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Marte (planeta)

Marte (planeta)

Marte es el cuarto planeta del sistema solar. Forma parte de los denominados planetas telúricos (de naturaleza rocosa, como la Tierra) y es el primero de los planetas exteriores a la órbita terrestre. Es, posiblemente, el más parecido a la Tierra.
Tycho Brahe midió con gran precisión el movimiento de Marte en el cielo. Los datos sobre el movimiento retrógrado aparente (lazos) permitieron a Kepler hallar la naturaleza elíptica de su órbita y determinar las leyes del movimiento planetario conocidas como leyes de Kepler.
Los planetas superiores o exteriores, nunca pasan entre el Sol y la Tierra ni jamás se les ve en creciente ni en cuarto; sus fases están poco marcadas, hecho que es fácil de demostrar geométricamente. Considerando el triángulo Sol-Tierra-Marte, el ángulo de fase es el que forman el Sol y la Tierra vistos desde Marte. Alcanza su valor máximo en las cuadraturas cuando el triángulo STM es rectángulo en la Tierra. Para Marte, este ángulo de fase no es nunca mayor de 42º, y su aspecto de disco giboso es análogo al que presenta la Luna 3,5 días antes o después de la Luna llena. Esta fase, visible con un telescopio de aficionado, no logró ser vista por Galileo, quien sólo supuso su existencia.

Origen del nombre del planeta Marte

Marte era el dios romano de la guerra y su equivalente griego se llamaba Ares. El color rojo del planeta Marte, relacionado con la sangre, favoreció que se le considerara desde antiguo como un símbolo del dios de la guerra. En ocasiones se hace referencia a Marte como el Planeta Rojo.

Características físicas

- Tiene una forma ligeramente elipsoidal, con un diámetro ecuatorial de 6.794 km. y uno polar de 6.750 km. Medidas micrométricas muy precisas han dado un achatamiento de 0,01, o sea, tres veces mayor que el de la Tierra. A causa de este achatamiento, el eje de rotación está afectado por una lenta precesión debida a la atracción del Sol sobre el abultamiento ecuatorial del planeta; pero la precesión lunar, que en nuestro planeta es dos veces mayor que la solar, no tiene su equivalente en Marte.
- Con este diámetro su volumen es de 15 centésimas el terrestre y su masa solamente de 11 centésimas. En consecuencia, la densidad es inferior a la de la Tierra; es 3,94 en relación con el agua. Un cuerpo transportado a Marte pesaría 1/3 de su peso en la Tierra, debido a la poca fuerza gravitatoria. Tierra
- Conocemos con exactitud lo que dura la rotación de Marte debido a que las manchas que se observan en su superficie, oscuras y bien delimitadas, son excelentes puntos de referencia. Fueron observadas por primera vez en 1659 por Huygens que asignó a su rotación la duración de un día. En 1666, Giovanni Cassini la fijó en 24 h. 40 m., valor muy aproximado al verdadero. Trescientos años de observaciones de Marte han dado por resultado establecer el valor de 24 h. 37 m. 22,7 s. para el día sideral (el período de rotación de la Tierra es de 23 h. 56 m. 4,1 s).
- De la duración del día sideral se deduce fácilmente que el día solar tiene en Marte una duración de 24 h 39 m. 35,3 s. El día solar medio o tiempo entre dos pasos consecutivos del Sol medio por el meridiano del lugar, dura 24h 41 min 18,6 s. Un día marciano vale, por consiguiente, 1,029 días terrestres. El día solar en Marte tiene, al igual que en la Tierra una duración variable, lo cual se debe a que los planetas siguen órbitas elípticas alrededor del Sol que no se recorren con uniformidad. No obstante en Marte la variación es mayor por su elevada excentricidad. Para mayor comodidad en sus trabajos, los responsables de las misiones norteamericanas de exploración de Marte por sondas automáticas han decidido unilateralmente dar al día marciano el nombre de sol, sin preocuparse por el hecho de que esa palabra significa suelo en francés y designa en castellano la luz solar o, escrito con mayúscula, el astro central de nuestro sistema planetario.
- El año marciano dura 687 días terrestres o 668,6 soles. Un calendario marciano podría constar de dos años de 668 días por cada tres años de 669 días.
- Los polos de Marte están señalados por dos casquetes polares de color blanco deslumbrante, que han facilitado mucho la determinación del ángulo que forma el ecuador del planeta con el plano de su órbita, ángulo equivalente para Marte a la oblicuidad de la eclíptica en la Tierra. Las medidas hechas por Camichel sobre clisés obtenidos en el observatorio francés del Pic du Midi, han dado para este ángulo 24º 48’. Desde la exploración espacial se acepta un valor de 25,19º, un poco mayor que la oblicuidad de la eclíptica (23º 27’), motivo por el cual, Marte tiene períodos estacionales similares a los de la Tierra, aunque sus estaciones son más largas, dado que un año marciano es casi dos veces más largo que un año terrestre.

Órbita

La órbita de Marte es muy excéntrica (0,09): entre su afelio y su perihelio, la distancia del planeta al Sol difiere en unos 42,4 millones de kilómetros. Gracias a las excelentes observaciones de Tycho Brahe, Kepler se dio cuenta de esta separación y llegó a descubrir la naturaleza elíptica de las órbitas planetarias consideradas hasta entonces como circulares. Este efecto tiene una gran influencia en el clima marciano, la diferencia de distancias al Sol causa una variación de temperatura de unos 30ºC en el punto subsolar entre el afelio y el perihelio. Si dentro de esa órbita se dibuja la de la Tierra, cuya elipse es mucho menos alargada, puede observarse también que la distancia de la Tierra a Marte se halla sujeta a grandes variaciones. En el momento de la conjunción, es decir, cuando el Sol está situado entre ambos planetas, la distancia entre estos puede ser de 399 millones de kilómetros y el diámetro aparente de Marte es de 3,5". Durante las oposiciones más favorables esa distancia queda reducida a menos de 56 millones de kilómetros y el diámetro aparente de Marte es de 25", alcanzando una magnitud de -2,8 (siendo entonces el planeta más brillante con excepción de Venus). Dada la pequeñez del globo marciano, su observación telescópica presenta interés especialmente entre los períodos que preceden y siguen a las oposiciones.

Observación y exploración de Marte

Observaciones telescópicas

Cristiaan Huygens hizo las primeras observaciones de áreas oscuras en la superficie de Marte en 1659, y también fue uno de los primeros en detectar los casquetes polares. Otros astrónomos que contribuyeron al estudio de Marte fueron G. Cassini, W. Herschel (descubrió la oblicuidad del eje de rotación de Marte y observó nubes marcianas), y J. Schroeter. El año 1877 presentó una oposición muy cercana a la Tierra, y fue un año clave para los estudios de Marte. El astrónomo estadounidense A. Hall descubrió los satélites Fobos y Deimos, mientras el astrónomo italiano G. Schiaparelli se dedicó a cartografiar cuidadosamente Marte; en efecto, hoy en día, se usa la nomenclatura inventada por él para los nombres de las regiones marcianas (Syrtis Major; Mare Tyrrhenum; Solis Lacus, etc.). Schiaparelli también creyó observar unas líneas finas en Marte, a las cuales bautizó como canali. El problema fue que esta palabra se tradujo al inglés como "canals", palabra que implica algo artificial. Esta última palabra despertó la imaginación de mucha gente, especialmente del astrónomo C. Flammarion y del aristócrata P. Lowell. Ellos se dedicaron a especular con que había vida en Marte. Lowell estaba tan entusiasmado con esta idea que se construyó en 1894 su propio observatorio en Flagstaff, Arizona, para estudiar al planeta Marte. Sus observaciones lo convencieron de que no sólo había vida en Marte, sino que esa vida era inteligente: Marte era un planeta que se estaba secando, y una sabia y antigua civilización marciana había construido esos canales para drenar agua de los casquetes polares y enviarla hacia las sedientas ciudades. Con el paso del tiempo, el furor de los canales marcianos se fue disipando, ya que muchos astrónomos ni siquiera podían verlos; de hecho, los canales fueron una ilusión óptica. Hacia los años 1950, ya casi nadie creía en civilizaciones marcianas, pero muchos estaban convencidos de que sí que había vida en Marte en forma de musgos y líquenes primitivos, hecho que se puso en duda al ser Marte visitado por primera vez por una nave espacial en 1965.

Exploración espacial de Marte

La primera sonda en visitar Marte fue la Mariner 4 en 1965. Junto a las Mariner 6 y 7 que llegaron a Marte en 1969 sólo consiguieron observar un Marte lleno de cráteres y parecido a la Luna. Fue el Mariner 9, la primera sonda que consiguió situarse en órbita marciana. Realizó observaciones en medio de una espectacular tormenta de polvo y fue la primera en atisbar un Marte con canales que parecían redes hídricas, vapor de agua en la atmósfera, y que sugería un pasado de Marte diferente. Las primeras naves en aterrizar en Marte fueron las Viking I y II en 1976. Los resultados negativos de sus experimentos biológicos propiciaron una falta de interés de 20 años en la exploración. El 4 de Julio de 1997 la Mars Pathfinder aterrizó con pleno éxito en Marte y probó que era posible que un pequeño robot se pasease por el planeta. En 2004 una misión científicamente más ambiciosa llevó a dos robots Spirit y Opportunity que aterrizaron en dos zonas de Marte diametralmente opuestas para analizar las rocas en busca de agua, encontrando indicios de un antiguo mar o lago salado. La Agencia Espacial Europea (ESA) lanzó la sonda Mars Express en junio del 2003 que actualmente orbita en Marte. A este último satélite artificial de Marte se le suman las naves de la NASA Mars Global Surveyor y Mars Odyssey, en órbita alrededor de Marte desde septiembre de 1997 y octubre de 2001 respectivamente. La NASA espera lanzar en el año 2005 la nave Mars Reconnaissance Orbiter.

