Trabajo de InvestigacinEl Sistema Solar1. El Sistema SolarEl
Sistema Solar, esta formado por el Sol, nueve planetas y sus
satlites, asteroides, cometas y meteoroides, y polvo y gas
interplanetario. Las dimensiones de este sistema se especifican en
trminos de distancia media de la Tierra al Sol, denominada unidad
astronmica (UA). Una UA corresponde a unos 150 millones de
kilmetros. El planeta ms distante conocido es Plutn; su rbita est a
39,44 UA del Sol. La frontera entre el Sistema Solar y el espacio
interestelar llamada heliopausa se supone que se encuentra a 100
UA. Los cometas, sin embargo, son los ms alejados del Sol; sus
rbitas son muy excntricas, extendindose hasta 50.000 UA o
ms.'Sistema solar'El sistema Solar y Sus PlanetasEl Sistema Solar
era el nico sistema planetario existente conocido hasta 1995, ao en
que los astrnomos descubrieron un planeta con una masa comparable a
la de Jpiter, orbitando en torno a la estrella 51 Pegasi, semejante
al Sol. Ms tarde, los astrnomos detectaron otros dos planetas, de
masas superiores a la de Jpiter, que giraban alrededor de sendas
estrellas: 70 Virginis y 47 Ursae Maioris. En 1999, dos equipos de
astrnomos que trabajaron independientemente anunciaron el
descubrimiento del primer sistema multiplanetario distinto del
nuestro; se trataba de tres planetas gaseosos orbitando alrededor
de la estrella psilon Andromedae. En enero de 2000 se anunci el
descubrimiento de otros dos sistemas planetarios extrasolares. El
sistema planetario ms parecido al Sistema Solar descubierto hasta
el momento es el formado por los dos planetas que giran en torno a
la estrella 47 Ursae Maioris. Se trata de dos planetas gaseosos
gigantes (el segundo de los cuales fue detectado en agosto de 2001)
que describen rbitas casi circulares. Desde que en 1995 se descubri
el primer planeta fuera de nuestro Sistema Solar, se han detectado
ya ms de 70 de estos planetas1.1. Descripcin de los planetas del
sistema solarMercurio: el planeta ms cercano al Sol. Se encuentra a
una distancia aproximada del Sol de 58 millones de km, tiene un
dimetro de 4.875 km, su volumen y su masa son semejantes a los de
la Tierra y su densidad media es aproximadamente igual a la de la
Tierra. Mercurio orbita alrededor del Sol cada 88 das (ao del
planeta). Los estudios de radar del planeta muestran que gira sobre
su eje una vez cada 58,7 das o cada dos terceras partes de su
periodo orbital; por tanto, gira una vez y media sobre su eje
durante cada periodo orbital. Dado que su superficie es abrupta,
porosa y de roca oscura, Mercurio es un mal reflector de la luz
solar.Los estudios espectroscpicos de Mercurio nos muestran una
tenue atmsfera que contiene sodio y potasio; en apariencia, sus
tomos proceden de la corteza del planeta. Sus colisiones con otros
planetas de nueva formacin en los orgenes del Sistema Solar
pudieron despojarle de los materiales ms ligeros, lo que explica la
relativamente alta densidad de Mercurio. La fuerza de gravedad de
la superficie del planeta es ms o menos una tercera parte de la de
la Tierra.La sonda espacial Mariner 10 sobrevol Mercurio dos veces
en 1974 y una en 1975. Las fotografas del planeta lo muestran muy
parecido a la Luna, con una superficie llena de crteres; sus
temperaturas podan ser de 430 C en el lado iluminado por el Sol y
de -180 C en el lado oscuro. La Mariner 10 detect tambin un campo
magntico con una fuerza del 1% del de la Tierra. La superficie de
Mercurio, a diferencia de la de la Luna, est atravesada por grandes
fracturas quiz procedentes del periodo de contraccin que experiment
en sus primeros tiempos, cuando el planeta se enfri.El perihelio de
Mercurio (el punto de su rbita ms cercano al Sol) avanza muy
despacio. Uno de los primeros logros de la teora de la relatividad
fue la explicacin detallada de este movimiento.'Sistema
solar'Planeta MercurioVenus: segundo planeta desde el Sol. Es el
objeto ms brillante del cielo, despus del Sol y la Luna. A este
planeta se le llama el lucero del alba cuando aparece por el Este
al amanecer y el lucero de la tarde cuando est situado al Oeste al
atardecer. En la antigedad, al lucero de la tarde se le llamaba
Hesperus y al lucero del alba Phosphorus o Lucifer. Debido a las
