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Luna

Luna

La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Es el astro más cercano a nosotros y el mejor conocido. Su diámetro es de menos de un tercio del terrestre (3.476 km), su superficie, una catorceava parte (37.700.000 km²), y su volumen alrededor de una cincuentava parte (21.860.000 km³).

Revolución sideral y sinódica

La Luna tarda en girar una vuelta alrededor de la Tierra 27 d 7 h 43 min si consideramos el giro respecto al fondo estelar (revolución sideral), pero 29 d 12 h 44 min si la consideramos respecto al Sol (revolución sinódica) y esto es porque en este lapso la Tierra ha girado alrededor del Sol. (Ver mes). Esta última revolución rige las fases de la Luna, eclipses y mareas lunisolares. Como la Luna tarda el mismo tiempo en dar una vuelta sobre sí misma que en torno a la Tierra, nos presenta siempre la misma cara. Esto se debe a que la Tierra, por un efecto llamado gradiente gravitatorio, ha frenado completamente a la Luna. La mayoría de los satélites regulares presentan este fenómeno respecto a sus planetas. Así pues hasta la época de la investigación espacial (Lunik 3) fuimos incapaces de ver la cara oculta lunar que presenta una disimetría respecto a la cara visible. El Sol ilumina siempre la mitad de la Luna, que no tiene por qué coincidir con la cara que vemos, produciendo las fases de la Luna. La inmovilización aparente de la Luna respecto a la Tierra se ha producido porque la gravedad terrestre actúa sobre las irregularidades del globo lunar de forma que en el transcurso del tiempo la parte visible tiene 4 km menos de radio que la parte no visible, estando el centro de gravedad lunar desplazado del centro lunar 1,8 km. hacia la Tierra.

Movimiento de traslación lunar

¿Por qué la Luna sale aproximadamente una hora más tarde cada día? Esto se explica fácilmente conociendo la órbita de la Luna alrededor de la Tierra. La Luna completa una vuelta alrededor de la Tierra aproximadamente una vez al mes. Si la Tierra no rotase sobre su propio eje, sería muy fácil detectar el movimiento de la Luna en su órbita. Este movimiento hace que la Luna avance alrededor de 12 grados en el cielo cada día. Si la Tierra no rotara, lo que veríamos sería la Luna cruzando la bóveda celeste de oeste a este durante dos semanas, y luego estaría dos semanas ausente (durante las cuales la Luna sería visible en el lado opuesto del Globo). Sin embargo, la Tierra completa un giro cada día (la dirección de giro es también hacia el este). Así, cada día le lleva a la Tierra alrededor de 50 minutos más para estar de frente con la Luna nuevamente (lo cual significa que nosotros podemos ver la Luna en el cielo.) El giro de la Tierra y el movimiento orbital de la Luna se combinan, de tal forma que la salida de la Luna se retrasa del orden de 50 minutos cada día. Para notar el movimiento de la Luna en su órbita, hay que tener en cuenta su ubicación en el momento de la puesta de Sol durante algunos días. Su movimiento orbital la llevará a un punto más hacia el este en el cielo en el crepúsculo cada día.

Sistema binario

La Luna por su tamaño es el sexto satélite del Sistema Solar. No obstante si se adopta como criterio de comparación el cociente de masas con su planeta resulta que Ganimedes es 1/12.500 de la masa de Júpiter, Titán es 1/4.700 la masa de Saturno y la Luna es 1/81,3 la masa de la Tierra. De está manera se podría que considerar el sistema Tierra-Luna como un sistema binario.

Órbita de la Luna

La Luna describe alrededor de la Tierra una elipse por lo que la distancia entre los dos astros varía y también la velocidad en la órbita. Dado que la rotación lunar es uniforme y su traslación no, pues sigue las leyes de Kepler, se produce una Libración en longitud que nos permite ver un poco de la superficie lunar al Este y al Oeste, que de no ser así no veríamos. El plano de la órbita lunar esta inclinado respecto a la Eclíptica unos 5º por lo que se produce una Libración en latitud que nos permite ver alternativamente un poco más allá del polo Norte o del Sur. Por ambos movimientos el total de superficie lunar vista desde la Tierra alcanza un 59% del total. Cada vez que la Luna cruza la eclíptica, si la Tierra y el Sol están sensiblemente alineados (Luna llena o Luna nueva ) se producirá un eclipse lunar o un eclipse solar. La órbita de la Luna es especialmente compleja. La razón es que la Luna esta suficientemente lejos de la Tierra (384.400 km en promedio) que la fuerza de gravedad ejercida por el Sol es significante. Dada la complejidad del movimiento, los nodos de la Luna, no están fijos, sino que dan una vuelta en 18,6 años. El eje de la elipse lunar no está fijo y el apogeo y perigeo dan una vuelta completa en 8,85 años. La inclinación de la órbita varía entre 5º y 5º 18’. De hecho, para calcular la posición de la Luna con exactitud hace falta tener en cuenta por lo menos varios cientos de términos.

Los eclipses solares y lunares

Se deben a una extraordinaria casualidad. El Sol es 400 veces más grande pero también está 400 veces más lejos de modo que ambos tienen aproximadamente el mismo tamaño angular. La Luna en un eclipse lunar pude contener hasta tres veces su diámetro dentro del cono de sombra causado por la Tierra. Por el contrario en un eclipse solar la Luna apenas tapa al Sol (eclipse total) y en determinadas parte de su órbita, cuando está mas distante no llega a ocultarlo del todo, dejando una franja anular (eclipse anular). La complejidad del movimiento lunar dificulta el cálculo de los eclipses y se tiene que tener presente en la periodicidad en que estos se producen (Periodo Saros).

Las mareas

En realidad, la Luna no gira en torno a la Tierra, sino que Tierra y Luna giran en torno al centro de masas de ambos. Sin embargo, al ser la Tierra un cuerpo grande, la gravedad que sobre ella ejerce la Luna es distinta en cada punto. En el punto mas próximo es mucho mayor que en el centro de masas de la Tierra, y mayor en este que en el punto más alejado de la Luna. Así, mientras la Tierra gira en torno al centro de gravedad del sistema Tierra-Luna, aparece a la vez una fuerza que intenta deformarla, dandole el aspecto de un huevo. Esta fenómeno se llama gradiente gravitatorio, el cuál produce las mareas. Al ser la Tierra sólida la deformacion afecta más a las aguas y es lo que da el efecto de que suban y bajen dos veces al día (sube en los puntos más cercano y más alejado de la Luna). Un efecto asociado es que las mareas frenan a la Tierra en su rotación (pierde energía debido a la friccíon de los océanos con el fondo del mar), y dado que el sistema Tierra-Luna tiene que conservar el momento angular, la Luna lo compensa alejándose 3 cm. cada año, como han demostrado las mediciones laser de la distancia posibles gracias a los reflectores que los astronautas dejaron en la Luna.

Atmósfera de la Luna

La Luna tiene una atmósfera casi insignificante, debido a la baja gravedad, incapaz de retener moléculas de gas en su superficie. La totalidad de su composición aún se desconoce. El programa Apollo identificó átomos de helio y argón, y más tarde (en 1988), observaciones desde la Tierra añadideron iones de sodio y potasio. La mayor parte de los gases en su superficie provienen de su interior. Existe el temor de que la masa de los gases de las naves que en la década del setenta han aterrizado en la Luna hayan creado una polución o contaminación de igual masa a la de su atmósfera. Aunque estos gases ya deben haber desaparecido, aún hay una preocupación de que queden restos que impidan investigar sobre la atmósfera real de la Luna. La ausencia de aire, y en consecuencia de vientos, impide que se erosione la superficie que transporte tierra y arena, alisando y cubriendo sus irregularidades. Debido a la ausencia de aire no se transmite el sonido. La falta de atmósfera también significa que la superficie de la Luna no tenga ninguna protección con respecto al bombardeo esporádico de cometas y asteroides. Además, una vez que se producen los impactos de éstos, los cráteres que resultan prácticamente no se degradan a través del tiempo por la falta de erosión.

