SISTEMA SOLAR

INTRODUCCION

Nuestro lugar en el universo es un pequeño planeta que gira alrededor de una estrella mediana,

ubicada en el brazo de una enorme galaxia, una más de las incontables que se encuentran

dispersas en el universo. Desde nuestro mundo natal (el único lugar donde podemos asegurar

que existe vida), miramos el espacio y contemplamos las maravillas del cosmos. Cerca de la

Tierra se encuentran los planetas y demás cuerpos del sistema solar, orbitando nuestro fecundo

y familiar Sol; mucho más lejos se distinguen las otras estrellas de nuestra galaxia, algunas

brillantes y calientes, otras diminutas y pálidas. Podemos observar nubes de gases de donde

surgen las estrellas y percibir extraños fenómenos que indican el enigmático vacío que han

dejado las estrellas muertas en violentos cataclismos; también vemos lagunas lácteas que

señalan la posición de otras galaxias y, forzando hasta sus límites los instrumentos astronómicos,

los científicos investigan los misterios fundamentales: cómo pudo haberse iniciado el universo y

cuál podría ser su fin.

VÍA LÁCTEA

Introducción

La Vía Láctea, también llamada la Galaxia,

es un agrupamiento de estrellas con

forma de disco, que incluye al Sol y a su

sistema solar. Para un observador

terrestre, el disco de la Galaxia aparece

como una banda débilmente luminosa

que se puede observar de noche

extendiéndose a través del cielo, sobre

todo en las noches de verano claras y sin

luna. Antiguamente a esta banda se la llamó Vía Láctea (también Camino de Santiago), nombre

que en la actualidad hace referencia a toda la galaxia. La apariencia difusa de esta banda es el

resultado de la luz combinada de estrellas demasiado lejanas para poder distinguirlas por

separado a simple vista. Las estrellas individuales que vemos en el cielo son aquellas de la

Galaxia que están lo suficientemente cerca del sistema solar para distinguirlas por separado.

La Vía Láctea se extiende a través de las constelaciones Perseo, Casiopea y Cefeo. En la región

de la Cruz del Norte, que forma parte de Cisne, se divide en dos corrientes: la corriente

occidental que brilla cuando atraviesa la Cruz del Norte, palidece cerca de Ofiuco, a causa de las

nubes de polvo, y aparece de nuevo en Escorpio; y la corriente oriental, que es más brillante

cuando pasa por el sur a través del Escudo y Sagitario. La parte más brillante de la Vía Láctea se

extiende desde la constelación del Escudo a Escorpio, a través de Sagitario.

Estructura

Se ha descubierto que la Vía Láctea es una gran galaxia

espiral, con varios brazos espirales que se enroscan

alrededor de un núcleo central de un grosor de unos

10.000 años luz. Las estrellas del núcleo central están

más agrupadas que las de los brazos, donde se han

encontrado más nubes interestelares de polvo y gas.

El diámetro del disco es de unos 100.000 años luz. Está

rodeado por una nube de hidrógeno, deformada y

festoneada en sus extremos, rodeada a su vez por un

halo esférico y ligeramente aplastado que contiene

muchos cúmulos globulares de estrellas, que se

encuentran principalmente encima o debajo del disco. Este halo puede llegar a ser dos veces

más ancho que el disco en sí. Además, estudios realizados sobre los movimientos galácticos

sugieren que el sistema de la Vía Láctea contiene más de 2 billones de veces la masa que

contiene el Sol, mucha más materia de la que se considera que tiene el disco conocido y los

cúmulos concomitantes. Sin embargo, los astrónomos han especulado con la idea de que el

sistema conocido de la Vía Láctea esté rodeado por una corona mucho mayor de materia no

detectada. Otra especulación reciente supone que la Vía Láctea es una galaxia espiral barrada.

Tipos de estrellas

La Vía Láctea contiene tanto estrellas de las llamadas de tipo I, que son estrellas azules y

brillantes, como estrellas del tipo II, gigantes rojas. La región central de la Vía Láctea y el halo

están compuestos por estrellas del tipo II. La mayor parte de la región se oculta tras nubes de

polvo que impiden la observación visual. La radiación de la región central se ha registrado por

medio de mecanismos como células fotoeléctricas, filtros infrarrojos y radiotelescopios. Estos

estudios indican la presencia de objetos compactos cerca del centro, posiblemente restos de

estrellas o un enorme agujero negro.

Rodeando la región central hay un disco bastante achatado que comprende estrellas de ambos

tipos, I y II; los miembros más brillantes de la primera categoría son luminosos, supergigantes

azules. Incrustados en el disco y surgiendo de los lados opuestos de la región central, están los

brazos espirales, que contienen una mayoría de población I, junto con mucho polvo interestelar

y gas. Un brazo pasa por las proximidades del Sol e incluye a la gran nebulosa de Orión.

Rotación

La Vía Láctea gira alrededor de un eje que une los polos galácticos. Contemplada desde el polo

norte galáctico, la rotación de la Vía Láctea se produce en el sentido de las agujas del reloj,

arrastrando los brazos espirales. El periodo de rotación aumenta cuando disminuye la distancia

desde el centro del sistema galáctico. En las proximidades del sistema solar, el periodo de

rotación es de algo más de 200 millones de años luz. La velocidad del sistema solar debido a la

rotación galáctica es de unos 270 kilómetros por segundo.

SISTEMA SOLAR

Introducción

El sistema solar está formado por el Sol, nueve planetas y sus satélites, asteroides, cometas y

meteoroides, y polvo y gas interplanetario. El sistema solar es el único sistema planetario

existente conocido, aunque en 1980 se encontraron algunas estrellas relativamente cercanas

rodeadas por un envoltorio de material orbitante de un tamaño indeterminado o acompañadas

por objetos que se suponen que son enanas marrones o enanas pardas. Muchos astrónomos

creen probable la existencia de numerosos sistemas planetarios de algún tipo en el Universo.

El Sol contiene el 99.85% de toda la materia en el Sistema Solar. Los planetas, los cuales están

condensados del mismo material del que está formado el Sol, contienen sólo el 0.135% de la

masa del sistema solar. Júpiter contiene más de dos veces la materia de todos los otros planetas

juntos. Los satélites de los planetas, cometas, asteroides, meteoroides, y el medio

interplanetario constituyen el restante 0.015%. La siguiente tabla es una lista de la distribución

de la masa dentro de nuestro Sistema Solar.

Los planetas principales

En la actualidad se conocen nueve planetas principales.

Normalmente se dividen en dos grupos: los planetas

interiores o terrestres (Mercurio, Venus, Tierra y Marte)

y los planetas exteriores o jovianos (Júpiter, Saturno,

Urano, Neptuno y Plutón).

Los interiores son los cuatro primeros. Son pequeños y

se componen sobre todo de roca compacta y hierro (de

ahí el nombre terrestres). Los planetas, Venus, Tierra, y

Marte tienen atmósferas significantes mientras que

Mercurio casi no tiene.

Los jovianos (relativos a Júpiter) son gigantescos

comparados con la Tierra y tienen naturaleza gaseosa como la de Júpiter (de ahí ese nombre).

Se componen, principalmente, de hidrógeno, hielo y helio.

Si se pudiera mirar hacia el sistema solar por encima del polo norte de la Tierra, parecería que

los planetas se movían alrededor del Sol en dirección contraria a la de las agujas del reloj. Todos

los planetas, excepto Venus y Urano, giran sobre su eje en la misma dirección. Todo el sistema

es bastante plano (sólo las órbitas de Mercurio y Plutón son inclinadas). La de Plutón es tan

elíptica que hay momentos que se acerca más al Sol que Neptuno.

Los sistemas de satélites siguen el mismo comportamiento que sus planetas principales, pero se

dan muchas excepciones. Tanto Júpiter, como Saturno y Neptuno tienen uno o más satélites que

se mueven a su alrededor en órbitas retrógradas (en el sentido de las agujas del reloj) y muchas

órbitas de satélites son muy elípticas. Júpiter, además, tiene atrapados dos cúmulos de

asteroides (los llamados Troyanos), que se encuentran a 60° por delante y por detrás del planeta

en sus órbitas alrededor del Sol. (Algunos satélites de Saturno tienen atrapados de forma similar

cuerpos más pequeños). Los cometas muestran una distribución de órbitas alrededor del Sol

más o menos esférica.