Superficie de Marte

La ciencia que estudia la superficie de Marte se llama areografía (de Ares, dios de la guerra entre los griegos). Marte es un mundo mucho más pequeño que la Tierra. Sus principales características, en proporción con las del globo terrestre, son las siguientes: diámetro 53%, superficie 28%, masa 11%. Como los océanos cubren el 71% de la superficie terrestre y Marte carece de mares las tierras de ambos mundos tienen aproximadamente la misma superficie. La superficie de Marte presenta características morfológicas tanto de la Tierra como de la Luna: cráteres de impacto, campos de lava, volcanes, cauces secos de ríos y dunas de arena. Su composición es fundamentalmente basalto volcánico con un alto contenido en óxidos de hierro que proporcionan el característico color rojo de la superficie. Por su naturaleza, se asemeja a la limonita, óxido de hierro muy hidratado. Así como en las cortezas de la Tierra y de la Luna predominan los silicatos y los aluminatos, en el suelo de Marte son preponderantes los ferrosilicatos. Sus tres constituyentes principales son, por orden de abundancia, el oxígeno, el silicio y el hierro. Contiene: 20,8% de sílice, 13,5% de hierro, 5% de aluminio, 3,8% de calcio, y también titanio y otros componentes menores. Luna
- Desde la Tierra, mediante telescopios, se observan unas manchas oscuras y brillantes que no se corresponden a accidentes topográficos sino que aparecen si el terreno está cubierto de polvo oscuro (manchas de albedo). Éstas pueden cambiar lentamente cuando el viento arrastra el polvo. La mancha oscura más característica es Syrtis Major que simplemente es una pendiente menor del 1% y sin nada resaltable.
- La superficie de Marte presenta también unas regiones brillantes de color naranja rojizo, que reciben el nombre de desiertos, y que se extienden por las tres cuartas partes de la superficie del planeta, dándole esa coloración rojiza característica o, mejor dicho, el de un inmenso pedregal, ya que el suelo se haya cubierto de piedras, cantos y bloques.
- Un enorme escalón, cercano al ecuador, divide a Marte en dos regiones claramente diferenciadas: un norte llano, joven y profundo y un sur alto, viejo y escarpado, con cráteres similares a las regiones altas de la Luna. En contraste, el hemisferio norte tiene llanuras mucho más jóvenes, y con una historia más compleja. Parece haber una brusca elevación de varios kilómetros en el límite. Las razones de esta dicotomía global son desconocidas.
- Hay distribuidos cráteres de impacto por todo Marte, pero en el hemisferio sur hay una vieja altiplanicie de lava basáltica semejante a los «mares» de la Luna, sembrada de cráteres de tipo lunar. Pero el aspecto general del paisaje marciano difiere al que presenta nuestro satélite como consecuencia de la existencia de una atmósfera. En particular, el viento cargado de partículas sólidas produce una ablación que, en el curso de los tiempos geológicos, ha arrasado muchos cráteres. Éstos son, por consiguiente, mucho menos numerosos que en la Luna y la mayor parte de ellos tienen las murallas más o menos desgastadas por la erosión. Por otra parte, los enormes volúmenes de polvo arrastrados por el viento cubren los cráteres menores, las anfractuosidades del terreno y otros accidentes poco importantes del relieve. Entre los cráteres de impacto destacados del hemisferio sur esta la cuenca de impacto Hellas Planitia, la cual tiene 6 km de profundidad y 2.000 km de diámetro. Muchos de los cráteres de impacto más recientes tienen una morfología que sugiere que la superficie estaba húmeda o llena de barro cuando ocurrió el impacto.
- El campo magnético marciano es muy débil, unas 2 milésimas del terrestre y con una polaridad invertida respecto a la Tierra. La superficie de Marte conserva las huellas de grandes cataclismos que no tienen equivalente en la Tierra: Tierra
- Una característica que domina parte del hemisferio norte, es la existencia de un enorme abultamiento que contiene el complejo volcánico de Tharsis. En él se encuentra Olympus Mons el mayor volcán del sistema solar. Tiene una altura de 25 km (más de dos veces y media la altura del Everest sobre un globo mucho más pequeño que el de la Tierra) y su base tiene una anchura de 600 km. Las coladas de lava han creado un zócalo cuyo borde forma un acantilado de 6 km de altura. Hay que añadir la gran estructura colapsada de Alba Patera. Las áreas volcánicas ocupan el 10% de la superficie del planeta. Algunos cráteres muestran señales de reciente actividad y tienen lava petrificada en sus laderas.
- Cercano al Ecuador y con una longitud de 2.700 km., una anchura de hasta 500 km. y una profundidad de entre 2 y 7 km. Valles Marineris es un cañón que deja pequeño al Cañón del Colorado. Se formó por el hundimiento del terreno a causa de la formación del abultamiento de Tharsis.
- Hay una clara evidencia de erosión en varios lugares de Marte tanto por el viento como por el agua. Existen en la superficie largos valles sinuosos que recuerdan lechos de ríos (actualmente secos pues el agua líquida no puede existir en la superficie del planeta en las actuales condiciones atmosféricas). Esos inmensos valles pueden ser el resultado de fracturas a lo largo de las cuales han corrido raudales de lava y, más tarde, de agua.
- La superficie del planeta conserva verdaderas redes hidrográficas, hoy secas, con sus valles sinuosos entallados por las aguas de los ríos, sus afluentes, sus brazos, separados por bancos de aluviones que han subsistido hasta nuestros días. Todos estos detalles de la superficie sugieren un pasado con otras condiciones ambientales en las que el agua causó dichos lechos mediante inundaciones catastróficas. Algunos sugieren la existencia en un pasado remoto de lagos e incluso de un vasto océano en la región boreal del planeta. Todo parece indicar que fue hace unos 4.000 millones de años y por un breve período de tiempo.
- Agua en Marte. En Julio de 2005, la nave europea Mars Express fotografía por vez primera un lago de agua helado en la superficie, en un cráter en el polo norte del planeta.
- Al igual que la Luna y Mercurio, Marte no presenta tectónica de placas activa, como la Tierra. No hay evidencias de movimientos horizontales recientes en la superficie tales como las montañas por plegamiento tan comunes en la Tierra. No obstante la Mars Global Surveyor en órbita alrededor de Marte ha detectado en varias regiones de Marte extensos campos magnéticos de baja intensidad. Este hallazgo inesperado de un probable campo magnético global activo en el pasado y hoy desaparecido puede tener interesantes implicaciones para la estructura interior del planeta. Las magnetizaciones residuales de las rocas ocurren en bandas alternativas, similares a las observadas en las dorsales marinas donde se forma nueva superficie terrestre. Aunque hay varias posibles explicaciones, una de ellas es que el planeta Marte pudo haber tenido una tectónica de placas en su historia inicial.

