Planetas

Saturno

Saturno es el segundo planeta ms grande del Sistema Solar y el nico con anillos visibles desde la Tierra. Se ve claramente achatado por los polos a causa de la rpida rotacin.La atmsfera es de hidrgeno, con un poco de helio y metano. Es el nico planeta que tiene una densidad menor que el agua. Si encontrsemos un ocano suficientemente grande, Saturno flotara.El color amarillento de las nubes tiene bandas de otros colores, como Jpiter, pero no tan marcadas. Cerca del ecuador de Saturno el viento sopla a 500 Km/h.Los anillos le dan un aspecto muy bonito. Tiene dos brillantes, A y B, y uno ms suave, el C. Entre ellos hay aberturas. La mayor es la Divisin de Cassini.Datos bsicosSaturnoLa Tierra

Tamao: radio ecuatorial60.268 km.6.378 km.

Distancia media al Sol1.429.400.000 km.149.600.000 km.

Da: periodo de rotacin sobre el eje 10,23 horas23,93 horas

Ao: rbita alrededor del Sol29,46 aos1 ao

Temperatura media superficial-125 C15 C

Gravedad superficial en el ecuador9,05 m/s29,78 m/s2

Cada anillo principal est formado por muchos anillos estrechos. Su composicin es dudosa, pero sabemos que contienen agua. Podran ser icebergs o bolas de nieve, mezcladas con polvo.En 1850, el astrnomo Edouard Roche estudiaba el efecto de la gravedad de los planetas sobre sus satlites, y calcul que, cualquier materia situada a menos de 2,44 veces el radio del planeta, no se podra aglutinar para formar un cuerpo, y, si ya era un cuerpo, se rompera.El anillo interior de Saturno, C, est a 1,28 veces el radio, y el exterior, el A, a 2,27. Los dos estn dentro del lmite de Roche, pero su origen todava no se ha determinado. Con la materia que contienen se podra formar una esfera de un tamao parecido al de la Luna.El origen de los anillos de Saturno no se conoce con exactitud. Podran haberse formado a partir de satlites que sufrieron impactos de cometas y meteoroides. Cuatrocientos aos despus de su descubrimiento, los impresionantes anillos de Saturno siguen siendo un misterio.La elaborada estructura de los anillos se debe a la fuerza de gravedad de los satlites cercanos, en combinacin con la fuerza centrfuga que genera la propia rotacin de Saturno.Las partculas que forman los anillos de Saturno tienen tamaos que van desde la medida microscpica hasta trozos como una casa. Con el tiempo, van recogiendo restos de cometas y asteroides. Si fuesen muy viejos, estaran oscuros por la acumulacin de polvo. El hecho que sean brillantes indica que son jvenes.

Las lunas de Saturno

Saturno tiene muchos satlites, quiz unos 200, de los cuales ms de 60 tienen rbitas confirmadas. Las recientes observaciones a travs del Telescopio Espacial Hubble (HST) y las fotos enviadas por el Voyager han mostrado cuatro o cinco cuerpos cerca de Saturno que podran ser nuevas lunas, pero todava no se ha confirmado.Los siete aos de viaje de la sonda Cassini tambin han dado sus frutos. La NASA inform en agosto de 2004 que la sonda haba descubierto dos nuevas lunas en los anillos de Saturno, con lo cual, suman 33, de momento.La densidad de los satlites de Saturno es muy baja y, adems, reflejan mucha luz. Esto hace pensar que la meteria ms abundante es el agua congelada, casi un 70%, y el resto son rocas.Satlites de Saturno Radio (km)Distancia (km)

Pan9.655133,583

Atlas20x15137,640

Prometeo72.5x42.5x32.5139,350

Pandora57x42x31141,700

Epimeteo72x54x49151,422

Jano98x96x75151,472

Mimas196185,520

Enclado250238,020

Tetis530294,660

Telesto17x14x13294,660

Calipso17x11x11294,660

Dione560377,400

Helena18x16x15377,400

Rea765527,040

Titn2,5751,221,850

Hiperin205x130x1101,481,000

Japeto7303,561,300

Febe11012,952,000

Titn:Esta luna es el mayor de los satlites de Saturno y el segundo de todo el Sistema Solar, con un dimetro de 5.150 Km.Titn tiene una atmsfera ms densa que la de La Tierra, formada por nitrgeno e hidrocarburos que le dan un color naranja. Gira alrededor de Saturno a 1.222.000 Km., en poco menos de 16 das.Rea:Tiene 1.530 Km. de dimetro y gira a 527.000 Km. de Saturno cada cuatro das y medio. Tiene un pequeo ncleo rocoso. El resto es un ocano de agua helada, con temperaturas que van de los 174 a los 220 C bajo cero.Los crteres provocados por los meteoritos duran poco, porque el agua se vuelve a helar y los borra.Japeto:Es uno de los satlites ms estraos. Tiene una densidad semejante a la de Rea, pero su aspecto es muy diferente, porque tiene una cara oscura y otra clara.La cara oscura es, probablemente, material de un antiguo meteorito. Su dimetro es de 1.435 Km. y gira muy lejos, a 3.561.000 Km. de Saturno en 79 das y un tercio.

Dione y Tetisson otros dos grandes satlites de Saturno que tienen rbitas cercanas y tamaos similares. Dione, a la izquierda, tiene 1.120 Km. de dimetro, mientras que Tetis a la derecha, tiene 1.048. La primera gira a 377.000 Km. y la segunda a 295.000.jpiter

Es el planeta ms grande del Sistema Solar, tiene ms materia que todos los otros planetas juntos y su volumen es mil veces el de la Tierra.Jpiter tiene un tenue sistema de anillos, invisible desde la Tierra. Tambin tiene muchos satlites. Cuatro de ellos fueron descubiertos por Galileo en 1610. Era la primera vez que alguien observaba el cielo con un telescopio.Jpiter tiene una composicin semejante a la del Sol, formada por hidrgeno, helio y pequeas cantidades de amonaco, metano, vapor de agua y otros compuestos.La rotacin de Jupiter es la ms rpida entre todos los planetas y tiene una atmsfera compleja, con nubes y tempestades. Por ello muestra franjas de diversos colores y algunas manchas.Datos bsicosJpiterLa Tierra


Distancia media al Sol778.330.000 km.149.600.000 km.





La Gran Mancha Roja de Jupiter es una tormenta mayor que el dimetro de la Terra. Dura desde hace 300 aos y provoca vientos de 400 Km/h.Los anillos de Jupiter son ms simples que los de Saturno. Estn formados por partculas de polvo lanzadas al espacio cuando los meteoritos chocan con las lunas interiores de Jpiter.Tanto los anillos como las lunas de Jpiter se mueven dentro de un enorme globo de radiacin atrapado en la magnetosfera, el campo magntico del planeta.Este enorme campo magntico, que slo alcanza entre los 3 y 7 millones de km. en direccin al Sol, se proyecta en direccin contraria ms de 750 millones de km., hasta llegar a la rbita de Saturno.Las lunas de Jpiter

