SATURNO

Saturno es el sexto planeta del Sistema Solar, el segundo en tamaño y masa después de Júpiter y el único con un sistema de anillos visible desde nuestro planeta. 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. Antes de la invención del telescopio, Saturno era el más lejano de los planetas conocidos y, a simple vista, no parecía luminoso ni interesante. El primero en observar los anillos fue Galileo en 1610,1 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. Las partículas que habitan en los anillos de Saturno giran a una velocidad de 48 000 km/h, 15 veces más rápido que una bala.

Saturno es un planeta visiblemente achatado en los polos con un ecuador que sobresale formando un esferoide ovalado. Los diámetros ecuatorial y polar son de 120 536 y 108 728 km, respectivamente. Este efecto es producido por la rápida rotación del planeta, su naturaleza fluida y su relativamente baja gravedad. Los otros planetas gigantes son también ovalados pero no en tan gran medida. Saturno posee una densidad específica de 690 kg/m3, siendo el único planeta del Sistema Solar con una densidad inferior a la del agua (1 000 kg/m3). El planeta está formado por un 90 % de hidrógeno y un 5 % de helio. El volumen del planeta es suficiente como para contener 740 veces la Tierra, pero su masa es sólo 95 veces la terrestre, a causa de la ya mencionada densidad media.

El periodo de rotación de Saturno es incierto dado que no posee superficie y su atmósfera gira con un periodo distinto en cada latitud. Desde la época de los Voyager se consideraba que el periodo de rotación de Saturno, basándose en la periodicidad de señales de radio emitidas por él, era de 10 h 39 min 22,4 s (810,8°/día). Las misiones espaciales Ulysses y Cassini han mostrado que este periodo de emisión en radio varía en el tiempo, siendo en la actualidad de 10 h 45 m 45 s (± 36 s). La causa de este cambio en el periodo de rotación de radio podría estar relacionada con la actividad criovolcánica en forma de géiseres del satélite Encélado, que libera material en órbita de Saturno capaz de interaccionar con el campo magnético externo del planeta, utilizado para medir la rotación del núcleo interno donde se genera. En general se considera que el periodo de rotación interno del planeta puede ser conocido tan sólo de forma aproximada.

Impacto de cometas en Jupiter

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 20/22 fragmentos en un paso anterior y cercano por el planeta.

Numerosos observatorios realizaron campañas intensivas de observación del planeta con motivo de este suceso único incluyendo el telescopio espacial Hubble y la sonda Galileo que en aquel momento se encontraba acercándose todavía al planeta. Los impactos mostraron la formación de impresionantes bolas de fuego en los minutos posteriores a cada impacto de cuyo análisis se pudo deducir la masa de cada uno de los fragmentos del cometa. Los restos dejados en la atmósfera se observaron como nubes negras en expansión durante semanas propagándose como ondas de choque. Sus propiedades permitieron analizar tanto propiedades del cometa como de la atmósfera joviana y su interior profundo por métodos análogos a los de la sismología terrestre. Los restos del cometa pudieron ser detectados durante varios años en la alta atmósfera del hemisferio Sur de Júpiter, presentes como partículas finas oscuras y mediante una mayor concentración atmosférica de determinados compuestos químicos aportados por el cometa.

Se ha estimado que Júpiter, debido a su gran masa, perturba las regiones cometarias como la nube de Oort atrayendo la mayoría de los cometas que caen sobre el Sistema Solar interior. No obstante, también los acerca sobre sí mismo por lo que es difícil estimar la importancia que tiene Júpiter en la llegada de cometas a la Tierra.

El día 19 de julio de 2009 Anthony Wesley, un astrónomo aficionado australiano anunció el descubrimiento de una mancha negra de un tamaño similar al diámetro de la Luna que había aparecido en la atmósfera de Júpiter en la región subpolar sur. Esta mancha estaba causada posiblemente por un impacto asteroidal o cometario con el planeta. Científicos del Laboratorio de Propulsión (JPL) de Pasadena, confirmaron el impacto utilizando el telescopio infrarrojo de NASA (IRTF, NASA Infrared Telescope Facility) ubicado en la isla hawaiana de Mauna Kea.