Características atmosféricas

La atmósfera de Marte es muy tenue con una presión superficial de sólo 7 a 9 milibares frente a los 1033 milibares de la atmósfera terrestre. Esto representa una centésima parte de la terrestre. La presión atmosférica varía considerablemente con la altitud, desde casi 9 milibares en las depresiones más profundas, hasta 1 milibar en la cima del Olympus Mons. Su composición es fundamentalmente: dióxido de carbono (95,3%) con un 2,7% de nitrógeno, 1,6% de argón y trazas de oxígeno (0,15%) monóxido de carbono (0,07%) y vapor de agua (0,03%). La proporción de otros elementos es ínfima y escapa su dosificación a la sensibilidad de los instrumentos hasta ahora empleados. El contenido de ozono es 1000 veces menor que en la Tierra, por lo que esta capa, que se encuentra a 40 km. de altura, es incapaz de bloquear la radiación ultravioleta. La atmósfera es lo bastante densa como para albergar vientos muy fuertes y grandes tormentas de polvo que, en ocasiones, pueden abarcar el planeta entero durante meses. Este viento es el responsable de la existencia de dunas de arena en los desiertos marcianos. La nubes pueden presentarse en tres colores: blancas, amarillas y azules. Las nubes blancas son de vapor de agua condensada o de dióxido de carbono en latitudes polares. Las amarillas de naturaleza pilosa son el resultado de las tormentas de polvo y están compuestas por partículas de tamaño en torno a 1 micra. La bóveda celeste marciana es de un suave color rosa salmón debido a la dispersión de la luz por los granos de polvo muy finos procedentes del suelo ferruginoso.
- En invierno, en las latitudes medias, el vapor de agua se condensa en la atmósfera y forma nubes ligeras de finísimos cristales de hielo. En las latitudes extremas, la condensación del anhídrido carbónico forma otras nubes que constan de cristales de nieve carbónica.
- La débil atmósfera marciana produce un efecto invernadero que aumenta la temperatura superficial unos 5 grados; mucho menos que lo observado en Venus y en la Tierra.
- La atmósfera marciana ha sufrido un proceso de evolución considerable siendo una atmósfera de segunda generación. La atmósfera primigenia, formada poco después que el planeta, ha dado paso a otra, cuyos elementos provienen de la actividad geológica del planeta. Así, el vulcanismo vierte a la atmósfera determinados gases, entre los cuales predominan el gas carbónico y el vapor de agua. El primero queda en la atmósfera, en tanto que el segundo tiende a congelarse en el suelo frío. El nitrógeno y el oxígeno no son producidos en Marte más que en ínfimas proporciones. Por el contrario, el argón es relativamente abundante en la atmósfera marciana. Esto no es de extrañar: los elementos ligeros de la atmósfera (hidrógeno, helio, etc.) son los que más fácilmente se escapan en el espacio interplanetario dado que sus átomos y moléculas alcanzan la velocidad de escape; los gases más pesados acaban por combinarse con los elementos del suelo; el argón, aunque ligero, es lo bastante pesado como para que su escape hidrodinámico hacia el espacio interplanetario sea difícil y, por otra parte, al ser un gas neutro o inerte, no se combina con los otros elementos; así se va acumulando con el tiempo.
- En los inicios de su historia, Marte pudo haber sido muy parecido a la Tierra. Al igual que en nuestro planeta la mayoría de su dióxido de carbono se utilizó para formar carbonatos en las rocas. Pero al carecer de una tectónica de placas es incapaz de reciclar hacia la atmósfera nada de este dióxido de carbono y así no puede mantener un efecto invernadero significativo.
- No hay cinturón de radiación, aunque sí hay una débil ionosfera que tiene su máxima densidad electrónica a 130 km de altura.
- Aunque no hay evidencia de actividad volcánica actual, recientemente la nave europea Mars Express y medidas terrestres obtenidas por el telescopio Keck desde la Tierra han encontrado trazas de metano en una proporción de 10 partes por 1000 millones. Este gas sólo puede tener un origen volcánico o biológico. El metano no puede permanecer mucho tiempo en la atmósfera. Se estima en 400 años el tiempo en desaparecer de la atmósfera de Marte, ello supone que hay una fuente que lo produce. Lo más probable es que la actividad volcánica del Olumpus Mons no terminase de golpe hace 100 millones de años. Es necesario recalcar que la pequeña proporción de metano detectada, muy poco por encima del límite de sensibilidad instrumental, impide por el momento dar una explicación clara de su origen.

El agua en Marte

En la Tierra, y al nivel del mar, el agua hierve a 100ºC. Pero el punto de ebullición depende de la presión y si ésta es excesivamente baja, el agua no puede existir al estado líquido. Eso es lo que ocurre en Marte: si ese planeta tuvo abundantes cursos de agua fue porque contaba también con una atmósfera mucho más densa que proporcionaba también temperaturas más elevadas. Al disiparse la mayor parte de esa atmósfera en el espacio, al disminuir así la presión y bajar la temperatura, el agua desapareció de la superficie de Marte. Ahora bien, subsiste en la atmósfera, en estado de vapor, aunque en escasas proporciones, así como en los casquetes polares, constituidos por grandes masas de hielos perpetuos. La sonda Mars Express estudiará también la presencia de hielos de agua en el subsuelo marciano. Cuando las pequeñas palas mecánicas de las sondas espaciales excavan una ranura en el suelo polvoriento de Marte, los bordes de esa excavación debieran desmoronarse como cuando practicamos un surco en la arena o en un suelo terroso. En realidad, los bordes de las ranuras practicadas en Marte no se desmoronan, como si el suelo estuviese húmedo. Todo permite suponer que entre los granos del suelo existe agua congelada, fenómeno que, por lo demás, es común en las regiones muy frías de la Tierra donde, desde las grandes glaciaciones del cuaternario, el suelo está profundamente helado. En torno de ciertos cráteres marcianos se observan unas formaciones en forma de lóbulos cuya formación solamente puede ser explicada admitiendo que el suelo de Marte está congelado: el calor producido por el impacto del meteorito ha debido provocar la vaporización del hielo y al vapor en expansión se debería cierta sustentación de la materia proyectada en el impacto la formación del referido relieve de lóbulos o guirnaldas. También se dispone de fotografías de otro tipo de accidente del relieve perfectamente explicado por la existencia de un gelisuelo. Se trata de un hundimiento del suelo de cuya de depresión parte un cauce seco con la huella de sus brazos separados por bancos de aluviones. Parece que en la zona de la depresión el calor, probablemente debido a un fenómeno volcánico, ha provocado la fusión del hielo; el terreno se ha hundido por su propio peso, expulsando el agua hasta la superficie; como la evaporación del líquido, aunque ineluctable, no es instantánea el agua ha podido discurrir por el suelo antes de su total evaporación; el fenómeno ha durado suficiente tiempo como para que el curso del agua así creado por la fusión del permafrost haya excavado un lecho.
- En junio de 2000 la nave Mars Global Surveyor detectó en paredes de cráteres o en valles profundos donde no incide nunca la luz solar, accidentes que parecen barrancos formados por torrentes de agua y los depósitos de tierra y rocas transportados por ellos. Sólo aparecen en latitudes altas del hemisferio Sur. La comparación con la geología terrestre sugiere que se trata de los restos de un suministro superficial de agua similar a un acuífero. Este acuífero estaría situado entre 100 y 400 metros de profundidad. Al surgir el agua hacia la superficie se congela y formaría una presa de hielo que terminaría por romperse y produciendo un breve torrente activo hasta que el agua se evapora.
- En mayo de 2002 la nave Mars Odyssey detectó hidrógeno superficial. Este hidrógeno podría estar combinado formando agua helada. El hielo formaría una capa bajo la superficie, entre 30 y 60 cm. y comprendería desde los casquetes hasta los 60º de latitud. En enero de 2004 la sonda europea Mars Express detecta agua en el polo Sur del planeta. La observación se hizo al final del verano cuando el "hielo seco" sublima y deja un casquete residual de agua. En el polo Norte su presencia estaba ya confirmada. Parece que los europeos han detectado líneas espectrales de vapor de agua y no iones de hidrógeno. Se trata por lo tanto de una medida directa y no indirecta como la que hicieron las sondas norteamericanas en 2002. Existe por lo tanto cierta polémica sobre la autoría de este descubrimiento.
- También subsiste agua marciana en la atmósfera del planeta, aunque en proporción tan ínfima (0,01%) que, de condensarse totalmente sobre la superficie de Marte, formaría sobre ella una película líquida cuyo espesor sería aproximadamente de la centésima parte de un milímetro. A pesar de su escasez, ese vapor de agua participa de un ciclo anual. En Marte, la presión atmosférica es tan baja que el vapor de agua se sublima en el suelo, en forma de hielo, a la temperatura de –80ºC. Cuando la temperatura se eleva de nuevo por encima de ese límite, el hielo se sublima en sentido inverso convirtiéndose en vapor sin pasar por el estado líquido.

Casquetes polares

2002 La superficie del planeta presenta diversos tipos de formaciones permanentes, entre las cuales las más fáciles de observar son dos grandes manchas blancas situadas en las regiones polares, una especie de casquetes polares del planeta. Así como el vapor de agua se sublima en Marte aproximadamente a –80ºC, el gas carbónico lo hace a –120ºC. Esa diferencia confiere a los casquetes polares de Marte un carácter singular. Cuando llega la estación fría, el depósito de hielo perpetuo empieza por cubrirse con una capa de escarcha debida, como ya se ha dicho, a la condensación del vapor de agua atmosférico; luego, al seguir bajando la temperatura y pasar a ser la misma inferior a –120ºC, desaparece el agua congelada bajo un manto de nieve carbónica que extiende al casquete polar hasta rebasar a veces el paralelo de los 60º. Ello es así porque se congela parte de la atmósfera de CO₂. Recíprocamente en el hemisferio opuesto, la primavera hace que la temperatura suba por encima de –120ºC, lo cual provoca la sublimación de la nieve carbónica y el retroceso del casquete polar; luego, cuando el termómetro se eleva a más de – 80ºC, se sublima, a su vez, la escarcha; sólo subsisten entonces los hielos permanentes, pero ya el frío vuelve y éstos no sufrirán una ablación importante. La masa de hielo perpetuo tiene un tamaño de unos 100 kilómetros de diámetro y unos 10 metros de espesor. Así pues los casquetes polares están formados por una capa muy delgada de hielo de CO₂ ("hielo seco") y quizá debajo del casquete Sur haya hielo de agua. En el verano austral el dióxido de carbono se sublima por completo, dejando una capa residual de hielo de agua. En cien años de observación el casquete polar Sur ha desaparecido dos veces por completo, mientras el Norte no lo ha hecho nunca. Se desconoce si existe una capa similar de hielo de agua bajo el casquete polar Norte dado que la capa de dióxido de carbono nunca desaparece por completo. Ello se debe a que aunque el clima en el hemisferio Sur es más riguroso, las cortas estaciones de la primavera y verano del hemisferio Austral ocurren cuando el sol está en el perihelio, así las máximas temperaturas ocurren en el hemisferio Sur y el casquete sufre por ello. A la vez las temperaturas mas bajas también ocurren en el Sur porque el otoño e invierno son largos y el Sol está en el afelio.
- Los casquetes polares muestran una estructura estratificada con capas alternantes de hielo y distintas cantidades de polvo oscuro. No se sabe a ciencia cierta el mecanismo causante de la estratificación pero puede ser debida a cambios climáticos relacionados con variaciones a largo plazo de la inclinación del ecuador marciano respecto al plano de la órbita. También podría haber agua oculta bajo la superficie a menores latitudes. Los cambios estacionales en los casquetes producen cambios en la presión atmosférica global de alrededor de un 25% (medidos en los lugares de aterrizaje de los Viking).
- La Mars Global Surveyor determinó a finales de 1998 que la masa total de hielo del casquete polar Norte equivale a la mitad del hielo que existe en Groenlandia. Además el hielo del polo Norte de Marte se asienta sobre una gran depresión del terreno estando cubierto por "hielo seco". Los nuevos rasgos topográficos sugieren que el casquete Norte marciano muestra un gran montículo de hielo, cortado por un remolino semicircular que podría ser obra del viento. El casquete helado parece elevarse abruptamente desde el terreno adyacente con laderas empinadas y acabando en una meseta de hielo. El hielo presenta en los bordes del casquete bandas claras y oscuras que parecen indicar procesos de sedimentación. No hay huellas de impacto, lo que significa que se trata de un casquete y sus depósitos podrían tener sólo 100.000 años. En cambio el casquete del hemisferio Sur formado al parecer sólo de CO₂ ("hielo seco") muestra cráteres de impacto que podría indicar una antigüedad de 1.000 millones de años.