Hace 400 aos, Galileo dirigi su telescopio rudimentario hacia Jpiter y vi que lo acompaaban tres puntitos. Continu mirando y, cuatro das ms tarde, descubri otro. No podian ser estrellas, porque haba observado que giraban alrededor del planeta. Eran satlites y, hasta entonces, no se conoca ningn otro planeta que los tuviera (salvo el nuestro, claro).Despus se han descubierto 12 lunas ms, todas pequeas, hasta completar un total de 16. Las naves Voyager estudiaron y fotografiaron el sistema de Jpiter en 1979. Despus, en 1996 se puso en marcha un nuevo proyecto que permitiria observar Jpiter y sus lunas una buena temporada. A este ambicioso proyecto, naturalmente, se le llamGalileo.Las observaciones realizadas por las sondas que se han acercado a Jpiter han permitido localizar otros muchos perqueos satlites de Jpiter. Hasta un total de 67 se haban descubierto en 2011 y, desde entonces, su nmero sigue en aumento.Satlites de Jpiter Radio (km)Distancia (km)

Metis20127,969

Adrastea12.5x10x7.5128,971

Amaltea135x84x75181,300

Tebe55x45221,895

Io1,815421,600

Europa1,569670,900

Ganimedes2,6311,070,000

Calisto2,4001,883,000

Leda811,094,000

Himalia9311,480,000

Lisitea1811,720,000

Elara3811,737,000

Ananke1521,200,000

Carm2022,600,000

Pasifae2523,500,000

Sinope1823,700,000

Ganmedes:Es el satlite ms grande de Jpiter y tambin del Sistema Solar, con 5.262 Km. de dimetro, mayor que Plutn y que Mercurio. Gira a unos 1.070.000 Km. del planeta en poco ms de siete das.Parece que tiene un ncleo rocoso, un manto de agua helada y una corteza de roca y hielo, con montaas, valles, crteres y rios de lava.Calisto:Tiene un dimetro de 4.800 km., casi igual que Mercurio, y gira a 1.883.000 Km. de Jpiter, cada 17 das. Es el satlite con ms crteres del Sistema Solar.Est formado, a partes iguales, por roca y agua helada. El ocano helado disimula los crteres. Es el que tiene la densidad ms baja de los cuatro satlites de Galileo.

Io:Io tiene 3.630 Km. de dimetro y gira a 421.000 Km. de Jpiter en poco ms de un da y medio. Su rbita se ve afectada por el campo magntico de Jpiter y por la proximidad de Europa y Ganmedes.Es rocoso, con mucha actividad volcnica. Su temperatura global es de -143C, pero hay una zona, un lago de lava, con 17C.Europa:Tiene 3.138 Km. de dimetro. Su rbita se sita entre Io y Ganmedes, a 671.000 Km. de Jupiter. Da una vuelta cada tres das y medio.El aspecto de Europa es el de una bola helada con lneas marcadas sobre la superficie del satlite. Probablemente son fracturas de la corteza que se han vuelto a llenar de agua y se han helado.Urano

Es el septimo planeta desde el Sol y el tercero ms grande del Sistema Solar. Urano es tambin el primero que se descubri gracias al telescopio, en 1781.La atmsfera de Urano est formada por hidrgeno, metano y otros hidrocarburos. El metano absorbe la luz roja, por eso refleja los tonos azules y verdes.Urano est inclinado de manera que el ecuador hace casi ngulo recto, 98 , con la trayectoria de la rbita. Esto hace que en algunos momentos la parte ms caliente, encarada al Sol, sea uno de los polos.Su distancia al Sol es el doble que la de Saturno. Est tan lejos que, desde Urano, el Sol parece una estrella ms. Aunque, mucho ms brillante que las otras.Datos bsicosUranoLa Tierra



Dia: periodo de rotacin sobre el eje 17,9 horas23,93 horas




Urano, descubierto por William Herschel en 1781, es visible sin telescopio. Seguro que alguien lo haba visto antes, pero la enorme distancia hace que brille poco y se mueva lentamente. Adems, hay ms de 5.000 estrellas ms brillantes que l.La inclinacin sorprendente de Urano provoca un efecto curioso: su campo magntico se inclina 60 en relacin al eje y la cola tiene forma de tirabuzn, a causa de la rotacin del planeta.

En 1977 se descubrieron los 9 primeros anillos de Urano. En 1986, la visita de la nave Voyager permiti medir y fotografiar los anillos, y descubrir dos nuevos.Los anillos de Urano son distintos de los de Jpiter y Saturno. El exterior, Epsilon est formado por grandes rocas de hielo y tiene color gris. Parece que hay otros anillos, o fragmentos, no muy amplios, de unos 50 metros.Las lunas de Urano

En el cielo de Urano no hay planetas brillantes. Saturno, el ms cercano, parece una estrella plida. Claro: Saturno est tan lejos de Urano como de la Tierra y, adems, en direccin al SolPero hay cinco objetos que brillan ms que Saturno. Son las cinco lunas grandes.Adems, Urano tiene otros 10 satlites con dimetros por debajo de los 170 Km, que giran cerca del planeta entre 25.000 y 60.000 Km de la superficie. Los ltimos descubrimientos (agosto 2004) revelan la existencia de otros pequeos satlites, hasta un total de 27.Satlites de Urano Radio (km)Distancia (km)

Cordelia1349,750

Ofelia1653,760

Bianca2259,160

Crsida3361,770

Desdmona2962,660

Julieta4264,360V

Porcia5566,100

Rosalinda2769,930

Belinda3475,260

Puck7786,010

Miranda235.8129,780

Ariel578.9191,240

Umbriel584.7265,970

Titania788.9435,840

Obern761.4582,600

Titania:Es la luna ms grande de Urano, con 1.580 Km. de dimetro. Est cubierta por pequeos crteres y rocas muy rugosas, con fallas que indican que las fuerzas internas han moldeado su superficie.Su rbita pasa a 436.000 Km. del centro de Urano. Da una vuelta al planeta cada 8 das y 17 horas.

Obern:Se caracteriza por una superficie helada, cubierta de crteres, algunos de un tamao considerable. Tiene reflejos brillantes en algunos lugares, igual que Calisto, la luna de Jpiter.Su dimetro es de 1.523 Km. y gira alrededor de Urano a una distancia media de 582.600 Km. en 13 das y 11 horas.Neptuno

Es el planeta ms exterior de los gigantes gaseosos y el primero que fue descubierto, en septiembre de 1846, gracias a predicciones matemticas.El interior de Neptuno es roca fundida con agua, metano y amonaco lquidos. El exterior es hidrgeno, helio, vapor de agua y metano, que le da el color azul.Neptuno es un planeta dinmico, con manchas que recuerdan las tempestades de Jpiter. La ms grande, la Gran Mancha Oscura, tena un tamao similar al de la Tierra, pero en 1994 desapareci y se ha formado otra.Los vientos ms fuertes de cualquier planeta del Sistema Solar son los de Neptuno. Muchos de ellos soplan en sentido contrario al de rotacin. Cerca de la Gran Mancha Oscura se han medido vientos de 2.000 Km/h.Datos bsicosNeptunoLa Tierra






Gravedad superficial en el ecuador11 m/s29,78 m/s2

La nave Voyager II se acerc a Neptuno el ao 1989 y lo fotografi. Descubri seis de las ocho lunas que tiene y confirm la existencia de anillos.

