

SILBIA LPEZ DE LACALLE Y JOS LUIS ORTIZ

7. El equlibrio afortunado

L

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Figura 7.1. El planeta azul.

Ms del 70% de la superficie


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Ms del 70% de la superficie

terrestre se halla cubierta de

agua, como muestra esta

imagen construida a partir de

una serie de imgenes

obtenidas por satlites.

Fuente: NASA.


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Figura 7.2. El tifn Odessa. Visto desde el

aire, presenta un ojo circular casi perfecto,

indicador de los fuertes vientos que

produjo. Fuente: LPI/NASA.

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A qu se deben, entonces, lasclementes condiciones del planetaazul? La respuesta requiere un pocode historia remota: los planetas rocosos,durante su formacin, desarrollaronatmsferas de hidrgeno y helio que elSol, en una etapa violenta, contribuya eliminar. Pero los planetas

conservaron su baza en forma de calor

interno, que fundi sus interioresy provoc que los elementos mspesados, como el hierro, descendieranhasta el ncleo y all se enfriaran. Esteenfriamiento, junto con la accin delos gases, desat una fase de enrgicovulcanismo que arroj al exterior losgases que constituiran las nuevas

atmsferas, compuestas, sobre todo,


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Figura 7.3. Santa Helena en erupcin. Procesos

similares a ste, ocurrido en EE.UU. en 1980,

expulsaron los gases que formaran la

atmsfera terrestre. Imagen tomada desde

un helicptero por J. W. Vallance.

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por dixido de carbono y vapor deagua, junto con amoniaco y metano.

La evolucin posterior dependi de lamasa del planeta y, sobre todo, de sudistancia al Sol: Mercurio, tan pequeo,careca de suficiente calor interno y deuna fuerza de gravedad que retuviera laatmsfera; Venus, que recibe del Sol eldoble de energa que la Tierra, sufrilas consecuencias de un desmesurado

efecto invernadero provocadas por sudensa atmsfera y padece temperaturasabrasadoras; Marte, ms fro, lejano ypequeo, experiment un vulcanismodbil y su baja fuerza de gravedad dejescapar gran parte de los gases; por suparte, la Tierra present unasafortunadas complicaciones, debidas

a su situacin dentro de la franja dehabitabilidad: el vapor de agua de laatmsfera se condens y form ocanos,que absorbieron parte del dixido decarbono mientras que la radiacin solardescompona parte del amoniaco y elvapor de agua atmosfricos ennitrgeno y oxgeno. La vida surgi enlos ocanos, nico lugar habitable

debido a la fuerte radiacin ultravioleta

del Sol. Las algas y plantas marinasutilizaron el dixido de carbono yexpulsaron oxgeno que, tras cientosde millones de aos, fue tan abundanteque una parte se convirti en ozonoy se form la capa que nos protege de laradiacin solar daina. As, graciasa diversos mecanismos que funcionaronen un delicado equilibrio, la vidacomenz a poblar el terreno seco y,

literalmente, a transformar la superficiedel planeta.

La superficie cambiante

Aunque en el colegio, quiz por evitarcomplicaciones, slo nos hablaran de

ncleo, manto y corteza comoelementos principales de la estructurade la Tierra, existen dos regiones, laastenosfera y la litosfera, en las quetienen lugar fenmenos de gran intersgeolgico. La astenosfera, de carctermaleable, se encuentra en la zonasuperior del manto, justo por debajo dela rgida litosfera, que abarca la capa

final del manto y toda la corteza. Dicha


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Figura 7.6. Por dentro. Estructura interna

de la Tierra, con sus distintas regiones

diferenciadas.

Figura 7.5. Deriva continental. Visin

esquemtica de la evolucin de los continentes

debido al movimiento de las placas tectnicas.