distancias de las rbitas de Venus y la Tierra desde el Sol, Venus
no es visible nunca ms de tres horas antes del amanecer o tres
horas despus del ocaso.Venus es el objeto ms brillante de nuestro
cielo, despus del Sol y la Luna. Nubes arremolinadas de cido
sulfrico oscurecen la superficie de Venus e impedan el estudio del
planeta desde la Tierra hasta que la tecnologa permiti visitarlo
con vehculos espaciales dotados de sondas. Las sondas determinaron
que Venus es el ms clido de los planetas, con una temperatura en la
superficie de unos 462 C. Los cientficos creen que esta temperatura
se debe a las espesas nubes y la atmsfera densa que atrapan la
energa del Sol (un `efecto invernadero'). Observado a travs de un
telescopio, el planeta muestra fases como la Luna. Cuando Venus
presenta su fase completa parece menor porque est en el lado ms
alejado del Sol desde la Tierra. Su mxima brillantez (una magnitud
de -4,4 o 15 veces el brillo de la estrella ms brillante) la
muestra en su fase creciente. Las fases y las posiciones de Venus
en el cielo se repiten en un periodo sindico de 1,6 aos. Los
trnsitos a travs de la cara del Sol son raros y tienen lugar de dos
en dos en intervalos de poco ms de un siglo. Los dos prximos sern
en el 2004 y el 2012.Todo Venus est cubierto de nubes y tiene una
atmsfera densa, lo que dificulta su estudio desde la Tierra; la
mayor parte de los conocimientos que se tienen del planeta se han
obtenido mediante la utilizacin de vehculos espaciales, en concreto
aqullos que han descendido a travs de la atmsfera portando
sondas.La temperatura de la superficie de Venus es muy uniforme y
alcanza unos 462 C; la presin de la superficie es 96 veces la de la
Tierra. La atmsfera est compuesta casi en su totalidad por dixido
de carbono (CO2). La base de las nubes est a 50 km de la superficie
y las partculas de estas nubes son sobre todo cido sulfrico
concentrado. El planeta no tiene campo magntico perceptible. Que el
97% de la atmsfera de Venus sea CO2 no es tan extrao como pudiera
parecer; de hecho, la corteza terrestre contiene casi la misma
cantidad en forma de tierra caliza. Cerca del 3% de la atmsfera
venusiana es nitrgeno (N2). Por contraste, el 78% de la atmsfera
terrestre es nitrgeno. El agua y el vapor de agua son muy raros en
Venus. Muchos cientficos argumentan que Venus, al estar ms cerca
del Sol, est sujeto a un llamado efecto invernadero desbocado que
provoc que se evaporaran algunos ocanos en la atmsfera. Los tomos
de hidrgeno de las molculas de agua podan haberse perdido en el
espacio y los tomos de oxgeno en la corteza. Otra posibilidad es
que Venus tuviera en principio muy poca agua.Venus gira muy
lentamente sobre su eje y la direccin es retrgrada (contraria a la
de la Tierra). Curiosamente, cuando los dos planetas estn ms cerca,
siempre mira hacia la Tierra la misma cara de Venus. En estas
ocasiones, se puede observar esta cara y se pueden trazar mapas
mediante radiotelescopios con base en la Tierra.'Sistema
solar'Planeta VenusLa Tierra: tercer planeta desde el Sol y quinto
en cuanto a tamao de los nueve planetas principales. La distancia
media de la Tierra al Sol es de 149.503.000 km. Es el nico planeta
conocido que tiene vida, aunque algunos de los otros planetas
tienen atmsferas y contienen agua.La Tierra Una atmsfera rica en
oxgeno, temperaturas moderadas, agua abundante y una composicin
qumica variada permiten a la Tierra ser el nico planeta conocido
que alberga vida. El planeta se compone de rocas y metales, slidos
en el exterior, pero fundidos en el ncleo.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 la Tierra es una esfera imperfecta porque el ecuador se
engrosa 21 km; el polo norte est dilatado 10 m y el polo sur est
hundido unos 31 metros.Al igual que todo el Sistema Solar, la
Tierra se mueve por el espacio a razn de unos 20,1 km/s o 72,360
km/h hacia la constelacin de Hrcules. Sin embargo, la galaxia Va
Lctea como un todo, se mueve hacia la constelacin Leo a unos 600
km/s. La Tierra y su satlite, la Luna, tambin 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. 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 razn de un 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.Adems de estos