Origen de la Luna

- Más información en: Geología de la Luna Al descubrir que la composición de la Luna era la misma que la de la superficie terrestre se supuso que su origen tenía que venir de la propia Tierra. Un cuerpo tan grande en relación a nuestro planeta difícilmente podía haber sido capturado ni tampoco era probable que se hubiese formado junto a la Tierra. Así, la mejor explicación de la formación de la Luna es que esta se originó a partir de los pedazos que quedaron tras una cataclísmica colisión con un protoplaneta del tamaño de Marte en los albores del sistema solar. Esta teoría también explica la gran inclinación axial del eje de rotación terrestre que habría sido provocada por el impacto. La enorme energía suministrada por el choque fundió la corteza terrestre al completo y arrojó gran cantidad de restos incandescentes al espacio. Con el tiempo se formó un anillo de roca alrededor de nuestro planeta hasta que, por acreción, se formó la Luna. Su órbita inicial era mucho más cercana que la actual y el día terrestre era mucho más corto ya que la Tierra orbitaba más deprisa. Durante cientos de millones de años la Luna ha estado alejándose lentamente de la Tierra a la vez que ha ralentizado la rotación terrestre debido a la transferencia de momento angular que se da entre los dos astros. Este proceso de alejamiento continúa actualmente a razón de 38 mm por año.

Relieve lunar

Cuando Galileo apuntó su telescopio hacia la Luna en 1610 pudo distinguir dos regiones superficiales distintas. A las regiones oscuras las denominó «mares», los cuales por supuesto no tienen agua y llevan nombres tales como Mar de la Serenidad y Mar de la Fecundidad; son planicies con pocos cráteres. El resto de la superficie lunar es más brillante, y representa regiones mas elevadas con una alta densidad de cráteres, tales como Tycho y Clavius. En la superficie lunar también existen cadenas de montañas que llevan nombres como Alpes y Apeninos, igual que en la Tierra. Para mas detalles del relieve lunar, su origen y composición lunar ver el artículo Geología de la Luna.

La exploración Lunar

Geología de la Luna (ver Misiones lunares) El Programa Lunik de la antigua Unión Soviética tuvo por objetivo llegar con naves no tripuladas a la Luna. El Lunik 3 logró fotografiar la cara oculta, Lunik 9 logró posarse suavemente, Lunik 10 orbitó por primera vez la Luna. Dos vehículos Lunahod lograron pasearse por su superficie y tras el aterrizaje del Apollo 11 tripulado, la nave Lunik 16 trajo unos pocos gramos de polvo lunar a la Tierra. El programa Ranger estadouniense estrellaba sus naves contra la Luna para lograr con sus cámaras fotos detalladas. Sólo Ranger 7, 8 y 9 lograron su objetivo. El programa Lunar Orbiter puso cinco naves no tripuladas en órbita lunar entre los años 1966-1967 para cartografiarla y ayudar al Programa Apollo para poner un hombre en la Luna, cosa que se logró con Apollo 11 el 21 de julio de 1969. Le sucedió el programa Surveyor que tras el Lunik 9 logró aterrizajes suaves de naves no tripuladas. Las naves estadounienses Clementine, Lunar Prospector y la europea Smart 1 han representado una vuelta a la Luna, abandonada desde 1973. Intentan detectar la presencia de vapor de agua mezclado con polvo lunar y procedente de cometas que se han estrellado cerca de los polos lunares en cráteres donde nunca son iluminados por el Sol. En septiembre de 2005 la NASA (Agencia Espacial Estadounidense) anuncia el proyecto de un nuevo viaje tripulado a nuestro satélite, programado para el año 2018.

Curiosidades lingüísticas

El término selenita, de origen griego, es el supuesto gentilicio de este satélite. La palabra inglesa para mes, month, proviene de moonth, una forma sajona primitiva para lunación (siendo moon, ‘Luna’). Asimismo, en español el primer día de la semana «lunes» tiene su raíz en el «día de la Luna» (lunedí). Esto se puede ver también en el idioma inglés, en que monday viene de moon day. (Ver semana.)

Satélite

Se denomina satélite a cualquiera objeto celeste que gira alrededor de otro objeto celeste.
- Astronomía: Si el cuerpo es natural se llama Satélite natural o luna. El Sistema Solar tienen muchos satélites naturales girando entorno de sus planetas.
- Astronáutica: Si el cuerpo es artificial se denomina Satélite artificial. El primer satélite artificial fue el Sputnik, lanzado el 4 de octubre de 1957.
- Por analogía país satélite es un país que depende de otro mayor o más influyente.
- Una ciudad satélite es una ciudad que vive por la influencia de otra mayor. También recibe el nombre de ciudad dormitorio
- Televisión por satélite es un canal de televisión que funciona recibiendo mediante una antena parabólica la señal emitida por un satélite. Véase Astra e Hispasat. Categoría:Astronomía Categoría:Sistema solar ja:人工衛星

Tierra

La Tierra es el tercer planeta del sistema solar. Es el único planeta en el que se conoce que exista vida. La Tierra posee un único satélite natural, la Luna. La Tierra gira alrededor del Sol describiendo una órbita elíptica a una velocidad media de 29,8 km por segundo. La distancia media que la separa del Sol es de 149.600.000 km. La Tierra realiza los siguientes movimientos de forma simultánea:
- Translación sobre su órbita alrededor del Sol.
- Rotación sobre su propio eje, que determina los días y las noches, con una duración de 23 horas, 56 minutos y 3,5 segundos.
- Precesión y nutación

Composición y estructura

La composición de la Tierra en masa en diferentes elementos químicos es: La Tierra tiene una estructura diferenciada en diferentes capas. Estas capas poseen diferentes composiciones químicas y comportamiento geológico. Su naturaleza puede estudiarse a partir de la propagación de ondas sísmicas en el interior terrestre y a través de las medidas de los diferentes momentos gravitacionales de las diferentes capas obtenidas por diferentes satélites orbitales. ondas sísmicas Las diferentes capas en las que tradicionalmente se divide la estructura terrestre son:
- Corteza. Es la capa más superficial y tiene un espesor que varía entre los 12 km, en los océanos, hasta los 80 km en cratones (porciones más antiguas de los núcleos continentales). La corteza está compuesta por basalto en las cuencas oceánicas y por granito en los continentes.
- Manto. Es una capa intermedia entre la corteza y el núcleo el cual llega hasta una profundidad de 2900 km. El manto está compuesto por peridotita.
- Litosfera. Es la parte más superficial que se comporta de manera elástica. Tiene un espesor de 250 km y abarca a la corteza y la porción superior del manto.
- Astenosfera. Es la porción del manto que se comporta de manera fluída.
- Núcleo: Es la capa más profunda del planeta y tiene un espesor de 3475 km. Está compuesto de una aleación de hierro y niquel y es en esta parte donde se genera el campo magnético terrestre. Éste se subdivide a su vez en el núcleo interno, el cual es sólido, y el núcleo externo, el cual es líquido.

La hidrosfera

Más información en: Océano La Tierra es el único planeta en nuestro sistema solar que tiene una superficie líquida. El agua cubre un 71% de la superficie de la Tierra (97% de ella es agua de mar y 3% agua dulce), formando cinco océanos y siete continentes. La Tierra está realmente a la distancia del Sol adecuada para tener agua líquida en su superficie. No obstante sin el efecto invernadero, el agua en la Tierra se congelaría. Al principio el Sol emitía menos radiación que ahora, pero los océanos no se congelaron porque la atmósfera de primera generación de la Tierra poseía mucho más CO₂ y por tanto más efecto invernadero. En otros planetas, como Venus, el agua desapareció porque la radiación solar ultravioleta rompe la molécula y el ión hidrógeno, que es ligero, escapa de la atmósfera. Este efecto es lento, pero inexorable. Ésta es una hipótesis que explica por qué Venus no tiene agua. En la atmósfera de la Tierra, un tenue capa de ozono en la estratosfera la absorbe la mayoría de esta radiación ultravioleta, reduciendo el efecto. El ozono protege a la bioesfera del pernicioso efecto de la radiación ultravioleta. La magnetosfera también es un escudo que nos protege del viento solar. La masa total del hidrosfera es aproximadamente 1,4×10²¹ kg.

