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Cosmología y Astronomía Constelaciones parte 3 - Monografía



 
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Nebulosa



Acumulación de gas y polvo interestelares. Las nebulosas oscuras pequeñas, de formas redondas y localizadas en los brazos de la Vía Láctea, ricos en estrellas jóvenes, se conocen con el nombre de glóbulos (que se consideran como estados primarios de la formación de las estrellas o protoestrellas). El ejemplo más conocido de nebulosa planetaria es la llamada Nebulosa del Cangrejo, para la cual se ha podido calcular la fecha en que se produjo la explosión de supernova que la originó, a partir de la medición de la velocidad de expansión de sus componentes respecto de los restos de la estrella. La identificación errónea entre galaxias y nebulosas se debe al insuficiente poder de resolución que tuvieron los telescopios durante largo tiempo, lo que no permitía diferenciarlas con claridad. De aspecto muy variado, con frecuencia las nebulosas evocan formas conocidas que les dan nombre (Nebulosa de América del Norte, Nebulosa de la Cabeza de Caballo, etc.). A pesar de ser muy numerosas y poder ser estudiadas por millares con la ayuda de telescopios potentes, presentan grandes dificultades de observación porque carecen de luz propia y la materia de que están constituidas es extremadamente difusa. Los gases que las forman (sobre todo hidrógeno y helio) presentan concentraciones que van desde 1 hasta 1 millón de átomos por centímetro cúbico, mientras que el polvo que contienen (elementos pesados y moléculas complejas) presenta densidades aún más bajas. A pesar de ello, estas concentraciones de materia interestelar poseen una cantidad suficiente de átomos luminiscentes y de granos de polvo capaces de reflejar la luz como para poder ser fotografiadas (empleando emulsiones muy sensibles y con tiempos de exposición muy prolongados). La dinámica de estas masas de materia está gobernada por la atracción gravitatoria, de suerte que se produce una atracción hacia el centro que, cuando alcanza una concentración suficiente, crea las condiciones adecuadas para la formación de una estrella (aislada o rodeada por un sistema planetario). Los diversos tipos de nebulosas representan los  diferentes estadios que permiten al universo reutilizar la materia que se ha  dispersado con anterioridad, durante los fenómenos violentos que tienen  lugar en él.

Cabeza de Caballo, nebulosa de la Nebulosa de la constelación de Orión, cuyo nombre se debe a su forma.

Cangrejo, nebulosa del Pequeña nebulosa planetaria de la constelación de Tauro, que constituye el resto de la explosión de una supernova que tuvo lugar en 1054. Es el objeto M1 del catálogo Messier y fue también la primera radiofuente descubierta.

Planeta



Cuerpo celeste que carece de luz propia y describe una órbita, generalmente elíptica y de poca excentricidad, alrededor del Sol u otra estrella cualquiera.  El brillo de los planetas se debe al hecho de que reflejan la luz que llega hasta ellos desde estrellas alrededor de las cuales gravitan. Los nueve cuerpos principales del sistema solar (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón) giran en torno al Sol acompañados de una gran cantidad de asteroides, situados en su mayoría  entre las órbitas de los planetas Marte y Júpiter (cinturón de asteroides). Las leyes que rigen este movimiento planetario fueron formuladas por J. Kepler (s. XVII), quien utilizó los extensos datos recopilados por su maestro T. Brahe. Desde el punto de vista de sus propiedades físicas, los planetas pueden dividirse en dos grandes grupos: el de los que ocupan posiciones más cercanas al Sol o planetas telúricos (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) y el de aquellos que están más alejados del Sol o planetas gigantes (Júpiter,  Saturno, Urano y Neptuno). Los primeros, que tienen dimensiones  relativamente pequeñas y densidad elevada, han evolucionado mucho desde su formación. Perdieron su atmósfera original, motivo por el cual su  atmósfera actual es de carácter secundario y está formada a partir de  los gases emitidos durante el enfriamiento de su superficie y la propia  evolución química del planeta. Por su parte, los planetas gigantes  tienen un volumen y una masa mucho mayores que los cuerpos del primer grupo. Presentan una densidad relativamente baja, debido a su composición (sobre todo hidrógeno y helio), semejante a la que se supone tenía la nebulosa original que permitió su formación. Por su parte, Plutón, el más  lejano, tiene unas dimensiones semejantes a las de un planeta telúrico y  una densidad parecida a la de los planetas gigantes. En los últimos  años, si bien no se ha logrado una evidencia incontrovertible acerca de la  presencia de otros sistemas planetarios diferentes del sistema solar, se han  redoblado los esfuerzos por demostrar su existencia.

