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Saturno (planeta)

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

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

Júpiter (planeta)

Júpiter es el quinto planeta del Sistema solar. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos. Recibe su nombre del dios romano Júpiter (Zeus) en la mitología griega. Se trata del planeta que ofrece un mayor brillo a lo largo del año (aunque Venus puede ser más brillante dependiendo de su fase, al igual que Marte si se encuentra en una oposición favorable). Júpiter es el mayor de los planetas del Sistema Solar con una masa más de 310 veces la terrestre y un diámetro unas 11 veces el terrestre. Se trata de un planeta gaseoso formado principalmente por hidrógeno y helio sin una superficie interior definida. Entre los detalles atmosféricos se destaca la La Gran Mancha Roja, un enorme anticiclón situado en las latitudes tropicales del hemisferio sur, la estructura de nubes en bandas y zonas y la fuerte dinámica de vientos zonales con velocidades de hasta 140 m/s.

Características generales

Júpiter es el más masivo de los planetas del Sistema Solar. Su masa equivale a unas 2,5 veces la suma de la masas de todos los demás planetas juntos. Más de un centenar de planetas extrasolares han sido descubiertos con masas similares o superiores a la masa de Júpiter. Júpiter también posee la velocidad de rotación más rápida de los planetas del Sistema Solar: gira sobre su eje en poco menos de 10 horas. Esta velocidad de rotación se deduce a partir de las medidas de campo magnético del planeta. La atmósfera se encuentra dividida en regiones con fuertes vientos zonales con periodos de rotación que van desde las 9h 50m 30s en la zona ecuatorial a las 9h 55m 40s en el resto del planeta. El planeta es conocido por una enorme formación meteorológica, la Gran Mancha Roja, fácilmente vislumbrable por astrónomos aficionados dado su gran tamaño, superior al de la Tierra. Su atmósfera está permanentemente cubierta de nubes que permiten trazar la dinámica atmosférica y muestran un alto grado de turbulencia. Tomando como referencia al Sol Júpiter es el quinto planeta del Sistema Solar. Su órbita se sitúa aproximadamente a 5 UA, unos 750 millones de km del Sol.

Atmósfera

Bandas y Zonas

El aficionado inglés A. S. Williams hizo el primer estudio sistemático sobre la atmósfera de Júpiter en 1896. La atmósfera de Júpiter está dividida en cinturones oscuros llamados Bandas y regiones claras llamadas Zonas, todos ellos en la dirección de los paralelos. Las bandas y zonas delimitan un sistema de corrientes de viento alternantes en dirección con la latitud y en general de gran intensidad; por ejemplo, los vientos en el ecuador soplan a velocidades entorno a 100 m/s (360 km/h). En la Banda Ecuatorial Norte, los vientos pueden llegar a soplar a 140 m/s (500 km/h).

La Gran Mancha Roja

Sol.]] El científico inglés Robert Hooke observó en 1664 una gran formación meteorológica que podría ser la Gran Mancha Roja (conocida en inglés por las siglas GRS). Sin embargo no parecen existir informes posteriores de la observación de tal fenómeno hasta el siglo XIX. En todo caso, varía mucho tanto de color como de intensidad. Las imágenes obtenidas por el Observatorio Yerkes a finales del XIX muestran una mancha roja alargada, ocupando el mismo rango de latitudes pero con el doble de extensión longitudinal. A veces, es de un color rojo fuerte, y realmente muy notable, y en otras ocasiones palidece hasta hacerse insignificante. Históricamente en un principio se pensó que la gran mancha roja era la cima de una montaña gigantesca o una meseta que salía por encima de las nubes. Esta idea fue sin embargo desechada en el siglo XIX al constatarse espectroscópimante la composición de hidrógeno y helio de la atmósfera y determinarse que se trataba de un planeta fluído. El tamaño actual de la mancha roja es aproximadamente unas dos veces el de la Tierra. Meteorológicamente la Gran Mancha Roja es un enorme anticiclón muy estable en el tiempo. Los vientos en la periferia del vórtice tienen una intensidad cercana a los 400 km/h.

Estructura de nubes

Las nubes superiores de Júpiter están formadas probablemente de cristales congelados de amoníaco. El color rojizo viene dado por algún tipo de agente colorante desconocido aunque se sugieren compuestos de Azufre o fósforo. Por debajo de las nubes visibles Júpiter posee muy posiblemente nubes más densas de un compuesto químico llamado hidrosulfuro de amonio, NH₄SH. A una presión en torno a 5-6 bar de presión existe posiblemente una capa aún más densa de nubes de agua. Una de las pruebas de la existencia de tales nubes la constituyen la observación de descargas eléctricas compatibles con tormentas profundas a estos niveles de presión. Tales tormentas convectivas pueden en ocasiones extenderse desde los 5 bar hasta los 300-500 mbar, unos 150 km en vertical.

Estructura interna

En el interior del planeta el hidrógeno y el helio se comprimen progresivamente. El hidrógeno molecular se comprime de tal manera que se transforma en un líquido de carácter metálico a profundidades de unos 10.000 km con respecto a la superficie. Más abajo se espera la existencia de un núcleo rocoso formado principalmente por materiales helados y mas densos. La existencia de las diferentes capas viene determinada por el estudio del potencial gravitatorio del planeta medido por las diferentes sondas espaciales. De existir el núcleo interno probaría la teoría de formación planetaria a partir de un disco de planetesimales. Júpiter es tan masivo que todavía no se ha liberado del calor acumulado en su formación y posee por lo tanto una importante fuente interna de calor que ha sido medida de manera precisa y equivale a 5,4 W/m². Esto significa que el interior del planeta está mezclado de manera eficaz por lo menos hasta niveles cercanos a las nubes de agua a 5 bar.