Neptuno tiene un sistema de cuatro anillos estrechos, delgados y muy tenues, difciles de distingir con los telescopios terrestres. Se han formado a partir de partculas de polvo, arrancadas de las lunas interiores por los impactos de meteoritos pequeos.En la atmsfera de Neptuno se llega a temperaturas cercanas a los 260 C bajo cero. Las nubes, de metano congelado, cambian con rapidez. La foto de la derecha muestra los cambios que detect el Voyager II en un periodo de slo 18 horas.La distancia que nos separa de Neptuno se puede entender mejor con dos datos: una nave ha de hacer un viaje de doce aos para llegar y, desde all, sus mensajes tardan ms de cuatro horas para volver a la Tierra.Las lunas de Neptuno

Desde Neptuno, el Sol est muy lejos, 30 veces ms que la Tierra, y slo parece un puntito muy brillante. Todos los dems planetas estn entre l y el Sol, a distancias enormes, de manera que no se ven.Pero Neptuno guardaba una sorpresa. El 10 de octubre de 1846, menos de tres semanas despus del descubrimiento de Neptuno, el astrnomo William Lassell descubri que tena un satlite, y brillaba ms que los dos satlites de Urano conocidos hasta entonces.Hasta agosto de 2004 se haban descubierto un total de 13 satlites de Neptuno.Satlites de Neptuno Radio (km)Distancia (km)

Nyade2948,000

Thalassa4050,000

Despina7452,500

Galatea7962,000

Larisa104x8973,600

Proteo200117,600

Tritn1,350354,800

Nereida1705,513,400

Tritn:Tiene un dimetro de 2.700 Km. y gira a 355.000 Km. de Neptuno en poco menos de 6 das.Dos caractersticas lo hacen especial: es el nico satlite grande que gira en direccin contraria a la rotacin de su planeta y es el objecto del Sistema Solar donde se ha medido la temperatura media ms fra, 235 C bajo cero.

Su rbita est inclinada unos 30 con respecto al plano de la rbita de Neptuno alrededor del Sol. Se cree que se compone aproximadamente en una cuarta parte por hielo y en tres cuartas partes por roca.Cuando fue capturado por la gravedad de Neptuno y forzado a describir una rbita elptica en torno al planeta, Tritn rotaba sobre su eje a mucha ms velocidad de lo que lo hace actualmente. Durante unos mil millones de aos, la gravedad de Neptuno fren la rotacin de Tritn y lo llev a describir una rbita circular.Su superficie tiene pocos crteres, pero abundantes grietas. Tambin presenta llanuras heladas y accidentes geogrficos semejantes a volcanes con dimetros de hasta 200 km. Hay giseres que arrojan chorros oscuros a la tenue atmsfera. Esto puede deberse a que la luz del Sol vaporiza nitrgeno lquido situado bajo la superficie.

Planetas rocosos:Mercurio

Es el planeta ms cercano al Sol y el segundo ms pequeo del Sistema Solar. Mercurio es menor que la Tierra, pero ms grande que la Luna.Si nos situsemos sobre Mercurio, el Sol nos parecera dos veces y media ms grande. El cielo, sin embargo, lo veramos siempre negro, porque no tiene atmsfera que pueda dispersar la luz.Los romanos le pusieron el nombre del mensajero de los dioses porque se mova ms rpido que los dems planetas. Da la vuelta al Sol en menos de tres meses. En cambio, Mercurio gira lentamente sobre su eje, una vez cada 58 das y medio. Antes lo haca ms rpido, pero la influencia del Sol le ha ido frenando.Datos bsicosMercurioLa Tierra



Dia: periodo de rotacin sobre el eje 1.404 horas23,93 horas

Ao: rbita alrededor del Sol87,97 dias365,256 dias

Temperatura media superficial179 C15 C


Cuando un lado de Mercurio est de cara al Sol, llega a temperaturas superiores a los 425 C. Las zonas en sombra bajan hasta los 170 bajo cero. Los polos se mantienen siempre muy fros. Esto lleva a pensar que puede haber agua (congelada, claro).

La superficie de Mercurio es semejante a la de la Luna. El paisaje est lleno de crteres y grietas, en medio de marcas ocasionadas por los impactos de los meteoritos.La presencia de campo magntico indica que Mercurio tiene un ncleo metlico, parcialmente lquido. Su alta densidad, la misma que la de la Tierra, indica que este ncleo ocupa casi la mitad del volumen del planeta.Venus

Es el segundo planeta del Sistema Solar y el ms semejante a La Tierra por su tamao, masa, densidad y volumen. Los dos se formaron en la misma poca, a partir de la misma nebulosa.Sin embargo, es diferente de la Tierra. No tiene ocanos y su densa atmsfera provoca un efecto invernadero que eleva la temperatura hasta los 480 C. Es abrasador.Los primeros astrnomos pensaban que Venus eran dos cuerpos diferentes porque, unas veces se ve un poco antes de salir el Sol y, otras, justo despus de la puesta.Venus gira sobre su eje muy lentamente y en sentido contrario al de los otros planetas. El Sol sale por el oeste y se pone por el este, al revs de lo que ocurre en La Tierra. Adems, el da en Venus dura ms que el ao.Datos bsicosVenusLa Tierra



Dia: periodo de rotacin sobre el eje -243 das23,93 horas

Ao: rbita alrededor del Sol224,7 das365,256 das

Temperatura media superficial482 C15 C


La superficie de Venus es relativamente joven, entre 300 y 500 millones de aos. Tiene amplsimas llanuras, atravesadas por enormes rios de lava, y algunas montaas.

Venus tiene muchos volcanes. El 85% del planeta est cubierto por roca volcnica. La lava ha creado surcos, algunos muy largos. Hay uno de 7.000 km.En Venus tambin hay crteres de los impactos de los meteoritos. Slo de los grandes, porque los pequeos se deshacen en la espesa atmsfera.Las fotos muestran el terreno brillante, como si estuviera mojado. Pero Venus no puede tener agua lquida, a causa de la elevada temperatura. El brillo lo provocan compuestos metlicos.

En marzo de 1982, la nave rusa Venera 13 resisti durante dos horas, enviando imgenes como sta. En la parte inferior derecha se ve un trozo de la nave sobre el planeta Venus. La Tierra

Es nuestro planeta y el nico habitado. Est en la ecosfera, un espacio que rodea al Sol y que tiene las condiciones necesarias para que exista vida.La Tierra es el mayor de los planetas rocosos. Eso hace que pueda retener una capa de gases, la atmsfera, que dispersa la luz y absorbe calor. De da evita que la Tierra se caliente demasiado y, de noche, que se enfre.Siete de cada diez partes de la superficie terrestre estn cubiertas de agua. Los mares y ocanos tambin ayudan a regular la temperatura. El agua que se evapora forma nubes y cae en forma de lluvia o nieve, formando rios y lagos. En los polos, que reciben poca energa solar, el agua se hiela y forma los casquetes polares. El del sur s ms grande y concentra la mayor reserva de agua dulce.La Tierra no es una esfera perfecta, sino que tiene forma de pera. Clculos basados en las perturbaciones de las rbitas de los satlites artificiales revelan que el ecuador se engrosa 21 km; el polo norte est dilatado 10 m y el polo sur est hundido unos 31 metros.Datos bsicosLa TierraOrden

Tamao: radio ecuatorial6.378 km.5

Distancia media al Sol149.600.000 km.3.

Dia: periodo de rotacin sobre el eje 23,93 horas5.

Ao: rbita alrededor del Sol365,256 dias3.

Temperatura media superficial15 C7.

Gravedad superficial en el ecuador9,78 m/s25.

Formacin de la TierraLa Tierra se form hace unos 4.650 millones de aos, junto con todo el Sistema Solar. Aunque las piedras ms antiguas de la Tierra no tienen ms de 4.000 millones de aos, los meteoritos, que se corresponden geolgicamente con el ncleo de la Tierra, dan fechas de unos 4.500 millones de aos, y la cristalizacin del ncleo y de los cuerpos precursores de los meteoritos, se cree que ocurri al mismo tiempo, unos 150 millones de aos despus de formarse la Tierra y el Sistema Solar.