Entre los diversos criterios de clasificación de los planetas destacan el basado en la posición de su órbita, respecto de la de la Tierra, y en su semejanza con otros cuerpos notables del sistema solar. Según el primer criterio se clasifican en exteriores o superiores (aquellos cuya órbita está más allá de la de la Tierra), e inferiores o interiores (aquellos cuya órbita es interior a la de la Tierra). De acuerdo con el segundo criterio se dividen en jovianos, los semejantes a Júpiter (como Saturno, Urano y Neptuno), caracterizados por tener una densidad inferior a la de la Tierra y  una atmósfera muy densa, y terrestres, los parecidos a la Tierra (como Mercurio, Venus y Marte) y caracterizados por ser un cuerpo rocoso que presenta todavía señales evidentes de la erosión de su superficie debida al vulcanismo y al bombardeo meteórico.

Mercurio



Planeta del sistema solar más próximo al Sol (0,31 y 0,47 u.a.), alrededor del cual describe cada 88 días una órbita cuyo plano forma un ángulo de 7° con el de la eclíptica. Tiene un diámetro ecuatorial de 4.880 km, una masa 0,055 veces la de la Tierra y una densidad de 5,43 g/cm³. Gira con un  período de 59 días alrededor de su eje de rotación, que forma un ángulo de aproximadamente 28° con el plano de la órbita. Su atmósfera es poco densa y la temperatura, en su superficie, oscila entre 330 °C (diurna) y -170 °C (nocturna). Es un planeta que carece de satélites. Su estructura presenta un núcleo de metal ferroso que alcanza un tamaño de 1.800 km de radio y que supone el 80% de la totalidad de la masa del planeta. Dicho núcleo está cubierto por un manto rocoso de 600  km de espesor, que sirve de base a la corteza. Mercurio está rodeado por un campo magnético (con una intensidad que apenas supera en un 1% la del campo terrestre), cuya orientación coincide con la del eje de rotación planetario. La superficie del planeta se distingue por los acantilados, cordilleras, numerosos cráteres, montañas, valles y grandes cuencas (por  ejemplo, Caloris, de 1.300 km de diámetro). Sin embargo, la superficie es extremadamente inhóspita debido al alto grado de rarefacción de su tenue atmósfera, a la gran proximidad al Sol y a la inexistencia de estaciones (aunque presente cambios cíclicos ocasionados por la gran excentricidad de su órbita). Una de las características de Mercurio son los llamados tránsitos (pasos del planeta por delante del disco solar, visto desde la Tierra). La periodicidad de este fenómeno es de 3, 7, 10 o 13 años, y cada 46 se repite en idénticas condiciones. El próximo tránsito se producirá en 1999.

Venus



Segundo planeta del sistema solar, situado entre Mercurio y la Tierra, distante 0,72 u.a. del Sol, alrededor del cual describe cada 224,7 días una órbita. Sus diámetros ecuatorial y polar miden unos 12.100 km, por lo que apenas presenta achatamiento. Tiene una masa total equivalente a 0,81 masas terrestres (es decir, el valor de la gravedad en él es de un 88% de la terrestre) y una densidad de 5,2 g/cm³. Su estructura interna es semejante a la de la Tierra y su atmósfera, muy densa, está constituida por un 98% de dióxido de carbono, un 1-3% de nitrógeno y trazas de gases nobles. La observación directa de sus accidentes es imposible, debido a que las espesas capas de nubes impiden apreciar su superficie. Por tratarse de un planeta interior, presenta fases igual que la Luna o Mercurio. La superficie de Venus fue fotografiada por primera vez por las sondas soviéticas “Venera”, y cartografiada (1978) por las estadounidenses “Pioneer-Venus” I y II. La serie de imágenes obtenidas por la sonda “Magallanes” (que ha completado la cartografía del planeta iniciada en agosto de 1990) ha permitido descubrir que Venus posee una superficie cuya edad se puede estimar entre los 100 y los 1.000 millones de años. Esto indica que los procesos de erosión superficial son relativamente recientes, si se comparan con la edad del propio planeta (unos 4.500 millones de años). También ha permitido detectar en la superficie la existencia de cadenas de montañas, calderas volcánicas, grandes corrientes de lava y múltiples fallas. El hecho de que un número significativo de cráteres de impacto aparezcan rellenos de lava hace pensar a los especialistas que la corteza del planeta es muy delgada. Además, las dimensiones de dichos cráteres son siempre superiores a los 6 km de diámetro, ya que la alta densidad de la atmósfera planetaria hace imposible que cuerpos inferiores la atraviesen y lleguen a hacer impacto sobre su superficie. Aunque se han observado también accidentes del terreno muy semejantes a los creados por los ríos en la Tierra, el hecho de que la temperatura que reina en la superficie venusina sea de aproximadamente 450 °C hace imposible que el agua sea la responsable de su formación, por lo que su aparición se atribuye a la acción de la erosión de lava muy fluida o de una mezcla de gas y polvo.