La atmósfera

Más información en: Atmósfera terrestre La Tierra tiene una espesa atmósfera compuesta en un 78% de nitrógeno, 21% de oxígeno, y 1% de argón, más trazas de otros gases como anhídrido carbónico y vapor de agua . La atmósfera actúa como una manta que deja entrar la radiación solar pero atrapa parte de la radiación terrestre.(Efecto invernadero). Gracias a ella la temperatura media de La Tierra es de unos 17°C. La composición atmosférica de la Tierra es inestable y se mantiene por la biosfera. Así, la gran cantidad de oxígeno libre se obtiene por la fotosíntesis de las plantas, que por la acción de la energía solar transforma CO₂ en O₂. El oxígeno libre en la atmósfera es una consecuencia de la presencia de vida, y no al revés. Las capas de la atmósfera son: la troposfera, la estratosfera, la mesosfera, la termosfera, y la exosfera. Sus altura varía con los cambios estacionales. La masa total de la atmósfera es aproximadamente 5,1×10¹⁸ kg.
La Tierra en el Sistema solar
Más información en: Movimientos de la Tierra | Variaciones orbitales
La Tierra tarda 23 horas, 56 minutos y 4,09 segundos (día sideral) en girar alrededor del eje de rotación que pasa por el Polo Norte y el Polo Sur. Tarda 24 horas en dos pasos del Sol por el mismo meridiano (día solar medio). Así debido al movimiento real de rotación de la Tierra hay un movimiento aparente del este al oeste a una velocidad de 15°/hr = 15'/min, es decir un diámetro del Sol o de la Luna cada dos minutos. La Tierra gira alrededor del Sol en 365,2564 días solares medios (año sideral). Esto da un movimiento del Sol con respecto a las estrellas fijas a una velocidad de 1°/día es decir un diámetro del Sol o de la Luna cada 12 horas, en la dirección opuesta al de la rotación diaria del cielo. La Tierra tiene un satélite natural, la Luna que orbita alrededor de la Tierra cada 27 1/3 días. Así que hay un movimiento de la Luna con respecto al Sol y las estrellas fijas a una velocidad de aproximadamente 12°/día, es decir un diámetro de la Luna cada hora, en la dirección opuesta al de la rotación diaria del cielo. Visto desde el polo Norte de la Tierra, el movimiento de la Tierra, y la Luna así como sus movimiento de rotación son todos directos (en sentido contrario a las agujas del reloj). El plano del Ecuador y el plano de la Eclíptica forman un ángulo de unos 23,45 grados. Ello causa las estaciones en la Tierra. El plano de la órbita de la Luna está inclinado aproximadamente 5 grados respecto a la Eclíptica. De no ser así habría un eclipse de Sol y uno de Luna todos los meses.
La Luna
Más información en: Luna La 'Luna' es un satélite relativamente grande comparado con la Tierra, siendo su diámetro un cuarto del terrestre. La atracción gravitatoria entre la Tierra y la Luna causa las mareas en la Tierra. El mismo efecto en la Luna hace que el período de rotación alredor de su eje sea igual que el periodo de giro en torno a la Tierra. Como resultado la Luna siempre presenta la misma cara a la Tierra. En su movimiento alrededor de la Tierra, el Sol ilumina distintas partes de la Luna, presentando un ciclo completo de fases lunares. La Luna puede causar una variación moderada del clima terrestre. La simulaciones de ordenador muestran que la fuerza de atracción de la Luna hacia la protuberancia ecuatorial de la Tierra causan una estabilización de la inclinación del eje de rotación, produciendo una variación moderada del clima. Sin esta estabilización algunos científicos creen que el eje de rotación podría ser caóticamente inestable, como parece ocurrir en el planeta Marte. Si el eje de rotación de la Tierra se acercara a la eclíptica, la variación estacional del clima sería sumamente importante. Un polo apuntaría directamente hacia el Sol durante verano y mientras para el otro sería noche permanente en invierno. Los científicos que han estudiado el efecto creen que ello causaría la desaparición de la vida afectando a animales y plantas grandes. El disco lunar visto desde la Tierra, tiene aproximadamente el mismo diámetro angular que el del Sol (el Sol es 400 veces más grande, pero está 400 veces más lejos que la Luna). Esto permite que haya eclipses de sol totales. La hipótesis más reciente del origen de la Luna es que se formó por la colisión de un protoplaneta del tamaño de Marte cuando la Tierra era joven. Esta hipótesis explica (entre otras cosas) la falta de hierro en la Luna. La hipótesis del impacto brutal también podría explicar la fuerte inclinación del eje de rotación terrestre. La Tierra tiene también por lo menos otro satélite co-orbital el asteroide, 3753 Cruithne.
La biosfera
Más información en: Vida | Ser vivo | Biosfera | Complejidad biológica La tierra es el único lugar que se conoce con vida. Las formas de vida del planeta Tierra forman la "biosfera ". La biosfera comenzó ha evolucionar hace aproximadamente 3.5 mil millones de años (3,5×10 ⁹). La Hipótesis Gaia o teoría de Gaia es un modelo científico de la biosfera terrestre formulado por el biólogo James Lovelock y que sugiere que la vida sobre la Tierra organiza las condiciones climáticas para favorecer su propio desarrollo.
Geografía
vida
- El área total de la Tierra es de aproximadamente 510 millones de kilómetros cuadrados, de los cuales 149 millones son de tierras firmes y 361 millones, de agua.
- Las líneas costeras (litorales) de la Tierra suman cerca de 356 millones de kilómetros.
Mapas espaciales de la Tierra
El satélite medioambiental Envisat de la ESA está desarrollando el retrato más detallado de la superficie de la Tierra. El objetivo del proyecto GLOBCOVER es la creación de un mapa global de la cobertura terrestre con una resolución tres veces superior a la de cualquier otro mapa por satélite hasta ahora. [http://www.esa.int/esaCP/SEMF2ZY5D8E_Spain_0.html] La NASA destaca un nuevo mapa tridimensional,que es la topografía más precisa del planeta, elaborada durante cuatro años con los datos transmitidos por el transbordador espacial Endeavour. Los datos analizados corresponden al 80% de la masa terrestre."Esta ha sido una de las misiones científicas más valiosas de los transbordadores y probablemente la más importante de carácter cartográfico que se haya realizado jamás", afirmó Michael Kobrick, científico de la misión del Endeavour que giró en órbita terrestre en febrero del 2000. Cubre los territorios de Australia y Nueva Zelanda con detalles sin precedentes. También incluye más de mil islas de la Polinesia y la Melanesia en el Pacífico sur, así como islas del Indico y el Atlántico. Muchas de esas islas apenas se levantan unos metros sobre el nivel del mar y son muy vulnerables a los efectos de las marejadas y tormentas, por lo que su conocimiento tal vez ayude a evitar catástrofes. Según John LaBrecque, director del Programa de Riesgos Naturales de la agencia espacial, los datos proporcionados por la misión del Endeavour tendrán una amplia variedad de usos, como la exploración "virtual" del planeta."Con el tiempo, otras misiones podrán utilizar la misma tecnología para detectar los cambios que se hayan producido en la superficie de la Tierra y hasta para configurar la topografía de otros planetas", dijo. Recomendamos abrir el sitio de la misión en castellano y revisar "Un viaje simulado por la Cordillera de Los Andes", con animación y sonido [http://www2.jpl.nasa.gov/srtm/spanish.htm] Una galería de imágenes está en [http://photojournal.jpl.nasa.gov/targetFamily/Earth ] Otra animación en inglés en: [http://www2.jpl.nasa.gov/srtm/ ] Envisat
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- Extremos en la Tierra (Récords de temperaturas y altitudes según continentes)
- Población humana
Enlaces externos

- [http://worldwind.arc.nasa.gov/index.html Mapa tridimensional de la Tierra. NASA] Descargable gratuitamente (184.3 MB). Alta resolución, nombres, límites, y muchas opciones más. Es algo extraordinario.
- [http://www.elsistemasolar.com.ar El Sistema Solar] La Tierra y sus caracteristicas físicas y geologicas Categoría:Planetas del Sistema Solar ja:地球 ko:지구 ms:Bumi simple:Earth th:โลก zh-min-nan:Tē-kiû

Kilómetro

El kilómetro es una unidad de longitud que equivale a 1 000 metros. Históricamente se define como la diezmilésima parte de la distancia del polo Norte terrestre al ecuador por el meridiano de París. Carece de abreviatura, se simboliza km :1 km = 1.000 m = 1x10³ m Un kilómetro es aproximadamente igual a:
- 0,621371192 millas
- 1.093,613298 yardas
- 3.280,839895 pies
- 0,539956803 millas náuticas
- 0,621369950 millas de agrimensura Categoría:Múltiplos del metro simple:Kilometre

Día

Un día es el período de tiempo que tarda el planeta Tierra en girar 360 grados sobre su eje. Dependiendo de la referencia que se use para medir una vuelta, existen dos tipos de días: el solar y el sideral.