Despus de condensarse a partir del polvo csmico y del gas mediante la atraccin gravitacional, la Tierra era casi homognea y bastante fra. Pero la continuada contraccin de materiales y la radiactividad de algunos de los elementos ms pesados hizo que se calentara.Despus, comenz a fundirse bajo la influencia de la gravedad, produciendo la diferenciacin entre la corteza, el manto y el ncleo, con los silicatos ms ligeros movindose hacia arriba para formar la corteza y el manto y los elementos ms pesados, sobre todo el hierro y el nquel, cayendo hacia el centro de la Tierra para formar el ncleo.Al mismo tiempo, la erupcin de los numerosos volcanes, provoc la salida de vapores y gases voltiles y ligeros. Algunos eran atrapados por la gravedad de la Tierra y formaron la atmsfera primitiva, mientras que el vapor de agua condensado form los primeros ocanos.Magnetismo de la TierraEl magnetismo terrestre significa que la Tierra se comporta como un enorme imn. El fsico ingls William Gilbert fue el primero que lo seal, en 1600, aunque los efectos del magnetismo terrestre se haban utilizado mucho antes en las brjulas primitivas.

La Tierra est rodeada por un potente campo magntico, como si el planeta tuviera un enorme imn en su interior cuyo polo sur estuviera cerca del polo norte geogrfico y viceversa. Por paralelismo con los polos geogrficos, los polos magnticos terrestres reciben el nombre de polo norte magntico y polo sur magntico, aunque su magnetismo real sea opuesto al que indican sus nombres.El polo norte magntico se sita hoy cerca de la costa oeste de la isla Bathurst en los Territorios del Noroeste en Canad. El polo sur magntico est en el extremo del continente antrtico en Tierra Adelia.Las posiciones de los polos magnticos no son constantes y muestran notables cambios de ao en ao. Las variaciones en el campo magntico de la Tierra incluyen el cambio en la direccin del campo provocado por el desplazamiento de los polos. Esta es una variacin peridica que se repite cada 960 aos. Tambin existe una variacin anual ms pequea.Estructura de la Tierra

La corteza del planeta Tierra est formada por placas que flotan sobre el manto, una capa de materiales calientes y pastosos que, a veces, salen por una grieta formando volcanes.La densidad y la presin aumentan hacia el centro de la Tierra. En el ncleo estn los materiales ms pesados, los metales. El calor los mantiene en estado lquido, con fuertes movimientos. El ncleo interno es slido.Las fuerzas internas de la Tierra se notan en el exterior. Los movimientos rpidos originan terremotos. Los lentos forman plegamientos, como los que crearon las montaas.El rpido movimiento rotatorio y el ncleo metlico generan un campo magntico que, junto a la atmosfera, nos protege de las radiaciones nocivas del Sol y de las otras estrellas.Capas de la TierraDesde el exterior hacia el interior podemos dividir la Tierra en cinco partes:Atmsfera:Es la cubierta gaseosa que rodea el cuerpo slido del planeta. Tiene un grosor de ms de 1.100 km, aunque la mitad de su masa se concentra en los 5,6 km ms bajos.Hidrosfera:Se compone principalmente de ocanos, pero en sentido estricto comprende todas las superficies acuticas del mundo, como mares interiores, lagos, ros y aguas subterrneas. La profundidad media de los ocanos es de 3.794 m, ms de cinco veces la altura media de los continentes.Litosfera:Compuesta sobre todo por la corteza terrestre, se extiende hasta los 100 km de profundidad. Las rocas de la litosfera tienen una densidad media de 2,7 veces la del agua y se componen casi por completo de 11 elementos, que juntos forman el 99,5% de su masa. El ms abundante es el oxgeno, seguido por el silicio, aluminio, hierro, calcio, sodio, potasio, magnesio, titanio, hidrgeno y fsforo. Adems, aparecen otros 11 elementos en cantidades menores del 0,1: carbono, manganeso, azufre, bario, cloro, cromo, flor, circonio, nquel, estroncio y vanadio. Los elementos estn presentes en la litosfera casi por completo en forma de compuestos ms que en su estado libre.

La litosfera comprende dos capas, la corteza y el manto superior, que se dividen en unas doce placas tectnicas rgidas. El manto superior est separado de la corteza por una discontinuidad ssmica, la discontinuidad de Mohorovicic, y del manto inferior por una zona dbil conocida como astenosfera. Las rocas plsticas y parcialmente fundidas de la astenosfera, de 100 km de grosor, permiten a los continentes trasladarse por la superficie terrestre y a los ocanos abrirse y cerrarse.Manto:Se extiende desde la base de la corteza hasta una profundidad de unos 2.900 km. Excepto en la zona conocida como astenosfera, es slido y su densidad, que aumenta con la profundidad, oscila de 3,3 a 6. El manto superior se compone de hierro y silicatos de magnesio como el olivino y el inferior de una mezcla de xidos de magnesio, hierro y silicio.Ncleo:Tiene una capa exterior de unos 2.225 km de grosor con una densidad relativa media de 10 Kg por metro cbico. Esta capa es probablemente rgida, su superficie exterior tiene depresiones y picos. Por el contrario, el ncleo interior, cuyo radio es de unos 1.275 km, es slido. Ambas capas del ncleo se componen de hierro con un pequeo porcentaje de nquel y de otros elementos. Las temperaturas del ncleo interior pueden llegar a los 6.650 C y su densidad media es de 13. Su presin (medida en GigaPascal, GPa) es millones de veces la presin en la superficie.El ncleo interno irradia continuamente un calor intenso hacia afuera, a travs de las diversas capas concntricas que forman la porcin slida del planeta. La fuente de este calor es la energa liberada por la desintegracin del uranio y otros elementos radiactivos. Las corrientes de conveccin dentro del manto trasladan la mayor parte de la energa trmica de la Tierra hasta la superficie.

Movimientos de la Tierra

La rbita de la Tierra es elptica: hay momentos en que se encuentra ms cerca del Sol y otros en que est ms lejos. Adems, el eje de rotacin del planeta est un poco inclinado respecto al plano de la rbita. Al cabo del ao parece que el Sol sube y baja.El camino aparente del Sol se llama eclptica, y pasa sobre el ecuador de la Tierra a principios de la primavera y del otoo. Estos puntos son los equinocios. En ellos el da y la noche duran igual. Los puntos de la eclptica ms alejados del ecuador se llaman solsticios, y sealan el principio del invierno y del verano.Cerca de los solsticios, los rayos solares caen ms verticales sobre uno de los dos hemisferios y lo calientan ms. Es el verano. Mientras, el otro hemisferio de la Tierra recibe los rayos ms inclinados, han de atravesar ms trozo de atmosfera y se enfran antes de llegar a tierra. Es el invierno.