Tierra



Tercer planeta desde el Sol y quinto en cuanto a tamaño de los nueve planetas principales. La distancia media de la Tierra al Sol es de 149.503.000 km. Es el único planeta conocido que tiene vida, aunque algunos de los otros planetas tienen atmósferas y contienen agua.

La Tierra no es una esfera perfecta, sino que tiene forma de pera. Cálculos basados en las perturbaciones de las órbitas de los satélites artificiales revelan que la Tierra es una esfera imperfecta porque el ecuador se engrosa 21 km; el polo norte está dilatado 10 m y el polo sur está hundido unos 31 metros.

Movimiento



Al igual que todo el Sistema Solar, la Tierra se mueve por el espacio a razón de unos 20,1 km/s o 72,360 km/h hacia la constelación de Hércules. Sin embargo, la galaxia Vía Láctea como un todo, se mueve hacia la constelación Leo a unos 600 km/s. La Tierra y su satélite, la Luna, también giran juntas en una órbita elíptica alrededor del Sol. La excentricidad de la órbita es pequeña, tanto que la órbita es prácticamente un círculo. La circunferencia aproximada de la órbita de la Tierra es de 938.900.000 km y nuestro planeta viaja a lo largo de ella a una velocidad de unos 106.000 km/h. La Tierra gira sobre su eje una vez cada 23 horas, 56 minutos y 4,1 segundos. Por lo tanto, un punto del ecuador gira a razón de un poco más de 1.600 km/h y un punto de la Tierra a 45° de altitud N, gira a unos 1.073 km/h.

Además de estos movimientos primarios, hay otros componentes en el movimiento total de la Tierra como la precesión de los equinoccios (véase Eclíptica) y la nutación (una variación periódica en la inclinación del eje de la Tierra provocada por la atracción gravitacional del Sol y de la Luna).

Composición



Se puede considerar que la Tierra se divide en cinco partes: la primera, la atmósfera, es gaseosa; la segunda, la hidrosfera, es líquida; la tercera, cuarta y quinta, la litosfera, el manto y el núcleo son sólidas. La atmósfera es la cubierta gaseosa que rodea el cuerpo sólido del planeta. Aunque tiene un grosor de más de 1.100 km, aproximadamente la mitad de su masa se concentra en los 5,6 km más bajos. La litosfera, compuesta sobre todo por la fría, rígida y rocosa corteza terrestre, se extiende a profundidades de 100 km. La hidrosfera es la capa de agua que, en forma de océanos, cubre el 70,8% de la superficie de la Tierra. El manto y el núcleo son el pesado interior de la Tierra y constituyen la mayor parte de su masa.
La hidrosfera se compone principalmente de océanos, pero en sentido estricto comprende todas las superficies acuáticas del mundo, como mares interiores, lagos, ríos y aguas subterráneas. La profundidad media de los océanos es de 3.794 m, más de cinco veces la altura media de los continentes. La masa de los océanos es de 1.350.000.000.000.000.000 (1,35 × 1018) toneladas, o el 1/4.400 de la masa total de la Tierra.
Las rocas de la litosfera tienen una densidad media de 2,7 veces la del agua y se componen casi por completo de 11 elementos, que juntos forman el 99,5% de su masa. El más abundante es el oxígeno (46,60% del total), seguido por el silicio (27,72%), aluminio (8,13%), hierro (5,0%), calcio (3,63%), sodio (2,83%), potasio (2,59%), magnesio (2,09%) y titanio, hidrógeno y fósforo (totalizando menos del 1%). Además, aparecen otros 11 elementos en cantidades del 0,1 al 0,02%. Estos elementos, por orden de abundancia, son: carbón, manganeso, azufre, bario, cloro, cromo, flúor, circonio, níquel, estroncio y vanadio. Los elementos están presentes en la litosfera casi por completo en forma de compuestos más que en su estado libre.