Teorías sobre el origen

A pesar de sus diferencias, los miembros del sistema solar forman probablemente una familia

común; parece ser que se originaron al mismo tiempo.

Entre los primeros intentos de explicar el origen de este sistema está la hipótesis nebular del

filósofo alemán Immanuel Kant y del astrónomo y matemático francés Pierre Simon de Laplace.

De acuerdo con dicha teoría una nube de gas se fragmentó en anillos que se condensaron

formando los planetas. Las dudas sobre la estabilidad de dichos anillos han llevado a algunos

científicos a considerar algunas hipótesis de catástrofes como la de un encuentro violento entre

el Sol y otra estrella. Estos encuentros son muy raros, y los gases calientes, desorganizados por

las mareas se dispersarían en lugar de condensarse para formar los planetas.

Las teorías actuales conectan la formación del sistema solar con la formación del Sol, ocurrida

hace 4.700 millones de años. La fragmentación y el colapso gravitacional de una nube

interestelar de gas y polvo, provocada quizá por las explosiones de una supernova cercana,

puede haber conducido a la formación de una nebulosa solar primordial. El Sol se habría

formado entonces en la región central, más densa. La temperatura es tan alta cerca del Sol que

incluso los silicatos, relativamente densos, tienen dificultad para formarse allí. Este fenómeno

puede explicar la presencia cercana al Sol de un planeta como Mercurio, que tiene una envoltura

de silicatos pequeña y un núcleo de hierro denso mayor de lo usual. (Es más fácil para el polvo

y vapor de hierro aglutinarse cerca de la región central de una nebulosa solar que para los

silicatos más ligeros.) A grandes distancias del centro de la nebulosa solar, los gases se

condensan en sólidos como los que se encuentran hoy en la parte externa de Júpiter. La

evidencia de una posible explosión de supernova de formación previa aparece en forma de

trazas de isótopos anómalos en las pequeñas inclusiones de algunos meteoritos. Esta asociación

de la formación de planetas con la formación de estrellas sugiere que miles de millones de otras

estrellas de nuestra galaxia también pueden tener planetas. La abundancia de estrellas múltiples

y binarias, así como de grandes sistemas de satélites alrededor de Júpiter y Saturno, atestiguan

la tendencia de la nubes de gas a desintegrarse fragmentándose en sistemas de cuerpos

múltiples.

GALAXIAS

Introducción

Las galaxias son un enorme conjunto de cientos o miles de millones de estrellas, todas

interaccionando gravitatorialmente y orbitando alrededor de un centro común. Todas las

estrellas visibles a simple vista desde la superficie terrestre pertenecen a nuestra galaxia, la Vía

Láctea. El Sol es solamente una estrella de esta galaxia. Además de estrellas y planetas, las

galaxias contienen cúmulos de estrellas, hidrógeno atómico, hidrógeno molecular, moléculas

complejas compuestas de hidrógeno, nitrógeno, carbono y silicio entre otros elementos, y rayos

cósmicos.

Historia del estudio de las galaxias

Un astrónomo persa, al-Sufi, ha sido

reconocido como el primero en

describir el débil fragmento de luz en

la constelación Andrómeda que

sabemos ahora que es una galaxia

compañera de la nuestra. En 1780, el

astrónomo francés Charles Messier

publicó una lista de objetos no

estelares que incluía 32 objetos que

son, en realidad, galaxias. Estas

galaxias se identifican ahora por sus

números Messier (M); la galaxia

Andrómeda, por ejemplo, se conoce

entre los astrónomos como M31.

En la primera parte del siglo XIX, miles

de galaxias fueron identificadas y

catalogadas por William y Caroline

Herschel, y John Herschel. Desde 1900, se han descubierto en exploraciones fotográficas gran

cantidad de galaxias. Éstas, a enormes distancias de la Tierra, aparecen tan diminutas en una

fotografía que resulta muy difícil distinguirlas de las estrellas. La mayor galaxia conocida tiene

aproximadamente trece veces más estrellas que la Vía Láctea.

En 1912 el astrónomo estadounidense Vesto M. Slipher, trabajando en el Observatorio Lowell

de Arizona (EEUU), descubrió que las líneas espectrales de todas las galaxias se habían

desplazado hacia la región espectral roja. Su compatriota Edwin Hubble interpretó esto como

una evidencia de que todas las galaxias se alejaban unas de otras y llegó a la conclusión de que

el Universo se expandía. No se sabe si continuará expandiéndose o si contiene materia suficiente

para frenar la expansión de las galaxias, de forma que éstas, finalmente, se junten de nuevo.

Clasificación

Cuando se utilizan telescopios potentes, en la mayor parte de las galaxias sólo se detecta la luz

mezclada de todas las estrellas; sin embargo, las más cercanas muestran estrellas individuales.

Las galaxias presentan una gran variedad de formas. Algunas tienen un perfil globular completo

con un núcleo brillante. Estas galaxias llamadas elípticas contienen una gran población de

estrellas viejas, normalmente poco gas y polvo, y algunas estrellas de nueva formación. Las

galaxias elípticas tienen gran variedad de tamaños, desde gigantes a enanas.

Por el contrario las galaxias espirales son discos achatados que contienen no sólo algunas

estrellas viejas sino también una gran población de estrellas jóvenes, bastante gas y polvo, y

nubes moleculares que son el lugar de nacimiento de las estrellas. Con frecuencia, las regiones

que contienen estrellas jóvenes brillantes y nubes de gas están dispuestas en grandes brazos

espirales que se pueden observar rodeando a la galaxia. Generalmente, un halo de débiles

estrellas viejas rodea el disco, y suele existir una protuberancia nuclear más pequeña que emite

dos chorros de materia energética en direcciones opuestas.

Otras galaxias en forma de disco se denominan irregulares. Estas galaxias tienen también

grandes cantidades de gas, polvo y estrellas jóvenes, pero su disposición no es en forma de

espiral. En general están situadas cerca de galaxias más grandes y su apariencia es

probablemente el resultado de la perturbación gravitatoria debida a galaxias con más masa.

Algunas galaxias muy singulares se sitúan en grupos cerrados de dos o tres, y las interacciones

de sus mareas han causado distorsiones de los brazos espirales, produciendo discos combados

y largas colas en forma de serpentinas.

Los quásares son objetos que parecen estelares o casi estelares, pero sus enormes

desplazamientos hacia el rojo les identifican como objetos situados a grandes distancias.

Muchos astrónomos creen en la actualidad que los quásares son galaxias activas cuyos núcleos

contienen enormes agujeros negros. Probablemente están muy relacionados con las

radiogalaxias y con los objetos tipo BL Lacertae.

Determinación de distancias extragalácticas

Deducir la distancia de una galaxia

mediante la simple observación con un

telescopio es imposible, ya que puede

tratarse de una galaxia gigante a una gran

distancia o de una más cercana a la Tierra

pero de menor tamaño. Las distancias se

calculan comparando el brillo o tamaño

de los objetos de una galaxia desconocida

con los de nuestra galaxia. Con este fin se

han utilizado las estrellas más brillantes,

supernovas, cúmulos de estrellas y nubes

de gas. Son útiles sobre todo las estrellas

del tipo cefeidas, estrellas cuya luz varía

periódicamente porque el periodo de

pulsación está relacionado con el brillo

intrínseco de la estrella. Observando la

frecuencia se puede calcular y comparar

el verdadero brillo con el brillo aparente; así se puede deducir la distancia. Los astrónomos han

descubierto recientemente que la velocidad de las estrellas mientras orbitan el centro de sus

galaxias depende del brillo intrínseco y de la masa de esa galaxia. Las galaxias de rotación rápida

son extremadamente luminosas; las de rotación más lenta son más débiles. Con frecuencia se

pueden determinar las velocidades orbitales de las estrellas de una galaxia, así como el brillo

intrínseco, y de esa forma se puede deducir la distancia a esa galaxia.

Distribución de las galaxias

En general, las galaxias no están aisladas en el espacio sino que suelen ser miembros de

agrupaciones de tamaño pequeño o medio, que a su vez forman grandes cúmulos de galaxias.