45

litosfera, debido a la tensin trmicaprevia a la etapa de vulcanismo queorigin la atmsfera, se rompi en variospedazos, hoy conocidos como placastectnicas, con serias implicaciones parael futuro geolgico del planeta: las placas,

al flotar sobre la flexible astenosfera, sevan deslizando horizontalmente en loque se denomina deriva continental, ycambian progresivamente el mapa de laTierra. De hecho, hace 200 millones deaos slo exista un enorme continente,Pangea, que se fragment y evolucionhasta el mapamundi actual. Pero lasconsecuencias de la deriva continental,

o tectnica de placas, no se limitan a un

aumento o disminucin de loscontinentes, sino que tambin sonresponsables de algunos accidentesgeolgicos: las grandes cordilleras, comola del Himalaya, son producto de lacolisin de dos placas, proceso en el que

una se desliza por debajo de la otra ylevanta su extremo. Si, al contrario, dosplacas se alejan, surgir una aberturaque, en Israel, dio como fruto el MarMuerto. El simple rozamiento de lasplacas puede tener tambinconsecuencias catastrficas y, de hecho,los lmites entre placas correspondencon las regiones de mayor actividad

volcnica y tectnica.

Figura 7.4. Crter en Arizona. La superficie terrestre presenta pocos crteres por varias razones:

muchos caen al mar o se destruyen al atravesar la atmsfera, y las huellas en tierra se borran

debido a la erosin o a la actividad volcnica y tectnica. Quedan, no obstante, algunas huellas de

impacto como sta. Fuente: NASA.

Pangaea

Corteza

Manto

Lito

sfera

AstenosferaMantosuperior

Ncleointerno(slido)

Ncleoexterno(lquido)

Hoy


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partir de la dcada de los 90 hanvuelto a enviarse sondas a la Luna,tras veinte aos desde la ltima

visita. Nuestro satlite an guarda

muchos misterios

Deseas conocer por qu mediosmisteriosos llegu a la Luna?... Yomismo descubr no un medio, sinoseis, seis formas de violar el cielovirginal!. Estas palabras, puestas enboca de Cyrano de Bergerac por el

escritor francs Edmond Rostandhace ms de un siglo, resumen elsueo que la contemplacin denuestro satlite siempre ha inspiradoen el ser humano. Hubo que esperarhasta el ao 1959 para que el primeringenio espacial tripulado, el Luna 1ruso, pasara a menos de 60.000 kmde la superficie lunar. Desde ese

momento, la carrera hacia la

conquista de la Luna se sucedi enforma de 51 misiones espaciales notripuladas y siete tripuladas. Diezaos despus del comienzo de esta

carrera, la nave estadounidenseApollo 11 consigui poner alprimer hombre sobre la superficielunar, como soara Cyrano, ymuchos otros, muchos siglos atrs.Esta carrera en pos de nuestrosatlite logr que doce humanoscaminaran sobre la superficie de

nuestro vecino espacial, pero en1976, tras el lanzamiento de lasonda rusa Luna 24, se abandonpor casi veinte aos el envo demisiones a la Luna. Todas estasmisiones, as como las sondasenviadas en los ltimos aos, noshan permitido elaborar una visinms clara sobre el origen y la

evolucin de nuestro satlite.

PABLO SANTOS

8.La Luna, nuestra

prxima casa?

A

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Figura 8.1. A todo color. Imagen en falso

color de la Luna, para enfatizar las

diferencias de composicin: los azules

revelan reas ricas en titanio y los naranjas

y morados corresponden a regiones pobres

en titanio y hierro. Fuente: NASA.

47

Hermana, hija o adoptadapor la Tierra?

Cuatro son las teoras que intentanexplicar el origen de la Luna. Todasdeben dilucidar por qu la composicinlunar es, en parte, muy similar a la de lacorteza terrestre, por qu su densidad esmenor que la terrestre, por qu la Lunapresenta siempre la misma cara haciala Tierra (esto se conoce como rotacin

sncrona: se debe a que la rotacin de laLuna y su revolucin alrededor de laTierra duran lo mismo: 27 das, 7 horasy 43 minutos), y por qu la rbita lunarest alejndose paulatinamente de laTierra.