Magnetosfera

planetesimal Júpiter tiene una magnetosfera extensa formada por un campo magnético de gran intensidad.El campo magnético de Júpiter podría verse desde la Tierra ocupando un espacio equivalente al de la Luna llena a pesar de estar mucho más lejos. El campo magnético de Júpiter es de hecho la estructura de mayor tamaño en el Sistema Solar. Las partículas cargadas son recogidas por el campo magnético joviano y conducidas hacia las regiones polares donde producen impresionantes auroras. Por otro lado las partículas expulsadas por los volcanes de la luna Ío forman un toroide de rotación en el que el campo magnético atrapa material adicional que es conducido a través de las líneas de campo sobre la atmósfera superior del planeta. campo magnético Se piensa que el orígen de la magnetosfera se debe a que en el interior profundo de Júpiter, el hidrógeno se comporta como un metal debido a la altísima presión. Los metales son, por supuesto, excelentes conductores de electrones, y la rotación del planeta produce corrientes, las cuales a su vez producen un extenso campo magnético. Las sondas Pioneer confirmaron la existencia del campo magnético joviano y su intensidad, más de 10 veces superior al terrestre conteniento más de 20.000 veces la energía asociada al campo terrestre. Los Pioneer descubrieron que la onda de choque de la magnetosfera joviana se extiende a 26 millones de kilómetros del planeta, con la cola magnética extendiéndose más allá de la órbita de Saturno. Las variaciones del viento solar originan rápidas variaciones en tamaño de la magnetosfera. Este aspecto fue estudiado por las sondas Voyager. También se descubrió que átomos cargados eran expulsados de la magnetosfera joviana con gran intensidad y eran capaces de alcanzar la órbita de la Tierra. También se encontraron corrientes electricas fluyendo de Júpiter a algunas de sus lunas, particulamente Ío y también en menor medida Europa.

Satélites

Satélites galileanos

Europa, Ganímedes y Calisto.]] Calisto Los principales satélites de Júpiter fueron descubiertos por Galileo Galilei razón por la que se les llama en ocasiones satélites galileanos. Reciben sus nombres de la mitología griega si bien en tiempos de Galileo se les denominaba por números románicos dependiendo de su orden de cercanía al planeta. El descubrimiento de estos satélites constituyó un punto de inflexión en la ya larga disputa entre el sistema heliocéntrico y el copernicano en el que era mucho más fácil explicar el movimiento y la propia existencia de los satélites naturales de Júpiter. Los cuatro satélites principales son muy distintos entre si. Ío, el más interior, es un mundo volcánico con una superficie muy joven y calentado por efectos de marea entre Júpiter y Europa. Europa, el siguiente satélite, es un mundo helado bajo el cual se especula la presencia de océanos líquidos de agua. Calisto y Ganímedes son satélites más alejados y de menor densidad formados en su mayor parte por hielos.

Satélites menores

Además de los mencionados satélites galileanos, las distintas sondas espaciales enviadas a Júpiter y observaciones desde la Tierra han ampliado el número total de satélites de Júpiter hasta 61: Estos satelites menores se pueden dividir en dos grupos:
- Grupo de Amaltea: Son cuatro satélites pequeños que giran en torno a Júpiter en órbitas internas a las de los satélites galileanos. Este grupo esta compuesto por (en órden de distancia) Metis, Adrastea, Amaltea y Tebe.
- Satélites irregulares: Es un grupo numeroso de satélites en órbitas muy lejanas de Júpiter; de hecho, están tan lejos de este que la gravedad del Sol distorsiona perceptiblemente sus órbitas. Con la excepción de Himalia, son satélites generalmente pequeños. A su vez, este grupo se puede dividir en dos, los progrados y retrógrados. La mayoría de estos objetos tienen un origen muy distinto al de los satélites mayores siendo posiblemente cuerpos capturados y no formados en sus órbitas actuales. Otros pueden ser los restos de impactos y fragmentaciones de cuerpos mayores anteriores. Miembros de este grupo incluyen a Aitné, Ananké, Autónoe, Caldona, Cale, Cálice, Calírroe, Carme, Elara, Erínome, Euante, Euporia, Eurídome, Harpálice, Hermipé, Himalia, Isonoe, Leda, Lisitea, Megaclite, Ortosia, Pasífae, Pasítea, Praxídice, Sinope, Sponde, Táigete, Temisto, Tione, Yocasta y otros 23 que no tienen aún nombre definitivo.

Sistema de anillos

Yocasta Júpiter posee un tenue sistema de anillos que fue descubierto por la sonda Voyager 1 en marzo de 1979. El anillo principal tiene unos 6500 km de anchura, orbita el planeta a cerca de 1000.000 km de distancia y tiene un espesor vertical inferior a la decena de kilómetros. Su espesor óptico es tan reducido que solamente ha podido ser observado por las sondas espaciales Voyager 1 y 2 y Galileo. Los anillos son inestables en escalas de tiempo de unos 1000 años por lo que éstos han de ser continuamente regenerados, quizás por el impacto de micrometeoroides con los satélites de Júpiter. Hay un anillo principal y dos anillos más tenues hacia el exterior denominados anillos de Gossamer. En el interior del anillo principal hay un halo de material difuso. Los anillos parecen estar compuestos de partículas oscuras de polvo. El color indica que se trata de partículas que han sido expuestas durante largo tiempo a la radiación solar y que se trata de un anillo viejo en comparación con las brillantes partículas de los anillos de Saturno.

Impacto del cometa SL9

1979] En julio de 1994 el cometa Shoemaker-Levy 9 impactó contra la atmósfera de Júpiter. El cometa había sido disgregado por la acción de la gravedad de Júpiter en numerosos fragmentos en un paso anterior y cercano por el planeta.