Climatología

Sobre las temperaturas que reinan en Marte, todavía no se dispone de datos suficientes que permitan conocer su evolución a lo largo del año marciano en las diferentes latitudes y, mucho menos, las particularidades regionales. Tampoco resulta cómoda la comparación de las temperaturas registradas por las diferentes sondas que han explorado el planeta ya que estas observaciones se han realizado mediante instrumentos muy diferentes y con objetivos distintos (temperatura de superficie, atmósfera, regiones específicas, etcétera).
- Por hallarse Marte mucho más lejos del Sol que la Tierra, sus climas son más fríos, y tanto más por cuanto la atmósfera, al ser tan tenue, retiene poco calor: de ahí que la diferencia entre las temperaturas diurnas y nocturnas sea más pronunciada que en nuestro planeta. A ello contribuye también la baja conductividad térmica del suelo marciano. La duración del día y de la noche Marte es aproximadamente la misma que en la Tierra.
- La temperatura en la superficie depende de la latitud y presenta variaciones estacionales. La temperatura media superficial es de unos 218ºK (-55ºC). La variación diurna de las temperaturas es muy elevada como corresponde a una atmósfera tan tenue. Las máximas diurnas, en el ecuador y en verano, pueden alcanzar los 20 ºC o más, mientras las máximas nocturnas pueden alcanzar fácilmente -80ºC. En los casquetes polares, en invierno las temperaturas pueden bajar hasta -130ºC.
- En una de esas ocasiones Marte se hallaba lo más cerca posible del Sol y entonces se registró en el ecuador, en pleno verano, la temperatura de 27ºC. En 1976, Marte se hallaba, por el contrario, a su máxima distancia del Sol cuando llegaron e ese planeta las sondas Viking. La primera de éstas aterrizó a una latitud (22,46ºN.) que es aproximadamente la de La Habana o de La Meca; allí, a pesar de hallarse el hemisferio en verano, la máxima temperatura diurna registrada fue de -13ºC (a las 15 horas) y la mínima de –86ºC (a las 6, antes de la salida del Sol). Por su parte, el segundo Viking se posó a la latitud de 47,89ºN. (aproximadamente la de Viena) y midió allí, también en pleno verano, temperaturas máximas y mínimas que, en promedio, fueron respectivamente de -38 y –89ºC.
- Enormes tormentas de polvo, que persisten durante semanas e incluso meses, oscureciendo todo el planeta pueden surgir de repente (aunque son más frecuentes tras el perihelio del planeta) y en el hemisferio Sur, cuando allí es el final de la primavera, están causadas por vientos de más de 150 km/h. Así como en la Tierra un viento de 50 a 60 km/h basta para levantar nubes de polvo, en Marte, dada la ínfima densidad del aire, sólo un vendaval de unos 200 km/h puede producir el mismo efecto, aunque admitiendo que el suelo esté seco (y ya hemos visto que, por su consistencia, está cargado de humedad congelada). Dichas tormentas pueden alcanzar dimensiónes planetarias. Tienen su origen en la diferencia de energía del Sol que recibe el planeta en el afelio y en el perihelio. Cuando Marte se encuentra en las cercanías del perihelio de su órbita, la temperatura se eleva en el hemisferio Sur por ser finales de primavera y por el mayor acercamiento al Sol. Ello causa que el suelo pierde su humedad. En ciertas regiones, especialmente entre Noachis y Hellas, se desencadena entonces una violenta tempestad local que, arranca del suelo seco imponentes masas de polvo. Este, por ser muy fino, se eleva a grandes altitudes y, en unas semanas, cubre no sólo todo un hemisferio sino incluso la casi totalidad del planeta. El polvo en suspensión en la atmósfera causa una neblilla amarilla que oscurece los accidentes más característicos del planeta. Al interferir la entrada de energía solar las temperaturas máximas disminuyen, pero a su vez actúa como una manta que impide la disipación del calor, por lo que las mínimas aumentan. En consecuencia la oscilación térmica diurna disminuye drásticamente. Así ocurrió en 1971, imposibilitando durante cierto tiempo las observaciones que debían efectuar las cuatro sondas (dos Mars soviéticas y dos Mariner americanas) que acababan de llegar al planeta rojo. Esos velos de polvo que se trasladan de una parte a otra, que cubren y descubren estacionalmente regiones de otro color o matiz, y esos vientos que orientan las partículas del suelo y las dunas, explican los cambios de color que afectan al disco marciano visto desde la Tierra y que tanto habían intrigado a los astrónomos durante más de un siglo.
- Durante un año marciano parte del CO₂ de la atmósfera se condensa en el hemisferio donde es invierno, o se sublima del polo a la atmósfera cuando es verano. En consecuencia la presión atmósferica tiene una variación anual.

Las estaciones en Marte

Al igual que en la Tierra, el ecuador marciano está inclinado respecto al plano de la órbita un ángulo de 25º,19. Ambos planos se cortan señalando una dirección que se llama punto Aries (Vernal) en la Tierra o punto Vernal de Marte cuando la órbita corta ascendentemente el ecuador del planeta. Ambos puntos se toman como origen de las longitudes solares (aerocéntricas, en honor al dios Ares). La primavera comienza en el hemisferio Norte en el equinoccio de primavera cuando el Sol atraviesa el punto Vernal pasando del hemisferio Sur al Norte (Ls=0 y creciendo). En el caso de Marte esto tiene también un sentido climático. Los días y las noches duran igual y comienza la primavera en el hemisferio Norte. Esta dura hasta que LS=90º solsticio de verano en que el día tiene una duración máxima en el hemisferio Norte y mínima en el Sur. Análogamente, Ls = 90°, 180°, y 270° indican para el hemisferio Norte el solsticio de verano, equinoccio otoñal, y el solsticio invernal, respectivamente mientras que en el hemisferio Sur es al revés. Por ser la duración del año marciano aproximadamente doble que el terrestre también lo es la duración de las estaciones. La diferencia entre sus duraciones es mayor porque la excentricidad de la órbita marciana es mucho mayor que la terrestre. He aquí la duración de las cuatro estaciones en Marte:
solsticio La comparación con las estaciones terrestres muestra que, así como la duración de éstas difiere a lo sumo en 4,5 días, en Marte, debido a la gran excentricidad de la órbita, la diferencia llega a ser primeramente de 51 soles. Actualmente el hemisferio Norte goza de un clima más benigno que el hemisferio Sur. La razón es evidente: el hemisferio Norte tiene otoños (143 días) e inviernos (154 días) cortos y además cuando el Sol está en el perihelio lo cual dada la excentricidad de la órbita del planeta, hace que sean más benignos. Además la primavera (194 días) y el verano (178 días) son largos, pero estando el Sol en el afelio son más fríos que los del hemisferio Sur. Para el hemisferio Sur la situación es la inversa. Hay pues una compensación parcial entre ambos hemisferios debido a que las estaciones de menos duración tienen lugar estando el planeta en el perihelio y entonces recibe del Sol más luz y calor. Debido a la retrogradación del punto Vernal y al avance del perihelio, la situación se va decantando cada vez más. En 2.940 años terrestres el perihelio se alineará al solsticio de invierno. Carl Sagan propuso en 1971, para conciliar la evidente erosión hídrica con la actual escasez de vapor de agua, la teoría del "largo invierno". Con la alineación del perihelio al solsticio de invierno, tendremos para el hemisferio Norte, cortos inviernos y muy benignos (por su proximidad al perihelio) y largos veranos. Al revés en el hemisferio Sur. Ello provocaría que el extenso y grueso casquete polar Norte, sea transferido a través de la atmósfera, al casquete polar Sur. En la operación, la mayor parte de los hielos de agua y CO₂ se encontrarían en forma de vapor en la atmósfera, produciendo un efecto invernadero. Se elevaría la temperatura superficial, aumentaría la presión y durante unos pocos miles de años se interrumpiría el "largo invierno" para dar lugar a una "corta primavera". Al cabo de 27.850 años la situación se invertiría.