Al igual que todo el Sistema Solar, la Tierra se mueve por el espacio a unos 20,1 km/s o 72,360 km/h hacia la constelacin de Hrcules. Sin embargo, la Va Lctea como un todo, se mueve hacia la constelacin de Leo a 600 km/s.Traslacin:La Tierra y la Luna giran juntas en una rbita elptica alrededor del Sol. La excentricidad de la rbita es pequea, tanto que la rbita es prcticamente un crculo. La circunferencia aproximada de la rbita de la Tierra es de 938.900.000 km y nuestro planeta viaja a lo largo de ella a una velocidad de unos 106.000 km/h.Rotacin:La Tierra gira sobre su eje una vez cada 23 horas, 56 minutos y 4,1 segundos. Por lo tanto, un punto del ecuador gira a poco ms de 1.600 km/h y un punto de la Tierra a 45 de altitud N, gira a unos 1.073 km/h.Otros movimientos:Adems de estos movimientos primarios, hay otros componentes en el movimiento total de la Tierra como laprecesinde los equinoccios y lanutacin, una variacin peridica en la inclinacin del eje de la Tierra provocada por la atraccin gravitacional del Sol y de la Luna.Meteoritos

La palabra meteorito significa fenmeno del cielo y describe la luz que se produce cuando un fragmento de materia extraterrestre entra a la atmosfera de la Tierra y se desintegra.La palabra meteoroide se aplica a la propia partcula, sin hacer referencia al fenmeno que se produce cuando entra a la atmosfera. Hay muchsimos meteoroides y pocos meteoritos. Algunos de los meteoritos que se han estudiado parece que venan de la Luna y otros de Marte. La mayora, sin embargo, son fragmentos de asteroides o de cometas.Tambin hay corrientes de meteoroides, que se han formado por la desintegracin de ncleos de cometas. Cuando coinciden con la Tierra se origina una lluvia de meteoritos (o, si es muy intensa, una tempestad) que puede durar unos cuantos das.

Cada da entran en la atmsfera terrestre una gran cantidad de meteoroides, varios cientos de toneladas de materia. Pero la mayora son muy pequeos. Slo los grandes alcanzan la superficie para convertirse en meteoritos. El mayor meteorito encontrado (Hoba, en Namibia) pesa 60 toneladas.Los meteoroides entran en la atmsfera a una velocidad media que oscila entre 10 y 70 km/s. Los pequeos y medianos se frenan rpidamente hasta unos cientos de km/hora debido a la friccin, y cuando caen a tierra (si llegan) lo hacen con poca fuerza. Solamente los grandes conservan la velocidad suficiente para dejar un crter.Hay tres clases de meteoritos: los litosideritos estan formados por materiales rocosos y hierro. Constituyen apenas un uno por ciento de los meteoritos. Los meteoritos rocosos, formados solamente por rocas, son los ms abundantes. Los meteoritos ferrosos, un 6% del total, contienen gran cantidad de hierro.El estudio de meteoritos revela datos interesantes. Son buenos ejemplos de la materia primitiva del Sistema Solar, aunque en algunos casos sus propiedades han sido alteradas.El nico hierro que conocan los humanos antes de inventar la forja provena de los meteoritos. Los minerales terrestres que contienen hierro no tienen resistencia. El hierro extraterrestre nos puso en la pista de la metalrgia.Algunas catstrofes del pasado pueden haber sido causadas por meteoritos, como la extincin de los dinosaurios del Cretaceo, hace 65 millones de aos, provocada por la cada de un meteorito de unos 10 Km. de dimetro. O, al menos, as lo creen algunos astrnomos.La Luna

La luna es el nico satlite natural de la Tierra y el nico cuerpo del Sistema Solar que podemos ver en detalle a simple vista o con instrumentos sencillos.La Luna refleja la luz solar de manera diferente segn donde se encuentre. Gira alrededor de la Tierra y sobre su eje en el mismo periodo: 27 dias, 7 horas y 43 minutos. Esto hace que nos muestre siempre la misma cara.No tiene atmosfera ni agua, por eso su superficie no se deteriora con el tiempo, si no es por el impacto ocasional de algn meteorito. La Luna se considera fosilizada.El 20 de julio de 1969, Neil Armstrong se convirti en el primer hombre que pisaba la Luna, formando parte de la misin Apollo XI. Los proyectos lunares han recogido cerca de 400 kg. de muestras que los cientficos analizan.Datos bsicosLa LunaLa Tierra


Distancia media a La Tierra384.403 km.-

Da: periodo de rotacin sobre el eje27,32 das23,93 horas

rbita alrededor de La Tierra27,32 das-

Temperatura media superficial (dia)107 C15 C

Temperatura media superficial (noche) -153 C


Caractersticas de la LunaLa Luna describe su rbita alrrededor de la Tierra a una distancia media de 384.403 km y a una velocidad media de 3.700 km/h. Aunque aparece brillante a simple vista, slo refleja en el espacio alrededor del 7% de la luz que recibe del Sol. Este poder de reflexin, o albedo, es similar al del polvo de carbn.Los observadores antiguos crean que las regiones oscuras de su superficie eran ocanos, dndole el nombre latino de "mare", que todava usamos. Las regiones ms brillantes se consideraban continentes.Desde el renacimiento, los telescopios han revelado numerosos detalles de la superficie lunar, y las naves espaciales han contribuido todava ms a este conocimiento. Hoy sabemos que la Luna tiene crteres, cadenas de montaas, llanuras o mares, fracturas, cimas, fisuras lunares y radios.

El mayor crter es el llamado Bailly, de 295 km de dimetro y 3.960 m de profundidad. El mar ms grande es el Mare Imbrium (mar de las Lluvias), de 1.200 km de dimetro. Las montaas ms altas, en las cordilleras Leibniz y Doerfel, cerca del polo sur, tienen cimas de hasta 6.100 m de altura, comparables a la cordillera del Himalaya.El origen de los crteres lunares se ha debatido durante mucho tiempo. Los estudios muestran que la mayor parte se formaron por impactos de meteoritos que viajaban a gran velocidad o de pequeos asteroides, sobre todo durante la era primaria de la historia lunar, cuando el Sistema Solar contena todava muchos de estos fragmentos. Sin embargo, algunos crteres, fisuras lunares y cimas presentan caractersticas que son indiscutiblemente de origen volcnico.La Luna, fases y eclipsesEl movimiento de la Luna en su rbita alrededor de la Tierra hace que el Sol la ilumine de distinta forma, segn la posicin. En algunas ocasiones, el Sol, la Tierra y la Luna se encuentran alineados. Las fases de la luna determinaron, desde la antigedad, la medida del tiempo, mientras que los eclipses se tomaron como acontecimientos espectaculares y trascendentes.Las fases de la Luna

Dado que la Luna gira alrededor de la Tierra (es su nico satlite), la luz del Sol le llega desde posiciones diferentes, que se repiten en cada vuelta. Cuando ilumina toda la cara que vemos se llama luna llena. Cuando no la vemos en el cielo es la fase de luna nueva. Entre estas dos fases slo se ve un trozo de la luna, un cuarto creciente o un cuarto menguante.Las primeras civilizaciones ya medan el tiempo contando las fases de la Luna. Una semana es lo que dura cada fase, y un mes, aproximadamente, todo el ciclo.Eclipse de Sol, eclipse de Luna

A veces, el Sol, la Luna y la Tierra se sitan formando una lnea recta. Entonces se producen sombras, de forma que la de la Tierra cae sobre la Luna o al revs. Son los eclipses.Cuando la Luna pasa por detrs y se sita a la sombra de la Tierra, se produce un Eclipse Lunar (dibujo, izquierda). Cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol, lo tapa y se produce un Eclipse Solar (dibujo, derecha).Si un astro llega a ocultar totalmente al otro, el eclipse es total, si no, es parcial. Algunes veces la Luna se pone delante del Sol, pero nicamente oculta el centro. Entonces el eclipse tiene forma anular, de anillo.Marte