Día solar o Día solar medio

Es el usado para todos los asuntos cotidianos. Se define como el período de tiempo que emplea el Sol ficticio en culminar dos veces consecutivas en el meridiano del observador. Dura 24 horas, que equivale a 86 400 segundos. El sol ficticio: Como el movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol no es uniforme sino que sigue la Ley de las áreas de Kepler, el día solar no tiene la misma duración y por lo tanto no se puede emplear como patrón metrológico de tiempo. Para solventarlo se considera un sol ficticio que sí gira uniformemente. Los días de la semana: En el calendario gregoriano, un día solar es la séptima parte de una semana. Cada día de una semana tiene 7 nombres diferentes, consecutivos y cíclicos: lunes, martes, miércoles, jueves, viernes, sábado y domingo.

Día sideral

También llamado día sidereo. Es el período de tiempo que emplea un astro en culminar dos veces consecutivas en el meridiano del observador. Su valor es de 23 h. 56m 4s. 09 centisegundos 0538 microsegundos, que equivale a 86 164.091 segundos. Para un observador local el día sidereo comienza cuando el punto Aries atraviesa su meridiano.

Diferencia entre día solar y sideral

La diferencia entre ambos días se debe a que cuando la Tierra ha terminado su giro respecto a las estrellas fijas, el Sol todavía no ha pasado por el meridiano porque en este tiempo se ha movido debido al movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol.

Día (como antepuesto a noche)

También se conoce como día la parte de este que va desde la salida del Sol a su puesta. La refracción por la atmósfera de los rayos luminosos del Sol motiva que veamos luz cuando el Sol no ha salido todavía: aurora, alba o crepúsculo matutino. Dicha difusión alarga el día. Medido desde el mediodía el orto se caracteriza por un ángulo horario -H, donde:
cos(H)=-tan(F)
- tan(D)
donde F es la latitud del lugar y D la declinación solar. El ocaso ocurre a un ángulo horario H. El día dura 2H y la noche 24-2H. La duración del día y la noche va cambiando en el transcurso del año siendo la duración del día de 12h (en todas las latitudes) en los equinoccios más de 12 horas en primavera y verano, alcanzando el día más largo en el solsticio de verano, donde también ocurre la noche más corta. Por el contrario el día dura menos de 12 horas en otoño e invierno, alcanzandose en el solsticcio de invierno el día más corto y la noche más larga. Este efecto se acentúa más cuando mayor es la latitud. Hay día o noche permanente en alguna época del año, en las regiones polares tanto del hemisferio norte o sur caracterizadas por estar a una latitud que en valor absoluto es mayor que F=90-23º26’=66º34’. Esta es precisamente la definición de casquete polar

Véase también

- Tiempo solar
- Ecuación de tiempo category:Unidades de tiempo Categoría:Astronomía ja:日 simple:Day Categoría:Días

Minuto

La palabra minuto se refiere a: #Una unidad de tiempo. Consultar Minuto (tiempo). #Tres diferentes unidades de ángulo en el plano. Consultar Minuto sexagesimal, Minuto centesimal y Minuto terrestre. ja:分

Mes

Los meses en los calendarios Juliano y Gregoriano

(Del latín mensis) Cada uno de los doce períodos de tiempo, de entre 28 y 31 días, en que se divide el año. En Castellano, cada mes tiene un nombre de origen latino. Así, junio sería el mes dedicado a Juno, Julio, el dedicado a Julio César, Agosto a Augusto. Asimismo, los últimos cuatro meses tienen su significado en números: septiembre (7), octubre (8), noviembre (9) y diciembre (10). En un principio, el año empezaba en marzo, y septiembre era en efecto el séptimo mes del año. La duración fue establecida de forma aleatoria. Por ejemplo, Julio y Agosto tienen ambos 31 días debido a que al tomar el nombre agosto, no consideró que su mes debiera de ser más pequeño que el dedicado a Julio César, motivo por el que Febrero tiene menos días que los demás. Así mismo, la existencia de doce meses tiene relación con la de las doce constelaciones del zodíaco y con la numeración docenal. El Calendario Gregoriano, como el Calendario juliano ante él, tiene doce meses:
- Enero, con 31 día s;
- Febrero, con 28 días o 29 en año bisiesto ;
- Marzo, con 31 días;
- Abril, con 30 días;
- Mayo, con 31 días;
- Junio, con 30 días;
- Julio, con 31 días;
- Agosto, con 31 días;
- Septiembre, con 30 días;
- Octubre, con 31 días;
- Noviembre, con 30 días;
- Diciembre, con 31 días. Un código mnemotécnico por recordar las longitudes de los meses es sostener sus dos puños con el nudillo del índice de su mano izquierda contra el nudillo del índice de su mano derecha. Entonces, empezando con enero y el nudillo pequeño de su mano izquierda, el nudillo representa un mes de 31 días, y un espacio representa un mes corto.

El mes en Astronomía

El mes es una unidad de tiempo, usada en el calendario que es el período que tarda la Luna en dar una vuelta alrededor de la Tierra.. El movimiento de la Luna en su órbita es muy complicado y su período no es constante. Es más, en muchas culturas ( calendario hebreo y calendario musulmán ) el principio del mes coincide con la primera aparición del creciente lunar Luna nueva después del ocaso encima del horizonte occidental. La fecha y tiempo de esta observación real dependen de la longitud geográfica exacta así como la latitud, las condiciones atmosféricas, el cuidado visual de los observadores, etc., Por consiguiente no pueden predecirse el principio y longitudes de meses en estos calendarios con precisión. La mayoría de los judíos sigue un calendario precalculado.

Mes sinódico

El concepto tradicional surge con el ciclo de fase de la luna. Es el periodo de tiempo para que la Luna repita consecutivamente la misma fase, vale ~29.53 días. La causa de las fases de la Luna es que vemos la parte de la Luna que se ilumina por el Sol y ello depende de su posición relativa respecto al Sol (vista desde la Tierra). Ya que la Tierra gira alrededor del Sol, la Luna tarda un tiempo extra (después de completar un mes sideral) en volver a la misma posición con respecto al Sol. Este período más largo se llama sinódico . Debido a las perturbaciones de las órbitas de la Tierra y Luna, el tiempo real entre lunaciones puede variar entre aproximadamente 29.27 y aproximadamente 29.83 días. De las excavaciones los investigadores han deducido que nuestros antepasados contaban el tiempo usando las fases de la Luna ya en el Paleolítico. El mes sinódico es todavía la base de muchos calendarios.

Mes sideral

El período real de la órbita de la Luna tomando como referencia las estrellas fijas se llama mes sideral, porque es el tiempo que toma la Luna para volver a la misma posición entre las estrellas fijas en la esfera celeste. Vale aproximadamente 27 1/3 días por término medio. Este tipo de mes ha aparecido entre las culturas en el Medio Este, India, y China de la manera siguiente: ellos dividieron el cielo en 28 partes, caracterizando una constelación, durante cada día del mes de forma que se sigue la huella que la Luna deja entre las estrellas.