Astronomía desde Marte

Carl Sagan

Observación del Sol

Visto desde Marte, el Sol tiene un diámetro aparente de 21' (en lugar de 31,5' a 32,6' que tiene visto desde la Tierra). Los científicos que manejaron al Spirit y Opportunity le hicieron observar una puesta solar. Se pudo observar como desaparece oculto entre el polvo en suspensión en la atmósfera.

Observación de los satélites

Marte tiene dos minúsculos satélites, dos peñascos de forma irregular, Fobos y Deimos. El primero mide 27 x 21 x 19 km y el segundo 15 x 12 x 11 km. Deimos gravita a 20.000 km de altitud y Fobos a 6.100 km. A pesar de hallarse tan próximos, estos satélites sólo son visibles en el cielo marciano como puntos luminosos muy brillantes. El brillo de Deimos puede ser comparable al de Venus visto desde la Tierra; el de Fobos es varias veces más intenso. Fobos da una vuelta en torno a Marte en 7 h 39 min 14 s. Al ser su revolución mucho más rápida que la rotación del planeta sobre sí mismo, el satélite parece como si describiera un movimiento retrógrado: se le ve amanecer por el Oeste y ponerse por el Este. Deimos invierte 30 h 17 min 55 s en recorrer su órbita. Su revolución es, por consiguiente, un poco más duradera que la rotación del planeta, lo cual hace que el satélite se mueva lentamente en el cielo: tarda 64 horas entre su salida, por el Este y su puesta, por el Oeste. Lo más curioso es que durante ese tiempo en que permanece visible, desarrolla dos veces el ciclo completo de sus fases. Otra particularidad de esos satélites es que, por gravitar en el plano ecuatorial del planeta y tan cerca de la superficie de éste, son eternamente invisibles desde las regiones polares: Deimos no puede ser visto desde más arriba del paralelo 82º y Fobos desde las latitudes de más de 69º. Dadas sus pequeñas dimensiones, estas lunas minúsculas apenas pueden disipar las tinieblas de la noche marciana, y ello durante cortos períodos de tiempo, ya que, al gravitar tan cerca del planeta y en órbitas ecuatoriales, pasan la mayor parte de la noche ocultos en el cono de la sombra proyectada por el planeta, o sea sin ser iluminados por la luz solar. Se ha observado que Fobos sufre una aceleración secular que lo acerca lentamente a la superficie del planeta (tan lentamente que pueden transcurrir aún cien millones de años antes de que se produzca su caída). Esta aceleración es producida por el efecto de las mareas. También se plantea a los astrónomos el problema de los orígenes de esos pequeños astros, ya que ciertas razones se oponen a que sean asteroides capturados y otras a que sean cuerpos formados en torno al planeta al mismo tiempo que él. Además Fobos presenta características que sugieren que este satélite puede ser un fragmento separado de otro astro mayor.

Observación de los eclipses solares

Las cámaras de la nave Opportunity captaron el 10 de Marzo de 2004 el eclipse parcial de Sol causado por el satélite Fobos. El satélite tapa una gran parte del Sol a causa de que es más grande que Deimos y orbita mucho más cerca de Marte. El eclipse de Deimos captado el 4 de Marzo de 2004 es comparable a un tránsito de un planeta.

Observación de la Tierra

Vista desde Marte por los futuros astronautas, la Tierra sería un magnífico lucero azulino y tan brillante como Júpiter, por lo menos durante los períodos favorables (conjunciones inferiores de la Tierra), ya que nuestro globo presentará, visto desde Marte, las mismas fases que Venus vista desde la Tierra. También, al igual que Venus y Mercurio, la Tierra es un astro alternativamente matutino y vespertino. Con un telescopio instalado en Marte podrían apreciarse el espectáculo resultante de la conjugación de los movimientos de la Tierra y de la Luna, así como de la combinación de las fases de ambos astros: paso de la media luna sobre la mitad oscura del disco terrestre; paso del sistema Tierra-Luna ante el disco solar durante los eclipses.

Tránsitos de la Tierra por el disco solar

El 10 de Noviembre de 2084 ocurrirá el próximo tránsito de la Tierra por el disco solar visto desde Marte. Estos tránsitos se repiten aproximadamente cada 79 años. Los tránsitos de octubre-noviembre ocurren cuando el planeta Marte está en oposición y cerca del nodo ascendente. Los tránsitos de abril-mayo cuando está en el nodo descendente. El tránsito de 11 de mayo de 1984 previsto por J. Meeus sirvió de inspiración al escritor Arthur C. Clarke para escribir Transit of Earth en el cual un astronauta dejado solo en Marte describe el raro fenómeno astronómico poco antes de morir debido a la falta de oxígeno.

Meteoritos de origen marciano

Los meteoritos denominados SNC son originarios de Marte. Se sabe con seguridad su origen porque se han encontrado en su interior pequeñas burbujas de gas cuya composición isotópica coincide con la medida por las sondas Viking. El 6 de agosto de 1996, David McKay, anunció la primera identificación de compuestos orgánicos en el meteorito marciano ALH84001. El meteorito se había desprendido de Marte hace 15 millones de años, había caído sobre la Antártida hace 13000 años y fue encontrado en 1984. Procede de una roca marciana solidificada hace unos 4500 millones de años cuando se formó el planeta. Muchos científicos no estuvieron desde el inicio de acuerdo con el anuncio al que calificaron de prematuro y probablemente equivocado. La mera presencia de restos como los que crea el material orgánico no significa que tenga relación con la vida, aunque una explicación no biológica es improbable. En diciembre de 1997 un grupo de científicos desmintió el origen biológico de las estructuras encontradas en el meteorito demostrando que en la roca había minerales de apariencia similar a algunos microorganismos (lamelas), pero que podían tener un origen puramente químico sin ninguna relación con la vida.

Referencias culturales

Además de la ya mencionada Transit of Earth, existen numerosas referencias a Marte en la ciencia ficción, tales como:
- Crónicas Marcianas, de R. Bardbury, donde los humanos, cansados de las guerras y contaminación en la Tierra, deciden colonizar Marte.
- Homo Plus, de Frederik Pohl. Astronautas terrestres son genéticamente alterados para sobrevivir en la superficie hostil de Marte.

Cambio Climático

Observaciones recientes de la superficie marciana, han mostrado que su clima podría ser mucho más dinámico de lo que se había esperado, con una importante disminución reciente del casquete sur, indicando un calentamiento continuado del clima marciano durante los últimos años. El efecto parece ser causado por lo elíptico de su órbita, que hace que no siempre esté a la misma distancia del sol, siendo la menor distancia 53.000 km y la mayor 263.000 km. Esto hace que la temperatura crezca y por supuesto que los polos se evaporen. Cuando la órbita se aleje lo suficiente seguramente veremos como los polos marcianos crecen de nuevo. Este efecto se retroalimenta ya que los casquetes polares de Marte están formados mayoritariamente por dióxido de carbono, de modo que su evaporación aumenta el débil efecto invernadero de la atmósfera marciana y contribuye a incrementar aún más las temperaturas. Las variaciones de dióxido de carbono en la atmósfera marciana conforme a su condensación y evaporación en los polos, originan cambios en la presión atmosférica superficial en cada estación, siendo las presiones menores en invierno y mayores en verano.

Enlaces externos

- [http://www.elsistemasolar.com.ar El Sistema Solar] - Sitio educativo sobre el sistema solar
- [http://golwen.com.ar/mediawiki/index.php?title=Marte Marte en la Ciencia Ficción - en Golwen]

Véase también

- Satélites de Marte
- Planeta
- Mars Pathfinder
- Exploración de Marte
- Mars Global Surveyor
- Mars Odyssey
- Spirit
- Opportunity
- Mars Express

Referencias:

- FEINSTEIN, A. «Astronomía Fundamental». Editorial Kapelusz, 1982
- SHEEHAN, W. «Worlds in the Sky». University of Arizona Press, 1992 Categoría:Marte als:Mars (Planet) ja:火星 ko:화성 ms:Marikh simple:Mars (planet) th:ดาวอังคาร

Planeta

Un planeta es un cuerpo masivo que orbita una estrella y que no posee brillo propio proveniente de la fusión nuclear reflejando tan sólo la luz proveniente de su Estrella. Algunos planetas sin embargo poseen fuentes internas de energía como los planetas gigantes, que continúan emitiendo calor proveniente de la época de su formación, o los planetas terrestres mayores, que emiten una mínima cantidad de energía proveniente de las reacciones de fisión nuclear de sus elementos radiactivos. Etimológicamente, la palabra planeta proviene del latín que la tomó del griego "planetës", que significa vagabundo y de "planaö" que significa yo vagabundeo. El origen de este término proviene del movimiento aparente de los planetas con respecto al fondo fijo de las estrellas que, a pesar de moverse por el firmamento conforme las diferentes estaciones, mantienen sus posiciones relativas. Así, la palabra planeta, fue utilizada en la antigua astronomía geocéntrica para designar los siete astros que son visibles a simple vista y que se desplazan con respecto a las estrellas del firmamento. Estos astros eran el Sol, la Luna, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno. Con el advenimiento de la teoría heliocéntrica de Copérnico (que tiene un precedente en la de Aristarco de Samos), la Tierra fue considerada un planeta (1543), y el Sol y la Luna dejaron de serlo. Por lo tanto, el número de planetas se redujo a seis.