El objeto causante del impacto, con un diámetro estimado de unos 500 metros, provocó un aumento de la temperatura en las capas altas de la atmósfera joviana en el lugar del impacto y una gran nube de partículas de polvo oscuras que forman la mancha de impacto de gran extensión y que continuo siendo observable durante varios meses de forma progresivamente más ténue al ser dispersados los restos del impacto por los vientos de la atmósfera de Júpiter. Por el momento se desconoce si el objeto que impactó con Júpiter era un asteroide o un cometa. El impacto, descubierto por casualidad, ocurrió 15 años después del impacto del cometa Shoemaker-Levy 9.

El 3 de junio de 2010, casi un año más tarde, Anthony Wesley y Christopher Go (astrónomo aficionado de Filipinas) observaron simultáneamente la aparición de un intenso flash de luz en Júpiter en una región muy localizada que se corresponde con el impacto de un cuerpo asteroidal o cometario de menor tamaño que en 2009. El flash, de unos pocos segundos de duración, se produjo en latitudes ecuatoriales y por el momento no parece haber dejado ningún remanente de material observable en la atmósfera joviana.  

Estructura interna de Jupiter

En el interior del planeta el hidrógeno, el helio y el argón (gas noble que se acumula en la superficie de Júpiter), se comprimen progresivamente. El hidrógeno molecular se comprime de tal manera que se transforma en un líquido de carácter metálico a profundidades de unos 15.000 km con respecto a la superficie. Más abajo se espera la existencia de un núcleo rocoso formado principalmente por materiales helados y más densos de unas siete masas terrestres (aunque un modelo reciente aumenta la masa del núcleo central de este planeta entre 14 y 18 masas terrestres, y otros autores piensan que puede no existir tal núcleo, además de existir la posibilidad de que el núcleo fuera mayor en un principio, pero que las corrientes convectivas de hidrógeno metálico caliente le habrían hecho perder masa). 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 el calor acumulado en su formación y posee por lo tanto una importante fuente interna de energía calórica 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 bar.

El mismo modelo mencionado antes que da una masa mayor al núcleo del planeta, considera que éste tiene una estructura interna formada por cilindros concéntricos que giran a distinta velocidad -los ecuatoriales (que son los externos) más rápido que los internos-, de modo similar al Sol; se espera que la misión JUNO -que fue lanzada en 2011- pueda determinar con sus mediciones de la gravedad joviana la estructura interna del planeta.

JUPITER

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 dependiendo de su fase. Es, además, después del Sol, el mayor cuerpo celeste del Sistema Solar, con una masa casi dos veces y media la de los demás planetas juntos (con una masa 318 veces mayor que la de la Tierra y 3 veces mayor que la de Saturno).

Júpiter es un cuerpo masivo gaseoso, formado principalmente por hidrógeno y helio, carente de una superficie interior definida. Entre los detalles atmosféricos destacan la Gran mancha roja, un enorme anticiclón situado en las latitudes tropicales del hemisferio sur, la estructura de nubes en bandas oscuras y zonas brillantes, y la dinámica atmosférica global determinada por intensos vientos zonales alternantes en latitud y con velocidades de hasta 140 m/s (504 km/h).

Júpiter es el planeta con mayor masa del Sistema Solar: equivale a unas 2,48 veces la suma de las masas de todos los demás planetas juntos. A pesar de ello, no es el planeta más masivo que se conoce: más de un centenar de planetas extrasolares que han sido descubiertos tienen masas similares o superiores a la de Júpiter. Júpiter también posee la velocidad de rotación más rápida de los planetas del Sistema Solar: gira en poco menos de 10 horas sobre su eje. Esta velocidad de rotación se deduce a partir de las medidas del 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 visible 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 la distancia 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.