movimientos primarios, hay otros componentes en el movimiento total
de la Tierra como la precesin de los equinoccios (Eclptica) y la
nutacin (una variacin peridica en la inclinacin del eje de la
Tierra provocada por la atraccin gravitacional del Sol y de la
Luna).'Sistema solar'Planeta TierraMarte: planeta que recibe su
nombre del dios romano de la guerra, es el cuarto desde el Sol y el
sptimo en cuanto a masa. Marte tiene dos pequeos satlites con
crteres, Fobos y Deimos, que algunos astrnomos consideran que son
asteroides capturados por el planeta muy al comienzo de su
historia. Fobos mide unos 21 km de dimetro y Deimos slo unos 12
kilmetros.Las naves espaciales estadounidenses no tripuladas,
lanzadas entre 1964 y 1976, han suministrado informacin exhaustiva
sobre Marte. A partir de estos datos, los cientficos determinaron
que la atmsfera del planeta se compone fundamentalmente de dixido
de carbono (CO2) y pequeas cantidades de nitrgeno, oxgeno y vapor
de agua. Como la atmsfera es muy poco consistente, hay una
diferencia en las temperaturas de hasta 100 grados entre el da y la
noche. Por lo general, las temperaturas son tan fras y las
presiones tan bajas, que el agua no existe en Marte, de modo que el
planeta parece un desierto fro y de gran altitud.A simple vista,
sin la utilizacin de un telescopio, Marte es un objeto rojizo de
brillo muy variable. Cuando se halla ms cerca de la Tierra (55
millones de kilmetros), es, despus de Venus, el objeto ms brillante
en el cielo nocturno. Puede observarse ms fcilmente cuando est en
oposicin (cuando se forma la lnea Sol-Tierra-Marte) y cuando se
encuentra cerca de la Tierra. La concurrencia de ambas
circunstancias se produce cada 15 aos, cuando el planeta llega al
perihelio (su mayor acercamiento al Sol) casi en oposicin.Mediante
un telescopio se puede ver que la superficie tiene regiones
brillantes de color rojizo y otras zonas ms oscuras, cuyo contorno
y tono cambia con las estaciones marcianas. El tono rojizo se debe
a la oxidacin o corrosin de su superficie. Se cree que 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
menos erosionado y oxidado, y en apariencia contienen partculas ms
finas, como el polvo, que las zonas oscuras. La escapolita, mineral
relativamente raro en la Tierra, parece estar muy extendido; quiz
sirva de reserva para el dixido de carbono (CO2) de la atmsfera.El
conocimiento ms detallado de Marte se debe a seis misiones llevadas
a cabo por naves espaciales estadounidenses entre 1964 y 1976. Las
primeras imgenes de Marte fueron obtenidas por el Mariner 4 en
1964, y las misiones Mariner 6 y 7, que lo sobrevolaron,
proporcionaron mayor informacin en 1969. El primer satlite
artificial de Marte (el Mariner 9, lanzado en 1971) estudi el
planeta durante casi un ao, proporcionando a los cientficos su
primera visin global y las primeras imgenes detalladas de sus dos
lunas. En 1976, dos sondas Viking se posaron con xito en la
superficie y llevaron a cabo las primeras investigaciones directas
de la atmsfera y de la superficie. La segunda sonda Viking dej de
funcionar en abril de 1980; la primera sonda oper hasta noviembre
de 1982. La misin tambin inclua dos satlites que estudiaron el
planeta durante casi dos aos marcianos.La atmsfera de Marte est
formada por dixido de carbono (95%), nitrgeno (2,7%), argn (1,6%),
oxgeno (0,2%), y trazas de vapor de agua, monxido de carbono y
gases nobles diferentes del argn. La presin media de la superficie
es de 0,6% la de la Tierra, equivalente a la presin de la atmsfera
terrestre a una altura de 35 km. La temperatura de la superficie
vara mucho segn el da, la estacin y la latitud. Las temperaturas
mximas en verano pueden alcanzar los 17 C, pero las temperaturas
medias en la superficie no sobrepasan los -33 C. Debido a la poca
consistencia de la atmsfera, son normales las variaciones de
temperatura de 100 C. A unos 50 de latitud hacia el polo, las
temperaturas son an ms fras (menos de -123 C) durante todo el
invierno porque el componente fundamental de la atmsfera, el dixido
de carbono, se congela en los sedimentos blancos que constituyen
los casquetes polares. La presin atmosfrica total de la superficie