Es el cuarto planeta del Sistema Solar. Conocido como el planeta rojo por sus tonos rosados, los romanos lo identificaban con la sangre y le pusieron el nombre de su dios de la guerra.El planeta Marte tiene una atmsfera muy fina, formada principalmente por dixido de carbono, que se congela alternativamente en cada uno de los polos. Contiene slo un 0,03% de agua, mil veces menos que la Tierra.Los estudios demuestran que Marte tuvo una atmsfera ms compacta, con nubes y precipitaciones que formaban rios. Sobre la superficie se adivinan surcos, islas y costas. Las grandes diferencias de temperatura provocan vientos fuertes. La erosin del suelo ayuda a formar tempestades de polvo y arena que degradan todava ms la superficie.Datos bsicosMarteLa Tierra



Dia: periodo de rotacin sobre el eje 24,62 horas23,93 horas

Ao: rbita alrededor del Sol686,98 das365,256 das



Antes de la exploracin espacial, se pensaba que poda haber vida en Marte. Las observaciones demuestran que no tiene, aunque podra haberla tenido en el pasado.En las condiciones actuales, Marte es estril, no puede tener vida. Su suelo es seco y oxidante, y recibe del Sol demasiados rayos ultravioletas.Cuando se halla ms cerca de la Tierra, a unos 55 millones de kilmetros, Marte es, despus de Venus, el objeto ms brillante en el cielo nocturno. Puede observarse ms fcilmente cuando se forma la lnea Sol-Tierra-Marte (cuando est en oposicin) y se encuentra cerca de la Tierra, cosa que ocurre cada 15 aos.El tono rojizo de su superficie se debe a la oxidacin o corrosin. Las zonas oscuras estn formadas por rocas similares al basalto terrestre, cuya superficie se ha erosionado y oxidado. Las regiones ms brillantes parecen estar compuestas por material semejante, pero contienen partculas ms finas, como el polvo.

A causa de la inclinacin de su eje y la excentricidad de su rbita, los veranos son cortos y calurosos y los inviernos largos y fros. Enormes casquetes brillantes, en apariencia formados por escarcha o hielo, sealan las regiones polares del planeta.Se ha seguido el ciclo estacional de Marte durante casi dos siglos. En el otoo marciano se forman nubes brillantes sobre el polo correspondiente. Una fina capa de dixido de carbono se deposita sobre el casquete polar durante el otoo y el invierno, al final del cual el casquete polar puede descender a latitudes de 45. En primavera y al final de la larga noche polar, la parte estacional se va deshaciendo y muestra el casquete helado del invierno, que es permanente.Adems de las nubes de dixido de carbono helado, en el planeta hay otros tipos de nubes. Se observan neblinas y nubes de hielo a gran altitud. Estas ltimas son el resultado del enfriamiento asociado con las masas de aire que se alzan por encima de obstculos elevados. Durante los veranos del sur son especialmente notables extensas nubes amarillas compuestas de polvo levantado por los vientos.Las lunas de MarteMarte tiene dos satlites, Fobos y Deimos. Son pequeos y giran rpido cerca del planeta. Esto dificult su descubrimiento a travs del telescopio.Fobos

Fobos tiene poco ms de 27 Km. por el lado ms largo. Gira a 9.380 Km. del centro, es decir, a menos de 6.000 Km. de la superficie de Marte, cada 7 horas y media. Deimos es la mitad de Fobos y gira a 23.460 Km. del centro en poco ms de 30 horas.La caracteristica mas sobresaliente de Fobos es el crter Stickney, que mide 10 km de dimetro. Su superficie est plagada de surcos de poca profundidad, que tienen una anchura entre 100 y 200 metros, y una profundidad de 20 o 30 metros.Los pequeos fosos con bordes levantados, aliniados en formaciones paralelas, podran ser puntos en que el gas escap del hielo subterraneo a travs de fisuras. Fobos pudo haberse manifestado entonces como un cometa.

El enorme crter de Fobos fue producido por un choque que estuvo a punto de destruirlo por completo. El periodo orbital de Fobos se est reduciendo paulatinamente. Por eso, desciende hacia la superficie marciana 9 metros por siglo, lo que significa que terminar colisionando con el planeta Marte dentro de unos 40 millones de aos.Deimos

Deimos parece ser relativamente liso cuando se contempla a distancia. Sin embargo, en la realidad est salpicado de pequeos crteres rellenos de materiales finos. Sus dimensiones son de 16x12x10 km. A diferencia de Fobos, Deimos no tiene ni un solo crter mayor de 2,3 km de dimetro.El gran parecidoentre Fobos y Deimos con un determindo tipo de asteroides hace pensar que Marte ha captado dos de ellos, y ms si tenemos en cuenta que el cinturn principal de planetoides est un poco ms all de la orbita de Marte.Las pertubaciones generadas en Jpiter podran haber empujado algunos cuerpos menores hacia las regiones interiores del Sistema Solar, favoreciendo as el proceso de atraccin. Sin embargo, la forma de las rbitas de Fobos y Deimos son muy regulares y casi coincidentes con el plano ecuatorial de Marte, por lo que hacen improbable esta explicacin.

Otra hiptesis es que ambos satlites hayan nacido de la ruptura de un nico satlite orbital alrededor de Marte, como testimonia su forma. Pero an en el caso de que hubieran surgido de un solo objeto partido por un impacto, sus orgenes se remontan a miles de millones de aos.Asteroides

Los asteroides son una serie de objetos rocosos o metlicos que orbitan alrededor del Sol, la mayora en el cinturn principal, entre Marte y Jpiter.Algunos asteroides, sin embargo, tienen rbitas que van ms all de Saturno, otros se acercan ms al Sol que la Tierra. Algunos han chocado contra nuestro planeta. Cuando entran en la atmosfera, se encienden y se transforman en meteoritos.A los asteroides tambin se les llama planetas menores. El ms grande es Ceres, con casi 1.000 Km. de dimetro. Despus, Vesta y Pallas, con 525. Se han encontrado 16 que superan los 240 Km., y muchos pequeos. Gaspra, el de la foto lateral, no llega a los 35 km de punta a punta, mientras que Ida, ms abajo, tiene unos 115 Km. En esta tabla se muestran los datos de algunos asteroides:Asteroide RadioDistancia media al SolDescubierto en

Ceres457 km.413.900.000 km.1801

Pallas261 km.414.500.000 km.1802

Vesta262 km.353.400.000 km.1807

Hygea215 km.470.300.000 km.1849

Eunomia136 km.395.500.000 km.1851

Psyche132 km.437.100.000 km.1852

Europa156 km.436.300.000 km.1858

Silvia136 km.512.500.000 km.1866

Ida58 x 23 km.270.000.000 km.1884

Davida168 km.475.400.000 km.1903

Interamnia167 km.458.100.000 km.1910

Gaspra17 x 10 km.205.000.000 km.1916

La masa total de todos los asteroides del Sistema Solar es mucho menor que la de la Luna. Los cuerpos ms grandes son ms o menos esfricos, pero los que tienen dimetros menores de 160 km tienen formas alargadas e irregulares. La mayora, independientemente de su tamao, tardan de 5 a 20 horas en completar un giro sobre su eje. Algunos asteroides tienen compaeros.

Pocos cientficos creen que los asteroides sean los restos de un planeta que result destruido. Lo ms probable es que ocupen el lugar en el Sistema Solar en donde se podra haber formado un planeta de tamao considerable, lo que no ocurri por las influencias disruptivas de Jpiter.Se cree que la mayora de los meteoritos recuperados en la Tierra son fragmentos de asteroides. Los asteroides, al igual que los meteoritos, se pueden clasificar en varios tipos:Las tres cuartas partes de los asteroides visibles desde la Tierra, incluido Ceres, pertenecen altipo C, y parecen estar relacionados con una clase de meteoritos cllamados "condritos carbonceos", que son los materiales ms antiguos del Sistema Solar, con una composicin que refleja la de las primitivas nebulosas solares.Los asteroides deltipo S, relacionados con los meteoritos ptreos-ferrosos, constituyen aproximadamente el 15% del total.Mucho ms raros son los objetos deltipo M, que corresponden por su composicin a los meteoritos ferrosos. Estn compuestos de una aleacin de hierro y nquel. Representan los ncleos de los cuerpos planetarios a los que los posteriores impactos despojaron de sus capas externas.