La litosfera comprende dos capas (la corteza y el manto superior) que se dividen en unas doce placas tectónicas rígidas (véase Tectónica de placas). La corteza misma se divide en dos partes. La corteza siálica o superior, de la que forman parte los continentes, está constituida por rocas cuya composición química media es similar a la del granito y cuya densidad relativa es de 2,7. La corteza simática o inferior, que forma la base de las cuencas oceánicas, está compuesta por rocas ígneas más oscuras y más pesadas como el gabro y el basalto, con una densidad relativa media aproximada de 3.
La litosfera también incluye el manto superior. Las rocas a estas profundidades tienen una densidad de 3,3. El manto superior está separado de la corteza por una discontinuidad sísmica, la discontinuidad de Mohorovicic, y del manto inferior por una zona débil conocida como astenosfera. Las rocas plásticas y parcialmente fundidas de la astenosfera, de 100 km de grosor, permiten a los continentes trasladarse por la superficie terrestre y a los océanos abrirse y cerrarse.
El denso y pesado interior de la Tierra se divide en una capa gruesa, el manto, que rodea un núcleo esférico más profundo. El manto se extiende desde la base de la corteza hasta una profundidad de unos 2.900 km. Excepto en la zona conocida como astenosfera, es sólido y su densidad, que aumenta con la profundidad, oscila de 3,3 a 6. El manto superior se compone de hierro y silicatos de magnesio como el olivino y la parte inferior de una mezcla de óxidos de magnesio, hierro y silicio.
La investigación sismológica ha demostrado que el núcleo tiene una capa exterior de unos 2.225 km de grosor con una densidad relativa media de 10. Esta capa es probablemente rígida y los estudios demuestran que su superficie exterior tiene depresiones y picos, y estos últimos se forman donde surge la materia caliente. Por el contrario, el núcleo interior, cuyo radio es de unos 1.275 km, es sólido. Se cree que ambas capas del núcleo se componen en gran parte de hierro con un pequeño porcentaje de níquel y de otros elementos. Las temperaturas del núcleo interior pueden llegar a los 6.650 °C y se considera que su densidad media es de 13.

Fluido térmico interno



El núcleo interno irradia continuamente un calor intenso hacia afuera, a través de las diversas capas concéntricas que forman la porción sólida del planeta. Se cree que la fuente de este calor es la energía liberada por la desintegración del uranio y otros elementos radiactivos. Las corrientes de convección dentro del manto trasladan la mayor parte de su energía térmica desde la profundidad de la Tierra a la superficie y son la fuerza conductora de la deriva de los continentes. El flujo de convección proporciona las rocas calientes y fundidas al sistema mundial de cadenas montañosas oceánicas (véase Océanos y oceanografía) y suministra la lava que sale de los volcanes.

Edad y origen de la Tierra



La datación radiométrica ha permitido a los científicos calcular la edad de la Tierra en 4.650 millones de años. Aunque las piedras más antiguas de la Tierra datadas de esta forma, no tienen más de 4.000 millones de años, los meteoritos, que se corresponden geológicamente con el núcleo de la Tierra, dan fechas de unos 4.500 millones de años, y la cristalización del núcleo y de los cuerpos precursores de los meteoritos, se cree que ha ocurrido al mismo tiempo, unos 150 millones de años después de formarse la Tierra y el Sistema Solar (véase Sistema Solar: Teorías sobre el origen).