La conocida como Teora de la Fisindefiende que la Luna se desgaj de la

Tierra an en formacin debido a larpida rotacin de sta; en este sentido,la Luna sera hija de la Tierra. LaTeora del Disco Orbital sostiene queTierra y Luna se formaron a la vez apartir de la misma nubeprotoplanetaria, mediante procesos deunin de partculas (acrecimiento)

similares; en este caso, la Luna serahermana de la Tierra. La Teora de laCaptura apunta que la Luna se formen una regin ms lejana que la Tierray, posteriormente, fue capturada por lagravedad terrestre, que la habraadoptado como satlite. La teora msaceptada es la del Megaimpacto, quesugiere que un cuerpo de tamao

similar a Marte choc con la Tierra en


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Figura 8.2. (Combinacin crteres/mares). Un

mundo bombardeado. Las estructuras

principales que se observan en la superficie

lunar son dos, los crteres y los mares (zonas

ms oscuras, ocupan un 15% de la superficie):

Mares: la actividad volcnica lunar ces hace

3.000 millones de aos y origin los llamados

mares: enormes cuencas de impacto que se

inundaron con grandes cantidades de lava.

Crteres: debidos a impactos de meteoritos

sobre la superficie. Cualquier cuerpo que

colisione con la Luna producir una cicatriz

duradera, ya que la Luna no posee una

atmsfera protectora y erosiva como la de la

Tierra.

formacin y arranc de ella partedel material, que qued girando

a su alrededor. Este materialarrancado se enfri al cabo de unosmil aos formando nuestro satlite;otra vez, la Luna sera hija de laTierra.

La Luna del siglo XXI

El resurgimiento de las misionesespaciales a la Luna, representado porClementine (1994) y LunarProspector (1998), ambasnorteamericanas, ha aportado nuevosdatos sobre incgnitas que anpermanecan sin resolver: la Luna

parece presentar un pequeo ncleode hierro slido de unos 600 km dedimetro y se han detectado dos zonasde campo magntico especialmenteintensas, una de las cuales es capazincluso de formar un escudomagntico (magnetosfera) que desvael viento solar. Lunar Prospector hadetectado, con un instrumento

llamado espectrmetro


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Figura 8.4. En la Luna. Un astronauta de la

misin Apollo 11, Buzz Aldrin, prepara uninstrumento para medir los movimientos

de la corteza lunar.

Figura 8.3. De camino. La nave SMART-1, que entr en la rbita de la Luna en diciembre de 2004.

Fuente: ESA.

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de neutrones, la existencia dehidrgeno en los polos lunares. Estehidrgeno podra hallarse en mineraleshidratados o, ms improbablemente,en forma de hielo de agua. Eldescubrimiento de hidrgeno en laLuna implica que sera ms sencillomantener una base humanapermanente, ya que dicho elemento seemplea como carburante para loscohetes.

Actualmente, la Agencia EspacialEuropea est analizando los primerosresultados de la sonda SMART-1,

que fue lanzada en septiembre de

2003 y entr en rbita lunar ennoviembre de 2004. Esta sonda espionera en su clase, con un coheteelctrico y siete instrumentoscientficos miniaturizados. Japoneses,chinos y estadounidenses tienenproyectos a corto plazo para mandarnuevas sondas a la Luna y se proyectaque el ser humano regrese a nuestrovecino astro hacia 2015 o 2020,quiz para quedarse, ya que la Lunapuede ser un trampoln estupendopara la conquista humana del SistemaSolar o un posible hogar en un

futuro.