Unos pocos asteroides, entre ellosVesta, quiz estn relacionados con la clase ms extraa de meteoritos: losacondritos. Parecen tener en su superficie una composicin semejante a la lava terrestre. Por ello, los astrnomos estn razonablemente seguros de que Vesta, en algn momento de su historia, se reblandeci de forma parcial.El cinturn de asteroidesEntre las rbitas de Marte y Jpiter hay una regin de 550 millones de kilmetros en la que orbitan unos 20.000 asteroides. Algunos tienen incluso satlites a su alrededor.Los asteroides fueron descubiertos primero tericamente, tal como sucedi con el descubrimiento de Neptuno y Plutn. En 1776, el astrnomo alemn Johann D. Titius predijo la existencia de un planeta entre Marte y Jpiter.Descubriendo asteroides

En 1801 Giuseppe Piazi descubri un cuerpo celeste orbitando a la distancia predicha anteriormente. El tamao del objeto, bautizado comoCeres, era menor de lo esperado (1025 kilmetros), por lo que no se ajustaba completamente al modelo propuesto. Un ao Heinrich Olbers (1758-1840) descubri otro asteroide de similares caractersticas: Palas.En 1807, Heinrich Olbers sugiri que, en lugar de un planeta intermedio, existiesen ms cuerpos residuales de un planeta mucho mayor. Hoy sabemos que esto no fue as, sino que estos asteroides son cuerpos que no llegaron a agregarse durante los comienzos del Sistema Solar para formar un planeta, posiblemente debido a la enorme fuerza gravitatoria del cercano Jpiter.Las naves que han navegado a travs del cinturn de asteroides han demostrado que est prcticamente vaco y que las distancias que separan los unos de los otros son enormes. La probabilidad de encontar a uno es mnima.Los asteroides del cinturn se formaron, segn una teora, a partir de la destruccin de un planeta, un pequeo planeta. Habra que juntar 2.500 veces los asteroides conocidos para tener la masa de la Tierra.Segn otra teora, un grupo de unos 50 asteroides se formaron con el resto del Sistema Solar. Despus, las colisiones los han ido fragmentando.Dentro del cinturn hay lagunas, zonas donde no gira ningn asteroide, a causa de la influencia de Jpiter, el planeta gigante ms cercano.

Los llamadosasteroides Troyanosestn situados en dos nubes, una que gira 60 por delante de Jpiter, en el plano de su rbita, y la otra 60 por detrs.La distribucin espacial de los asteroides est condicionada por la presencia de Jpiter. La gravedad de este planeta gigante crea zonas resonantes en las que se acumulan los asteroides, como los troyanos.En la imagen se puede ver el asteroideCastaliafotografiado por el Telescopio Espacial Hubble en 12 posicionesPluton y mas alla

Plutn

Es el planeta ms pequeo (ahora, ex-planeta) y el que se aleja ms del Sol. Se descubri en 1930, pero est tan lejos que, de momento, tenemos poca informacin. Es el nico que todava no ha sido visitado por una nave terrestre.Generalmente, Plutn es el planeta ms lejano. Pero su rbita es muy excntrica y, durante 20 de los 249 aos que tarda en hacerla, est ms cerca del Sol que Neptuno.La rbita de Plutn tambin es la ms inclinada, 17. Por eso no hay peligro de que se encuentre con Neptuno. Cuando las rbitas se cruzan lo hacen cerca de los extremos. En vertical, les separa una distancia enorme.Hizo la mxima aproximacin en septiembre de 1989 y sigui en la rbita de Neptuno hasta marzo de 1999. Ahora se aleja y no volver a cruzar esta rbita hasta septiembre del 2226.En la Asamblea General de la Unin Astronmica Internacional (UAI) celebrada en Praga el 24 de agosto de 2006 se cre una nueva categora llamada plutoide, en la que se incluye a Plutn.Datos bsicosPlutnLa Tierra



Da: periodo de rotacin sobre el eje 153 horas23,93 horas


Temperatura media superficial-230 C *15 C


Plutn tiene, al menos, cuatro satlites pequeos y uno mayor, muy especial: Caronte. Mide 1.172 Km. de dimetro y est a menos de 20.000 Km. del planeta. Con el tiempo, la gravedad ha frenado sus rotaciones y ahora se presentan siempre la misma cara.De hecho, la rotacin de esta pareja es nica en el Sistema Solar. Parece que estuviesen unidos por una barra invisible y girasen alrededor de un centro situado en la barra, ms cercano a Plutn, que tiene 7 veces ms masa que Caronte. El telescopio Hubble capt estas tres imgenes que muestran la rotacin de Plutn.

Por su densidad, Plutn parece hecho de rocas y hielo. En cambio, su satlite es mucho ms ligero. Esta diferencia hace pensar que se formaron separadamente y, despus, se juntaron.Plutn tiene una fina atmsfera, formada por nitrgeno, metano y monxido de carbono, que se congela y cae sobre la superficie a medida que se aleja del Sol. La NASA prepara la misin Plutn Express para que llegue a Plutn en el 2008, antes que la atmsfera se congele. Sern un par de naves pequeas y rpidas que pasarn a menos de 15.000 Km. del planeta.La temperatura de Pluton puede variar mucho entre el punto de la rbita ms cercano al Sol y el ms lejano. La diferencia es de ms de 2.500 millones de Km.El cinturn de KuiperEn 1951 el astrnomo Gerard Kuiper postul que deba existir una especie de disco de proto-cometas en el plano del sistema solar, pasada la rbita de Neptuno, aproximadamente entre las 30 y 100 unidades astronmicas. De este cinturn provendran los cometas de corto perodo.

A partir de 1992, con el descubrimiento de 1992 QB1 y los otros muchos que le han seguido, se tuvo constancia real de la existencia de una enorme poblacin de pequeos cuerpos helados que orbitn ms all de la rbita del planeta Neptuno.Aunque los valores de las estimaciones son bastante variables, se calcula que existen al menos 70.000 objetos "transneptunianos" situados entre las 30 y 50 unidades astronmicas de distancia desde el Sol, con dimetros superiores a los 100 km.Ms all de las 50 UA es posible que existan ms cuerpos de este tipo, pero en todo caso su localizacion es muy dificil con las actuales tcnicas de deteccin. Las observaciones muestran tambin que se hallan confinados dentro de unos pocos grados por encima o por debajo del plano de la eclptica. Estos objetos se les conoce como KBOs (Kuiper Belt Objects).El estudio del cinturn de Kuiper es muy interesante porque contiene objetos muy primitivos, de las primeras fases de acrecin del sistema solar, y porque parece ser la fuente de los cometas de corto perodo, del mismo modo que la nube de Oort lo es para los de largo perodo.El cinturn de Kuiper dej de ser una simple hiptesis cuando a fines de agosto de 1992, con el telescopio de 2,2 metros de la Universidad de Hawaii, David Jewitt y Jane Luu descubran un lejano objeto de unos 280 km de dimetro denominado 1992 QB1. A este, sigui toda una serie de descubrimientos similares.Tras el descubrimiento de 1992 QB1, el estudio de los objetos transneptunianos se ha convertido en un campo de la astronoma de muy rpida evolucin, con grandes avances en el campo terico en los ltimos aos. El nmero de objetos descubiertos cada vez es mayor y poco a poco se van obteniendo nuevos conocimientos sobre su significado y caractersticas fsicas.