Después de condensarse a partir del polvo cósmico y del gas mediante la atracción gravitacional, la Tierra habría sido casi homogénea y relativamente fría. Pero la continuada contracción de estos materiales hizo que se calentara, calentamiento al que contribuyó la radiactividad de algunos de los elementos más pesados. En la etapa siguiente de su formación, cuando la Tierra se hizo más caliente, comenzó a fundirse bajo la influencia de la gravedad. Esto produjo la diferenciación entre la corteza, el manto y el núcleo, con los silicatos más ligeros moviéndose hacia arriba para formar la corteza y el manto y los elementos más pesados, sobre todo el hierro y el níquel, sumergiéndose hacia el centro de la Tierra para formar el núcleo. Al mismo tiempo, la erupción volcánica, provocó la salida de vapores y gases volátiles y ligeros de manto y corteza. Algunos eran atrapados por la gravedad de la Tierra y formaron la atmósfera primitiva, mientras que el vapor de agua condensado formó los primeros océanos del mundo.

Magnetismo terrestre



El fenómeno del magnetismo terrestre es el resultado del hecho de que toda la Tierra se comporta como un enorme imán. El físico y filósofo natural inglés William Gilbert fue el primero que señaló esta similitud en 1600, aunque los efectos del magnetismo terrestre se habían utilizado mucho antes en las brújulas primitivas.

Polos magnéticos



Los polos magnéticos de la Tierra no coinciden con los polos geográficos de su eje. El polo norte magnético se sitúa hoy cerca de la costa oeste de la isla Bathurst en los Territorios del Noroeste en Canadá, casi a 1.290 km al noroeste de la bahía de Hudson. El polo sur magnético se sitúa hoy en el extremo del continente antártico en Tierra Adelia, a unos 1.930 km al noreste de Little America (Pequeña América).

Las posiciones de los polos magnéticos no son constantes y muestran notables cambios de año en año. Las variaciones en el campo magnético de la Tierra incluyen una variación secular, el cambio en la dirección del campo provocado por el desplazamiento de los polos. Esta es una variación periódica que se repite después de 960 años. También existe una variación anual más pequeña, al igual que se da una variación diurna, o diaria, que sólo es detectable con instrumentos especiales.

Teoría de la dinamo



Las mediciones de la variación muestran que todo el campo magnético tiene tendencia a trasladarse hacia el Oeste a razón de 19 a 24 km por año. El magnetismo de la Tierra es el resultado de una dinámica más que una condición pasiva, que sería el caso si el núcleo de hierro de la Tierra estuviera compuesto por materia sólida magnetizada. El hierro no retiene un magnetismo permanente a temperaturas por encima de los 540 °C, y la temperatura en el centro de la Tierra puede ascender a los 6.650 °C. La teoría de la dinamo sugiere que el núcleo de hierro es líquido (excepto en el mismo centro de la Tierra, donde la presión solidifica el núcleo), y que las corrientes de convección dentro del núcleo líquido se comportan como las láminas individuales en una dinamo, creando de este modo un gigantesco campo magnético. El núcleo sólido interno gira más despacio que el núcleo exterior, explicándose así el traslado secular hacia el Oeste. La superficie irregular del núcleo exterior puede ayudar a explicar algunos de los cambios más irregulares en el campo.

Intensidad del campo



El estudio de la intensidad del campo magnético de la Tierra es valioso desde el punto de vista de la ciencia pura y de la ingeniería y también para la prospección geológica de minerales y de fuentes de energía. Las mediciones de intensidad se hacen con instrumentos llamados magnetómetros, que determinan la intensidad total del campo y las intensidades en dirección horizontal y vertical. La intensidad del campo magnético de la Tierra varía en diferentes puntos de su superficie. En las zonas templadas asciende a unos 48 amperios/metro, de los cuales un tercio se da en dirección horizontal.

Paleomagnetismo



Estudios de antiguas rocas volcánicas muestran que al enfriarse se ‘congelaban’ con sus minerales orientados en el campo magnético existente en aquel tiempo. Mediciones mundiales de estos depósitos minerales muestran que a través del tiempo geológico la orientación del campo magnético se ha desplazado con respecto a los continentes, aunque se cree que el eje sobre el que gira la Tierra ha sido siempre el mismo. Por ejemplo, el polo norte magnético hace 500 millones de años estaba al sur de Hawai y durante los siguientes 300 millones de años el ecuador magnético atravesaba los Estados Unidos. Para explicar esto, los geólogos creen que diferentes partes de la corteza exterior de la Tierra se han desplazado poco a poco en distintas direcciones. Si esto fuera así, los cinturones climáticos habrían seguido siendo los mismos, pero los continentes se habrían desplazado lentamente por diferentes ‘paleolatitudes’.