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Impactos en la Luna

La Luna sigue siendo castigada

Se saba que gran cantidad de meteoroidescontinuaban castigando la superficie lunar, pero nadiehaba sido capaz de detectar pticamente suscolisiones. Un equipo del IAA consigui detectar, porprimera vez con total certeza, varios de estos impactossobre la Luna en noviembre de 1999, durante la lluviade meteoros de las Lenidas. Actualmente el institutomantiene una red de pequeos telescopios queescudrian mensualmente la superficie lunar en busca

de destellos de estos impactos. El IAA es pionero eneste tipo de estudios lunares.

Figura 8. 5. Bombardeo. Imgenes de los impactos y su

posicin en la superficie lunar.

Impactos en la Luna


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arte, el planeta rojo, ha constituidohistricamente una frtil fuente demitos que la ciencia, poco a poco,ha ido desmintiendo

A lo largo de los tres ltimos siglos,Marte ha sido un protagonistaindiscutible: variadsimas teoras sobreel planeta rojo han postulado laexistencia de grandes canalesconstruidos para el transporte de agua,de zonas de vegetacin y, porsupuesto, de marcianos. Todas estascreencias fueron revelndoseincongruentes, sobre todo a medidaque las primeras misiones, las Marinery Viking, recondujeron, a partir de losaos sesenta del siglo pasado, estepolmico planeta hacia una firmesenda cientfica. No obstante, y a pesarde la abundante informacin de que se

dispone, Marte sigue presentando

enigmas, sobre todo en relacin con laexistencia de agua.

A grandes rasgos

Si bien la apariencia actual de Marte seadecua con bastante precisin a ladescripcin de desierto helado,existen muchos indicios que apuntana un pasado algo ms benvolo. Conuna temperatura media de -63 y unapresin atmosfrica cien veces inferiora la de la Tierra, la existencia de agualquida sobre la superficie quedadescartada ya que si, por ejemplo,consiguisemos hacer llegar un vaso deagua hasta all, se congelara o seevaporara inmediatamente. Noobstante, existen estructuras geolgicassimilares a las que el agua modela en

nuestro planeta: las imgenes de


9. Marte. El planeta rojo

M

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Figura 9.1. Marte y Fobos. La forma

irregular y la baja densidad de Fobos y

Deimos, los satlites de Marte, sugieren

que se trata de asteroides capturados porla fuerza de gravedad marciana.

antiguos ros, deltas, afluentes o lagosmarcianos, cuya edad se estima en unos

4.000 millones de aos, indican que elplaneta debi de ser relativamenteclido a lo largo de sus primeros 500millones de aos. En ese intervalo detiempo, Marte debi de ser bastanteactivo, con periodos clidos y hmedosy abundante actividad volcnica, ascomo con una atmsfera ms espesaque generara el efecto invernadero

necesario para establecer unatemperatura superior a 0 y permitir elflujo de agua lquida por la superficie.A lo largo de los siguientes 1.000millones de aos, la actividad geolgicacomenz a disminuir y el agua de lasuperficie a congelarse y a formar masasde hielo superficiales y subterrneas; se

cree que, quiz por causa de grandesimpactos, ese agua fue expulsadacatastrficamente hacia la superficie,formando las huellas fluviales queconocemos. Sin embargo, en la eraactual, que comenz hace unos 2.000o 3.000 millones de aos, no queda nirastro del agua que supuestamenteinund el planeta, as como de la densaatmsfera que lo cubra, ausencias antelas que se han articulado variasposibilidades: puede que, debido a subaja fuerza de gravedad, Marte fueraincapaz de retener su atmsfera y stase perdiera en el espacio o, quiz, anse conserva en forma de hielo en elregolito marciano (una capa superficial

creada por impactos de meteoritos).