Descubrimiento de los planetas exteriores

El año 1781 Herschel descubrió Urano, en 1846 Johann Gottfried Galle y Urbain Le Verrier descubrieron Neptuno en base a las perturbaciones gravitacionales ejercidas sobre Urano. Finalmente en el año 1930 Clyde Tombaugh descubrió el planeta Plutón. En los años 70 se pudo descubrir un satélite orbitando Plutón de nombre Caronte. Actualmente se considera planeta cualquier cuerpo que tenga una masa entre 15 masas de Júpiter y la masa de Plutón. Pero esta definición es muy vaga. Con el descubrimiento de cuerpos cada vez mayores en el cinturón de Kuiper se está poniendo en entredicho la catalogación de Plutón como planeta o como el cuerpo de mayor tamaño del cinturón de Kuiper. Alternativamente, otros astrónomos proponen aumentar el número oficial de planetas incluyendo los cuerpos de mayor tamaño encontrados en los límites exteriores del Sistema Solar, como Sedna o Varuna. Aparte de los planetas del sistema solar se conocen cerca de 150 planetas extrasolares orbitando alrededor de estrellas cercanas.

Origen del nombre de los planetas

El nombre de los planetas de nuestro sistema solar procede de la mitología griega y romana. Así, según la mitología:
- Mercurio: mensajero de los dioses
- Venus: diosa del amor y de la belleza
- La Tierra: madre de todos los dioses
- Marte: dios de la guerra
- Júpiter: padre de los dioses
- Saturno: dios de la agricultura
- Urano: dios del cielo
- Neptuno: dios del mar
- Plutón: dios de los infiernos En diferentes culturas los días de la semana provienen de los nombres de los dioses asociados con cada uno de estos astros. Lunes por la Luna, Martes por Marte, Miércoles por Mercurio, Jueves por Júpiter, Viernes por Venus, Sábado por Saturno y Domingo por el Sol (die domini en latín). Los satélites mayores de los diferentes planetas reciben su nombre de personajes mitológicos, excepto los satélites de Urano, cuyos nombres conmemoran personajes de obras clásicas de teatro. Otros cuerpos menores del Sistema Solar reciben sus nombres de diversas fuentes : mitológicas (Sedna, Varuna o Ceres), de sus descubridores (cometas como el cometa Halley) o de códigos alfanuméricos relacionados con su descubrimiento.

Véase también

- Geología planetaria
- Planetas extrasolares
- Sistema Solar
- Xena

Enlaces externos

- [http://etimologias.dechile.net/?dias-de-la-semana Etimología de los días de la semana]
- [http://www.elsistemasolar.com.ar Sistema Solar] Informacion y contenidos multimedia sobre los planetas, el espacio y el sistema solar. Categoría:Astronomía Categoría:Sistema solar als:Planet ja:惑星 ko:행성 ms:Planet simple:Planet th:ดาวเคราะห์ zh-min-nan:He̍k-chheⁿ

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

Tycho Brahe

Tycho Brahe (14 de diciembre de 1546 en Knutstorp, Escania, en aquel entonces parte de Dinamarca - 24 de octubre de 1601 en Praga, en aquel entonces capital de Bohemia) fue un astrónomo danés. Hizo que se construyera Uraniborg; que se convertiría en el primer Instituto de investigación astronómica. Los instrumentos diseñados por Brahe le permitieron medir con una precisión muy superior a la de la época las posiciones de las estrellas y los planetas. Atraído por la fama de Brahe Johannes Kepler aceptó una invitación de éste para trabajar junto a él en Praga. Tycho pensaba que el progreso en astronomía no podía conseguirse por la observación ocasional e investigaciones puntuales sino que se necesitaban medidas sistemáticas noche tras noche utilizando los instrumentos más precisos posibles. Las medidas de Brahe sobre la posición de los planetas con el tiempo pasarón a posesión de Kepler a su muerte. Las medidas del movimiento de Marte (y en particular de su movimiento retrógrado) fueron esenciales para que Kepler pudiera formular las tres leyes de Kepler que rigen el movimiento de los planetas y que sirvieron posteriormente de base a la Ley de la gravitación Universal de Newton.

Trayectoria científica

Tycho Brahe fue el último de los grandes astrónomos observadores de la era pretelescópica, un aspecto a tener muy en cuenta. El 24 de agosto de 1563, mientras estudiaba en Leipzig, ocurrió una conjunción de Júpiter y Saturno. Un suceso predicho por las tablas astronómicas existentes. Sin embargo, Tycho se dio cuenta de que todas las predicciones sobre la fecha de la conjunción estaban equivocadas en días o incluso meses. Este hecho tuvo una gran influencia sobre él. Brahe se percató de la necesidad de compilar nuevas y precisas observaciones planetarias que le permitieran realizar tablas más exactas. En sus propias palabras: He estudiado todas las cartas de los planetas y las estrellas y ninguno de ellos coincide con los otros. Hay tantas medidas y métodos de medición como astrónomos y todos en desacuerdo. Lo que se necesita es un proyecto de cartografiado de los cielos desde un único lugar durante varios años. -Tycho Brahe, 1563 (a los 17 años). 1563 Durante su carrera científica Tycho Brahe persiguió con ahinco este objetivo. Así desarrolló nuevos instrumentos astronómicos. Con ellos fue capaz de realizar un preciso catálogo estelar de más de 1000 estrellas cuyas posiciones estaban medidas con una precisión muy superior a la alcanzada hasta entonces. Las mejores medidas de Tycho alcanzaban precisiones de medio minuto de arco. Estas medidas permitieron a Tycho mostrar que los cometas no eran fenómenos meteorológicos sino objetos más allá de la Tierra. Sus instrumentos científicos fueron ampliamente copiados en Europa. Tycho fue el primer astrónomo en percibir la refracción de la luz y corregir sus medidas astronómicas de este efecto. El conjunto completo de observaciones de la trayectoria de los planetas fue heredado por Johannes Kepler, en aquel tiempo, ayudante de Brahe. Gracias a estas detalladas observaciones Kepler sería capaz unos años más tarde de encontrar las leyes que gobiernan el movimiento planetario.

La estrella de Tycho

En su juventud, Tycho observó una supernova en 1572 en la constelación de Casiopea. En aquella época se creía en la inmutabilidad del cielo y en la imposibilidad de la aparición de nuevas estrellas pero el brillo de ésta era incontestable. Inicialmente la estrella era tan brillante como Júpiter pero pronto superó la magnitud -4 siendo visible incluso de día. Poco a poco fue desvaneciéndose hasta dejar de ser visible hacia marzo de 1574. Cuando Tycho publicó las observaciones detalladas de la aparición de esta supernova se convirtió instantáneamente en un reputado astrónomo. Llamó a la estrella Stella Nova (estrella nueva en Latín). Tycho no fue el primero en descubrir la aparición de esta supernova pero publicó las mejores observaciones de su aparición y de la evolución de su brillo, razón por la cual se le conoce con su nombre.

Heliocentrismo

El sistema del universo que Tycho presenta representa una transición entre la teoría geocéntrica de Ptolomeo y la teoría heliocéntrica de Copérnico. En la teoría de Tycho el Sol y la Luna giran alrededor de la Tierra, inmóvil mientras que Marte, Venus, Júpiter y Saturno girarían alrededor del Sol. Brahe estaba convencido de de que la Tierra estaba estática porque sino deberían poderse apreciar los movimientos aparente de las estrellas. Tal efecto existe realmente y se denomina paralaje pero no podía ser detectado con observaciones visuales directas. Las estrellas están mucho más lejos de lo que se pensaba razonable en la época de Tycho Brahe.

Uraniborg y otros observatorios

Artículo principal: Uraniborg Uraniborg El rey Federico II de Dinamarca y Noruega estaba tan impresionado por las observaciones de Tycho Brahe de 1572 que financió la construcción de dos observatorios para Brahe en Ven, una isla. Los observatorios se llamaban Uraniborg y Stjerneborg. El primero tenía también un laboratorio para los experimentos alquímicos de Tycho Brahe. A la muerte del rey, Tycho discutió con su sucesor, Christian IV y Brahe se desplazó a Praga en 1599. Allí consiguió el favor del emperador Rodolfo II quien le nombra matemático imperial le ofrece una suntuosa mansión y le permite escoger entre varios castillos para construir un nuevo observatorio. Tycho Brahe escoge el castillo de Benátky nad Jizerou a 50 km de Praga. Dado que Rodolfo II era un apasionado de la astrología Brahe debía proporcionar cartas astrales para los altos miembros de la corte así como elaborar interpretaciones astrológicas de acontecimientos como la llegada del cometa de 1577 y la aparición de la supernova de 1572. Las obras e instalación de sus instrumentos se van complicando y Brahe decida regresar a Praga. En esta época Brahe escribe las Tablas Rodolfinas en las que publica sus leyes sobre el movimiento de los astros. En Praga Brahe conoce finalmente a Kepler a quién confiaría los resultados de sus medidas de los movimientos de la Luna y los planetas durante décadas.

Brahe y la astrología

Brahe, al igual que muchos astrónomos de la época parece haber aceptado los principios de la astrología, creyendo que el movimiento de los planetas influía (aunque no determinaba) sobre sucesos terrestres. Aún así, Brahe expresó su escepticismo sobre la multiplicidad de sistemas astrológicos y prefería un trabajo astronómico asentado en las matemáticas. A pesar de ello dos de sus trabajos iniciales, ahora perdidos, versaban sobre la astrología. Tycho también trabajo en la predicción del tiempo, realizó interpretaciones astrológicas de la supernova de 1572 y del cometa de 1577 y escribía cartas astrales para sus patrones Federico II y Rodolofo II. En la filosofía natural de Tycho Brahe la astrología y la alquimia eran partes fundamentales.