Formación de Júpiter

Las teorías de formación del planeta son de dos tipos: Formación a partir de un núcleo de hielos de una masa en torno a 10 veces la masa terrestre capaz de atraer y acumular el gas de la nebulosa protosolar o formación temprana por colapso gravitatorio directo. Ambos modelos tienen implicaciones muy distintas para los modelos generales de formación del Sistema Solar y de los sistemas de planetas extrasolares

Exploración espacial de Júpiter

planetas extrasolares Júpiter ha sido visitado por varias misiones espaciales de NASA. Las misiones Pioneer 10 y Pioneer 11 realizaron una exploración preliminar con sobrevuelos del planeta en los años 70. Las misiones Voyager 1 y Voyager 2 visitaron Júpiter en 1979 revolucionando el conocimiento que se tenía del planeta y sus lunas descubriendo también su sistema de anillos. En 1995 la misión Galileo que constaba de una sonda y un orbitador inició una misión de exploración del planeta de 7 años. Aunque la misión tuvo importantes problemas con la antena principal que retransmitía los datos a la Tierra consiguió enviar informaciones con una calidad imprecedente sobre los satélites de Júpiter, descubriendo los océanos subsuperficiales de Europa y varios ejemplos de volcanismo activo en Ío. La misión fue desactivada enviando el orbitador contra el propio planeta para evitar una colisión futura con Europa que pudiera contaminar sus hielos. En diciembre del año 2000 la misión espacial Cassini/Huygens realizó un sobrevuelo lejano en su viaje con destino a Saturno obteniendo un conjunto de datos comparable en cantidad a los sobrevuelos realizado por los Voyager pero con una calidad de las observaciones mucho mejor. En el año 2007 el planeta Júpiter será visitado por la sonda New Horizons en su viaje a Plutón y están bajo estudio misiones dedicadas al estudio de Júpiter y su luna Europa por parte de las agencias espaciales NASA y ESA.

Véase también

- Satélites galileanos
- Impacto de SL-9
- Voyager 1
- Voyager 2
- Misión Galileo

Enlaces externos y referencias

- [http://www.solarviews.com/span/jupiter.htm Solar Views Vistas del Sistema Solar en español]
- [http://galileo.jpl.nasa.gov/ Resumen (inglés) de los resultados de la misión Galileo a Júpiter]
- [http://www.britastro.com/jupiter/ British Astronomical Association]
- [http://ciencia.nasa.gov/headlines/y2004/20feb_radiostorms.htm Escuchar los "genuinos" sonidos de Júpiter-(Marzo-2004)]
- [http://www.tayabeixo.org/ssolar/jupiter.htm Júpiter: datos de la WEB de la Asociación Larense de Astronomía (ALDA)]
- [http://www.elsistemasolar.com.ar El Sistema Solar] Datos cientificos sobre Jupiter y el sistema solar Referencias:
- The New Solar System, J.K. Beatty, C. Collins Petersen y A. Chaikin, Cambridge University Press y Sky Publishing Corporation, ISBN 0933346867 (1999).
- The Giant Planet Jupiter, J.H. Rogers, Cambridge University Press, ISBN 0521410088 (1995).
- Jupiter : The Planet, Satellites and Magnetosphere, Ed. F. Bagenal, T.E. Dowling, W.B. McKinnon, D. Jewitt, C. Murray, J. Bell, R. Lorentz, F. Nimmo, Cambridge University Press (2004).
- Worlds in the Sky, W. Sheehan, University of Arizona Press, (1992). Categoría:Júpiter -------------------- als:Jupiter (Planet) ja:木星 ko:목성 ms:Musytari simple:Jupiter (planet) th:ดาวพฤหัสบดี

1610

Siglo: Tabla anual siglo XVII (Siglo XVI - Siglo XVII - Siglo XVIII) Década: Años 1580 - Años 1590 - Años 1600 - Años 1610 - Años 1620 - Años 1630 - Años 1640 Años: 1605 1606 1607 1608 1609 - 1610 - 1611 1612 1613 1614 1615 ----

Acontecimientos

- 7 de enero - Galileo Galilei descubre cuatro lunas de Júpiter. También es el primer ser humano en ver Saturno.
- 14 de mayo - París: el fanático católico François Ravaillac apuñala a Enrique IV, rey de Francia.
- 3 de agosto: Henry Hudson entra en la bahía que lleva su nombre.
- Últimas expulsiones masivas de moros y judíos.
- Llega el té a Europa de mano de los mercaderes holandeses.

Nacimientos

- Juan Lozano y Lozano, obispo de Palermo y virrey de Nápoles.

Fallecimientos

- Caravaggio, pintor italiano. ---- Si realiza alguna aportación en este sentido, le rogamos que consulte previamente la sección de plantillas de cronología, para así lograr una coherencia entre todos los autores. Categoría: Siglo XVII ko:1610년 ms:1610

Telescopio

Se denomina telescopio (palabra compuesta de las partículas tele- y -scopio, "ver lejos") a cualquier instrumento que permite ver objetos lejanos. Ha sido de gran importancia para poder determinar muchas teorías respecto al Universo. Generalmente, se atribuye su invención a Hans Lippershey, un fabricante de lentes holandés, alrededor de 1608. Galileo Galilei tuvo noticias de este invento y decidió diseñar y construir uno. En 1609 mostró el primer telescopio registrado. Gracias al telescopio, hizo grandes descubrimientos en astronomía, entre los que destaca la observación, el 7 de enero de 1610, de cuatro de las lunas de Júpiter girando en torno a este planeta. En 1668, Isaac Newton, empleando espejos, inventó el telescopio reflector. Existen varios tipos de telescopio, notablemente refractores, que utilizan lentes, reflectores, que tienen un espejo cóncavo por el objetivo, y catadióptricos, que poseen un espejo cóncavo y una lente correctora. Lo más importante de estos aparatos es el diámetro del objetivo. Un telescopio de aficionado generalmente tiene entre 76 y 150 mm de diámetro y permite observar algunos detalles planetarios y muchísimos objetos del cielo profundo (cúmulos, nebulosas y algunas galaxias). Los telescopios que superan los 0,20 m de diámetro permiten ver detalles lunares finos, detalles planetarios importantes y una gran cantidad de cúmulos, nebulosas y galaxias brillantes.