Mes trópico

Es costumbre especificar posiciones de cuerpos celestiales con respecto equinoccio vernal. Debido a precesión de los equinoccios, este punto retrograda sobre la eclíptica. Por consiguiente la Luna tarda menos tiempo para volver al equinoccio que al mismo punto entre las estrellas fijas. Así el mes trópico es ligeramente más corto que el mes sideral.

Mes anomalístico

Como todas las órbitas, la órbita de la Luna es una elipse en lugar de un círculo. Sin embargo, la orientación (así como la forma) de esta órbita no es fijo. En particular, la posición de los puntos extremos (la línea de los ápsides: perigeo y apogeo), da una vuelta en aproximadamente nueve años. La Luna emplea más tiempo en pasar por el mismo ápside porque éste se movió hacia adelante durante la revolución. Este período más largo se llama mes anomálistico, y tiene una media longitud media de aproximadamente 27 1/2 días. El diámetro de la Luna varía con este período, y por consiguiente este tipo de mes tiene alguna relevancia para la predicción de los eclipses (ver Saros) donde la magnitud, duración, y apariencia dependen en el diámetro exacto de la Luna.

Mes draconítico

La órbita de la Luna está en un plano inclinado con respecto al plano de la eclíptica: tiene una inclinación de aproximadamente cinco grados. La línea de intersección de este plano con la eclíptica define dos puntos en la esfera celestial: los nodos ascendente y nodo descendente. Estos nodos no son fijos sino que giran retrogradando y dando una vuelta completa en aproximadamente 18.6 años. El tiempo que tarda la Luna para volver al mismo nodo es de nuevo más corto que un mes sideral (ya que los nodos van a su encuentro): esto se llama el mes draconítico mes que tiene una longitud media de aproximadamente 27 1/5 días. Es importante para predecir los eclipses: éstos tienen lugar cuando el Sol, Tierra y Luna están en una línea. Ahora (como visto de la Tierra) el Sol sigue la eclíptica, mientras la Luna sigue su propia órbita que es inclinada. Los tres cuerpos sólo están en una línea cuando la Luna está cerca de la eclíptica, es decir cuando está cerca de uno de los nodos. El término draconítico se refiere al dragón mitológico que vive en los nodos y regularmente se come el Sol o Luna durante el eclipse.

Las longitudes de los meses astronómicos

La duración media de los diferentes meses lunares no es constante. Así junto a la lista, se da su variación lineal secular. Válido para la época 2000 (1 ene. 2000 12:00 Tiempo de efemérides):

mes sideral :	27.321661547 + 0.000000001857 días
mes trópico :	27.321582241 + 0.000000001506 días
mes anomalístico:	27.554549878 - 0.000000010390 días
mes draconítico	27.212220817 + 0.000000003833 días
mes sinódico:	29.530588853 + 0.000000002162 días

category:Unidades de tiempo ja:月 (暦) simple:Month

Fase lunar

Image:Mond_Phasen.jpg
Image:Mond_Grafik1.jpg Fases vistas desde el hemisferio Norte.

La Luna en su giro alrededor de la Tierra presenta un diferente aspecto visual según sea su posición con respecto al Sol. Cuando la Luna está entre la Tierra y el Sol, nos ofrece su cara no iluminada (Novilunio o Luna Nueva). Una semana más tarde la Luna ha dado 1/4 de vuelta y nos presenta media cara iluminada (Cuarto Creciente). Otra semana más y la Luna ocupa una posición alineada con el Sol y la Tierra, ofreciéndonos toda la cara iluminada (Plenilunio o Luna Llena). Una semana más tarde se produce el cuarto menguante. Transcurridas unas cuatro semanas estamos otra vez en Novilunio. El tiempo transcurrido entre dos novilunios se llama mes lunar o mes sinódico y es de 29,53 días solares medios. Las fases de la Luna tienen mucha relación con el establecimiento del calendario y sus diferentes periodos como semana y mes. Las fases lunares constituyen la base del calendario musulmán. Los diferentes planetas también tienen sus fases. Galileo fue el primero en descubrir que Venus presentaba fases como la Luna, argumento que apoyaba la Teoría heliocéntrica. Los planetas en órbitas interiores a la terrestre Mercurio y Venus pueden presentar fases elevadas. Debido a las diferentes condiciones geométricas de posición relativa entre el Sol, la Tierra y los planetas en órbitas exteriores éstos no poseen fases apreciables observados desde la Tierra. Categoría:Astronomía Categoría:Sistema solar ja:月相 simple:Phases of the Moon

Eclipse

:Este artículo describe el fenómeno astronómico, para otros usos vea eclipse (desambiguación) Un eclipse es un suceso en el que la luz procedente de un cuerpo es bloqueada por otro. Los eclipses de Sol y de Luna puede ocurrir solamente cuando el Sol y la Luna se alinean con la Tierra. Esto ocurre durante Luna nueva y Luna llena. Desde un punto de vista terrestre los eclipses pueden ser:
- Eclipse lunar - la Tierra oscurece el Sol, desde punto de vista de la Luna.La Luna entra en la zona de sombra de la Tierra.Esto sólo puede ocurrir en luna llena.
- Eclipse solar - La Luna oscurece el Sol, desde punto de vista de la Tierra. Esto sólo puede pasar durante la luna nueva. Categoría: Astronomía ko:식현상 ms:Gerhana th:อุปราคา

Marea

Marea es el cambio periódico de nivel del mar, producido principalmente por las fuerzas gravitacionales que ejercen la Luna y el Sol. La presion atmosférica también influye, hasta 15cm. Estas mareas se denominan mareas meterológicas Imagen:marea.jpg Cuando se habla de altura "sobre el nivel del mar" se refiere al nivel medio de la superficie del agua del mar en ese punto. El nivel del mar varía en el tiempo, en virtud de muchos efectos, el principal de los cuales es la atracción gravitatoria de la Luna y el Sol, a medida que la Tierra rota alrededor de su eje. Esto se conoce como "mareas", que pueden alcanzar amplitudes desde unos pocos centímetros (por ejemplo en el Mediterráneo) hasta más de una decena de metros (como en el Canal de la Mancha), según la zona y en un ciclo que dura, mas o menos, 12 horas. (Esto es así en general, pero existen muchas costas del planeta donde el ciclo de marea es Diurno en vez de semidiurno, esto es, que cada día solo hay una pleamar y una bajamar, y zonas donde se combina el regimen diurno con el semidiurno) Otros efectos, no cíclicos, pueden ser la acumulación o el "vaciado" de las aguas en ciertas zonas de la costa, como consecuencia de un persistente viento contra la costa o en dirección opuesta. Hay otros muchos efectos geofísicos que pueden modificar el nivel del agua del mar con relación al geoide o superficie "equipotencial" que definiría idealmente la superficie de la tierra La carrera de marea, esto es la altura de ola de la onda larga que es la marea es un factor que también sufre de cambios estacionales (mareas vivas y mareas muertas) al actuar conjunta o con sentidos opuestos la atraccion gravitacional del sol por un lado y de la luna por otro. Cabe destacar que las variaciones de nivel del mar, en oceano abierto son normalmente de menos de medio metro, pero que, como cualquier otra onda, la marea sufre modificaciones cuando se propaga hacia la costa, por lo que puede aumentar su altura considerablemente. Efectos geometricos de la costa (canales, estuarios, ensenadas que se estrechan, muy someras...) pueden hacer que se alcancen carreras de marea de hasta la decena de metros si bien son fenomenos muy localizados. Es en estos lugares donde se ha probado con éxito la generación de energía eléctrica aprovechando la energía de la marea, habiendo funcionado hasta hace poco, por más de 30 años, la central mareomotriz del estuario de Rance, en Francia, hoy en día en fase de mantenimiento. =Enlaces externos=
- [http://www.es.flinders.edu.au/~mattom/IntroOc/notes/lectura11.html Notas de oceanografía. Mareas]
- [http://omega.ilce.edu.mx:3000/sites/ciencia/volumen1/ciencia2/17/htm/sec_12.html Energía de las mareas] [http://www.paranauticos.com/Notas/Tecnicas/Mareas/tipos-mareas.htm Tipos de mareas] Categoría:geografía ja:潮汐 ko:조석현상

