Júpiter

Júpiter: (ES EL PLANETA MÁS GRANDE DEL SISTEMA SOLAR)


Foto de Júpiter tomada desde la Tierra



Júpiter es el planeta de mayor tamaño. En su interior cabrían todos los demás planetas juntos del Sistema Solar o 1300 veces el planeta Tierra. Es un planeta gaseoso, formado principalmente por hidrogeno. Viaja por el espacio junto con una gran cantidad de satélites, algunos de sus satélites son tan grandes como planetas.


¿Cómo está compuesto?
Júpiter es una gran bola formada por gas. Cuenta con una atmosfera de más de 1000 Km. de espesor y está en su mayoría por hidrogeno, con algo de helio, nubes de hielo, amoniaco y ciertos compuestos amoniacos.En la zona cercan al suelo, la gran presión transforma el hidrogeno liquido. Más abajo la presión en rápido aumenta transforma el hidrogeno en una especie de metal liquido. Justo en el centro hay un pequeño núcleo de roca.


¿Qué tiene de especial Io?
Io es llamada la luna pizza porque es muy colorido. Es un satélite poco común, porque cuenta con volcanes en actividad que arrojan azufre líquido de color amarillo anaranjado. La sonda Voyager 1 descubrió volcanes cuando pasó frente a Júpiter en el año 1979.


¿Cuántos satélites tiene?
Júpiter cuenta por lo menos con 63 satélites. Los cuatro más grandes se pueden llegar a ver con binoculares. El astrónomo Galileo Galilei los describió en el año 1610 y en su honor fueron llamados lunas galileas: Io, la más cercana a Júpiter, seguida de Europa, animedes y Calisto, la más alejada.
Ganímedes es el satélite más grande de Júpiter y del Sistema Solar, su diámetro alcanza los 5262 Km. y su tamaño era parecido al de Mercurio. El más pequeño de los satélites de Júpiter se llama Leda y llega a medir 15 Km. de ancho.


Las lunas de Júpiter
Galileo fue el primero en notar que Júpiter, era acompañado por  tres pequeños puntos con su telescopio acorde a la época claro esta, luego continuo observando ya los cuatro días pudo observar otro punto, inmediatamente pensó que estrellas no podían ser ya que giraban alrededor del planeta, por lo llego a la conclusión de que esos pequeños puntos eran satélites o también conocidos como las lunas de Júpiter.





Luego de un tiempo, fueron descubiertas 12 nuevas lunas de Júpiter, llegando  a ser un total de 16 lunas, tiempo después las naves Voyager pudieron fotografiar en el año 1979, luego en el año 1996 se desarrollo un programa llamado Galileo que permitió volver a observar mas lunas de Júpiter.


Se  termino por conocer un total de 63 lunas de Júpiter hasta agosto del 2004.


Aquí te dejamos algunos de los datos de algunas lunas de Júpiter:
                    

Marte

Marte: (ES APODADO COMO EL PLANETA ROJO)

                    Los satélites de Marte

        

Este dibujo del planeta Marte y sus satélites, de Calvin J. Hamilton, muestra el planeta rojo con sus dos satélites, Fobos en primer plano y Deimos al fondo, a la derecha. Ambos son cuerpos oscuros que parecen estar compuestos en superficie por condritas carbonaceas negruzcas como las que existen en el cinturón de asteroides exterior.

Algunos científicos especulan que podrían ser asteroides capturados por la fuerza de la gravedad de Marte.

Fobos es el satélite más interior, a una distancia de éste de 9.378 km. Es el que se encuentra más cerca de su planeta de todos los satélites del Sistema Solar. Deimos tiene su órbita a 23.460 km de Marte. Es negruzco y de naturaleza similar a muchos asteroides.

Fobos mide unos 21 km de diámetro y Deimos sólo unos 12 kilómetros

La caracteristica mas sobresaliente de Fobos es el cráter Stickney, que mide 10 km de diámetro. Su superficie está plagada de surcos de poca profundidad, que tienen una anchura entre 100 y 200 metros, y una profundidad de 20 o 30 metros.

Los pequeños fosos con bordes levantados, aliniados en formaciones paralelas, podrían ser puntos en que el gas escapó del hielo subterraneo a través de fisuras. Fobos pudo haberse manifestado entonces como un cometa.