En 2003 se descubri Eris (2003 UB313), el planeta enano conocido de mayor masa, en el Cinturn de Kuiper. Probablemente fue arrastrado a la rbita lejana que ahora ocupa por la influencia gravitatoria de Neptuno, mientras se formaba el Sistema Solar. Tiene un satlite natural llamado Disnomia.Eris tiene una rbita muy excntrica que completa cada 557 aos. Ahora est casi a la mxima distancia posible del Sol, a unos 14.500 millones de kilmetros. Al igual que Plutn y su satlite Caronte, Elis tiene metano metano helado en su superficie. Son los tres nicos cuerpos del Cinturn de Kuiper donde se ha detectado, lo cual indica que debe ser extremadamente fro.Candidatos a planetas (transneptunianos)Los cientficos continuaron durante aos la bsqueda de un hipottico planeta X, que ocupara el lugar diez (X en nmeros romanos), el cual no se consigui localizar, pero cuya presencia justificara ciertas anomalas en la rbita de Plutn. De esta forma se descubrieron los Plutinos.Se denominan Plutinos a los objetos del Sistema Solar que, girando alrededor del Sol, se encuentran en resonancia orbital 3:2 con Neptuno, es decir, que completan dos rbitas alrededor del Sol en el tiempo en que Neptuno realiza exactamente tres. Se aplica este nombre por el planeta enano Pluton que tambin se encuentra en resonancia orbital 3:2 con Neptuno. El trmino "transneptunianos", ms general, se aplica a todos los cuerpos que se encuentran ms all de Neptuno.

Al igual que Pluton, estos objetos suelen tener rbitas bastante elpticas, comoEris(descrito en la pgina anterior), que a menudo cruzan el camino de Neptuno, aunque nunca se encuentran lo suficientemente cerca del planeta para que pueda llegar a existir un peligro de colisin. La razn radica en que, debido a la resonancia orbital, las posiciones entre ambos cuerpos se repiten cclicamente.Los plutinos son asteroides compuestos principalmente por hielo y un ncleo de materiales rocosos. Se calcula que aproximadamente el 40% de los objetos que se encuentran ms all de Neptuno son Plutinos, entre ellos el propio planeta Pluton. Basndose en extrapolaciones sobre la superficie explorada, se estima que existen ms de 10.000 plutinos con dimetro superior a los 100 km.Desde Plutn hasta la heliopausa hay muchsima distancia, ocupada por cuerpos de distintos tamaos, muy difciles de detectar. Sin embargo, los intrumentos cada vez ms precisos permiten el avance de las investigaciones.Quaoar

En 2002 se identific, dentro del cinturn de Kuiper, un cuerpo celeste (bautizado provisionalmente como Quaoar) de unos 1.300 km de dimetro, el ms grande hallado orbitando el Sol desde que se descubri Plutn en 1930.Quaoar est orbitando a una distancia apenas un poco mayor que la del planeta ms distante del Sistema Solar. El gran asteroide se mueve en relacin a las estrellas del fondo en las imgenes del descubrimiento, tomadas por el Telescopio Oschin en Palomar, California.Quaoar, el nombre sugerido por los descubridores de la roca csmica, es uno de varios asteroides grandes que recientemente se han descubierto vagando en el distante Cinturn de Kuiper. El tamao de Quaoar fue resuelto a partir de imgenes del Telescopio Espacial Hubble. Quaoar es probablemente un mundo fro cubierto de hielo, desde el cual el Sol parece una estrella particularmente brillante, nada ms.Sedna, El dcimo planeta del Sistema Solar?

Sedna gira alrededor del Sol a una distancia mucho mayor que otros astros del sistema. Aunque su tamao an es incierto, Sedna fue en su da el mayor de los cuerpos localizados alrededor del Sol desde el descubrimiento de Plutn en 1930. Esto lo convirti en candidato a planeta.Est a ms de 10,000 millones de kilmetros de la Tierra en la regin llamada Cinturn de Kuiper, que tiene cientos de objetos conocidos, pequeos mundos de roca y hielo, aunque algunos pueden ser tan o ms grandes que Plutn.Sedna es ms rojo que cualquier otro cuerpo del Sistema Solar, excepto Marte, y sigue una rbita muy elptica, que en su punto ms alejado le sita a 135,000 millones de kilmetros del Sol. Por ello, Sedna necesita 11,500 aos terrestres para completar una rbita.Cometas

Los hombres primitivos ya conocan los cometas. Los ms brillantes se ven muy bien y no se parecen a ningn otro objeto del cielo.Parecen manchas de luz, a menudo borrosas, que van dejando un rastro o cabellera. Esto los hace atractivos y los rodea de magia y misterio. Los cometas son cuerpos frgiles y pequeos, de forma irregular, formados por una mezcla de substancias duras y gases congelados.Un cometa consta de un ncleo, de hielo y roca, rodeado de una atmsfera nebulosa llamada cabellera o coma. El astrnomo estadounidense Fred Whipple describi en 1949 el ncleo, que contiene casi toda la masa del cometa, como una "bola de nieve sucia" compuesta por una mezcla de hielo y polvo.La mayor parte de los gases que se expulsan para formar la cabellera son molculas fragmentarias o radicales de los elementos ms comunes en el espacio: hidrgeno, carbono, nitrgeno y oxgeno.La cabeza de un cometa, incluida su difusa cabellera, puede ser mayor que el planeta Jpiter. Sin embargo, la parte slida de la mayora de los cometas tiene un volumen de algunos kilmetros cbicos solamente. Por ejemplo, el ncleo oscurecido por el polvo del cometa Halley tiene un tamao aproximado de 15 por 4 kilmetros.

Las rbitas de los cometas se desvan bastante de las previstas por las leyes de Newton. Esto puede ser debido a que el escape de gases produce una propulsin a chorro que desplaza ligeramente el ncleo de un cometa fuera de su trayectoria.Los cometas de periodos cortos, observados a lo largo de muchas rbitas, tienden a desvanecerse con el tiempo como podra esperarse. Por ltimo, la existencia de grupos de cometas demuestra que los ncleos cometarios son unidades slidas.En general, la rbita de los cometas es mucho ms alargada que la de los planetas. En una punta los pueden acercar al Sol y, en la otra, alejarlos ms all de la rbita de Plutn.Cuando los cometas se acercan al Sol y se calientan, los gases se evaporan, desprenden partculas slidas y forman la cabellera. Cuando se vuelven a alejar, se enfran, los gases se hielan y la cola desaparece.En cada pasada pierden materia. Finalmente, slo queda el ncleo rocoso. Se cree que hay asteroides que son nucleos pelados de cometas.

Hay cometas con periodos orbitales cortos y, otros, largos. Los hay que no superan nunca la rbita de Jpiter y otros que se alejan mucho, hasta que abandonan el Sistema Solar y ya no vuelven.La foto de la derecha es el cometa Kohouotek, que pas cerca de la Tierra en enero de 1974. Haba sido detectado muy lejos, cuando atravesaba la rbita de Jpiter.El cometa Encke, de rbita corta, se acerca cada tres aos y tres meses. nicamente se ve con un buen telescopio. En cambio, el cometa Halley, que nos visita cada 76 aos, y el Rigollet, que lo hace cada 156, son an brillantes.

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