Nuestra galaxia pertenece a una agrupación pequeña de unas 20 galaxias que los astrónomos

llaman el Grupo Local. La Vía Láctea y la galaxia Andrómeda son los dos miembros mayores, con

100.000 o 200.000 millones de estrellas cada una. Las Nubes de Magallanes son tres galaxias

satélites cercanas, pero pequeñas y débiles, con 100 millones de estrellas aproximadamente.

El cúmulo más cercano es Virgo, que junto con el Grupo Local y otros cúmulos forma el

Supercúmulo Local. Todos estos cúmulos se mueven en la misma dirección; la razón de esto

podría ser otro supercúmulo escondido a la vista por nuestra propia galaxia, ya que se tiene

conocimiento de supercúmulos a una distancia de hasta 300 millones de años luz. Algunos

teóricos sugieren que la causa podría ser un "anillo" cósmico, una grieta unidimensional en la

estructura del espacio-tiempo.

Por lo general, la distribución de cúmulos y supercúmulos en el Universo no es uniforme, sino

que supercúmulos de decenas de miles de galaxias están dispuestos en largos filamentos,

fibrosos y con forma de lazo, separados por grandes vacíos. La Gran Muralla, un filamento

galáctico descubierto en 1989, se extiende a lo largo del espacio a más de 500 millones de años

luz. Los cosmólogos suponen que la materia oscura, un material hipotético que no irradia ni

refleja la radiación electromagnética, puede existir en cantidades suficientes como para generar

campos gravitatorios responsables de la estructura heterógenea del Universo.

Las galaxias más distantes conocidas, cerca del límite del universo visible, son objetos débiles y

azules. Las imágenes de estos objetos se pueden obtener dirigiendo un telescopio hacia las

regiones aparentemente vacías del cielo, utilizando un detector de carga acoplada de estado

sólido para concentrar la luz débil y procesando después estas imágenes en un ordenador o

computadora. Las galaxias, que se alejan de la Tierra a una velocidad aproximada al 88% de la

velocidad de la luz, pueden haberse formado alrededor de 2.000 millones de años después del

origen del Universo.

EL SOL

Introducción

El Sol es la estrella que, por el efecto gravitacional de su masa, domina el sistema planetario que

incluye a la Tierra. Es el elemento más importante en nuestro sistema solar y el objeto más

grande que contiene aproximadamente el 98% de la masa total del sistema solar. Mediante la

radiación de su energía electromagnética, aporta directa o indirectamente toda la energía que

mantiene la vida en la Tierra, porque todo el alimento y el combustible procede en última

instancia de las plantas que utilizan la energía de la luz del Sol.

A causa de su proximidad a la Tierra y como es una estrella típica, el Sol es un recurso

extraordinario para el estudio de los fenómenos estelares. No se ha estudiado ninguna otra

estrella con tanto detalle. La estrella más cercana al Sol está a 4,3 años luz; para observar los

rasgos de su superficie comparables a los que se pueden ver de forma habitual en el Sol, se

necesitaría un telescopio de casi 30 km de diámetro. Además, un telescopio así tendría que ser

colocado en el espacio para evitar distorsiones causadas por la atmósfera de la Tierra.

Historia de la observación científica

Durante la mayor parte del tiempo que los seres humanos han estado sobre la Tierra, el Sol ha

sido considerado un objeto de especial importancia. Muchas culturas antiguas adoraron al Sol y

muchas más reconocieron su importancia en el ciclo de la vida. Aparte de su relevancia

posicional para señalar, por ejemplo, solsticios, equinoccios y eclipses, el estudio cuantitativo

del Sol data del descubrimiento de las manchas solares; el estudio de sus propiedades físicas no

comenzó hasta mucho más tarde. Los astrónomos chinos observaron manchas solares a simple

vista ya en el año 200 a.C. Pero en 1611, Galileo utilizó el telescopio, recién inventado, para

observarlas de modo sistemático. El descubrimiento de Galileo significó el comienzo de una

nueva aproximación al estudio del Sol, que pasó a ser considerado un cuerpo dinámico, en

evolución, y sus propiedades y variaciones pudieron ser, por tanto, comprendidas

científicamente.

El siguiente avance importante en el

estudio del Sol se produjo en 1814 como

resultado directo del invento del

espectroscopio por el físico alemán Joseph

von Fraunhofer. Un espectroscopio divide

la luz en las longitudes de onda que la

componen, o colores. Aunque el espectro

del Sol había sido observado ya en 1666 por

el matemático y científico inglés Isaac

Newton, la precisión del trabajo de

Fraunhofer sentó las bases para los

primeros intentos de una explicación

teórica detallada de la atmósfera solar.

Parte de la radiación de la superficie visible del Sol (la fotosfera) es absorbida por el gas, algo

más frío, que hay sobre ella. Sin embargo, sólo se absorben longitudes de onda de radiación

particulares, que dependen de las especies atómicas presentes en la atmósfera solar. En 1859,

el físico alemán Gustav Kirchhoff demostró que la falta de radiación en ciertas longitudes de

onda del espectro solar de Fraunhofer se debía a la absorción de radiación por átomos de

algunos de los mismos elementos presentes en la Tierra. Con esto, no sólo demostró que el Sol

está compuesto de materia común, sino que también planteó la posibilidad de obtener

información detallada sobre los objetos celestes mediante el estudio de la luz emitida por ellos.

Éste fue el comienzo de la astrofísica.

El progreso en el conocimiento del Sol ha continuado gracias a la habilidad de los científicos para

hacer observaciones nuevas o mejorar las anteriores. Entre los avances en instrumentos de

observación que han influido de forma significativa en la física solar están el espectroheliógrafo,

que mide el espectro de los rasgos solares individuales; el coronógrafo, que permite el estudio

de la corona solar sin eclipses, y el magnetógrafo, inventado por el astrónomo estadounidense

Horace W. Babcock en 1948, que mide la fuerza del campo magnético de la superficie solar. El

desarrollo de cohetes y satélites ha permitido a los científicos observar la radiación en longitudes

de onda no transmitidas a través de la atmósfera de la Tierra. Entre los instrumentos

desarrollados para su uso en el espacio se encuentran los coronógrafos, los telescopios y los

espectrógrafos sensibles a una radiación ultravioleta extrema y a los rayos X. Los instrumentos

especiales han revolucionado el estudio de la atmósfera exterior al Sol.

Composición y estructura

La energía solar se crea en el interior del Sol. Es aquí donde la temperatura (15.000.000° C) y la

presión (340 mil veces la presión del aire en la Tierra al nivel del mar) son tan intensas que se

llevan a cabo las reacciones nucleares. Éstas reacciones causan que cuatro átomos de hidrógeno

se fusionen y formen una partícula alfa ó núcleo de helio. La partícula alfa tiene cerca de 0.7 %

menos masa que los cuatro protones. La diferencia en la masa es expulsada como energía y es

llevada a la superficie del Sol, a través de un proceso conocido como convección, donde se

liberan luz y calor. La energía generada en el centro del Sol tarda un millón de años para alcanzar

la superficie solar. Cada segundo se convierten 700 millones de toneladas de hidrógeno en

cenizas de helio. En el proceso se liberan 5 millones de toneladas de energía pura; por lo cual, el

Sol cada vez se vuelve más ligero.

La energía producida de esta forma es transportada a la mayor parte de la superficie solar por

radiación. Sin embargo, más cerca de la superficie, en la zona de convección que ocupa el último

tercio del radio solar, la energía es transportada por la mezcla turbulenta de gases. La fotosfera

es la superficie superior de la zona de convección. Se pueden ver pruebas de la turbulencia en

la zona de convección observando la fotosfera y la atmósfera situada encima de ella.

Las células turbulentas de la fotosfera le confieren una apariencia irregular y heterogénea. Este

modelo, conocido como granulación solar, lo provoca la turbulencia en los niveles más altos de

la zona de convección. Cada gránulo mide unos 2.000 km de ancho. Aunque el modelo de

granulación siempre está presente, los gránulos individuales solamente duran unos 10 minutos.

También se presenta un modelo de convección mucho mayor, provocado por la turbulencia que

se extiende en las profundidades de la zona de convección. Este modelo de sobregranulación

contiene células que duran un día y tienen 30.000 km de ancho como media.