El enorme cráter de Fobos fue producido por un choque que estuvo a punto de destruirlo por completo. El periodo orbital de Fobos se está reduciendo paulatinamente. Por eso, desciende hacia la superficie marciana 9 metros por siglo, lo que significa que terminará colisionando con Marte dentro de unos 40 millones de años.

Deimos parece ser relativamente liso cuando se contempla a distancia. Sin embargo, en la realidad está salpicado de pequeños cráteres rellenos de materiales finos. Sus dimensiones son de 16×12x10 km. A diferencia deFobos, Deimos no tiene ni un solo cráter mayor de 2,3 km de diámetro.

El gran parecido entre Fobos y Deimos con un determindo tipo de asteroides hace pensar que Marte ha captado dos de ellos, y más si tenemos en cuenta que el cinturón principal de planetoides está un poco más allá de la orbita de Marte.

Fotografías tomadas por el vehículo ‘Spirit’ de la NASA muestran una entidad con figura ‘humanoide’ cerca del cráter Gusev en Marte

CIUDAD  DE MÉXICO, México, ene. 23, 2008.- La agencia espacial estadounidense, NASA, recibió a principios de enero una serie de fotografías de su vehículo ‘Spirit’ el cual realiza diversos estudios en la superficie del planeta Marte. En una de las imágenes panorámicas se puede distinguir una figura “humanoide”, que algunos aseguran podría ser una entidad extra terrestre.

La figura fue ubicada a poca distancia del borde de un cráter conocido como Gusev. Aparece reclinada sobre sí misma, borrosa y en tonos café oscuro, los cuales contrastan con el color ocre de la arena en Marte. A pesar de que no ha habido reacciones oficiales, en la figura se detecta lo que podría ser el cuerpo de una entidad con aspecto “humanoide”.

La prensa británica ha publicado múltiples especulaciones, e incluso posturas humorísticas, refiriéndose a esta imagen que la NASA publicó discretamente en su página oficial a principios de este mes.

Tierra

Tierra: (ES EL ÚNICO PLANETA DEL SISTEMA SOLAR EN EL QUE HAY VIDA)

         Los cinco movimientos de la Tierra

En el colegio nos enseñaron cómo pese a que en la antigüedad se creía que la Tierra era plana y el centro del universo, gracias a grandes personajes de la historia, se demostró que la tierra ni era plana, ni era el centro del universo. De hecho, ésta es la que gira en torno al sol, realizando el movimiento conocido como de translación, y mientras gira en torno al sol también gira en torno a sí misma, realizando el movimiento de rotación.

Pero más allá de todo esto, no nos contaron nada más, pese a que sí que lo hay. La Tierra no se mueve únicamente en torno al sol y sobre sí misma, sino que además tiene otros tres movimientos principales adicionales: precesión de los equinoccios, nutación y el bamboleo de Chandler.

                       
Además de estos cinco movimientos principales, existen otros movimientos históricamente considerados secundarios como son las variaciones del plano elíptico en el que se describe el movimiento de traslación, las variaciones en la excentricidad de la elipse descrita en este movimiento, o los movimientos que realiza la Tierra por estar dentro del Sistema Solar, o por estar dentro de la Vía Láctea.




Rotación
Este movimiento, de sobra conocido por todos, se define como el que hace la Tierra sobre su propio eje. La rotación es el movimiento por el cual existen los días y las noches, y cada rotación tiene una duración de prácticamente un día (más concretamente son 23 horas 56 minutos y 4.1 segundos).

No se puede decir que exista un único descubridor de la existencia de este movimiento, aunque el primero que hizo una propuesta firme al respecto fue Johanes Múller en el siglo XV, aunque no fue hasta más tarde, con la ayuda de Copérnico y Newton, cuando la existencia de la rotación terrestre quedó totalmente demostrado.




Traslación

 Al igual que el movimiento de rotación, el de traslación es de sobra conocido por todos. Se define como el movimiento que hace la Tierra en torno al sol, describiendo una elipse que tarda en ser recorrida 365 días, 5 horas y 47 minutos. Debido al hecho de recorrer una órbita, la Tierra varía su distancia respecto al sol mientras describe esta trayectoria, dándose el perihelio (punto más cercano al sol) los primeros días de Enero, y el afelio (punto más alejado del sol) los primeros días de Julio.

El primero en proponer firmemente la existencia de este movimiento fue el griego Filolao de Crotona, aunque los seguidores de la teoría geocéntrica mantuvieron este pensamiento enterrado hasta que en el siglo XVI Copérnico revolucionó la astronomía con su modelo heliocéntrico que, pese a no ser el primero, sí que fue el primero en recibir un gran apoyo y respeto por la sociedad de la época. 