Gradiente gravitatorio

Gradiente gravitatorio es una fuerza que aparece en cuerpos no puntuales sometidos a una gravedad no uniforme. Un ejemplo es la tierra sometida a la gravedad de la luna. Otro ejemplo es el recíproco: la luna sometida a la gravedad de la tierra. El primer ejemplo explica como se forman las mareas. El segundo ejemplo explica porque la luna siempre nos da la misma cara.

la luna da siempre la misma cara

Es un caso particular de estabilizacion por gradiente gravitatorio. Sin amortiguacion, este efecto haria oscilar a la luna en torno a un punto de equilibrio. Sin embargo, tras muchos milenios produciendo mareas y disipando energía, al final la oscilacion es prácticamente nula.

las mareas

En realidad, la luna no gira en torno a la tierra, sino que Tierra y luna giran en torno al centro de masas de ambos. Sin embargo, al ser la tierra un cuerpo grande, la gravedad que sobre ella ejerce la luna es distinta en cada punto. En el punto mas próximo es mucho mayor que en el centro de masas de la tierra, y mayor en este que en el punto mas alejado de la luna. Así, mientras la tierra gira en torno al centro de gravedad del sistema tierra-luna, aparece a la vez una fuerza que intenta deformarla, dandole el aspecto de un huevo. Esta fuerza se llama gradiente gravitatorio Esta fuerza es la que produce las mareas. Al ser la tierra solida la deformacion afecta mas a las aguas y es lo que da el efecto de que suban y bajen dos veces al día (sube en los puntos mas cercano y mas alejado de la luna) Un efecto asociado es que las mareas frenan a la Tierra en su rotación y dado que el sistema Tierra-Luna tiene que conservar el momento cinético, la Luna lo compensa alejándose 3 cm. cada año, como han demostrado las mediciones laser de la distancia posibles gracias a los reflectores que los astronautas dejaron en la Luna.654654654654

Lunik 3

(ver discusión)

Luna 3. Otros nombres: 1959-008A, 00021, Lunik 3. Lanzamiento: 4 de octubre de 1.959 a las 02:24 GMT.Masa seca en órbita: 278,5 kg

---- Esta es la tercera nave lanzada con éxito hacia la Luna y la primera en enviar imágenes que correspondían además a la cara oculta de nuestro satélite. La imágenes que nos envió fueron muy borrosas pero tras varios tratamientos informáticos permitieron construir un mapa aceptable de la cara lejana de nuestro satélite y que era completamente desconocido hasta entonces. Estas imágenes nos mostraban un terreno montañoso muy diferente al de la cara visible y sólo dos zonas parecían los 'mares' de la cara visible. Le fueron asignados los nombres de Mare Moscovrae y Mare Desiderii (Mar de los Sueños). La nave tenía forma cilíndrica con forma esférica a ambos lados, con una longitud total de 1,3 m y un diámetro máximo de 1,2 m. El exterior estaba recubierto de células solares que abastecían las baterías que mantenían en funcionamiento la sonda. Uno de los lados llevaba incorporadas las cámaras fotográficas y 4 de las 6 antenas de las que disponía la nave. Además portaba detectores de rayos cósmicos y micrometeoritos. Para el control de la orientación de la nave llevaba unos expulsores de gas que permitían apuntar la sonda hacia una determinada dirección, pero no permitía cambiar el rumbo. La señal que provenía de la sonda era más débil de lo esperado lo que dificultó algo la misión. Como elemento destacado portaba el sistema de fotografía llamado Yenisey-2. Estaba formado por una cámara dotada de dos lentes, una unidad de procesamiento de película y un escáner. La lente de 200 mm. tomaba vistas generales de la Luna y la de 500 mm tomaba fotografías de regiones concretas de la superficie. Como la cámara estaba fija, toda la nave se tenía que girar para tomar las imágenes. Un célula fotoeléctrica detectaba la luz proveniente de la Luna y ordenaba a la nave que se girara hacia ella, comenzando un proceso automático de toma de imágenes. Una vez concluido, la película pasaba al aparato de procesado donde las imágenes eran reveladas. Después pasaban al escáner que transformaba la película en señales eléctricas que se transmitían a la Tierra. El paso más cercano a la Luna tuvo lugar sobre su polo sur el 6 de octubre a las 14:16 GMT, continuando su viaje hacia la cara oculta. El 7 de octubre la célula fotoeléctrica detectó la luz proveniente de la Luna y activó la secuencia de fotografías. En total se tomaron unas 29 imágenes a unos 65.000 km. de distancia, cubriendo el 70% de la superficie de la cara oculta. Después volvió por el polo sur de la Luna y emprendió camino de regreso a la Tierra. Debido a la poca fuerza de la señal, la nave sólo pudo enviar 17 imágenes borrosas el 18 de octubre, en las cercanías de la Tierra. En abril de 1.960, reentró en la atmósfera terrestre.

Kilómetro

Tierra

Composición y estructura

La hidrosfera

La atmósfera

Esfera celeste

La esfera celeste es una esfera imaginaria de radio arbitrario y centro en el observador. Sobre ella se proyectan las estrellas para estudiar sus posiciones con respecto al observador. El Eje del mundo es el de rotación de la esfera celeste y es paralelo al eje de rotación de la Tierra.
- Vertical | Horizonte Astronómico
- Círculos horarios | Meridiano celeste | Meridiana
- Ecuador celeste | Paralelos celestes
- Coordenadas horizontales | Coordenadas horarias Categoría: Astronomía ja:天球 th:ทรงกลมฟ้า

Sistema Solar

El Sistema Solar está formado por el Sol, el conjunto de cuerpos que orbitan a su alrededor y el espacio interplanetario comprendido entre ellos. En la actualidad se conocen también más de una decena de sistemas planetarios orbitando otras estrellas, y más de un centenar de estrellas en las que se ha detectado la presencia de al menos un planeta.

Características generales

planeta Los planetas, la mayoría de los satélites y todos los asteroides orbitan alrededor del Sol en la misma dirección siguiendo órbitas elípticas en dirección antihoraria si se observa desde encima del polo norte del Sol. El plano aproximado en el que giran todos estos cuerpos se denomina eclíptica. Algunos objetos orbitan con un grado de inclinación especialmente elevado, como Plutón con una inclinación con respecto al eje de la eclíptica de 18º así como una parte importante de los objetos del cinturón de Kuiper. Según sus características, y avanzando del interior al exterior, los cuerpos que forman el sistema solar se clasifican en:
- Sol, una estrella de tipo espectral G2 que contiene más del 99% de la masa del sistema.
- Planetas. Divididos en planetas interiores, también llamados terrestres o telúricos, y planetas exteriores o gigantes. Entre estos últimos Júpiter y Saturno se denominan gigantes gaseosos mientras que Urano y Neptuno suelen nombrarse como gigantes helados. Todos los planetas gigantes tienen a su alrededor anillos.
- Satélites. Cuerpos mayores orbitando los planetas.
- Asteroides. Cuerpos menores concentrados mayoritariamente en el cinturón de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter.
- Objetos del cinturón de Kuiper. Objetos helados exteriores en órbitas estables.
- Cometas. Objetos helados pequeños provenientes de la Nube de Oort. El espacio interplanetario en torno al Sol contiene material disperso proveniente de la evaporación de cometas y del escape de material proveniente de los diferentes cuerpos masivos. El polvo interestelar está compuesto de partículas microscópicas sólidas. El gas interplanetario es un tenue flujo de gas y partículas cargadas formando un plasma que es expulsado por el Sol en el viento solar. El límite exterior del Sistema Solar se define a través de la región de interacción entre el viento solar y el medio interestelar originado de la interacción con otras estrellas. La región de interacción entre ambos vientos se denomina heliopausa y determina los límites de influencia del Sol. La heliopausa puede encontrarse a unas 100 UA (15.000 millones de kilómetros del Sol). Los diferentes sistemas planetarios observados alrededor de otras estrellas parecen marcadamente diferentes a nuestro sistema solar, si bien existen problemas observacionales para detectar la presencia de planetas de baja masa en otras estrellas. Por lo tanto, no parece posible determinar hasta qué punto nuestro sistema es característico o atípico entre los sistemas planetarios del Universo.