Esta ltima hiptesis cuadra bastantebien con uno de los posibles destinos

del agua perdida: los estudios deloxgeno de la atmsfera de Marteresultaron incompatibles con el escapede grandes cantidades de agua, demodo que se impuso la idea de quedeba de estar congelada y almacenadaen el subsuelo marciano en forma desuelo helado o permafrost (una especiede barro congelado que cubre los

primeros metros de profundidad delplaneta). No obstante, se hanformulado un buen nmero de teorasque intentan explicar los valles y canalesmarcianos y que proponen desde unpasado azul de Marte, cuyohemisferio norte se hallaba cubierto porun ocano, hasta otras que apuntan al

dixido de carbono slido o a unaconjuncin de viento, polvo ysedimentos como agentes causantes delas estructuras geolgicas que se hanatribuido a torrentes de agua en elpasado. Algunas teoras se establecen enuna posicin intermedia y afirman queprocesos de hundimiento, producidospor el reblandecimiento y derrumbe delsuelo debido al agua subterrnea,originaron los misteriosos valles.

Una atmsfera huidiza

Las condiciones fsicas en la superficiede Marte, que conjugan una presin

atmosfrica cien veces menor que la

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Figura 9.3. Atmsfera marciana. Detalle de la atmsfera donde tambin puede observarse la

abundancia de crteres de la superficie del planeta. Fuente: NASA.

Figura 9.2. El monte Olimpo. El mayor volcn

del Sistema Solar, con unos 24 km de altura

y una caldera (imagen izda.) de unos 3 km

de profundidad. Fuente: ESA/DLR/FU Berln

(G. Neukum) y MOLA.

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terrestre y una temperatura media de-63, crean unas condiciones en las queel agua lquida es inestable y seencuentra bien en estado slido o biengaseoso. Los antiguos valles y afluentes,presumiblemente creados por torrentesde agua, indican que la atmsferamarciana, en su infancia, debi de serms densa para permitir la existencia deagua lquida en abundancia. Pero,independientemente del proceso queprovoc su disminucin hasta elmnimo actual (seis milibares), esta cifraresulta interesante porque se halla justopor debajo del valor del punto triple delagua, que delimita las condiciones en

las que el agua puede existir en sus tres


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Figura 9.4. Huellas del agua. Esta imagen

muestra las hondonadas, aparentemente

evidencia de una reciente erosin

producida por el agua. Fuente: NASA.

Figura 9.5. Ilusorios canales. Una imagen de Marte captada por el Telescopio Espacial Hubble,

comparada con el concepto que se tena del planeta en el siglo XVIII: una superficie cubierta

de canales que indicaban la existencia de vida inteligente. Fuente: NASA.

estados y que combina la temperatura(0,01C) con la presin (6,1milibares). Si bien el agua lquidapuede existir en Marte de formatransitoria (existen regiones muyhundidas, como el crter denominadoHellas Basin, donde la presin puedesuperar la media, y momentos en quela temperatura aumenta hasta 27C,condiciones en las que el agua lquidaes posible), siempre se congelar o seevaporar. Algunos cientficos opinan

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que la propia atmsfera de Marte seautolimita a este respecto: si la presinfuera mayor y permitiera que el aguacorriera por la superficie del planeta, eldixido de carbono de la atmsfera sedisolvera en el agua y terminara enforma de carbonatos tras reaccionarcon las rocas de silicato; comoconsecuencia, la atmsfera iraperdiendo densidad hasta caer, denuevo, a un valor inferior al puntotriple del agua.


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a historia de la exploracin espacialde Marte se halla ligada a labsqueda de agua, elementoprimordial para la existencia de vida

Hace cuatro dcadas, antes de laprimera misin con xito a Marte,algunos cientficos an crean en laexistencia de vegetacin en Marte. Sinembargo, la veintena de imgenesobtenidas por la Mariner 4supusieron un verdadero jarro de aguafra: la superficie del planeta, plagadade crteres de impacto, presentaba undesafortunado parecido con la de laLuna. Los crteres apuntaban a unasuperficie muy antigua e inerte, quepareca no haber experimentadocambios en miles de millones de aos.Los datos de la Mariner 4confirmaron tambin la bajsima

presin atmosfrica, y su

combinacin con las observaciones entierra demostr que no slo laatmsfera se compona de dixido decarbono sino que tambin los polos,

presuntamente cubiertos de aguahelada, se hallaban recubiertos enrealidad de hielo seco o dixido decarbono slido.