Precesión de los equinoccios

Si bien al comienzo del artículo he afirmado que en las escuelas sólo se enseñan los movimientos de traslación y rotación, bien es cierto que algunos afortunados han podido ser ilustrados en un tercer movimiento de la tierra no tan conocido como los dos anteriores. El movimiento de precesión de los equinoccios es el que describe el inclinado eje de la tierra de forma circular. Más concretamente, es el movimiento que hace el polo norte terrestre respecto al punto central de la elipse que describe la Tierra en el movimiento de translación.


Este movimiento fue descrito y calculado por primera vez en la antigua Grecia por Hiparco de Nicea. La causa física fundamental de la existencia de este movimiento es el momento de fuerza que ejerce el Sol sobre la Tierra, aunque este movimiento también se ve fuertemente afectado por el movimiento de las placas tectónicas, por lo cual su periodicidad no es tan precisa como en el caso de los movimientos de rotación y traslación. Aún así, su duración estimada es de 25 780 años, lo que también es conocido como año platónico.


Nutación
Entrando ya en movimientos más complejos, nos encontramos con el movimiento de nutación. El eje de la Tierra, como acabamos de describir en el punto anterior, se mueve de forma circular mediante el movimiento de precesión, pero los círculos que describe no son exactos. De hecho, el movimiento de nutación lo que hace es generar oscilaciones haciendo que el eje de la tierra se incline un poco más o un poco menos respecto a la circunferencia que describe el movimiento de precesión.

Este movimiento, fue descubierto en 1728 por James Bradly, pero cuando lo dio a conocer no conocía aún la causa de la existencia del mismo. Esto fue demostrado 20 años más tarde, cuando los cálculos de distintos físicos y astrónomos determinaron que este movimiento era causado directamente por la atracción gravitatoria de la Luna.


Bamboleo de Chandler

Por si no eran pocos los cuatro movimientos ya existentes, en 1891 el astrónomo Seth Carlo Chandler descubrió una nueva irregularidad en la oscilación del eje de la Tierra. Este nuevo movimiento, conocido como el bamboleo de Chandler, se trata de un movimiento oscilatorio del eje de la Tierra que hace que se desplace hasta 9 metros de la posición predicha para un momento concreto.

La causa real de la existencia de este movimiento aún no ha sido averiguada a día de hoy, aunque ha habido varias teorías al respecto, desde que podría estar causado por los cambios climáticos hasta que la causa real podría ser las variaciones de concentración salina en el mar. El máximo rango registrado por esta oscilación ocurrió en el año 1910, y por razones que aún se desconocen, este movimiento desapareció durante seis semanas en el año 2006.

Venus

Venus: (EL PLANETA CON MÁS TEMPERATURA DEL SISTEMA SOLAR)
Muchas veces vemos brillar a Venus luego de atardecer, por esta razón es llamada Lucero de la Tarde. Venus es el planeta cuya orbita se acerca más a la Tierra y cuenta con casi el mismo tamaño de nuestro planeta, pero no cuenta con agua y su clima es abrasador.
                                              
¿Por qué cambia de forma?
Si lo venos desde la Tierra, este planeta parece que cambiase de forma y de tamaño. Eso pasa porque su orbita está más cerca del Sol que de la Tierra, alejado del Sol, lo observamos como si fuera un pequeño circulo que se va agrandando a medida que se acerca a él. Cercano a la Tierra, lo vemos casi como un círculo o un semicírculo.


 ¿Cómo es la superficie de Venus?
Las sondas espaciales han mostrado que gran parte está cubierto por extensas llanuras. Hay dos grandes regiones altas, que puede ser considerada como continentes. Una, es la llamada Ishtar Terra, se encuentra en el norte y la otra Afrodita Terra se extiende cerca del ecuador.

¿Por qué Venus cuenta con tantas nubes?
Si nos ubicamos en la Tierra, no podemos ver la superficie de Venus debido a las densas nubes que cubren su atmósfera. Estas nubes no están formadas por gotas de agua como las que se encuentran en nuestro planeta sino se están compuestas por pequeñas gotas de ácido sulfúrico. El azufre llego a la atmósfera de Venus por la gran cantidad de erupciones volcánicas que sufre a través de muchos años.