Estructura del Sistema Solar

Las órbitas de los planetas mayores se encuentran ordenadas a distancias del Sol crecientes de modo que la distancia de cada planeta es aproximadamente el doble que la del planeta inmediatamente anterior. Esta relación viene expresada matemáticamente a través de la ley de Titius-Bode, una fórmula que resume la posición de los semiejes mayores de los planetas un Unidades Astronómicas. En su forma más simple se escribe: :

a= 0.4 + 0.3\times k,

donde k = 0, 1, 2, 4, 8, 16, 32, 64, 128. En esta formulación la órbita de Mercurio se corresponde con (k=0) y semieje mayor 0.4 UA, y la órbita de Marte (k=4) se encuentra en 1.6 UA. En realidad las órbitas se encuentran en 0.38 y 1.52 UA. Ceres el mayor asteroide se encuentra en la posición k=8. Esta ley no ajusta todos los planetas (Neptuno está mucho más cerca de lo que se predice por esta ley. Por el momento no hay ninguna explicación de la ley de Titius-Bode y muchos científicos consideran que se trata tan solo de una coincidencia.

Objetos principales del Sistema Solar

Ceres

Estrella central

- Sol

Planetas

La siguiente tabla resume las características principales de los planetas del Sistema Solar.

Otros cuerpos menores

- Cinturón de asteroides ( Lista de asteroides, Ceres).
- Objetos transneptúnicos y cinturón de Kuiper ( Quaoar, 2003 UB313).
- Nube de Oort ( Cometa; Sedna). Entre los cuerpos menores del sistema solar los planetas menores son cuerpos con masa suficiente para redondear sus superficies. Antes del descubrimiento de 2060 Chiron y los primeros objetos transneptúnicos el término "planeta menor" era un sinónimo de asteroide. Sin embargo el término asteroide suele reservarse para los cuerpos rocosos pequeños del sistema solar interior. La mayoría de los objetos transneptúnicos son cuerpos helados como cometas aunque la mayoría de los que podemos descubrir a esas distancias son mucho mayores que los cometas. Los mayores objetos transneptúnicos son mucho mayores que los mayores asteroides. Los satélites naturales de los planetas mayores también tienen un amplio rango de tamaños y superficies siendo los mayores de ellos mucho mayores que los asteroides mayores. La siguiente tabla muestra las características más importantes de los principales cuerpos menores del Sistema Solar. Todas las características se dan con respecto a la Tierra.

Formación del Sistema Solar

Se da generalmente como precisa la formación del Sistema Solar hace unos 4500 millones de años a partir de una nube de gas y de polvo que formó la estrella central y un disco circumestelar en el que se formaron los diferentes planetas ( Nebulosa protosolar, Formación del Sistema Solar).

Investigación y exploración del Sistema Solar

Dada la perspectiva geocéntrica con la que los humanos percibimos el Sistema solar su naturaleza y estructura fueron durante mucho tiempo desconocidos. Los movimientos aparentes de los objetos del sistema solar, observados desde la Tierra, se consideraban lo movimientos reales de estos objetos alrededor de una Tierra estacionaria. Gran parte de los objetos del sistema solar no son observables sin la ayuda de instrumentos como el telescopio. Con la invención de éste comienza una era de descubrimientos (satélites galileanos; fases de Venus) en la que se abandona finalmente el sistema geocéntrico sustituyéndolo definitivamente por la visión copernicana del sistema heliocéntrico. La visión que teníamos de la naturaleza del sistema solar se fue ampliando con los sucesivos descubrimientos. En la actualidad el sistema solar es estudiado por telescopios terrestres, observatorios espaciales y misiones espaciales capaces de llegar hasta algunos de estos distantes mundos. Los cuerpos del sistema solar en los que se han posado sondas espaciales terrestres son: Venus, la Luna, Marte, Júpiter y Titán. Todos los cuerpos mayores del sistema solar han sido visitado por misiones espaciales incluyendo algunos cometas como el Halley y excluyendo Plutón.

Véase también

Exploración espacial

- Exploración del Sistema Solar.
- Programas y misiones espaciales.
- Lista de sondas interplanetarias estadounidenses.
- Xena: el décimo planeta.

Vida en el Sistema Solar

- Ecósfera
- Astrobiología
- Zona de habitabilidad

Enlaces externos

Páginas web con información general
- [http://www.solarviews.com/span/ Vistas del Sistema Solar].
- [http://www.nineplanets.org/ The Nine Planets] (Inglés).
- [http://photojournal.jpl.nasa.gov/index.html NASA Planetary Photojournal] (Web con imágenes del Sistema Solar obtenidas por misiones espaciales).
- [http://www.elsistemasolar.com.ar El Sistema Solar] (Sitio educativo de referencia con imagenes y contenidos multimedia) Programas informáticos de utilidad
- [http://celestia.sourceforge.net Celestia]. Programa libre de simulación espacial 3D OpenGL (Inglés).
- [http://space.jpl.nasa.gov/ Solar System Simulator]. (Inglés)

Referencias

- The New Solar System, J.K. Beatty, C. Collins Petersen y A. Chaikin, Cambridge University Press, (1999). ISBN 0933346867 Sky Publishing Corporation. category:Sistema solar ja:太陽系 ko:태양계 ms:Sistem suria simple:Solar system th:ระบบสุริยะ

Saturno (planeta)

Sexto planeta del sistema solar. Su nombre proviene del dios romano Saturno. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos, también llamados jovianos por su parecido a Júpiter. El aspecto más característico de Saturno son sus brillantes anillos. El primero en observarlos fue Galileo en 1610 pero la baja inclinación de los anillos y la baja resolución de su telescopio le hicieron pensar en un principio que se trataba de grandes lunas. Christiaan Huygens con mejores medios de observación pudo en 1659 observar con claridad los anillos. James Clerk Maxwell en 1859 demostró matemáticamente que los anillos no podían ser un único objeto sólido sino que debían ser la agrupación de millones de partículas de menor tamaño.

Características físicas

Saturno es un planeta visiblemente achatado en los polos con un ecuador que sobresale formando la figura de un esferoide oblatado. Los diámetros ecuatorial y polar son respectivamente 120.536 y 108.728 km. Este efecto es producido por la rápida rotación del planeta, su naturaleza fluída y su relativamente baja gravedad. Los otros planetas gigantes son también oblatados pero no en tan gran medida. Saturno posee una densidad específica de 0,69 g/cm³ siendo el único planeta del Sistema Solar con una densidad inferior a la del agua. El planeta está formado por un 90% de hidrógeno y un 5% de helio.

Interior

El interior del planeta es semejante al de Júpiter, con un núcleo sólido en el interior. Sobre él se extiende una extensa capa de hidrógeno líquido y metálico (debido a los efectos de las elevadas presiones y temperaturas). Los 30.000 km exteriores del planeta están formados por una extensa atmósfera de hidrógeno y helio. El interior del planeta contiene un núcleo formado por materiales helados en la formación del planeta y que se encuentran en estado líquido en las condiciones de presión y temperatura cercanas al núcleo. Éste se encuentra a temperaturas en torno a 12.000 K (unos 11.726,85 ºC). Por otro lado, y al igual que Júpiter y Neptuno, Saturno irradia más calor al exterior del que recibe del Sol. La mayor parte de esta energía está producida por una lenta contracción del planeta que libera la energía gravitacional producida en la compresión. Este mecanismo se denomina mecanismo de Kelvin-Helmholtz. Sin embargo no parece ser el único responsable de la fuente interna de calor de Saturno. Probablemente el calor extra generado se produce en una separación de fases entre el hidrógeno y el helio atmosférico que se separan en la zona inferior de la atmósfera concentrándose en gotas que precipitan o llueven sobre el interior del planeta liberando energía gravitatoria en forma de calor.