La masa de Júpiter es tal, que su baricentro con el Sol se sitúa en realidad por encima de su superficie (1,068 de radio solar, desde el centro del Sol). A pesar de ser mucho más grande que la Tierra (con un diámetro once veces mayor) es considerablemente menos denso. El volumen de Júpiter es equivalente al de 1.317 Tierras, pero su masa es sólo 318 veces mayor. La unidad de masa de Júpiter (Mj) se utiliza para medir masas de otros planetas gaseosos, sobre todo planetas extrasolares y enanas marrones.

Si bien Júpiter necesitaría tener 80 veces su masa para provocar las reacciones de fusión de hidrógeno necesarias y convertirse en una estrella, la enana roja más pequeña que se conoce tiene sólo un 30 por ciento más de radio que Júpiter (aunque tiene mucha más masa). Júpiter irradia más calor del que recibe de la escasa luz solar que recibe a esa distancia. La diferencia de calor desencadenada es generada por la inestabilidad Kelvin-Helmholtz mediante contracción adiabática (encogimiento). La consecuencia de este proceso es la contracción del planeta unos dos centímetros al año. Después de su formación, Júpiter era mucho más caliente y tenía un diámetro casi el doble del actual.

Si fuese cuatro veces mayor, el interior podría llegar a comprimirse mucho más a causa de fuerzas gravitacionales mayores, lo que podría dar lugar a una disminución de su volumen, independientemente de que su masa aumentase. Como resultado, se especula que Júpiter podría alcanzar uno de los diámetros más amplios que un planeta de estas características y evolución puede lograr. El proceso de reducción del volumen con aumento de masa podría continuar hasta que se alcanzara una combustión estelar, como en las enanas marrones con una masa 50 veces la de Júpiter. Esto ha llevado a algunos astrónomos a calificarlo como “estrella fracasada”, aunque no queda claro si los procesos involucrados en la formación de planetas como Júpiter se asemejan a los procesos de creación de sistemas estelares múltiples.

Geología de Marte

La ciencia que estudia la superficie de Marte se llama areografía (no confundir con aerografía), nombre que proviene de Ares (dios de la guerra entre los griegos).

Marte es un planeta notablemente 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 alrededor del 70% de la superficie terrestre y Marte carece de mares, ambos planetas poseen aproximadamente la misma cantidad de superficie pisable.

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.

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, 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. Estos desiertos en realidad se asemejan más a un inmenso pedregal, ya que el suelo se halla 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 cráteres de impacto distribuidos 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. Sin embargo el aspecto general del paisaje marciano difiere al que presenta nuestro satélite como consecuencia de la existencia de atmósfera. En concreto, 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 está la cuenca de impacto Hellas Planitia, con 6 km de profundidad y 2000 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, con un valor de unas 2 milésimas del terrestre y polaridad invertida respecto a la de la Tierra.

Una característica del hemisferio norte, es la existencia de un enorme abultamiento que contiene el complejo volcánico de Tharsis. En él se encuentra el Monte Olimpo, 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. A pesar de estas evidencias, no fue hasta mayo de 2007 cuando el Spirit, descubrió, con un grado alto de certeza, el primer depósito volcánico signo de una antigua actividad volcánica en la zona denominada Home Plate, (una zona con lecho rocoso de unos dos metros de altura y fundamentalmente basáltica, que debió formarse debido a flujos de lava en contacto con el agua líquida), situada en la base interior del cráter Gusev. Una de las mejores pruebas es la que los investigadores llaman "bomb sag" (la marca de la bomba). Cuando se encuentran la lava y el agua, la explosión lanza trozos de roca por el aire. Uno de esos trozos que explotan en el aire vuelve a caer y se encaja en depósitos más blandos.

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 estos 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, en la denominada era Noeica.

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 del planeta 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.

MARTE

Marte es el cuarto planeta del Sistema Solar. Llamado así por el dios de la guerra de la mitología romana Marte, recibe a veces el apodo de Planeta rojo debido a la apariencia rojiza que le confiere el óxido de hierro que domina su superficie.