En 1969, las naves Mariner 6 yMariner 7 tomaron fotografas de lasregiones ecuatorial y australrespectivamente que cubranaproximadamente un 10% de lasuperficie del planeta. De nuevo, loscrteres acapararon los planos, aunquehubo un par de sorpresas: las imgenesdel polo sur mostraban un casquetepolar de aspecto joven y cambiante y sedescubrieron los terrenos caticos,zonas de hundimiento que seatribuyeron a la fusin del permafrost

marciano.


10. Marte: la senda

del agua

L

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Figura 10.1. Deshielo. Esta imagen muestra

el retroceso del hielo del polo norte

marciano con el aumento de temperaturadel planeta en octubre de 1996, enero y

marzo del 97. Fuente: NASA.

topndose con un descomunal sistemade caones, el Valle Marineris, que seextiende unos 4.000 km a lo largo delecuador del planeta.

Los datos aportados por Mariner 9impulsaron la siguiente misinnorteamericana, la Viking, entre cuyosprincipales objetivos se encontraba labsqueda de pruebas de vida en Martey que contaba con mdulos dedescenso. Gracias a los datos de estamisin se hizo evidente la denominadadicotoma marciana, que estableceuna divisin entre sus dos hemisferios:el norte, que slo presenta dunas y sehalla situado en una cota entre dos y

tres kilmetros inferior al resto del

56

En 1971, la nave Mariner 9represent un avance en la exploracinespacial ya que consigui situarse en larbita de Marte, a diferencia de lasmisiones anteriores, diseadas pararealizar observaciones del planeta en unvuelo de paso. Mariner 9 realiz uncartografiado sistemtico del planeta, enel que emergieron estructurastotalmente inesperadas: se hallaronredes de canales y afluentes queparecan ros secos, lo que sugiri quelas condiciones en Marte debieron deser en el pasado bien diferentes a lasactuales: el agua lquida debi de fluiren su superficie. Mariner 9 prosigui su

reconocimiento hacia el norte,

January 1997

HST WFPC2

March 1997

Mars

North Polar Cap

PRC97 15b ST Sci OPO May 20, 1997

P. James (Univ. Toledo), T. Clancy (Space Science Inst.), S. Lee (Univ. colorado) and NASA

October 1996


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planeta, y el hemisferio sur, plagado deimpactos de meteoritos, estructurasgeolgicas y rasgos de deformacintectnica. Sin embargo, losexperimentos biolgicos, queacapararon gran parte de la atencin,no encontraron muestras de vida enninguno de los lugares que visitaron losmdulos de descenso.

En 1996 comenz el viaje de la naveMars Pathfinder, que contaba con unmdulo de descenso que alojaba elrover Sojourner y cuyos anlisis

apoyaron la hiptesis de un pasado ms

Figura 10.2. Valle Marineris. Imagen tomada

por la cmara de alta resolucin (HRSC) a

bordo de Mars Express, en color y 3D, que

muestra una regin del Valle Marineris, con

estructuras quiz atribuibles a la accin del

agua. Fuente: ESA/DLR/FU Berln (G. Neukum).

57

benvolo en Marte, con agua lquida ensu superficie y una atmsfera msdensa. El mismo ao, aunque conmayor duracin, parti hacia Marte lamisin Mars Global Surveyor, quedescubri rastros del paso reciente defluidos sobre la superficie marciana, ascomo rocas estratificadas que sugeranla existencia de lagos en el pasado y dehematita gris, un mineral que, en laTierra, se forma en ambienteshmedos. En el ao 2002, la misinMars Odyssey aport medidas

espectrales que desvelaban la existencia


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Figura 10.3. Dicotoma

marciana. Este grfico,

realizado por el grupo

investigador a cargo del

Mars Orbiter LaserAltimeter (MOLA), muestra

la diferencia de cota entre

ambos hemisferios, con el

norte situado en una cota

bastante inferior.