Manchas solares

George Ellery Hale descubrió en 1908 que las

manchas solares (áreas más frías de la

fotosfera) presentan campos magnéticos

fuertes. Estas manchas solares se suelen dar

en parejas, con las dos manchas con campos

magnéticos que señalan sentidos opuestos.

El ciclo de las manchas solares, en el que la

cantidad de manchas solares varía de menos

a más y vuelve a disminuir al cabo de unos 11

años, se conoce por lo menos desde

principios del siglo XVIII. Sin embargo, el

complejo modelo magnético asociado con el

ciclo solar sólo se comprobó tras el

descubrimiento del campo magnético del

Sol.

Como cada mancha solar dura como mucho

unos pocos meses, el ciclo solar de 22 años refleja los procesos asentados y de larga duración

en el Sol y no las propiedades de las manchas solares individuales. Aunque no se comprenden

del todo, los fenómenos del ciclo solar parecen ser el resultado de las interacciones del campo

magnético del Sol con la zona de convección en las capas exteriores. Además, estas interacciones

se ven afectadas por la rotación del Sol, que no es la misma en todas las latitudes. El Sol gira una

vez cada 27 días cerca del ecuador, pero una vez cada 31 días más cerca de los polos.

La corona

La atmósfera solar exterior que se extiende varios radios solares desde el disco del Sol es la

corona. Todos los detalles estructurales de la corona se deben al campo magnético. La mayor

parte de la corona se compone de grandes arcos de gas caliente: arcos más pequeños dentro de

las regiones activas y arcos mayores entre ellas. Las formas arqueadas y a veces rizadas se deben

al campo magnético.

En los años cuarenta se descubrió que la corona es mucho más cálida que la fotosfera. La

fotosfera del Sol, o superficie visible, tiene una temperatura de casi 6.000º C. La cromosfera,

que se extiende varios miles de kilómetros por encima de la fotosfera, tiene una temperatura

cercana a los 30.000º C. Pero la corona, que se extiende desde justo encima de la cromosfera

hasta el límite con el espacio interplanetario, tiene una temperatura de 1.000.000º C. Para

mantener esta temperatura, la corona necesita un suministro de energía.

La búsqueda del mecanismo por el cual la energía llega a la corona es uno de los problemas

clásicos de la astrofísica. Todavía está sin resolver, aunque se han propuesto muchas

explicaciones. Las recientes observaciones del espacio han mostrado que la corona es una

colección de rizos magnéticos, y cómo se calientan estos rizos se ha convertido en el foco

principal de la investigación astrofísica.

El campo magnético también puede retener material más frío encima de la superficie del Sol,

aunque este material sólo permanece estable unos pocos días. Estos fenómenos se pueden

observar durante un eclipse como pequeñas regiones, conocidas como protuberancias, en el

mismo extremo del Sol, como joyas de una corona. Están en calma, pero ocasionalmente entran

en erupción, arrojando material solar al espacio.

Viento solar

En uno o dos radios solares desde la superficie del Sol, el campo magnético de la corona tiene la

fuerza suficiente para retener el material gaseoso y caliente de la corona en grandes circuitos.

Cuanto más lejos está del Sol, el campo magnético es más débil y el gas de la corona puede

arrojar literalmente el campo magnético al espacio exterior. Cuando sucede esto, la materia

recorre grandes distancias a lo largo del campo magnético.

El flujo constante del material arrojado desde la corona es conocido como viento solar y suele

llegar de las regiones denominadas agujeros de la corona. Allí, el gas es más frío y menos denso

que en el resto de la corona, produciendo una menor radiación. El viento solar de los grandes

agujeros de la corona (que puede durar varios meses) es muy fuerte. Debido a la rotación solar,

estas regiones de fuerte viento solar, conocidas como corrientes de viento solar a gran

velocidad, suelen repetirse cada 27 días vistas desde la Tierra. El viento solar provoca

alteraciones que se pueden detectar desde el campo magnético de la Tierra.

Evolución solar

El pasado y el futuro del Sol se han deducido de los modelos teóricos de estructura estelar.

Durante sus primeros 50 millones de años, el Sol se contrajo hasta llegar a su tamaño actual. La

energía liberada por el gas calentaba el interior y, cuando el centro estuvo suficientemente

caliente, la contracción cesó y la combustión nuclear del hidrógeno en helio comenzó en el

centro. El Sol ha estado en esta etapa de su vida durante unos 4.500 millones de años.

En el núcleo del Sol hay hidrógeno suficiente para durar otros 4.500 millones de años. Cuando

se gaste este combustible, el Sol cambiará: según se vayan expandiendo las capas exteriores

hasta el tamaño actual de la órbita de la Tierra, el Sol se convertirá en una gigante roja, algo más

fría que hoy pero 10.000 veces más brillante a causa de su enorme tamaño. Sin embargo, la

Tierra no se consumirá porque se moverá en espiral hacia afuera, como consecuencia de la

pérdida de masa del Sol. El Sol seguirá siendo una gigante roja, con reacciones nucleares de

combustión de helio en el centro, durante sólo 500 millones de años. No tiene suficiente masa

para atravesar sucesivos ciclos de combustión nuclear o un cataclismo en forma de explosión,

como les ocurre a algunas estrellas. Después de la etapa de gigante roja, se encogerá hasta ser

una enana blanca, aproximadamente del tamaño de la Tierra, y se enfriará poco a poco durante

varios millones de años. Este proceso puede tomarle un trillón de años.

PLANETAS

Introducción

Se considera planeta a cualquiera de los nueve cuerpos celestes más importantes que están en

órbita alrededor del Sol y brillan por el reflejo de su luz. Asteroides, cometas y meteoroides son

cuerpos menores que también tienen al Sol como astro primario, es decir, no son satélites de

un planeta.

MERCURIO

Introducción

Mercurio recibió este nombre de los romanos por el mensajero

de pies alados de los dioses ya que parecía moverse más rápido

que ningún otro planeta. Es el planeta más cercano al Sol, y el

segundo más pequeño del Sistema Solar. Su diámetro es un 40%

más pequeño que la Tierra y un 40% más grande que la Luna. Es

incluso más pequeño que la luna de Júpiter, Ganimedes o la luna

de Saturno, Titán.

Se encuentra a una distancia aproximada del Sol de 58 millones

de km, tiene un diámetro 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 días (año del planeta). Los estudios de

radar del planeta muestran que gira sobre su eje una vez cada

58,7 días 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.

Si un explorador pudiese poner sus pies en la superficie de Mercurio, descubriría un terreno muy

parecido a la superficie lunar. Las colinas redondeadas y cubiertas de polvo de Mercurio han

sido erosionadas por el constante bombardeo de meteoritos. Las fallas se levantan varios

kilómetros en altura y se prologan cientos de kilómetros. Los cráteres recubren la superficie. El

explorador notaría que el Sol parece dos veces y media más grande que en la Tierra; sin

embargo, el cielo estás siempre negro debido a la falta de una atmósfera suficiente para

provocar la dispersión de la luz. A medida que el explorador recorra el espacio con su vista,

podría ver dos brillantes estrellas. Una con aspecto cremoso, Venus y la otra de color azul, la

Tierra.

Recién entre 1974 y 1975 (sobrevuelos de la sonda espacial Mariner 10 sobre Mercurio) se pudo

conocer más sobre el planeta debido a las dificultades de observación que tienen los telescopios

de la Tierra. Las fotografías del planeta lo muestran muy parecido a la Luna, con una superficie

llena de cráteres; sus temperaturas podían ser de 430 ºC en el lado iluminado por el Sol y de -

180 ° C en el lado oscuro. La Mariner 10 detectó también un campo magnético con una fuerza

del 1% del de la Tierra. La superficie de Mercurio, a diferencia de la de la Luna, está atravesada

por grandes fracturas quizá procedentes del periodo de contracción que experimentó en sus

primeros tiempos, cuando el planeta se enfrió. En su máxima elongación está a solo 28 grados

del Sol tal como se puede ver desde la Tierra. Debido a esto, solo puede ser observado durante

el ocaso o en horas diurnas, atravesando una masa considerable de la atmósfera terrestre.

En 1991 radiotelescopios terrestres de gran potencia revelaron señales de enormes extensiones

de hielo en las regiones polares de Mercurio que la Mariner 10 no había cubierto.