Características

Para caracterizar un telescopio y utilizarlo se emplean una serie de parámetros y accesorios:
- Distancia Focal: es generalmente la longitud del telescopio, pero se define como la distancia del espejo principal hasta el final del tubo.
- Diámetro de objetivo: Diámetro del espejo primario del telescopio.
- Ocular: Accesorio pequeño que permite magnificar los objetos.
- Lente de Barlow: Lente que generalmente duplica o triplica los aumentos cuando se observan los astros.
- Filtro: pequeño accesorio que generalmente opaca la imagen del astro pero que dependiendo de su color y material suele ser beneficioso y se ubica delante del ocular.
- Razón Focal: es el cociente entre la distancia focal (mm) y el diámetro (mm).
- Magnitud límite: es la magnitud máxima que permite ver, es decir, el brillo máximo de los astros.
- Trípode: Conjunto de tres patas generalmente de aluminio que le dan soporte y estabilidad al telescopio.
- Portaocular: Orificio dónde se colocan el ocular y la lente de Barlow.

Monturas para telescopios

catadióptrico

Montura altazimutal

Una montura de telescopio sencilla es la montura altitud-azimut o altazimutal. Es similar a la de un surveying transit. Una parte gira en azimut (en el plano horizontal), y otro eje sobre esta parte giratoria permite además el giro del telescopio para cambiar la altitud (en el plano vertical). Una montura dobsoniana es un tipo de montura altazimutal que es muy popular dado que resulta sencilla y barata de construir.

Montura ecuatorial

El principal problema de usar una montura altazimutal es que ambos ejes tienen que ajustarse continuamente para compensar la rotación de la Tierra. Incluso haciendo esto controlado por ordenador, la imagen gira a una tasa que varía dependiendo del ángulo de la estrella con el polo celeste. Este efecto hace que una montura altazimutal resulte poco práctica para realizar fotografías de larga exposición con pequeños telescopios. La mejor solución para telescopios astronómicos pequeños consiste en inclinar la montura altazimutal de forma que el eje de azimut resulte paralelo al eje de rotación de la Tierra; a esta se la denomina una montura ecuatorial.

Otras monturas

Los grandes telescopios modernos usan monturas altazimutales controladas por ordenador que, para exposiciones de larga duración, o bien hace girar los instrumentos, o tiene rotadores de imagen de tasa variable en una imagen de la pupila del telescopio. Hay monturas incluso más sencillas que la altazimutal, generalmente para instrumentos especializados. Algunos son: de tránsito meridiano (sólo altitud); fijo con un espejo plano móvil para la observación solar; de rótula (obsoleto e inútil para astronomía).

Telescopios famosos

rótula.]] rótula
- El Telescopio Espacial Hubble se encuentra en órbita fuera de la atmósfera terrestre, para evitar que las imágenes sean distorsionadas por la refracción. De este modo el telescopio trabaja siempre al límite de difracción y puede ser usado para observaciones en el infrarrojo y en el ultravioleta.
- El Very Large Telescope (VLT) es en la actualidad (2004) el más grande en existencia, compuesto por cuatro telescopios cada uno de 8 metros de diámetro. Pertenece al ESO y fue construído en el desierto de Atacama, al norte de Chile. Puede funcionar como cuatro telescopios separados o como uno solo, combinando la luz proveniente de los cuatro espejos.
- El espejo individual más grande es el del Gran Telescopio de Canarias, con un diámetro de 10,4 metros. Se compone, a su vez, de 36 segmentos más pequeños.
- Existen muchos proyectos para fabricar telescopios aún más grandes, por ejemplo el Overwhelmingly Large Telescope (telescopio abrumadoramente grande), comúnmente llamado OWL, con un objetivo de un diámetro de 100 metros.
- El telescopio Hale construido sobre el Monte Palomar, con un largo de 5 metros, ha sido el más grande por mucho tiempo. Tiene un único espejo de silicato de boro (Pyrex (tm)), que fue notoriamente difícil de construir.
- El telescopio del Monte Wilson, con 2,5 metros, fue usado por Edwin Hubble para probar la existencia de las galaxias y para analizar el desplazamiento al rojo que experimentan.
- El refractor de 91 centímetros del Yerkes Observatory en el estado de Wisconsin, Estados Unidos, es el refractor orientable más grande del mundo.
- El telescopio espacial SOHO es un coronógrafo situado en una órbita entre la Tierra y el Sol observando ininterrumpidamente al Sol.

Véase también

- Construcción de telescopios de aficionado
- Apertura sintética
- Profundidad de campo
- Primera luz
- número de F (Relación focal)
- Historia de los telescopios
- Lista de los mayores telescopios ópticos reflectores
- Lista de los mayores telescopios ópticos refractores
- Lista de tipos de telescopio
- Microscopio
- Radiotelescopio
- Telescopio reflector
- Telescopio refractor
- Telescopio robotizado
- Historial de telescopios, observatorios, y tecnología de la observación

Enlaces Externos

- [http://astro.nineplanets.org/bigeyes.html Los mayores telescopios ópticos del mundo] (en inglés) categoría: Instrumentos ópticos categoría: Astronomía y astrofísica ja:望遠鏡 ko:망원경 simple:Telescope

1659

__NOTOC__ Siglo: Tabla anual siglo XVII (siglo XVI - siglo XVII - siglo XVIII) Década: Años 1620 - Años 1630 - Años 1640 - Años 1650 - Años 1660 - Años 1670 - Años 1680 Años: 1654 1655 1656 1657 1658 - 1659 - 1660 1661 1662 1663 1664 ----

Acontecimientos:

- 7 de noviembre - Tratado de los Pirineos, entre España y Francia.