Modificaciones magnéticas



Recientes estudios de magnetismo remanente (residual) en rocas y de las anomalías magnéticas de la cuenca de los océanos han demostrado que el campo magnético de la Tierra ha invertido su polaridad por lo menos 170 veces en los pasados 100 millones de años. El conocimiento de estas modificaciones, datables a partir de los isótopos radiactivos de las rocas, ha tenido gran influencia en las teorías de la deriva continental y la extensión de las cuencas oceánicas.


Electricidad terrestre



Se conocen tres sistemas eléctricos generados en la Tierra y en la atmósfera por procesos geofísicos naturales. Uno de ellos está en la atmósfera y otro está dentro de la Tierra, fluyendo paralelo a la superficie. El tercero, que traslada carga eléctrica entre la atmósfera y la Tierra, fluye en vertical. Véase Electricidad.

La electricidad atmosférica, excepto aquella que se asocia con cargas dentro de una nube y ocasiona el relámpago, es el resultado de la ionización de la atmósfera por la radiación solar y a partir del movimiento de nubes de iones conducidas por mareas atmosféricas. Las mareas atmosféricas se producen por la atracción gravitacional del Sol y la Luna sobre la atmósfera de la Tierra (véase Gravitación) y, al igual que las mareas oceánicas, suben y bajan a diario. La ionización y, por consiguiente, la conductividad eléctrica de la atmósfera cercana a la superficie de la Tierra es baja, pero crece con rapidez al aumentar la altura. Entre los 40 y los 400 km por encima de la Tierra, la ionosfera constituye una capa esférica casi perfectamente conductora. La capa refleja las señales de radio de ciertas longitudes de onda, ya se originen en la Tierra o lleguen a la Tierra desde el espacio. La ionización de la atmósfera varía mucho, no sólo con la altura sino también con la hora del día y la latitud.

Corrientes de la Tierra



Las corrientes de la Tierra constituyen un sistema mundial de ocho circuitos cerrados de corriente eléctrica distribuidos de una forma bastante uniforme a ambos lados del ecuador, además de una serie de circuitos más pequeños cerca de los polos. Aunque se ha argumentado que este sistema está ocasionado por los cambios diarios en la electricidad atmosférica (y esto puede ser cierto para variaciones de periodo corto), es probable que los orígenes del sistema sean más complejos. El núcleo de la Tierra, que está compuesto por hierro fundido y níquel, puede conducir electricidad y es comparable con el armazón de un generador eléctrico gigantesco. Se considera que las corrientes de convección mueven el metal fundido en circuitos relacionados con el campo magnético de la Tierra y se ven reflejados en el sistema de las corrientes de la Tierra que producen.

La carga de la superficie de la Tierra



La superficie de la Tierra tiene carga eléctrica negativa. Aunque la conductividad del aire cerca de la Tierra es pequeña, el aire no es un aislante perfecto y la carga negativa se consumiría con rapidez si no se repusiera de alguna forma.
Cuando se han realizado mediciones con buen tiempo, se ha observado que un flujo de electricidad positiva se mueve hacia abajo desde la atmósfera hacia la Tierra. La causa es la carga negativa de la Tierra, que atrae iones positivos de la atmósfera. Aunque se ha sugerido que este flujo descendente puede ser contrarrestado por flujos positivos ascendentes en las regiones polares, la hipótesis preferida hoy es que la carga negativa se traslada a la Tierra durante las tormentas y que el flujo descendente de corriente positiva durante el buen tiempo se contrarresta con un flujo de regreso de la corriente positiva desde zonas de la Tierra que experimentan tiempo tormentoso. Se ha comprobado que la carga negativa se traslada a la Tierra desde nubes de tormenta y la relación en la que las tormentas desarrollan energía eléctrica es suficiente para reponer la carga de la superficie. Además, la frecuencia de tormentas parece ser mayor durante el día, cuando la carga negativa aumenta con mayor rapidez.