En la década de 1880, Giovanni Schiaparelli realizó un dibujo que recogía algunas características

tenues de Mercurio. Determinó que Mercurio debía estar anclado por las mareas al Sol, tal como

lo está la Luna a la Tierra. En 1962, los radioatrónomos estudiaron las emisiones de radio

procedentes de Mercurio y determinaron que el lado oscuro estaba demasiado caliente para

que existiese este anclaje mareal. Debería estar mucho más frío si nunca se enfrentaba a los

rayos del Sol. En 1965,Pettengill y Dyce determinaron el período de rotación de Mercurio en 59

+/- 5 días a partir de las observaciones por radar. Más tarde, en 1971, Goldstein refinó el período

de rotación hasta los 58,65 +/- 0,25 días utilizando también observaciones por radar. Después

de la observación cercana por la nave espacial Mariner 10, el período se estableció en 58,646

+/- 0,005 días.

Aunque Mercurio no está anclado por las mareas al Sol, su período rotacional está relacionado

con su período orbital. Mercurio rota sobre si mismo una vez y media en cada órbita. Debido a

esta relación 3:2, un día de Mercurio (de un amanecer a otro amanecer) dura 176 días terrestres.

Durante el pasado lejano de Mercurio, su período de rotación podría haber sido más rápido. Los

científicos especulan que su rotación podría haberse realizado en tan sólo 8 horas, pero durante

millones de años ha disminuidodebido a las mareas solares. Un modelo de este proceso indica

que tal desaceleración podría tardar 109 años y aumentaría la temperatura interior del planeta

unos 100 grados Kelvin.

La mayor parte de los hallazgos científicos proceden de la nave espacial Mariner 10 que fue

lanzada el 3 de Noviembre de 1973. Pasó por las cercanías del planeta el 29 de Marzo de 1974

a una distancia de 705 kilómetros desde la superficie. El 21 de Septiembre de 1974 pasó por

segunda vez cerca del planeta y el 16 de Marzo de 1975 lo hizo una tercera vez. Durante estas

visitas, se realizaron mas de 2.700 fotografías, que cubren el 45% de la superficie de Mercurio.

Hasta esa fecha los científicos no habían llegado a sospechar siquiera que Mercurio posía campo

magnético. Pensaban que como era pequeño, su núcleo no se podía haber solidificado hace

mucho tiempo. La presencia de un campo magnético indica que el planeta tiene un núcleo de

hierro que esta al menos parcialmente fundido. Los campos magnéticos son generados por la

rotación de un núcleo fundido conductivo en un proceso que recibe el nombre de efecto

dínamo.

La Mariner 10 nos mostró que Mercurio posee un campo magnético que es el 1% del campo

magnético terrestre. Este campo magnético está inclinado unos 7 grados respecto al eje de

rotación de Mercurio y produce magnetosfera alrededor del planeta. La fuente de este campo

magnético es desconocida. Podría deberse a un núcleo de hierro parcialmente fundido situado

en el interior del planeta. Otra fuente del campo podría ser la magnetización remanente de las

rocas con hierro en su composicóin que fueron magnetizadas por un campo mágnetico más

potente durante los años de juventud del planeta. A medida que el planeta se enfrió y solidificó

la magnetización remanente se conservó.

Incluso antes de la Mariner 10, ya se sabía que Mercurio tenía una densidad elevada. Su

densidad es 5,44 g/cm3 que es comparable a la densidad terrestre de 5,52 g/cm3. En un estado

sin compresión, la densidad de Mercurio es de 5,5 g/cm3 mientras que la de la Tierra sólo llega

a los 4,0 g/cm3. Esta alta densidad indica que el planeta está compuesto en un 60 a 70 por ciento

por metales pesados y un 30% por silicatos pesado. Esto da lugar a un núcleo que ocupa el 75%

del radio del planeta y tiene un volumen igual al 42% del volumen total del planeta.

Los estudios espectroscópicos de Mercurio nos muestran una tenue atmósfera que contiene

sodio y potasio; en apariencia, sus átomos proceden de la corteza del planeta. Sus colisiones con

otros planetas de nueva formación en los orígenes del sistema solar pudieron despojarle de los

materiales más ligeros, lo que explica la relativamente alta densidad de Mercurio. La fuerza de

gravedad de la superficie del planeta es más o menos una tercera parte de la de la Tierra.

La superficie de Mercurio

Las imágenes enviadas a la Tierra por la nave espacial Mariner 10 muestran un mundo que

recuerda a la Luna. Está recubierto por cráteres, contiene grandes cuencas de anillos múltiples,

y muchos ríos de lava. Los cráteres van desde los 100 metros (tamaño más pequeño que se

puede diferenciar en las imágenes de la Mariner 10) hasta los 1.300 kilómetros. Aparecen en

varios estados de preservación. Algunos son jóvenes con bordes abruptos y brillantes rayos que

se alejan de ellos. Otros están muy degradados, con bordes que han sido suavizados por el

bombardeo de meteoritos. El cráter más grande de Mercurio es la Cuenca Caloris. Una cuenca

segun Hartmann y Kuiper (1962) esta definida como una "gran depresión circular con diferentes

anillos concéntricos y alineaciones radiales". Otros consideran que cualquier cráter superior a

los 200 kilómetros es una cuenta. La Cuenca Caloris tiene 1.300 kilómetros de diámetro, y fue

causada probablemente por proyectiles que superaban los 100 kilómetros de sección. El

impacto dio lugar a anillos montañosos concéntricos con alturas de tres kilómetros y enviaron

su

eyecciones hasta los 600 u 800 kilómetros sobre la superficie del planeta. (Otro buen ejemplo

de cuenca con anillos concéntricos es la Región Valhalla en la luna de Júpiter, Calisto) Las ondas

sísmicas producidas por el impacto en Caloris se enfocaron en el otro lado del planeta, dando

lugar a una región de terreno caótico. Después del impacto el cráter se llenó parcialmente por

ríos de lava.

Mercurio está marcado por grandes acantilados

curvos o escarpaduras lobulares que fueron

aparentemente formados a medida que Mercurio

se enfriaba y se encogía en tamaño varios kilómetros.

Esta reducción de tamaño produjo una corteza

arrugada con farallones de varios

kilómetros de altura y cientos de kilómetros de

longitud.

La mayor parte de la superficie de Mercurio está

cubierta por llanuras. Muchas de ellas son viejas y

están llenas de cráteres, pero algunas más

jóvenes tienen menos cráteres. Los científicos han

clasificado estas llanuras como llanuras intercráter y

llanuras suaves. Las primeras están

menos saturadas de cráteres y estos tienen diámetros inferiores a los 15 kilómetros. Estas

llanuras fueron formadas probablemente cuando

los ríos de lava sepultaron el terreno antiguo. Las llanuras suaves son más jóvenes todavía con

menos cráteres. Estas últimas se pueden

encontrar alrededor de la cuenca Caloris En algunas zonas se pueden ver parches de lava lisa

que recubren los cráteres.

La historia de la formación de Mercurio es similar a la de la Tierra. Hace unos 4.500 millones de

años se formó el planeta. Esta fue una época

de intenso bombardeo de los planetas a medida que recolectaban el material y los restos de la

nebulosa de la que se formaron. En una etapa

temprana de esta formación, Mercurio probablemente se diferenció en un denso núcleo

metálico y una corteza de silicatos. Despues de un período de intenso bombardeo, la lava corrío

por la superficie del planeta y recubrió la antigua corteza. Alcanzado este punto, la mayor parte

de los residuos de la nebulosa original habían sido barridos ya y Mercurio entró en un período

de bombardeo más ligero. Durante este período se formaron las llanuras intercráteres. Luego

Mercurio se enfrió. Su núcleo se contrajo dando lugar a su vez a la rotura de la corteza y

originando la aparición de prominentes escarpes lobulares. Durante la tercera etapa, la lava

anegó las tierras bajas y produjo las llanuras suaves. Durante la cuarta etapa el bombardeo de

micrometeoritos produjo una superficie pulverulenta también conocida como regolito. Unos

pocos meteoritos de mayor tamaño chocaron contra la superficie produciendo brillantes

cráteres con radios. Salvo por las ocasionales colisiones de algún meteorito, la superficie de

Mercurio ya no está activa y permanece como estaba hace millones de años.