Nacimientos:

- Henri Purcell, compositor inglés.

Fallecimientos:

Categoría: Siglo XVII ko:1659년 simple:1659

1859

Siglo: Tabla anual siglo XIX (siglo XVII - siglo XIX - siglo XX) Década: Años 1820 - Años 1830 - Años 1840 - Años 1850 - Años 1860 - Años 1870 - Años 1880 Años: 1854 1855 1856 1857 1858 -1859 - 1860 1861 1862 1863 1864 ---- ----

Acontecimientos:

- 25 de abril - Comienza la construcción del Canal de Suez
- 29 de octubre - España declara la guerra a Marruecos por destruir unas fortificaciones en Ceuta.
- Guerra civil entre el Gobierno de Buenos Aires y el Federal.

Arte y literatura

- Charles Dickens - Historia de dos ciudades.

Ciencia y tecnología:

- 24 de noviembre - Publicación de El origen de las especies de Charles Darwin.
- Marx - Crítica de economía política.
- Darwin - Del origen de las especies.

Música

- Richard Wagner - Tristán e Isolda.

Nacimientos:

- 27 de enero - Guillermo II de Alemania.
- 19 de febrero - Svante August Arrhenius, químico sueco, premio Nobel de Química en 1903.
- 8 de abril - Edmund Husserl, filósofo alemán.
- 15 de mayo - Pierre Curie, físico francés, Premio Nobel de Física en 1903.
- 6 de julio - Verner von Heidenstam, escritor sueco, premio Nobel de Literatura en 1916.
- 4 de agosto - Knut Hamsun, escritor noruego, premio Nobel de Literatura en 1920.
- 9 de octubre - Alfred Dreyfus, militar francés célebre por el "Caso Dreyfus".
- 18 de octubre - Henri Bergson, filósofo y escritor francés, premio Nobel de Literatura en 1927.
- 21 de diciembre - Demetrio H. Brid, escritor panameño.
- 22 de diciembre - Manuel Gutiérrez Nájera, poeta mexicano.
- Boris Yakovlovic Bukreev matemático Ruso.
- Arthur Conan Doyle. Escritor escosés. Creador del personaje de Sherlock Holmes.

Fallecimientos:

- 6 de mayo - Alexander von Humboldt, naturalista y geógrafo.
- 22 de mayo - Ferdinand II de las dos Sicilias.
- 11 de junio - Clemens Metternich, Político Austriaco.
- 28 de Noviembre - Washington Irving, Autor Estadounidense.
- 2 de Diciembre - John Brown
- Abd ar-Rahman, sultan de Marruecos. ---- Si realiza alguna aportación en este sentido, le rogamos que consulte previamente la sección de plantillas de cronología, para así lograr una coherencia entre todos los autores. Categoría: Siglo XIX ko:1859년 ms:1859 simple:1859 th:พ.ศ. 2402

Hidrógeno

El hidrógeno es un elemento químico de número atómico 1. A temperatura ambiente es un gas diatómico inflamable, incoloro e inodoro y es el elemento químico más ligero y más abundante del Universo, estando las estrellas durante la mayor parte de su vida formadas mayormente por este elemento en estado de plasma. Aparece además en multitud de substancias, como por ejemplo el agua y los compuestos orgánicos y es capaz de reaccionar con la mayoría de los elementos. El núcleo del isótopo más abundante está formado por un solo protón. Además existen otros dos isótopos: el deuterio, que tiene un neutrón y el tritio que tiene dos. En laboratorio se obtiene mediante la reacción de ácidos con metales como el zinc e industrialmente mediante la electrólisis del agua, aunque se están investigando otros métodos en los que intervienen las algas verdes. El hidrógeno se emplea en la producción de amoniaco, como combustible alternativo y recientemente para el suministro de energía en las pilas de combustible.

Características principales

El hidrógeno es el elemento químico más ligero, estando su isótopo más abundante constituido por un único par protón-electrón. En condiciones normales de presión y temperatura forma un gas diatómico, H₂ con un punto de ebullición de tan sólo 20,27 K (-252,88 ºC) y un punto de fusión de 14,02 K (-259,13 ºC). A muy alta presión, tal como la que se produce en el núcleo de las estrellas gigantes de gas, las moléculas mudan su naturaleza y el hidrógeno se convierte en un líquido metálico (ver hidrógeno metálico). A muy baja presión, como la del espacio, el hidrógeno tiende a existir en átomos individuales, simplemente porque es muy baja la probabilidad de que se combinen, sin embargo, cuando esto sucede pueden llegar a formarse nubes de H₂ que se asocian a la génesis de las estrellas. Este elemento tiene una función fundamental en el universo, ya que mediante la fusión estelar (combinación de átomos de hidrógeno del que resulta un átomo de helio) proporciona ingentes cantidades de energía.

Aplicaciones

Industrialmente se precisan grandes cantidades de hidrógeno, principalmente en el proceso de Haber para la obtención de amoniaco, en la hidrogenación de grasas y aceites y en la obtendión de metanol. Otros usos que pueden citarse son:
- Producción de ácido clorhídrico, combustible para cohetes, y reducción de minerales metálicos.
- El hidrógeno líquido se emplea en aplicaciones criogénicas, incluyendo la investigación de la superconductividad.
- Empleado antaño por su ligereza como gas de relleno en globos y zepelines, tras el desastre del Hindenburg se abandonó su uso por su gran inflamabilidad.
- El tritio se produce en las reacciones nucleares y se emplea en la construcción de bombas de hidrógeno. También se emplea como fuente de radiación en pinturas luminosas y como marcador en las ciencias biológicas.
- El deuterio se emplea en aplicaciones nucleares como moderador, como constituyente del agua pesada. El hidrógeno puede emplearse en motores de combustión interna. Una flota de automóviles con motores de este tipo es mantenida en la actualidad por Chrysler-BMW. Además, las pilas de combustible en desarrollo parece que serán capaces de ofrecer una alternativa limpia y económica a los motores de combustión interna. Ver: Energías renovables en Alemania

Historia

El hidrógeno (del francés Hydrogène, a su vez del griego hydor, agua y gennasin, generar) fue reconocido como un elemento químico en 1776 por Henry Cavendish; más tarde Antoine Lavoisier le daría el nombre por el que lo conocemos.