Marte



El más exterior de los planetas terrestres del sistema solar, distante 1,52 u.a. del Sol, alrededor del cual describe cada 687 días (año marciano) una órbita elíptica a lo largo de un plano que forma 1,7° con la eclíptica. Su diámetro es de 6.789 km y presenta un achatamiento muy pequeño. La masa de Marte es 0,107 veces la de la Tierra y el valor de la gravedad en su superficie es 0,377 veces el terrestre. La inclinación de 1,85° de su plano orbital, respecto al de la eclíptica, y la de su eje de rotación hacen que el planeta presente fenómenos de estacionalidad (fusión de los hielos de  los casquetes polares). La atmósfera del planeta está compuesta fundamentalmente por CO&.Sub2., siendo la temperatura diurna de unos 25 °C y la nocturna de hasta -65 °C. La presencia de pequeños canales tributarios indica la existencia de agua en épocas remotas. Marte posee dos satélites (Fobos y Deimos), irregulares y de pequeñas dimensiones, y ha sido explorado por las sondas “Mariner” y  “Viking”. Por su parte, las sondas “Fobos” I y II (7 y 12 de julio de 1988) permitieron determinar el campo magnético del planeta, recoger datos acerca de su atmósfera y de minerales que contienen agua cristalizada, y obtener el primer mapa térmico de la superficie marciana.
Deimos  Satélite de Marte, situado a una distancia del centro del planeta de 20.000 km. Tiene un diámetro del orden de 10 km y una magnitud visual máxima de 12. Su período de revolución es de 1 día, 6 horas, 17 minutos y 55 segundos.
Fobos (ASTR.)  Satélite de Marte, situado a una distancia media del centro del planeta de 9.370 km. Tiene un diámetro medio de aproximadamente 15 km y una magnitud visual máxima de 11,5. Su período de revolución es de 7 horas y 39 minutos.

Júpiter



El mayor de los planetas del sistema solar, con una masa 318 veces la masa terrestre y un diámetro ecuatorial 11 veces mayor, situado a 5,2 u.a. del Sol, alrededor del cual describe cada 11,9 años una órbita en un plano que forma 1,3° con la eclíptica. El semieje mayor de su órbita mide 5.203 u.a. y su excentricidad es de 0,048. Debido al corto período de rotación alrededor de su eje (9 h 50 min), presenta un fuerte achatamiento por los polos. La gravedad en Júpiter es 2,5 veces más intensa que en la Tierra, y su campo magnético cinco veces más intenso que el terrestre. La estructura del planeta presenta un núcleo rocoso, cubierto a partir de los 25.000 km por hidrógeno metálico y sobre el que descansa una capa de 1.000 km de espesor de hidrógeno líquido. El planeta está rodeado (hasta una altitud de 1.000 km) por una atmósfera de hidrógeno y helio, caracterizada por la presencia de manchas irregulares (entre ellas, la Gran Mancha Roja). Las zonas claras de la atmósfera son áreas de nubes altas, sustentadas por la convección de gases calientes. Por su parte, los cinturones oscuros corresponden a corrientes descendentes de gas y nubes más bajas. Alrededor de Júpiter orbitan 16 satélites y un anillo, situado a 1.450.000 km del centro del astro. Ha sido explorado y fotografiado desde 278.000 y 650.000 km de distancia, al paso de las sondas espaciales “Voyager” 1 y 2 por su sistema en el año 1979, lo que permitió descubrir que la Gran Mancha Roja corresponde a una zona de altas presiones. La sonda “Galileo”, lanzada en 1989, va ahora camino de Júpiter, si bien siguiendo una trayectoria indirecta (pasando por las proximidades de Venus y dos veces por las proximidades de la Tierra, a 300 km de altitud), para entrar en órbita alrededor del planeta. Poco antes de llegar a Júpiter se lanzará una sonda que se adentrará en la atmósfera planetaria, desde donde enviará datos previamente a su destrucción.

Adrastea (ASTR.) Satélite de Júpiter, con unas dimensiones de 24 x 20 x 16 km, situado a una distancia media del centro del planeta de 128.980 km. Con una magnitud de 18,9, su órbita no presenta ni excentricidad ni inclinación. Su período de revolución es de 0,297 días.

Amaltea (ASTR.) Satélite de Júpiter, con unas dimensiones de 270 x 166 x 150 km, situado a una distancia media del centro del planeta de 181.300 km. Con una magnitud de 14,1, su órbita tiene una excentricidad de 0,003 y una inclinación de 0,5° Su período de revolución es de 0,489 días.

Ananke (ASTR.) Satélite de Júpiter, con un diámetro de 30 km, situado a una distancia media del centro del planeta de 20.700.000 km. Con una magnitud de 18,9, su órbita tiene una excentricidad de 0,169 y una inclinación de 147°. Su período de revolución es de 617 días.