Biografía y carácter

Tyge (la versión latina del nombre es Tycho) Brahe nació el 14 de diciembre de 1546 en Skane, en aquel entonces en Dinamarca, actualmente en Suecia. Era el hijo mayor de una familia nobiliar danesa y fue criado por uno de sus tíos, Joergen Brahe. Éste le envio a estudiar en la universidad de Copenhague y más tarde en Leipzig. En Copenhague, a la edad de 14 años, pudo observer un eclipse parcial de Sol que le causó una gran imprensión. Al parecer la predictabilidad de los eventos astronómicos atrajo con gran fuerza la atención del joven Tycho quien comenzó a adquirir libros de astronomía. Viajó por Alemania y estudió en otras universidades como Wittenberg, Rostock y Basel. En esta época desarrolló su otro gran interés el de la la alquimia. En 1566, mientras estudiaba en Wittenberg, el joven Tycho se enfrentó en duelo con otro estudiante por una disputa sobre los méritos como matemáticos de ambos. En el duelo Brahe perdió parte de su náriz y tuvo que portar una prótesis metálica el resto de su vida. Regresó a Dinamarca en 1570. Durante su etapa inicial en Uraniborg Tycho Brahe, en contra de la opinión de su familia, contrajo matrimonio con una joven de origen humilde llamada Cristina. Ambos tuvieron ocho hijos. La muerte de Brahe constituye también una anécdota curiosa. Muchas fuentes históricas citan como causa de su muerte una infección de orina por no ausentarse por educación y respeto en una cena en Praga en 1601. La larga cena le ocasionó una fuerte cistitis que le postró en cama con fiebres elevada durante 11 días. En 1996 se abrió la tumba de Tycho Brahe en Praga analizándo sus cabellos. Se encontraron dosis tan elevadas de mercurio que actualmente se considera el envenenamiento por mercurio como causa de su muerte. Dado que Brahe tenía intereses en alquimia y medicina y que el mercurio era un elemento común a las medicinas alquímicas preparadas por el mismo Tycho, es muy probable que Tycho muriera por envenenamiento por sus propias medicinas tratando de recuperarse de sus problemas urinarios. En su agonía Tycho repetía una y otra vez: "Non frustra vixisse vidcor" (Que no haya vivido en vano). Al efecto, le había hecho prometer a Kepler que usaría sus observaciones para construir un nuevo sistema del universo basado en su propia teoría. Su tumba se encuentra en la iglesia de Nuestra Señora de Tyn en Praga.

Lugares nombrados en su honor

- El cráter Tycho en la Luna.
- El planetario de la ciudad de Copenhague.

Links externos

[http://www.star.ucl.ac.uk/~apod/apod/ap040522.html La estrella de Tycho (imagen, texto en inglés)] [http://www.griffithobs.org/IPSHowTychoDied.html Cómo murió Tycho Brahe realmente, texto en inglés]
- Historia de la astronomía
- Kepler
- Nova y Supernova Brahe, Tycho Brahe, Tycho ja:ティコ・ブラーエ ko:튀코 브라헤

Kepler

Johannes Kepler (Weil der Stadt 27 de diciembre, 1571 - Ratisbona 15 de noviembre, 1630), figura clave en la revolución científica, astrónomo y matemático alemán; fundamentalmente conocido por sus leyes sobre el movimiento de los planetas. leyes sobre el movimiento de los planetas

Obra científica

Después de estudiar teología en la universidad de Tubinga, incluyendo astronomía con un seguidor de Copérnico, enseñó en el seminario protestante de Graz. Kepler intentó comprender las leyes del movimiento planetario durante la mayor parte de su vida. En un principio Kepler consideró que el movimiento de los planetas debía cumplir las leyes pitagóricas de la armonía. Esta teoría es conocida como la música o la armonía de las esferas celestes. En su visión cosmológica no era casualidad que el número de planetas conocidos en su época fuera uno más que el número de poliedros perfectos. Siendo un firme partidario del modelo copernicano, intentó demostrar que las distancias de los planetas al Sol venían dadas por esferas en el interior de poliedros perfectos, anidadas sucesivamente unas en el interior de otras. En la esfera interior estaba Mercurio mientras que los otros cinco planetas (Venus, Tierra, Marte, Júpiter y Saturno) estarían situados en el interior de los cinco sólidos platónicos correspondientes también a los cinco elementos clásicos. En 1596 Kepler escribió un libro en el que exponía sus ideas. Misterium Cosmographicum (El misterio cósmico). Siendo un hombre de gran vocación religiosa, Kepler veía en su modelo cosmológico una celebración de la existencia, sabiduría y elegancia de Dios. Escribió: «yo deseaba ser teólogo; pero ahora me doy cuenta a través de mi esfuerzo Dios puede ser celebrado también por la astronomía». 1596 En 1600 es llamado por el astrónomo imperial Tycho Brahe, que a la sazón había montado el mejor centro de observación astronómica de esa época. En 1602, a la muerte de Tycho, es nombrado astrónomo imperial y tiene acceso a todos los datos recopilados por Tycho, mucho más precisos que los manejados por Copérnico. A la vista de los datos, especialmente los relativos al movimiento retrógrado de Marte se dio cuenta de que el movimiento delos planetas no podía ser explicado por su modelo de poliedros perfectos y armonía de esferas. Kepler, hombre profundamente religioso, incapaz de aceptar que Dios no hubiera dispuesto que los planetas describieran figuras geométricas simples, se dedicó con tesón ilimitado a probar con toda suerte de combinaciones de círculos. Cuando se convenció de la imposibilidad de lograrlo con círculos, usó óvalos. Al fracasar también con ellos, «sólo me quedó una carreta de estiércol» y empleó elipses. Con ellas desentrañó sus famosas tres leyes (publicadas en 1609 en su obra Astronomía Nova) que describen el movimiento de los planetas. Leyes que asombraron al mundo, le revelaron como el mejor astrónomo de su época, aunque él no dejó de vivir como un cierto fracaso de su primigenia intuición de simplicidad (¿porqué elipses, habiendo círculos?). Sin embargo, tres siglos después, su intuición se vio confirmada cuando Einstein mostró en su Teoría de la Relatividad general que en la geometría tetradimensional del espacio-tiempo los cuerpos celestes siguen líneas rectas. Y es que aún había una figura más simple que el círculo: la recta. Relatividad general En 1627 publicó las Tabulae Rudolphine, a las que dedicó un enorme esfuerzo, y que durante más de un siglo se usaron en todo el mundo para calcular las posiciones de los planetas y las estrellas. Utilizando las leyes del movimiento planetario fue capaz de predecir satisfactoriamente el tránsito de Venus del año 1631 con lo que su teoría quedó confirmada. En su honor una cadena montañosa del satélite marciano Fobos fue bautizada con el nombre de 'Kepler Dorsum'.

Las tres leyes de Kepler

Durante su estancia con Tycho le fue imposible acceder a los datos de los movimientos aparentes de los planetas ya que Tycho se negaba a dar esa información. Ya en el lecho de muerte de Tycho y después a través de su familia, Kepler accedió a los datos de las órbitas de los planetas que durante años se habían ido recolectando. Gracias a esos datos, los más precisos y abundantes de la época Kepler pudo ir deduciendo las órbitas reales planetarias. Afortunadamente Tycho se centró en Marte, con una elíptica muy acusada, de otra manera le hubiera sido imposible a Kepler darse cuenta de que las órbitas de los planetas eran elípticas. Inicialmente Kepler intentó el círculo, por ser la más perfecta de las trayectorias, pero los datos observados impedian un correcto ajuste, lo que entristeció a Kepler ya que no podía saltarse un pertinaz error de ocho minutos de arco. Kepler comprendió que debía abandonar el círculo, lo que implicaba abandonar la idea de un "mundo perfecto". De profundas creencias religiosas, le costó llegar a la conclusión de que la tierra era un planeta imperfecto, asolado por las guerras, en esa misma misiva incluyo la cita clave. "Si los planetas son lugares imperfectos, ¿porque no deben de serlo las órbitas de las mismas?". Finalmente utilizó la fórmula de la elipse, una rara figura descrita por Apolonio de Pérgamo una de las obras salvadas de la destrucción de la biblioteca de Alejandría. Descubrió que encajaba perfectamente en las mediciones de Tycho. Había descubierto la primera ley de Kepler:
- Los planetas tienen movimientos elípticos alrededor del sol con el sol en uno de sus focos. Después de ese importante salto, en donde por primera vez lo hechos se anteponían a los deseos y los prejuicios sobre la naturaleza del mundo. Kepler se dedico simplemente a observar los datos y sacar conclusiones ya sin ninguna idea preconcebida. Pasó a comprobar la velocidad del planeta a través de las órbitas llegando a la segunda ley:
- Los planetas, en su recorrido por la elipse, barren áreas iguales en el mismo tiempo. Durante mucho tiempo, Kepler solo pudo confirmar éstas dos leyes en el resto de planetas. Aún así fue un logro espectacular, pero faltaba relacionar las trayectorias de los planetas entre sí. Tras varios años, descubrió la tercera e importantísima ley del movimiento planetario:
- El cuadrado de los periodos de los planetas son proporcionales al cubo de la distancia media al sol. Esta ley, llamada también ley armónica junto con las otras leyes ya permítía unificar, predecir y comprender todos los movimientos de los astros. Marcando un hito en la historia de la ciencia. Kepler fue el último astrólogo y se convirtió en el primér astrónomo desechando la fe y las creencias y explicando los fenómenos por la mera observación..
SN 1604: La estrella de Kepler
biblioteca de Alejandría y el Observatorio de Rayos X Chandra.]] El 17 de Octubre de 1604 Kepler observó una supernova en nuestra propia Galaxia, la Vía Lactea a la que más tarde se le llamaría la estrella de Kepler. La estrella había sido observada por otros astrónomos europeos el día 9 como Brunowski en Praga (quién escribió a Kepler), Altobelli en Verona y Clavius en Roma y Capra y Marius en Padua. Kepler inspirado por el trabajo de Tycho Brahe realizó un estudio detallado de su aparición. Su obra De Stella nova in pede Serpentarii ('La nueva estrella en el pie de Ophiuchus') proporcionaba evidencias de que el Universo no era estático y sí sometido a importantes cambios. La estrella pudo ser observada a simple vista durante 18 meses después de su aparición. La supernova se encuentra a tan solo 13000 años luz de nosotros. Ninguna supernova posterior ha sido observada en tiempos históricos dentro de nuestra propia galaxia. Dada la evolución del brillo de la estrella hoy en día se sospecha que se trata de una supernova de tipo I.
Obras escritas por Kepler