Abundancia y obtención

El hidrógeno es el elemento más abundante, constituyendo el 75% de la masa y el 90% de los átomos del universo. Se encuentra en abundancia en las estrellas y en los planetas gigantes gaseosos, sin embargo, en la atmósfera terrestre se encuentra tan sólo una fracción de 1 ppm en volumen. La fuente más común de hidrógeno es el agua, compuesta por dos átomos de hidrógeno y uno de oxígeno (H₂O). Otras fuentes son la mayor parte de los compuestos orgánicos, incluyendo todas las formas de vida conocidas, los combustibles fósiles y el gas natural. El metano, producto de la descomposición orgánica, está adquiriendo una creciente importancia como fuente de hidrógeno. El hidrógeno se obtiene de distintas formas:
- Electrólisis del agua; actualmente se investiga la fotólisis del agua.
- Reformado de hidrocarburos con vapor de agua.
- Ataque de metales con hidróxido sódico, potásico.
- Ataque de metales (Zn y Al) con ácidos sulfúrico o clorhídrico.

Compuestos

El hidrógeno tiene una electronegatividad intermedia (2,2) por lo que puede formar compuestos en los que sea el elemento con mayor o menor carácter metálico. Tanto con los elementos metálicos de los grupos 1 y 2 como con los no metales de los grupos 15, 16 y 17 forma hidruros. Con los primeros está presente en forma de H^- mientras que en los segundos está presente como ión H⁺, por lo que éstos últimos tienen carácter ácido. Algunos compuestos binarios son amoniaco (NH₃), hidracina (N₂H₄), agua (H₂O), agua oxigenada (H₂O₂), sulfuro de hidrógeno (H₂S), etc. Con el carbono (elemento del grupo 14) forma una inmensa cantidad de compuestos, los hidrocarburos y derivados que son el objeto de estudio de la química orgánica.

Formas

En condiciones normales, el gas hidrógeno es una mezcla de dos tipos de hidrógeno diferentes en función de la dirección del espín de sus electrones y núcleos. Estas formas se conocen como orto- y para-hidrógeno. El hidrógeno normal está compuesto por un 25% de la forma para- y un 75% de la forma orto-, la considerada "normal", aunque no pueda obtenerse en estado puro. Ambas formas tienen energías ligeramente diferentes, lo que provoca que sus propiedades físicas no sean idénticas; así por ejemplo, la forma para- tiene puntos de fusión y ebullicicón 0,1 K más bajos que la forma orto-.

Isótopos

El isótopo más común del hidrógeno, también llamado protio, no posee neutrones, existiendo otros dos, el deuterio (D) con uno y el tritio (T), radiactivo con dos. El deuterio tiene una abundancia natural comprendida entre 0,0184 y el 0,0082% (IUPAC). El hidrógeno es el único elemento químico que tiene nombres, y símbolos químicos, distintos para sus diferentes isótopos.

Precauciones

El hidrógeno es un gas extremadamente inflamable. Reacciona violentamente con el flúor y el cloro, especialmente con el primero, con el que la reacción es tan rápida e imprevisible que no se puede controlar. También es peligrosa su despresurización rápida, ya que a diferencia del resto de gases, al expandirse por encima de -40ºC se calienta, puediendo inflamarse. El agua pesada es tóxica para la mayoría de las especies, aunque la dosis mortal es muy grande.

Enlaces externos

- [http://www.webelements.com/webelements/elements/text/H/index.html WebElements.com]
- [http://environmentalchemistry.com/yogi/periodic/H.html EnvironmentalChemistry.com]
- [http://education.jlab.org/itselemental/ele001.html Es Elemental]
- [http://www.hforo.org/ El hidrógeno como combustible] Categoría:Elementos químicos ja:水素 ko:수소 ms:Hidrogen simple:Hydrogen th:ไฮโดรเจน

Helio

Hidrógeno - Helio
He Ne
	300px Tabla completa

General

Nombre, símbolo, número

Helio, He, 2

Serie química

Gases nobles

Grupo, periodo, bloque

18, 1 , p

Densidad, dureza Mohs

0,1785 kg/m³, sin datos

Apariencia

Incoloro
125px

Propiedades atómicas

Peso atómico

4,002602 uma

Radio medio^†

Sin datos

Radio atómico calculado

31 pm

Radio covalente

32 pm

Radio de Van der Waals

140 pm

Configuración electrónica

1s²

Estados de oxidación (óxido)

0 (desconocido)

Estructura cristalina

Hexagonal

Propiedades físicas

0,95 K (26 atm)

4,22 K

Entalpía de vaporización

0,0845 kJ/mol

Entalpía de fusión

5,23 kJ/mol

Presión de vapor

No aplicable

Velocidad del sonido

970 m/s a 293.15 K

Información diversa

Electronegatividad

Sin datos (Pauling)

Calor específico

5193 J/(kg·K)

Conductividad eléctrica

Sin datos

Conductividad térmica

0,152 W/(m·K)

1^erPotencial de ionización

2372,3 kJ/mol

2º Potencial de ionización

5250,5 kJ/mol

Isótopos más estables

iso.	AN (%)	Vida media	MD	ED (M eV)	PD
³He	0,000137	He es estable con 1 neutrón
⁴He	99,999863	He es estable con 2 neutrones
⁶He	Sintético	806,7 ms	β^-	3,508	⁶Li

Valores en el SI y en condiciones normales
(0 ºC y 1 atm), salvo que se indique lo contrario.
^†Calculado a partir de distintas longitudes
de enlace covalente, metálico o iónico.