Fuente: MOLA.

Figura 10.4. Mars Pathfinder. Esta imagen

muestra varios de los instrumentos de Mars

Pathfinder, entre ellos antenas de

comunicacin y paneles solares, adems de dos

rampas de descenso para el rover Sojourner,

que observamos a la derecha en el suelo

marciano. Fuente: NASA.

de hidrgeno en abundancia,compatibles con la existencia de

grandes cantidades de agua heladamezcladas con las capas superiores desuelo en extensas reas del planetaprximas a los polos.

La avidez de noticias sobre el planetarojo lleg a su clmax el pasado ao,cuando la Agencia Espacial Europeavio, por fin, en la rbita marciana la

nave Mars Express, fruto de unacolaboracin internacional de variosaos, al tiempo que aterrizaban losrover gemelos de la NASA, Spirit yOpportunity, protagonistas de lamisin Mars Exploration Rovers. Elpasado enero, las seales emitidas pordos de los instrumentos a bordo de laMars Express detectaron la existencia

-8.000 -4.000 0 4.000 8.000 12.000Elevation meters


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Figura 10.5. Hallazgos. Imagen

microscpica tomada por el rover

Opportunity que muestra texturas quequiz se originaron por el contacto de la

roca con el agua lquida. Fuente: NASA.

de molculas de hielo de agua en elpolo sur marciano, lo que constituyla confirmacin observacional de losindicios que la Mars Oddysey habaaportado de forma indirecta. Por suparte, los rover de la NASA tambinproducen un continuo flujo denoticias prcticamente desde suamartizaje. Ambos vehculos hananalizado el suelo marciano yhan aportado diferentes pruebas

de que las zonas donde se hallanestuvieron, hace mucho tiempo,recubiertas de agua. Entre las pruebasde Opportunity se encuentran ladeteccin de jarosita un sulfato dehierro hidratado que pudo haberseformado en un lago cido, o la tomade imgenes de diversas texturas, como

pequeas esferas o cavidades rocosas,cuya formacin parece relacionada conun prolongado contacto con agualquida. Por su parte, Spirit, trastaladrar una roca volcnica apodadaHumphrey, advirti la presencia deun material brillante en las grietasinternas que se asemeja a los mineralesque, en la Tierra, cristalizan en agua.

F M J M A


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piter, el planeta ms masivodel Sistema Solar, se encuentra enla frontera entre los planetas y lasestrellas: emite ms energa que

la que recibe del Sol

Situado a una distancia cinco vecesmayor a la que separa la Tierra delSol, Jpiter es el ms grande de todoslos planetas del Sistema Solar, con sus70.000 kilmetros de dimetro y unamasa superior a la suma de la del restode planetas, 318 veces la terrestre.

Est rodeado de un importantesistema de anillos descubiertos por lamisin Voyager 1 en 1979 y denumerosos satlites, que superan lacincuentena, aunque de ellos slo loscuatro descubiertos por Galileo en1610, o, Europa, Calisto yGanmedes, tengan un tamao

considerable. El resto apenas

alcanza unos pocos kilmetros dedimetro.

La gran masa del planeta hace queemita al espacio, como consecuencia de

la contraccin gravitatoria en su interiory del calor que sta genera, unacantidad de energa superior a la querecibe del Sol, si bien no alcanza lamasa suficiente para inducir procesos defusin nuclear en su interior, comoocurre en el astro rey y otras estrellas.Pero si Jpiter hubiera sido 80 vecesms masivo, hoy tendramos dos soles

en nuestro cielo.Al igual que Saturno, Urano

y Neptuno, es un planeta gaseoso.Aunque probablemente posea unncleo rocoso en su interior, nopresenta una superficie slida como laTierra, Mercurio, Venus o Marte, y suatmsfera ocupa una gran parte del

volumen total del planeta.