¿Puede existir agua en Mercurio?

Podría parecer que Mercurio no puede poseer agua bajo ninguna forma. Tiene una atmósfera

muy tenue y está muy caliente durante el día, pero en 1991 científicos del Caltech lanzaron

ondas de radio sobre Mercurio y detectaron un retorno brillante muy poco usual sobre el polo

norte del planeta. El aparente brillo del polo norte podría ser explicado por la presencia de hielo

sobre o justo debajo de la superfice. Pero, ¿es posible que Mecurio tenga hielo? Debido a que

la rotación de Mercurio es casi perpendicular a su plano orbital, el polo norte siempre ve el sol

por debajo del horizonte y los científicos sospechan que podría estas a temperatura inferiores a

los -161° C. Estas gélidas temperaturas podrían atrapar el agua que surge del planeta en forma

de gas, o los hielos llevados hasta allí por los impactos cometarios. Estos depósitos de hielo

podrían estar cubiertos por una capa de polvo y, a pesar de ello, dar un retorno brillante en el

radar.

VENUS

Introducción

Venus, que recibe el nombre de la diosa romana del amor y la

belleza, es el segundo planeta desde el Sol. Es el objeto más

brillante del cielo, después 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 está situado al Oeste al atardecer.

En la antigüedad, al lucero de la tarde se le llamaba Hesperus y

al lucero del alba Phosphorus o Lucifer. Debido a las distancias

de las órbitas de Venus y la Tierra desde el Sol, Venus no es

visible nunca más de tres horas antes del amanecer o tres horas

después del ocaso. Los primeros astrónomos pensaron que

Venus podría ser en realidad dos cuerpos separados.

Observado a través de un telescopio, el planeta muestra fases

como la Luna. Cuando Venus presenta su fase completa parece menor porque está en el lado

más alejado del Sol desde la Tierra. Su máxima brillantez (una magnitud de -4,4 o 15 veces el

brillo de la estrella más brillante) la muestra en su fase creciente. Las fases y las posiciones de

Venus en el cielo se repiten en un periodo sinódico de 1,6 años. Los tránsitos a través de la cara

del Sol son raros y tienen lugar de dos en dos en intervalos de poco más de un siglo. Los dos

próximos serán en el 2004 y el 2012.

Los astrónomos se refieren a Venus como el planeta hermano de la Tierra. Ambos tienen similar

tamaño, masa, densidad y volumen. Ambos se formaron más o menos al mismo tiempo y se

condesaron a partir de la misma nebulosa. Sin embargo, durante los últimos años los

investigadores han encontrado que el parecido termina aquí. Venus es muy diferente de la

Tierra. No tiene oceános y está rodeado por una pesada atmósfera compuesta principalmente

por dióxido de carbono con casi nada de vapor de agua. Sus nubes estan compuestas por gotas

de ácido sulfúrico. En la superficie, la presión atmosférica es 92 veces mayor que la presión en

la Tierra a nivel del mar.

Venus es abrasador con una temperatura en la superficie de unos 482° C. Esta alta temperatura

es debida básicamente a un aplastante efecto invernadero causado por la pesada atmósfera y

el dióxido de carbono. La luz solar atraviesa la atmósfera para calentar la supercicie del planeta.

El calor es radiado de nuevo hacia el exterior pero es atrapado por la densa atmósfera y no

puede escapar hacia el espacio. Esto hace que Venus sea más caliente que Mercurio.

Un día Venusiamo tiene 243 días terrestres y es más largo que su año de 225 días. De una forma

extraña, Venus rota del este hacia el oeste. Para un observador en Venus, el Sol se levantaría

por el oeste para ponerse por el este.

Exploración

Todo Venus está cubierto de nubes y tiene una atmósfera 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 utilización de vehículos espaciales, en concreto aquéllos que han descendido a

través de la atmósfera portando sondas.

El primer vuelo que se acercó a su superficie fue el Mariner 2, lanzado por Estados Unidos en

1962, seguido por el Mariner 5 en 1967 y el Mariner 10 en 1974. La antigua Unión Soviética

desarrolló varias sondas de entrada, combinadas con aparatos de vuelo de paso u orbitadores:

Venera 4 y 5 (1967), 6 (1969), 7 (1970), 8 (1972), 9 y 10 (1975), 11 y 12 (1978), 13 y 14 (1981), y

15 y 16 (1983); Vega 1 y 2, enviadas hacia el cometa Halley en 1984, también volaron hacia

Venus y enviaron cápsulas de descenso. Varias de estas sondas llegaron con éxito a la superficie

del planeta. Estados Unidos envió dos misiones Pioneer Venus en 1978. Pioneer Venus 2 envió

cuatro sondas a la superficie, al tiempo que la nave exploraba la atmósfera superior. Pioneer

Venus 1, un orbitador, continúa midiendo la atmósfera superior. La sonda Magallanes, lanzada

hacia Venus en 1989, comenzó a transmitir imágenes de radar del planeta en 1990. Han sido

procesadas por ordenador o computadora hasta formar espectaculares figuras tridimensionales

del terreno.

Atmósfera

La temperatura de la superficie de Venus es muy uniforme y alcanza unos 462 ° C; la presión de

la superficie es 96 veces la de la Tierra. La atmósfera está compuesta casi en su totalidad por

dióxido de carbono (CO2). La base de las nubes está a 50 km de la superficie y las partículas de

estas nubes son sobre todo ácido sulfúrico concentrado. El planeta no tiene campo magnético

perceptible.

Que el 97% de la atmósfera de Venus sea CO2 no es tan extraño como pudiera parecer; de

hecho, la corteza terrestre contiene casi la misma cantidad en forma de tierra caliza. Cerca del

3% de la atmósfera venusiana es nitrógeno (N2). Por contraste, el 78% de la atmósfera terrestre

es nitrógeno. El agua y el vapor de agua son muy raros en Venus. Muchos científicos argumentan

que Venus, al estar más cerca del Sol, está sujeto a un llamado efecto invernadero desbocado

que provocó que se evaporaran algunos océanos en la atmósfera. Los átomos de hidrógeno de

las moléculas de agua podían haberse perdido en el espacio y los átomos de oxígeno en la

corteza. Otra posibilidad es que Venus tuviera en principio muy poca agua.

El ácido sulfúrico de las nubes también tiene su correspondencia en la Tierra; forma nieblas muy

finas en la estratosfera. Este ácido cae con la lluvia y reacciona con los materiales de la superficie;

la denominada lluvia ácida daña determinadas partes del medio ambiente. En Venus, el ácido se

evapora en la base de las nubes y sólo puede permanecer en la atmósfera. La parte superior de

las nubes, visible desde la Tierra y desde el Pioneer Venus 1, se extiende como neblina 70 u 80

km por encima de la superficie del planeta. Las nubes contienen una impureza de color amarillo

pálido que se detecta mejor con longitudes de onda cercanas al ultravioleta. Las variaciones en

el contenido de dióxido de azufre de la atmósfera podrían indicar vulcanismo activo en el

planeta.

En la cima de las nubes es posible distinguir ciertos modelos de nube y rasgos climáticos que

proporcionan información sobre el movimiento del viento en la atmósfera. Los vientos del nivel

superior rodean al planeta a una velocidad de 360 km/h. Estos vientos recorren el planeta,

soplando en casi todas las latitudes, desde el ecuador a los polos. El seguimiento del movimiento

de las sondas descendentes ha mostrado que, a pesar de la existencia de estos vientos de nivel

superior de alta velocidad, mucho más de la mitad de la densísima atmósfera de Venus, próxima

a la superficie del planeta, está estancada. Desde la superficie hasta los 10 km de altura, las

velocidades del viento sólo son de 3 a 18 kilómetros por hora.

La atmósfera superior y la ionosfera han sido estudiadas con gran detalle por el Pioneer Venus

1 mientras las atravesaba una vez al día. En la Tierra, esta región es muy cálida; en Venus no, a

pesar de estar más cerca del Sol. Resulta sorprendente que el lado nocturno de Venus sea muy

frío (las temperaturas del lado diurno son de 40 ° C y las del lado nocturno de -170 ° C). Los

científicos sospechan que los fuertes vientos soplan desde el lado diurno hacia el vacío casi total

provocado por las bajas temperaturas del lado nocturno. Estos vientos arrastrarían gases ligeros,

como hidrógeno y helio, que están concentrados en un "engrosamiento" del lado nocturno.