El helio es un elemento químico de número atómico 2 y símbolo He. A pesar de que su configuración electrónica es 1s², el helio no figura en el grupo 2 de la tabla periódica de los elementos, junto al hidrógeno en el bloque s, sino que se coloca en el grupo 18 del bloque p, ya que al tener el nivel de energía completo, presenta las propiedades de un gas noble, es decir, es inerte (no reacciona) y al igual que éstos, es un gas monoatómico incoloro e inodoro. El helio tiene el menor punto de evaporación de todos los elementos químicos, y sólo puede ser solidifcado bajo presiones muy grandes. Es además, el segundo elemento químico en abundancia en el universo, tras el hidrógeno, encontrándose en la atmósfera trazas debidas a la desintegración de algunos elementos. En algunos depósitos naturales de gas se encuentra en cantidad suficiente para la explotación, empleándose para el llenado de globos y dirigibles, como líquido refrigerante de materiales superconductores criogénicos y como gas envasado en el buceo a gran profundidad.

Características principales

En condiciones normales de presión y temperatura el helio es un gas monoatómico, pudiéndose licuar sólo en condiciones extremas (de alta presión y baja temperatura). Tiene el punto de solidificación más bajo de todos los elementos químicos, siendo el único líquido que no puede solidificarse bajando la temperatura, ya que permanece en estado líquido en el cero absoluto a presión normal. De hecho, su temperatura crítica es de tan sólo 5,19 K. Los sólidos ³He y ⁴He son los únicos en los que es posible, incrementando la presión, reducir el volumen más del 30%. El calor específico del gas helio es muy elevada y el helio vapor muy denso, expandiéndose rápidamente cuando se calienta a temperatura ambiente. El helio sólido sólo existe a presiones del orden de 100 MPa a 15 K (-248,15 ºC). Aproximadamente a esa temperatura, el helio sufre una transformación cristalina, de estructura cúbica a estructura hexagonal compacta; en condiciones más extremas, se produce un nuevo cambio, empaquetándose los átomos en una estructura cúbica centrada en el cuerpo. Todos estos empaquetamientos tienen energías y densidades similares, debiéndose los cambios a la forma en la que los átomos interactúan.

Aplicaciones

El helio es más ligero que el aire y a diferencia del hidrógeno no es inflamable, siendo además su poder ascensional un 8% menor que la de éste, por lo que se emplea como gas de relleno en globos y zepelines publicitarios, de investigación atmosférica e incluso para realizar reconocimientos militares. Aún siendo la anterior la principal el helio tiene más aplicaciones:
- Las atmósferas helio-oxígeno se emplean en la inmersión a gran profundidad, ya que el helio es inerte, menos soluble en la sangre que el nitrógeno y se difunde 2,5 veces más deprisa que él, todo lo cual reduce el tiempo requerido para la descompresión, aunque ésta debe comenzar a mayor profundidad, y elimina el riesgo de narcosis por nitrógeno (borrachera de las profundidades).
- Por su bajo punto de licuefacción y evaporación puede utilizarse como refrigerante en aplicaciones a temperatura extremadamente baja como en imanes supercondutores e investigación criogénica a temperaturas próximas al cero absoluto.
- En cromatografía de gases se usa como gas portador inerte.
- La atmósfera inerte de helio se emplea en la soldadura por arco y en la fabricación de cistales de silicio y germanio, así como para presurizar combustibles líquidos de cohetes.
- En túneles de viento supersónicos.
- Como agente refrigerante en reactores nucleares.
- El helio líquido encuentra cada vez mayor uso en las aplicaciones médicas de la imagen por resonancia magnética (RMI).

Historia

El helio fue descubierto de forma independiente por el francés Pierre Janssen y el inglés Norman Lockyer, en 1868 al analizar el espectro de la luz solar durante un eclipse solar ocurrido aquel año, y encontrar una línea de emisión de un elemento desconocido. Eduard Frankland confirmó los resultados de Janssen y propuso el nombre helium para el nuevo elemento, en honor al dios griego del sol (helios) al que se añadió el sufijo -ium ya que se esperaba que el nuevo elemento fuera metálico. En 1895 Sir William Ramsay aisló el helio descubriendo que no era metálico, a pesar de lo cual el nombre original se conservó. Los químicos suecos Nils Langlet y Per Theodor Cleve consiguieron también, por la misma época, aislar el elemento. En 1907 Ernest Rutherford y Thomas Royds mostraron que las partículas alfa son núcleos de helio. En 1908 el físico alemán Heike Kamerlingh Onnes produjo helio líquido enfriando el gas hasta 0,9 K, lo que le hizo merecedor del premio Nobel. En 1926 su discípulo Willem Hendrik Keesom logró por vez primera solidificar el helio.

Abundancia y obtención

El helio es el segundo elemento más abundante del universo tras el hidrógeno y constituye alrededor del 20% de la materia de las estrellas, en cuyo proceso de fusión nuclear desempeña un importante papel. La abundancia de helio no puede ser explicada por la generada en las estrellas, aunque es consistente con el modelo del Big bang, creyéndose que la mayor parte del helio existente se formó en los tres primeros minutos del universo. En la atmósfera terrestre hay del orden de 5 ppm y se encuentra también como producto de desintegración en diversos minerales radiactivos de uranio y torio. Además está presente en algunas aguas minerales, en gases volcánicos y en ciertos yacimientos de gas natural de los Estados Unidos, de los que proviene la mayoría del helio comercial. El helio puede sintetizarse bombardeando núcleos de litio o boro con protones a alta velocidad.