Forma parte de los llamados planetas telúricos (de naturaleza rocosa, como la Tierra) y es el planeta interior más alejado del Sol. Es, en muchos aspectos, el más parecido a la Tierra.

Aunque en apariencia podría parecer un planeta muerto, no lo es. Sus campos de dunas siguen siendo mecidos por el viento marciano, sus casquetes polares cambian con las estaciones e incluso parece que hay algunos pequeños flujos estacionales de agua.

Tycho Brahe midió con gran precisión el movimiento de Marte en el cielo. Los datos sobre el movimiento retrógrado aparente (los llamados "lazos") permitieron a Kepler hallar la naturaleza elíptica de su órbita y determinar las leyes del movimiento planetario conocidas como leyes de Kepler.

Forma parte de los planetas superiores a la Tierra, que son aquellos que nunca pasan entre el Sol y la Tierra. Sus fases (porción iluminada vista desde la Tierra) 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 42°, 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.

Tiene forma ligeramente elipsoidal, con un diámetro ecuatorial de 6794 km y polar de 6750 km. Medidas micrométricas muy precisas han mostrado un achatamiento de 0,01, 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. La precesión lunar, que en la Tierra 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: 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.

La Geología de La Tierra

El relieve de la Tierra varía enormemente de un lugar a otro. Cerca del 70.8% de la superficie está cubierta por agua, con gran parte de la plataforma continental por debajo del nivel del mar. La superficie sumergida tiene características montañosas, incluyendo un sistema de dorsales oceánicas, así como volcanes submarinos, fosas oceánicas, cañones submarinos, mesetas y llanuras abisales. El restante 29.2% no cubierto por el agua se compone de montañas, desiertos, llanuras, mesetas y otras geomorfologías.

La superficie del planeta se moldea a lo largo de períodos de tiempo geológicos, debido a la erosión tectónica. Las características de esta superficie formada o deformada mediante la tectónica de placas están sujetas a una constante erosión a causa de las precipitaciones, los ciclos térmicos y los efectos químicos. La glaciación, la erosión costera, la acumulación de los arrecifes de coral y los grandes impactos de meteoritos también actúan para remodelar el paisaje.

La corteza continental se compone de material de menor densidad, como las rocas ígneas, el granito y la andesita. Menos común es el basalto, una densa roca volcánica que es el componente principal de los fondos oceánicos. Las rocas sedimentarias se forman por la acumulación de sedimentos compactados. Casi el 75% de la superficie continental está cubierta por rocas sedimentarias, a pesar de que estas sólo forman un 5% de la corteza. El tercer material rocoso más abundante en la Tierra son las rocas metamórficas, creadas a partir de la transformación de tipos de roca ya existentes mediante altas presiones, altas temperaturas, o ambas. Los minerales de silicato más abundantes en la superficie de la Tierra incluyen el cuarzo, los feldespatos, el anfíbol, la mica, el piroxeno y el olivino. Los minerales de carbonato más comunes son la calcita (que se encuentra en piedra caliza) y la dolomita.

La pedosfera es la capa más externa de la Tierra. Está compuesta de tierra y está sujeta a los procesos de formación del suelo. Existe en el encuentro entre la litosfera, la atmósfera, la hidrosfera y la biosfera. Actualmente el 13.31% del total de la superficie terrestre es tierra cultivable, y sólo el 4.71% soporta cultivos permanentes. Cerca del 40% de la superficie emergida se utiliza actualmente como tierras de cultivo y pastizales, estimándose un total de 1.3×107 km2 para tierras de cultivo y 3.4×107 km2 para tierras de pastoreo.

La elevación de la superficie terrestre varía entre el punto más bajo de -418 m en el Mar Muerto a una altitud máxima, estimada en 2005, de 8848 m en la cima del Monte Everest. La altura media de la tierra sobre el nivel del mar es de 840 m.