En la Tierra, la ionosfera está aislada del viento solar por la magnetosfera. Venus carece de

campo magnético propio, pero el viento solar parece generar una magnetosfera inducida.

Características de la superficie

La superficie de Venus es relativamente joven, geológicamente hablando. Parece haber sido

reconstruida completamente hace unos 300-500 millones de años. Los investigadores debaten

ahora cómo y por qué ocurrió esto. La topografía Venusiana está compuesta por vastas llanuras

cubiertas por ríos de lava y montañas o mesetas deformadas por la actividad geológica. El Monte

Maxwell en la Tierra de Ishtar es el punto más alto de Venus. Las mesetas de la Tierra de Afrodita

se extienden a lo largo de casi la mitad del ecuador. Las imágenes de la sonda Magallanes de las

mesetas tomadas desde una altura de 2.5 kilómetros son inusualmente brillantes, lo que es

propio de suelos húmedos. Sin embargo, el agua líquida no existe en la superficie y por lo tanto

no puede ser la causa del brillo de las mesetas. Una teoría sugiere que este material brillante

podría estar constituido por compuestos metálicos. Diversos estudios muestran que el material

podría ser pirita de hierro (también conocida por el nombre de "oro de los tontos"). Es inestable

en las tierras bajas pero sería estable en las mesetas. El material podría ser también algún tipo

de material exótico que produciría los mismos resultados pero en concentraciones menores.

Venus está surcado por numerosos cráteres de impacto distribuidos aleatoriamente sobre su

superficie. Los cráteres con menos de 2 kilómetros no existen apenas, debido a la pesada

atmósfera de Venus. La excepción se produce cuando los meteoritos grandes se fracturan justo

antes del impacto, dando lugar a las agrupaciones de cráteres. Los volcanes y los fenómenos

volcánicos son tdavía más numerosos. Al menos el 85% de la superficie de Venus esta cubierta

por roca volcánica. Grandes ríos de lava, que se prolongan durante cientos de kilómetros, han

cubierto las tierras bajas creando vastas llanuras. Más de 100.000 pequeños escudos volcánicos

puntean la superficie junto con cientos de grandes volcanes. Los ríos procedentes de los

volcanes han producido largos canales sinuosos que se prolongan por cientos de kilómetros,

destacando uno con casi 7.000 kilómetros de longitud.

Sobre Venus pueden encontrarse gigantescas calderas con más de 100 kilómetros de diámetro.

Las calderas terrestres suelen tener normalmente sólo unos pocos kilómetros de diámetro.

Algunos fenómenos únicos en Venus incluyen las coronas y los aracnoides. Las coronas son

grandes fenómenos circulares u ovales, rodeados por acantilados y con cientos de kilómetros

de envergadura. Se piensa que son el reflejo en superficie de los afloramientos del manto. Los

aracnoides son fenómenos alargados similares a las coronas. Podrían haber sido causados por

la roca fundida que se filtra a través de las fracturas y da lugar a sistemas radiales de fracturas y

diques.

Venus gira muy lentamente sobre su eje y la dirección es retrógrada (contraria a la de la Tierra).

Curiosamente, cuando los dos planetas están más 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.

En contraste con la enorme antena que necesitó el radar terrestre que traza los mapas de Venus,

un modesto instrumento del Pioneer Venus 1 pudo dirigir un reconocimiento casi global.

Combinado con los datos de las sondas soviéticas y los del radar, el reconocimiento mostró que

la superficie de Venus es, ante todo, una meseta plana interrumpida por dos zonas montañosas

del tamaño de un continente conocidas como Ishtar Terra y Aphrodite Terra. Esta última ocupa

la parte más lejana de Venus según se ve desde la Tierra cuando ambos planetas están más

alejados.

El radar más potente a bordo de la sonda espacial Magallanes ha descubierto volcanes muy

activos, grandes corrientes de lava solidificada y una amplia serie de cráteres meteóricos. El

mayor cráter de impacto que se ha observado mide casi 160 km de diámetro (el más pequeño,

unos 5 km). El radar de la sonda podría resolver incluso cráteres más pequeños, si los hubiera.

La densa atmósfera de Venus impide que meteoroides más pequeños alcancen la superficie del

planeta.

El reconocimiento global y otras sondas también han dejado pruebas de que, al menos en el

pasado, hubo una gran actividad tectónica en Venus. Estas pruebas incluyen cordilleras,

cañones, una depresión que se extiende 1.400 km a lo largo de la superficie y un gigantesco cono

volcánico cuya base mide más de 700 km de ancho. Las sondas soviéticas enviaron fotografías

de las áreas donde se posaron y también midieron la radiactividad natural de las rocas. La

radiactividad recuerda a la del granito y sugiere que el material de Venus se diferencia

químicamente por su actividad volcánica. Las rocas angulosas que se pueden ver en las imágenes

soviéticas también sugieren la existencia de actividad geológica que contrarrestaría las fuerzas

de erosión.

TIERRA

Introducción

Desde la perspectiva que tenemos en la

Tierra, nuestro planeta parece ser grande y

fuerte con un océano de aire interminable.

Desde el espacio, los astronautas

frecuentemente tienen la impresión de que

la Tierra es pequeña, con una delgada y frágil

capa de atmósfera. Para un viajero espacial,

las características distintivas de la Tierra son

las aguas azules, masas de tierra café y verde

y nubes blancas contrastando con un fondo

negro.

Muchos sueñan con viajar en el espacio y ver

las maravillas del universo. En realidad todos

nosotros somos viajeros espaciales. Nuestra

nave es el planeta Tierra, viajando a una velocidad de 108.000 kilómetros por hora.

La Tierra es el tercer planeta más cercano al Sol, a una distancia de alrededor de 150 millones

de kilómetros y el quinto en cuanto a tamaño de los nueve planetas principales. Tiene un

diámetro de 12.756 kilómetros, solamente unos cuantos kilómetros más grande que el diámetro

de Venus. Nuestra atmósfera está compuesta de un 78 por ciento de nitrógeno, 21 por ciento

de oxígeno y 1 por ciento de otros constituyentes. Es el único planeta conocido que tiene vida,

aunque algunos de los otros planetas tienen atmósferas y contienen agua.

La Tierra no es una esfera perfecta, sino que tiene forma de pera. Cálculos basados en las

perturbaciones de las órbitas de los satélites artificiales revelan que la Tierra es una esfera

imperfecta porque el ecuador se engrosa 21 km; el polo norte está dilatado 10 m y el polo sur

está hundido unos 31 metros.

Movimiento

Al igual que todo el sistema solar, la Tierra se mueve por el espacio a razón de unos 20,1 km/s o

72,360 km/h hacia la constelación de Hércules. Sin embargo, la galaxia Vía Láctea como un todo,

se mueve hacia la constelación Leo a unos 600 km/s. La Tierra y su satélite, la Luna, también

giran juntas en una órbita elíptica alrededor del Sol. A la Tierra le toma 365,256 días viajar

alrededor del Sol y 23,9345 horas para que una revolución completa. La excentricidad de la

órbita es pequeña, tanto que la órbita es prácticamente un círculo. La circunferencia aproximada

de la órbita 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 razón de un poco más de 1.600 km/h

y un punto de la Tierra a 45° de altitud N, gira a unos 1.073 km/h.

Composición

Se puede considerar que la Tierra se divide en cinco partes: la primera, la atmósfera, es gaseosa;

la segunda, la hidrosfera, es líquida; la tercera, cuarta y quinta, la litosfera, el manto y el núcleo

son sólidas. La atmósfera es la cubierta gaseosa que rodea el cuerpo sólido del planeta. Aunque

tiene un grosor de más de 1.100 km, aproximadamente la mitad de su masa se concentra en los

5,6 km más bajos. La litosfera, compuesta sobre todo por la fría, rígida y rocosa corteza terrestre,

se extiende a profundidades de 100 km. La hidrosfera es la capa de agua que, en forma de

océanos, cubre el 70,8% de la superficie de la Tierra. El manto y el núcleo son el pesado interior

de la Tierra y constituyen la mayor parte de su masa.