flucta en un 30% debido al ciclo estacional de los casquetes
polares.La cantidad de vapor de agua presente en la atmsfera es muy
pequea y variable. La concentracin es ms alta cerca de los extremos
de los casquetes polares cuando se retiran en primavera. Marte es
como un desierto muy fro, de gran altitud. Las temperaturas y las
presiones de la superficie son demasiado bajas en la mayor parte
del planeta para que exista agua en estado lquido. Sin embargo, se
cree que puede haber agua bajo la superficie en determinados
lugares.Poco se conoce sobre el interior de Marte. La densidad
media relativamente baja del planeta indica que no puede tener un
ncleo metlico extenso. Ms an, el ncleo que podra estar presente no
ser fluido, ya que Marte no tiene un campo magntico medible. A
juzgar por su capacidad de soportar formas topolgicas tan enormes
como Tharsis, la corteza de Marte debe tener un grosor de unos 200
km (cinco o seis veces el grosor de la corteza terrestre). Un
sismmetro a bordo del Viking 2 no consigui detectar
martemotos.'Sistema solar'Planeta MarteJpiter y sus lunas: quinto
planeta desde el Sol, y el mayor del Sistema Solar; es el primero
de los llamados gigantes o exteriores. Recibi el nombre del rey de
los dioses de la mitologa romana. Jpiter es 1.400 veces ms
voluminoso que la Tierra, pero su masa es slo 318 veces la de
nuestro planeta. La densidad media de Jpiter es una cuarta parte de
la densidad de la Tierra, lo que indica que este planeta gigante
debe estar formado por gases ms que por metales y rocas como la
Tierra y otros planetas interiores.Da una vuelta alrededor del Sol
cada 11,9 aos a una distancia orbital media de 778 millones de
kilmetros (unas cinco veces la distancia del Sol a la Tierra).
Tarda 9,9 horas en dar una vuelta alrededor de su eje. Esta rpida
rotacin produce un engrosamiento ecuatorial que se aprecia cuando
se mira el planeta a travs de un telescopio. La rotacin no es
uniforme. Las bandas que se ven en Jpiter se deben a la presencia
de fuertes corrientes atmosfricas que reflejan los diferentes
periodos de rotacin en las distintas latitudes. Estas bandas se
aprecian ms debido a las tonalidades pastel de las nubes. Este
colorido se observa tambin en la llamada Gran Mancha Roja, un cicln
gigantesco de forma oval con matices que varan desde el rojo
ladrillo hasta el rosa. Los colores proceden de rastros de
compuestos formados por la luz ultravioleta, las tormentas y el
calor. Algunos de estos compuestos pueden ser similares a los de
las molculas orgnicas que se desarrollaron en la Tierra como
preludio del origen de la vida.El conocimiento cientfico de Jpiter
se enriqueci mucho en 1979 a partir de los satisfactorios
lanzamientos realizados por la NASA de las sondas espaciales
Voyager 1 y Voyager 2. Las observaciones espectroscpicas llevadas a
cabo desde la Tierra haban demostrado que la mayor parte de la
atmsfera de Jpiter estaba compuesta de hidrgeno molecular, H2. Los
estudios de infrarrojos de la sonda espacial Voyager indicaron que
el 87% de la atmsfera de Jpiter estaba compuesta de H2, y que el
helio, He, formaba la mayor parte del 13% restante. Por la baja
densidad observada se deduce que el interior de Jpiter ha de tener,
esencialmente, la misma composicin que la atmsfera. Por tanto, en
apariencia, este inmenso mundo est compuesto de los dos elementos
ms ligeros y ms abundantes del Universo, una composicin similar a
la del Sol y a la de otras estrellas. En consecuencia, Jpiter puede
corresponder a una condensacin directa de una parte de la nebulosa
solar primordial, la gran nube de gas y polvo interestelar a partir
de la que se form todo el Sistema Solar hace unos 4.700 millones de
aos.Los cientficos tambin recogieron una gran cantidad de
informacin sobre Jpiter cuando los fragmentos del cometa
Shoemaker-Levy 9 se estrellaron contra el planeta en julio de 1994.
Las colisiones agitaron la atmsfera de Jpiter, calentando los gases
interiores hasta la incandescencia y sacndolos a la superficie. Los
astrnomos capturaron imgenes detalladas de estos gases desde
telescopios situados en la Tierra y en el espacio. Utilizaron
espectroscopios para el anlisis de los gases con el fin de
verificar y ampliar sus conocimientos sobre la com