¿Se ve a través de las nubes de Venus?
Las sondas espaciales nos permiten ver como es la superficie de Venus, a pesar de eso no se “ve” gracias a la luz sino que lo hacen por medios de antenas de radar que pueden atravesar las nubes y cargar la formación de la superficie del planeta. La sonda más éxitos es la llamada Magellon, que trazo un mapa de todo el planeta entre los años 1990 y 1992.


¿Cómo es Venus?

Venus tiene casi el mismo tamaño que nuestro planeta y es probablemente el que cuente con una formación más parecida. La corteza es rocosa, pero no hay océanos como en la tierra. Debajo de la corteza existe un manto de roca más pesada y en el centro, un núcleo de metal, que puede ser parcialmente liquido.


¿Por qué Venus es tan caliente?
Su temperatura media es dos veces más alta que la de un horno de cocina puesto al máximo. Estos son como consecuencia de contar con una atmósfera con grandes cantidades de dióxido de carbono, un gas pesado que captura el calor y crea el efecto invernadero. Las capas de las nubes también pueden absorber el calor, haciendo que la temperatura alcance unos muy calurosos 480ºC.


Más datos sobre Venus
Diámetro a la altura del ecuador: 12.100 Km.
Distancia mínima de la Tierra: 42 millones de Km.
Giro sobre su eje: 243 días terrestres
Vuelta alrededor del Sol: 225 días terrestres
Temperatura en superficie: 480ºCSatélites: 0

Mercurio

Mercurio: (EL PLANETA MÁS CERCANO AL SOL).

El planeta más cercano al Sol. Dado que su superficie es abrupta, porosa y de roca oscura, Mercurio es un mal reflector de la luz solar.

Datos de Mercurio
Radio ecuatorial	2.440	km
Distancia máxima al Sol	69,7.106	km
Distancia mínima al Sol	45,9.106	km
Distancia media al Sol	57,9.106	km
Periodo de rotación	58,7	días
Periodo de revolución	88	días
Masa (de la Tierra = 1)	0,055	-
Volumen (de la Tierra = 1)	0,06	-
Densidad (del agua = 1)	5,4	-
Oblaticidad	0	-
Temperatura media superficial	179	ºC
Gravedad superficial en el ecuador	2,78	m/s2
Velocidad orbital	47,9	km/s
Inclinación de su eje	0°	-
Inclinación de su órbita respecto de la eclíptica	7°	-
Excentricidad de su órbita	0,206	-

Los estudios espectroscópicos de Mercurio nos muestran una tenue atmósfera que contiene sodio y potasio; en apariencia, sus átomos proceden de la corteza del planeta. Sus colisiones con otros planetas de nueva formación en los orígenes del Sistema Solar pudieron despojarle de los materiales más ligeros, lo que explica la relativamente alta densidad de Mercurio.

      

Esquema del interior de Mercurio, según los conocimientos actuales. El planeta posee un extenso núcleo ferroso, de cerca de 1.900 kilómetros de espesor, y una gruesa corteza de otros 500 kilómetros, que constituyen todo su corazón; no existe el manto, como en la Tierra. Esta es la única configuración interna que explica la elevada densidad media de Mercurio.

EXPLORACIÓN

La sonda espacial Mariner 10 sobrevoló Mercurio dos veces en 1974 y una en 1975. Las fotografías del planeta lo muestran muy parecido a la Luna, con una superficie llena de cráteres; sus temperaturas podían ser de 430 ºC en el lado iluminado por el Sol y de -180 °C en el lado oscuro. La Mariner 10 detectó también un campo magnético con una fuerza del 1% del de la Tierra. La superficie de Mercurio, a diferencia de la de la Luna, está atravesada por grandes fracturas quizá procedentes del periodo de contracción que experimentó en sus primeros tiempos, cuando el planeta se enfrió.

En 1991 radiotelescopios terrestres de gran potencia revelaron señales de enormes extensiones de hielo en las regiones polares de Mercurio que la Mariner 10 no había cubierto.

El perihelio de Mercurio (el punto de su órbita más cercano al Sol) avanza muy despacio. Uno de los primeros logros de la teoría de la relatividad fue la explicación detallada de este movimiento.

                                     

Mercurio se aproxima al borde del Sol en esta imagen del Swedish 1-m Solar Telescope (SST). Observatorio del Roque de los Muchachos del Instituto de Astrofísica de Canarias