La hidrosfera se compone principalmente de océanos, pero en sentido estricto comprende todas

las superficies acuáticas del mundo, como mares interiores, lagos, ríos y aguas subterráneas. La

profundidad media de los océanos es de 3.794 m, más de cinco veces la altura media de los

continentes. La masa de los océanos es de 1.350.000.000.000.000.000 toneladas, o el 1/4.400

de la masa total de la Tierra.

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 más abundante es el

oxígeno (46,60% del total), seguido por el silicio (27,72%), aluminio (8,13%), hierro (5,0%), calcio

(3,63%), sodio (2,83%), potasio (2,59%), magnesio (2,09%) y titanio, hidrógeno y fósforo

(totalizando menos del 1%). Además, aparecen otros 11 elementos en cantidades del 0,1 al

0,02%. Estos elementos, por orden de abundancia, son: carbón, manganeso, azufre, bario, cloro,

cromo, flúor, circonio, níquel, estroncio y vanadio. Los elementos están presentes en la litosfera

casi por completo en forma de compuestos más que en su estado libre.

La litosfera comprende dos capas (la corteza y el manto superior) que se dividen en unas doce

placas tectónicas rígidas. La corteza misma se divide en dos partes. La corteza siálica o superior,

de la que forman parte los continentes, está constituida por rocas cuya composición química

media es similar a la del granito y cuya densidad relativa es de 2,7. La corteza simática o inferior,

que forma la base de las cuencas oceánicas, está compuesta por rocas ígneas más oscuras y más

pesadas como el gabro y el basalto, con una densidad relativa media aproximada de 3.

La litosfera también incluye el manto superior. Las rocas a estas profundidades tienen una

densidad de 3,3. El manto superior está separado de la corteza por una discontinuidad sísmica,

la discontinuidad de Mohorovicic, y del manto inferior por una zona débil conocida como

astenosfera. Las rocas plásticas y parcialmente fundidas de la astenosfera, de 100 km de grosor,

permiten a los continentes trasladarse por la superficie terrestre y a los océanos abrirse y

cerrarse.

El denso y pesado interior de la Tierra se divide en una capa gruesa, el manto, que rodea un

núcleo esférico más profundo. El 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 sólido 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 la parte inferior de una mezcla de óxidos de

magnesio, hierro y silicio.

La investigación sismológica ha demostrado que el núcleo tiene una capa exterior de unos 2.225

km de grosor con una densidad relativa media de 10. Esta capa es probablemente rígida y los

estudios demuestran que su superficie exterior tiene depresiones y picos, y estos últimos se

forman donde surge la materia caliente. Por el contrario, el núcleo interior, cuyo radio es de

unos 1.275 km, es sólido. Se cree que ambas capas del núcleo se componen en gran parte de

hierro con un pequeño porcentaje de níquel y de otros elementos. Las temperaturas del núcleo

interior pueden llegar a los 6.650 ° C y se considera que su densidad media es de 13.

Edad y origen de la Tierra

La datación radiométrica ha permitido a los científicos calcular la edad de la Tierra en 4.650

millones de años. Aunque las piedras más antiguas de la Tierra datadas de esta forma, no tienen

más de 4.000 millones de años, los meteoritos, que se corresponden geológicamente con el

núcleo de la Tierra, dan fechas de unos 4.500 millones de años, y la cristalización del núcleo y de

los cuerpos precursores de los meteoritos, se cree que ha ocurrido al mismo tiempo, unos 150

millones de años después de formarse la Tierra y el sistema solar.

Después de condensarse a partir del polvo cósmico y del gas mediante la atracción gravitacional,

la Tierra habría sido casi homogénea y relativamente fría. Pero la continuada contracción de

estos materiales hizo que se calentara, calentamiento al que contribuyó la radiactividad de

algunos de los elementos más pesados. En la etapa siguiente de su formación, cuando la Tierra

se hizo más caliente, comenzó a fundirse bajo la influencia de la gravedad. Esto produjo la

diferenciación entre la corteza, el manto y el núcleo, con los silicatos más ligeros moviéndose

hacia arriba para formar la corteza y el manto y los elementos más pesados, sobre todo el hierro

y el níquel, sumergiéndose hacia el centro de la Tierra para formar el núcleo. Al mismo tiempo,

la erupción volcánica, provocó la salida de vapores y gases volátiles y ligeros de manto y corteza.

Algunos eran atrapados por la gravedad de la Tierra y formaron la atmósfera primitiva, mientras

que el vapor de agua condensado formó los primeros océanos del mundo.

Campo Magnético

El rápido movimiento giratorio y el núcleo de hierro y níquel de nuestro planeta generan un

campo magnético extenso, que, junto con la atmósfera, nos protege de casi todas las radiaciones

nocivas provenientes del Sol y de otras estrellas. La atmósfera de la Tierra nos protege de

meteoritos, la mayoría de los cuales se desintegran antes de que puedan llegar a la superficie.

De nuestros viajes al espacio, hemos aprendido mucho acerca de nuestro planeta hogar. El

primer satélite americano, el Explorer 1, descubrió una zona de intensa radiación, ahora llamada

los cinturones de radiación Van Allen. Esta capa está formada por partículas cargadas en rápido

movimiento que son atrapadas por el campo magnético de la Tierra en una región con forma de

dona rodeando el ecuador. Otros descubrimientos de los satélites muestran que el campo

magnético de nuestro planeta está distorsionado en forma de una gota debido al viento solar.

También sabemos ahora que nuestra fina atmósfera superior, que antes se creía era calmada y

sin incidentes, hierve con actividad creciendo de día y contrayéndose en las noches. Afectada

por los cambios en la actividad solar, la atmósfera superior contribuye al tiempo y clima en la

Tierra.

Además de afectar el clima en la Tierra, la actividad solar genera un fenómeno visual dramático

en nuestra atmósfera. Cuando las partículas cargadas del viento solar se quedan atrapadas en

el campo magnético de la Tierra, chocan con moléculas de aire sobre los polos magnéticos de

nuestro planeta. Estas moléculas de aire entonces empiezan a emitir luz y son conocidas como

las auroras o las luces del norte y del sur.

El estudio de la intensidad del campo magnético de la Tierra es valioso desde el punto de vista

de la ciencia pura y de la ingeniería y también para la prospección geológica de minerales y de

fuentes de energía. Las mediciones de intensidad se hacen con instrumentos llamados

magnetómetros, que determinan la intensidad total del campo y las intensidades en dirección

horizontal y vertical. La intensidad del campo magnético de la Tierra varía en diferentes puntos

de su superficie. En las zonas templadas asciende a unos 48 amperios/metro, de los cuales un

tercio se da en dirección horizontal.

Recientes estudios de magnetismo remanente (residual) en rocas y de las anomalías magnéticas

de la cuenca de los océanos han demostrado que el campo magnético de la Tierra ha invertido

su polaridad por lo menos 170 veces en los pasados 100 millones de años. El conocimiento de

estas modificaciones, datables a partir de los isótopos radiactivos de las rocas, ha tenido gran

influencia en las teorías de la deriva continental y la extensión de las cuencas oceánicas.

El fenómeno del magnetismo terrestre es el resultado del hecho de que toda la Tierra se

comporta como un enorme imán. El físico y filósofo natural inglés William Gilbert fue el primero

que señaló esta similitud en 1600, aunque los efectos del magnetismo terrestre se habían

utilizado mucho antes en las brújulas primitivas.

Polos magnéticos

Los polos magnéticos de la Tierra no coinciden con los polos geográficos de su eje. El polo norte

magnético se sitúa hoy cerca de la costa oeste de la isla Bathurst en los Territorios del Noroeste

en Canadá, casi a 1.290 km al noroeste de la bahía de Hudson. El polo sur magnético se sitúa

hoy en el extremo del continente antártico en Tierra Adelia, a unos 1.930 km al noreste de Little

America (Pequeña América).

Las posiciones de los polos magnéticos no son constantes y muestran notables cambios de año

en año. Las variaciones en el campo magnético de la Tierra incluyen una variación secular, el

cambio en la dirección del campo provocado por el desplazamiento de los polos. Esta es una

variación periódica que se repite después de 960 años. También existe una variación anual más

pequeña, al igual que se da una variación diurna, o diaria, que sólo es detectable con

instrumentos especiales.