FERNANDO MORENO Y JOS MANUEL ABAD

11. Jpiter. El gigante

magntico

J

60

U f di i


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Figura 11.1. Misterios. Detalle de la Gran

Mancha Roja, considerada por los

cientficos como un enorme remolino.

Fuente: NASA.

61

Una atmsfera muy dinmica

Cuando se observa Jpiter llamaespecialmente la atencin su sistemade bandas paralelas al ecuador. Enrealidad, estas bandas a las que sellama cinturones cuando son oscurasy zonas cuando son brillantesestn formadas por unos sistemas denubes de cristales de amoniaco muydensos, que se mueven a ms de 400

kilmetros por hora. Sobre ellas seextiende una neblina de espesor muyvariable compuesta de pequeaspartculas, que proceden, cerca delecuador, de la fotosntesis de ciertoshidrocarburos y, en los polos, delimpacto de partculas energticassobre estas molculas. Esto da lugar a

unas largas cadenas de hidrocarburosque se condensan en altas regiones dela atmsfera. Si las condiciones detransparencia y estabilidad de laatmsfera son buenas, puedeapreciarse la Gran Mancha Roja, unenorme remolino en el que bienpodra caber dos veces la Tierra.

La Gran Mancha Roja permanece

muy estable; su tamao apenas haevolucionado desde la primera vez quese observ, hace unos 300 aos. Lasobservaciones combinadas en el rangovisible y el infrarrojo del espectroindican que esta regin sufre una altapresin atmosfrica, en la que las nubesms altas se encuentran a una altura

superior a las regiones circundantes.

La observacin de la atmsfera desdevehculos espaciales y telescopios degran resolucin ha permitido obtenerimgenes en las que se aprecia una

infinidad de estructuras, que amenudo cambian rpidamente. Estoindica que su dinmica es muy activa,lo que contrasta con la estabilidad delos llamados vientos zonales y de losgrandes remolinos, como la GranMancha Roja y otras manchasmenores, llamadas valos

subtropicales.


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Las regiones polares muestran unaespesa capa de aerosoles lasuspensin en gas de partculasultramicroscpicas de slidos olquidos, que tambin parece

resultar bastante estable en el tiempo,

Figura 11.2. Detalle de una pareja de remolinos

obtenida por las cmaras a bordo de Galileo.

Mientras que el valo de la derecha rota en

sentido contrario a las agujas del reloj, como

todos los valos anticiclnicos en Jpiter, el de

la izquierda lo hace en sentido contrario, es un

cicln. Ambos tienen un dimetro de unos

3.500 km. La diferencia entre ellos (brillo,

morfologa y movimiento) constituyen pistas

muy importantes para comprender los procesosdinmicos en Jpiter.

63

aunque se aprecian diferenciaslongitudinales en su estructura. Estasregiones resultan fcilmenteobservables usando filtros quedetectan el gas metano, aunque no sea

el ms abundante en la atmsfera.


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Figura 11.4. Recreacin grfica. Concepcin artstica del campo

magntico de Jpiter, en la que se aprecia la interaccin de los

satlites y una aurora boreal. Fuente: NASA.

La magnetosfera

y las auroras

Destaca otra caracterstica delplaneta: el intenso campo magnticoque se extiende a su alrededor,originado en la capa de hidrgenolquido, llamado metlico, querodea el ncleo del planeta. A partirde esta capa y del rpido movimientode rotacin de Jpiter, se generanunas corrientes elctricas que

inducen a su vez el campomagntico. Y es que el hidrgeno,sometido a las altas presiones delinterior del planeta, pasa a un estadolquido en el que los electrones secomportan como si fueran libres, loque convierte al medio en un granconductor de la electricidad, de ahla denominacin de metlico.

La magnetosfera, regin dealc

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