Compuestos

Dado que el helio es un gas noble, en la práctica no participa en las reacciones químicas, aunque bajo la influencia de descargas eléctricas o bombardeado con electrones forma compuestos con el wolframio, yodo, flúor y fósforo.

Isótopos

El isótopo más común del helio es el ⁴He, cuyo núcleo está constituido por dos protones y dos neutrones. Su excepcional estabilidad nuclear se debe a que tiene un número mágico de nucleones, es decir, una cantidad que se distribuye en niveles completos (de modo análogo a como se distribuyen los electrones en los orbitales). Numerosos núcleos pesados se desintegran emitiendo un núcleo de ⁴He; éste proceso, que se denomina desintegración alfa y por el que al núcleo emitido se le llama partícula alfa, es el origen de la mayoría del helio terrestre. El helio tiene un segundo isótopo, el ³He, así como otros más pesados que son radiactivos. El helio-3 es prácticamente inexistente en la tierra, dado que la desintegración alfa produce exclusivamente núcleos de helio-4 y tanto éstos como el helio atmosférico escapan al espacio en periodos geológicos relativamente cortos. Ambos isótopos se produjeron en el Big bang y cantidades significativas se siguen produciendo mediante la fusión del hidrógeno en las estrellas siguiendo la cadena protón-protón.

Formas

El helio líquido (helio-4) se encuentra en dos formas distintas: helio-4 I y helio-4 II, entre los que se produce una brusca transición a 2.1768 K (punto lambda) a la presión de vapor. El He-I, por encima de esa temperatura es un líquido normal, pero el He-II, por debajo de ella, no se parece a ninguna otra sustancia convirtiéndose en un superfluido cuyas inusuales características se deben a efectos cuánticos, uno de los primeros casos en los que se han observado a escala macroscópica. El helio-II tiene una viscosidad nula por lo que fluye con facilidad a través de finísimos capilares a través de los que el helio-I no puede fluir, y tiene además una conductividad térmica mucho mayor que cualquier otra sustancia. Exhibe un efecto fuente, de modo que si se sumerge parcialmente un tubo con un extremo capilar en helio-II y se calienta el tubo para superar el punto lambda, el helio-I se verterá por el extremo libre del tubo a modo de fuente, produciéndose un flujo constante de helio-II a través del capilar hacia el tubo calentado. Inversamente, cuando se fuerza el paso de helio-II a través de un capilar, el líquido se enfría. Los pulsos de calor se propagan a través del líquido de forma análoga a como lo hace el sonido, un fenómeno al que se denomina, por ello, segundo sonido. Además, el helio-II tiene la capacidad de reptar, de modo que cualquier sólido en contacto con él se cubre con un capa de entre 50 y 100 átomos de espesor a través de la cual el líquido puede fluir a una velocidad que depende de la temperatura, de hecho si se sumerge parcialmente una vasija con el fondo estanco en un lecho de helio-II, éste reptará por las paredes exteriores de la vasija llenándola hasta que los niveles en ambos se igualen, esta propiedad dificulta por razones obvias la construcción de recipientes de helio-II.

Precauciones

Los depósitos de helio gas de 5 a 10 K deben almacenarse como si contuvieran líquido debido al gran incremento de presión que se produce al calentar el gas a temperatura ambiente.

Referencias externas

- [http://www.webelements.com/webelements/elements/text/He/index.html WebElements.com]
- [http://environmentalchemistry.com/yogi/periodic/He.html EnvironmentalChemistry.com]
- [http://education.jlab.org/itselemental/ele003.html Es Elemental]
- [http://www.juntadeandalucia.es/averroes/~jpccec/tablap/ Elementos Químicos]
- [http://www.mtas.es/insht/ipcsnspn/nspn0603.htm Instituto Nacional de Seguridad e Higiene en el Trabajo de España]: Ficha internacional de seguridad química del helio. Categoría: Elementos químicos ja:ヘリウム ko:헬륨 ms:Helium simple:Helium th:ฮีเลียม

Kelvin

El kelvin es una unidad de temperatura creada por Lord Kelvin sobre la base de la escala centígrada, estableciendo el punto cero en el cero absoluto (-273,15°C) y conservando la misma dimensión para los grados. El kelvin es la unidad de temperatura en el Sistema Internacional de Unidades, correspondiente a una fracción de 1/273,16 partes de la temperatura del punto triple del agua. Se representa con la letra K. Coincidiendo el incremento en un grado Celsius con el de un kelvin, su importancia radica en el 0 de la escala: A la temperatura de 0 K se la denomina cero absoluto y corresponde al punto en el que las moléculas y átomos de un sistema tienen la mínima energía térmica posible. Ningún sistema macroscópico puede tener una temperatura inferior. A la temperatura medida en kelvin se le llama "temperatura absoluta", y es la escala de temperaturas que se usa en ciencia, especialmente en trabajos de física o química.

Factores de conversión

La escala Celsius se define hoy en día en función del kelvin, siendo 0 ºC equivalentes a 273,15 K.
- kelvin a grados Celsius
- :

\mathrm = \mathrm - 273.15

Temperatura y energía

En un sistema termodinámico, la energía contenida por las partículas es proporcional a la temperatura absoluta, siendo la constante de proporcionalidad la de Boltzmann. Por eso es posible determinar la temperatura de unas partículas con una determinada energía, o calcular la energía de unas partículas a una determinada temperatura:
- electronvoltios a kelvins :

\mathrm = \mathrm \times 11,\!605

- kelvins a electronvoltios :

\mathrm = \frac

Enlaces externos

- [http://www.bipm.org/en/si/base_units/kelvin.html Folleto del BIPM sobre el kelvin] Categoría:Unidad básica del SI