Atmósfera

La atmósfera de Saturno posee un patrón de bandas oscuras y zonas claras similar al de Júpiter aunque la distinción entre ambas es mucho menos clara en el caso de Saturno. Las nubes superiores están formadas probablemente por cristales de amoníaco. Sobre ellas parece extenderse una niebla uniforme sobre todo el planeta producida por fenómenos fotoquímicos en la atmósfera superior (alrededor de 10 mbar). En 1990 se pudo observar una gigantesca nube blanca en el ecuador de Saturno que ha sido asimilada a un proceso de formación de grandes tormentas. Se han observado manchas similares en placas fotográficas tomadas durante el último siglo y medio a intervalos de aproximadamente 30 años. En 1994 se pudo observar una segunda gran tormenta de aproximadamente la mitad de tamaño que la producida en el año 1990. La atmósfera del planeta posee fuertes vientos en la dirección de los paralelos alternantes en latitud y altamente simétricos en ambos hemisferios a pesar del efecto estacional de la inclinación axial del planeta. La atmósfera superior en las regiones polares desarrolla fenómenos de auroras por la interacción del campo magnético planetario con el viento solar.

Lunas de Saturno

Artículo principal: Satélites de Saturno Saturno tiene un gran número de satelites, el mayor de los cuales, Titán es la única luna del sistema solar con una atmósfera importante. Los satélites más grandes, conocidos antes del inicio de la investigación espacial son: Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea, Titán, Hiperión, Jápeto y Febe. Otras 30 lunas de Saturno tienen nombre pero el número exacto de satélites es incierto por existir una gran cantidad de objetos que orbitan este planeta. En el año 2000, fueron detectados 12 nuevos satélites, cuyas órbitas sugieren que son fragmentos de objetos mayores capturados por Saturno. La misión Cassini/Huygens también ha encontrado nuevas lunas. El disco aparente de Titán (un borroso círculo anaranjado de bordes algo más oscuros) puede verse con telescopios de aficionados a partir de los 200 mm de abertura, utilizando para ello más de 300 aumentos y cielos estables: en sus mayores aproximaciones llega a medir 0.88 segundos de arco. El resto de los satélites son mucho menores y siempre parecen "estrellas" incluso a gran aumento. Las lunas más internas pueden capturarse, sin embargo, con cualquier cámara CCD empleando focales superiores a los 2.000 mm.

Los anillos de Saturno

Artículo principal: Anillos de Saturno Anillos de Saturno Los anillos de Saturno se extienden en el plano ecuatorial del planeta desde los 6.630 km a los 120.700 km por encima del ecuador de Saturno y están compuestos de partículas con abundante agua helada. El tamaño de cada una de las partículas varía desde partículas microscópicas de polvo hasta rocas de unos pocos metros de tamaño. El elevado albedo de los anillos muestra que éstos son relativamente modernos en la historia del sistema solar. Se sabe que los anillos de Saturno son inestables a lo largo de periodos de tiempo de decenas de millones de años, otro indicio de su origen reciente. Los anillos de Saturno poseen una dinámica orbital muy compleja presentando ondas de densidad, e interacciones con los satélites de Saturno (especialmente con los denominados satélites pastores). Al estar en el interior del límite de Roche, los anillos no pueden evolucionar hacia la formación de un cuerpo mayor. límite de Roche Los anillos se distribuyen en zonas de mayor y menor densidad de material existiendo claras divisiones entre estas regiones. Los anillos principales son los llamados anillos A y B, separadados entre sí por la división de Cassini. En la región interior al anillo B se distinguen otro anillo más ténue aunque extenso: C y otro anillo tenue y fino: D. En el exterior se puede distinguir un anillo delgado y débil denominado anillo F. El tenue anillo E se extiende desde Mimas hasta Rea y alcanza su mayor densidad a la distancia de Encelado, el cual se piensa lo provee de partículas. división de Cassini Hasta los años 1980 la estructura de los anillos se explicaba por medio de las fuerzas gravitacionales ejercidas por los satélites cercanos. Las sondas Voyager encontraron sin embargo estructuras radiales oscuras en el anillo B llamadas cuñas radiales (en inglés: spokes) que no podían ser explicadas de esta manera ya que su rotación alrededor de los anillos no era consistente con la mecánica orbital. Se considera que estas estructuras oscuras interactúan con el campo magnético del planeta, ya que su rotación sobre los anillos seguía la misma velocidad que la magnetosfera de Saturno. Sin embargo el mecanismo preciso de su formación todavía se desconoce. Hasta febrero de 2005 la misión Cassini no ha observado cuñas radiales en los anillos a pesar de contar con un equipo mejor que el de los Voyagers. Es posible que las cuñas aparezcan y desaparezcan estacionalmente. El 17 de agosto de 2005 los instrumentos a bordo de la nave Cassini desvelaron que existe algo similar a una atmósfera alrededor del sistema de anillos, compuesta principalmente de oxígeno molecular. Los datos obtenidos han demostrado que la atmósfera en el sistema de anillos de Saturno es muy parecida a la de las lunas de Júpiter, Europa y Ganímedes.

Magnetosfera

Ganímedes Saturno posee un campo magnético que le dota de una destacada magnetosfera. El campo magnético se origina en el interior del planeta en las regiones en las que el hidrógeno adquiere carácter metálico. El tamaño de la magnetosfera de Saturno es aproximadamente unas cinco veces menor que en el caso de Júpiter. Su intensidad es mucho menor y su estructura más simple, siendo el campo magnético prácticamente axisimétrico. La magnetosfera es capaz de interaccionar con partículas cargadas de la atmósfera superior de Titán produciendo un flujo de partículas desde la ionosfera de Titán a los polos de Saturno. La mayoría de las partículas cargadas que impactan contra Saturno arrastradas por el campo magnético proceden del viento solar. El impacto de estas partículas con la atmósfera superior del planeta se produce en las regiones polares ocasionando fenómenos aurorales. Las auroras en Saturno son menos impresionantes que en Júpiter o en la Tierra dado que la estructura del campo magnético no permite acelerar eficazmente las partículas cargadas. Las ondas de radio producidas por la magnetosfera de Saturno no alcanzan la superficie terrestre pero han sido estudiadas por diferentes misiones espaciales.

Exploración espacial de Saturno

aurora Saturno ha sido visitado por las sondas Pioneer 10 en 1979 y por las Voyager 1 y Voyager 2 durante los dos siguientes años. Actualmente es el objetivo de la misión Cassini/Huygens, una misión conjunta de las agencias NASA y ESA que consta de un orbitador y una sonda para explorar in situ la atmósfera de Titán. Los primeros resultados de la misión Cassin/Huygens son de gran calidad y esperan revolucionar nuestro conocimiento de este planeta y su sistema de lunas y anillos en los próximos años. La misión Huygens se sumergió en la atmósfera de Titán a mediados de enero del 2005 obteniendo datos de la composición atmosférica de este mundo e imágenes de su superficie.

Véase también

- Satélites de Saturno
- Anillos de Saturno
- Voyager 1
- Voyager 2
- Misión Cassini/Huygens

Referencias

- The New Solar System, J.K. Beatty, C. Collins Petersen y A. Chaikin, Cambridge University Press, (1999). ISBN 0933346867y Sky Publishing Corporation.

Enlaces externos

- Misión Cassini/Huygens en español:
http://www.astroenlazador.com/saturno/index.shtml
- Solar Views en español:
http://www.solarviews.com/span/saturn.htm
- La misión Cassini/Huygens:
http://saturn.jpl.nasa.gov/home/index.cfm
- Saturno: datos de la WEB de la Asociación Larense de Astronomía (ALDA):
http://www.tayabeixo.org/ssolar/saturno.htm Categoría:Planetas del Sistema Solar ja:土星 ko:토성 ms:Zuhal simple:Saturn (planet) th:ดาวเสาร์ zh-min-nan:Thó·-chheⁿ