- Mysterium cosmographicum (El misterio cósmico) (1596)
- Astronomiae Pars Óptica (La parte óptica de la astronomía) (1604)
- De Stella nova in pede Serpentarii (La nueva estrella en el pie de Ophiuchus) (1604)
- Astronomia nova (Nueva astronomía) (1609)
- Dioptrice (Dioptrio) (1611)
- Epitome astronomiae Copernicanae (publicado en tres partes 1618-1621)
- Harmonices Mundi (La armonía de los mundos) (1619)
- Tabulae Rudolphinae (1627)
- Somnium (El sueño) (1634) - considera como el primer precursor de la ciencia ficción.
Enlaces externos
Kepler, Johannes Kepler, Johannes als:Johannes Kepler ja:ヨハネス・ケプラー ko:요하네스 케플러

Sol

El Sol es la estrella más cercana a la Tierra, por lo que también es el astro más brillante. Su presencia o su ausencia en el cielo determinan, respectivamente, el día o la noche. La energía radiada por el Sol es aprovechada por los seres fotosintéticos, que constituyen la base de la cadena trófica, siendo así la principal fuente de energía de la vida. También aporta la energía que mantiene en funcionamiento los procesos climáticos. El Sol es una estrella de la secuencia principal con un tipo espectral G2 que se formó hace unos 5 mil millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente otros 5 mil millones de años más. A pesar de ser una estrella mediana, es la única que se resuelve a simple vista, con un diámetro angular de 32' 35" minutos de arco en el perihelio y 31' 31" en el afelio. Lo que da un diámetro medio de 32' 03". Por una extraña coincidencia, la combinación de tamaños y distancias del Sol y la Luna son tales que se ven, aproximadamente, con el mismo tamaño aparente en el cielo. Esto permite una amplia gama de eclipses solares distintos (totales, anulares o parciales).

Nacimiento y muerte del Sol

Más información en: Evolución estelar | Nebulosa protosolar El Sol se formó hace unos 4.500 millones de años a partir de nubes de gas y polvo que ya contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su disco circumstelar surgieron, más tarde, los planetas, asteroides y cometas del sistema solar. En el interior del Sol se producen reacciones de fusión en las que los átomos de hidrógeno se transforman en helio produciéndose la energía que irradia nuestra estrella. Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguirá unos 5.000 millones de años más quemando hidrógeno de manera estable. Cuando el hidrógeno de su núcleo sea mucho menos abundante éste se contraerá y se encenderá la capa de hidrógeno adyacente, pero esto no bastará para retener el colapso. Seguirá compactándose hasta que su temperatura sea lo suficientemente elevada como para fusionar el helio del núcleo (unos 100 millones de grados). Al mismo tiempo, las capas exteriores de la envoltura se irán expandiendo paulatinamente. Se expandirán tanto que, a pesar del aumento de brillo de la estrella, su temperatura efectiva disminuirá, situando su luz en la región roja del espectro. El Sol se habrá convertido en una gigante roja. El radio del Sol, para entonces, será tan grande que habrá engullido a Mercurio, Venus y, posiblemente, a la Tierra. Durante su etapa como gigante roja (unos 1.000 millones de años) el Sol irá expulsando gas cada vez con mayor intensidad. En los últimos momentos de su vida el viento solar se intensificará y el Sol se desprenderá de toda su envoltura, la cual, formará, con el tiempo, una nebulosa planetaria. El núcleo y sus regiones más próximas se comprimirán más hasta formar un estado de la materia muy concentrado en el que las repulsiones de tipo cuántico entre los electrones extremadamente cercanos (degenerados) frenarán el colapso. Quedará entonces, como remanente estelar, una enana blanca de carbono y oxígeno que se irá enfriando paulatinamente.

Estructura del Sol

Como todas los cuerpos de suficiente masa el Sol posee una forma esférica y a causa de su lento movimiento de rotación, tiene también un leve achatamiento polar. Como en cualquier cuerpo de suficiente masa todas las partículas que lo constituyen son atraídas hacia el centro del objeto por la fuerza de gravedad. Sin embargo, el plasma que forma el Sol se encuentra en equilibrio ya que la creciente presión en el interior solar compensa la atracción gravitatoria produciéndose un equilibrio hidrostático. Ahora bien la presión que sustenta la masa de cualquier estrella está causada tanto por la densidad y temperatura creciente de material en el interior de la estrella como por la presión de radiación causada por el flujo de fotones emitidos. El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en "capas de cebolla". La frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Sí se puede sin embargo establecer una función física que es diferente para cada una de las capas. En la actualidad, la astrofísica dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayoría de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por: 1) núcleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona y 7) viento solar.

Núcleo

- Más información en: Nucleosíntesis estelar | Cadenas PP | Ciclo CNO Ocupa unos 139.000 km del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. Nuestra estrella está constituida por un 81 % de hidrógeno, 18 % de helio y el 1 % restante que se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 % de hidrógeno, 49 % de helio y el 2 % restante en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares. A comienzos de la década de los 30 el físico austríaco Fritz Houtermans (1903-1966) y el astrónomo inglés Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) unieron sus esfuerzos para averiguar si la producción de energía en el interior del Sol y en las estrellas se podía explicar por las transformaciones nucleares. En 1938 Hans Albrecht Bethe (1906- ) en Estados Unidos y Carl Friedrich von Weizsäker (1912-), en Alemania, simultánea e independientemente, encontraron el hecho notable de que un grupo de reacciones en las que intervienen el carbono y el nitrógeno como catalizadores constituyen un ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura el hidrógeno. A este grupo de reacciones se las conoce como "ciclo de Bethe o del carbono", y es equivalente a la fusión de cuatro protones en un núcleo de helio. En estas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, esto es, el hidrógeno consumido pesa más que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energía según la ecuación de Einstein. E = mc², donde E es la energía, m la masa y c la velocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 % de la masa afectada en fotones, con una longitud de onda cortísima y por lo tanto muy energéticos y penetrantes. La energía producida calienta el núcleo solar hasta temperaturas de 10 a 20 millones de grados. El ciclo ocurre en las siguientes etapas: ₁H¹ + ₆C¹² → ₇N¹³; ₇N¹³ → ₆C¹³ + e⁺ + neutrino; ₁H¹ + ₆C¹³ → ₇N¹⁴; ₁H¹ + ₇N¹⁴ → ₈O¹⁵; ₆O¹⁵ → ₇N¹⁵ + e⁺ + neutrino, y por último ₁H¹ + ₇N¹⁵ → ₆C¹² + ₂He⁴. Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, tenemos 4 ₁H¹ → ₂He⁴ + 2e⁺ + 2 neutrinos + 26,7 MeV. La energía neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,7 x 10¹⁴ Julios por kg de protones consumidos. El carbono actúa como catalizador, pues al final del ciclo se regenera. Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas, es el ciclo de Critchfiel o protón-protón. Charles Critchfield (1910-1994) en 1938 era un joven físico alumno de George Gamow (1904-1968) en la Universidad de George Washington, tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta de que en el choque entre dos protones muy rápidos puede ocurrir que uno de los protones pierda su carga positiva y se convierta en un neutrón que permanece unido al otro protón constituyendo un deuterón, es decir, un núcleo de hidrógeno pesado. La reacción puede producirse de dos maneras algo distintas: ₁H¹ + ₁H¹ → ₂H² + e⁺ + neutrino ₁H¹ + ₁H² → ₂He³; ₂He³ + ₂He³ → ₂He⁴ + 2 ₁H¹. El primer ciclo se da en estrellas más calientes y con mayor masa que el Sol y la cadena protón-protón en las similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el año 1953 se creyó que su energía era producida exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se ha demostrado en estos últimos años que el calor solar procede en un 99 % del ciclo protón-protón. Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al transformarlo