Calixto (ASTR.) Satélite de Júpiter, con una magnitud visual de 6,3 y un diámetro de 5.180 km, que se encuentra situado a 1.884.000 km del planeta, a cuyo alrededor orbita con un período de 16 días, 16 horas, 32 minutos y 11 segundos.

Carmé (ASTR.) Undécimo satélite de Júpiter que, con un diámetro de 20 km, orbita a una distancia de 20.818.000 km del planeta con un período de revolución de 600 días. Tiene una magnitud de 19.
Europa (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de 671.400 km. Tiene un diámetro de unos 3.100 km y una magnitud visual máxima de 5,7. Su período de revolución es de 3 días, 13 horas, 13 minutos y 42 segundos.

Ganimedes (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de 1.071.000 km. Tiene un diámetro de unos 5.600 km y una magnitud visual máxima de 5,0. Su período de revolución es de 7 días, 3 horas, 42 minutos y 33 segundos.

Himalia (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de 11.470.000 km. Tiene un diámetro de unos 186 km y una magnitud visual máxima de 14,8. Su período de revolución es de 250 días, 14 horas, 52 minutos y 48 segundos.

Ío (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de 422.000 km. Tiene un diámetro de unos 3.730 km y una magnitud visual máxima de 5,5. Su período de revolución es de 1 día, 18 horas, 27 minutos y 35 segundos.

Metis (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a  una distancia media del centro del planeta de 128.200 km. Tiene un diámetro de unos 40 km y una magnitud visual máxima de 17,5.  Su período de revolución es de 17 horas, 38 minutos y 24  segundos.

Pasiphae (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de 23.300.000 km. Tiene un diámetro de unos 50 km y una magnitud visual máxima de 17,0. Su período de revolución es de 735 días.

Sinope (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de 23.700.000 km. Tiene un diámetro de unos 36 km y una magnitud visual máxima de 18,3. Su período de revolución es de 758 días.

Tebe (ASTR.) o Thebe (ASTR.) Satélite de Júpiter, situado a una distancia media del centro del planeta de 223.000 km. Tiene un diámetro de unos 110 km y una magnitud visual máxima de 15,6. Su período de revolución es de 40 horas y 30 minutos.

Saturno



Sexto de los planetas que rodean al Sol, segundo del Sistema Solar en masa y volumen. Su nombre es el del dios romano hijo de Júpiter cuyo reinado se considera como el tiempo de la abundancia, de la justicia y de la libertad.
Era el planeta más distante conocido hasta finales del siglo XVII,ya que a pesar de su gran distancia de la Tierra, su gran tamaño y brillo amarillento permitían apreciarlo a simple vista. Con una magnitud visual de 0,75 Saturno es más brillante que Mercurio y que todas las estrellas del firmamento excepción hecha de Sirio.
Saturno es sin duda el objeto más fascinante de nuestro Sistema Solar; el planeta está rodeado por un amplio y vistoso anillo, que se revela compuesto por múltiples anillos concéntricos y por un cortejo de satélites visibles con un pequeño telescopio de algunos centímetros de diámetro.
Los anillos de Saturno fueron observados por primera vez por Galileo Galilei en 1610, con su telescopio recién construido. La poca precisión del instrumento, a la vez que la visión de un efecto desconocido hicieron que Galileo no llegase a concebir los anillos en su real configuración y que estos estuviesen separados del cuerpo del planeta, por lo que Galileo los describió, como asas (ansae) u orejas.
Sin embargo, fue mérito del astrónomo holandés Christian Huygens, en 1655, establecer la estructura real del anillo de Saturno. Saturno, a causa de sus anillos, fue considerado como un caso excepcional del sistema Solar hasta 1977, en que se descubrieron los de Urano, y dos años más tarde, cuando el Voyager 1 fotografió los finos anillos de Júpiter.

El aspecto de los anillos cambia de perspectiva según las posiciones relativas de la Saturno con respecto al Sol, debido a que el plano de los anillos está inclinado con respecto al plano orbital del planeta, por lo que su visión cambia de septentrional a meridional, con un periodo de 7,5 años aproximadamente, y así en 1980 los anillos eran visibles en corte; de 1985 a 1990 se vio la parte sur con diversas inclinaciones hasta 1995 que paso de nuevo a verse en corte y así periódicamente.

Sucesivas observaciones de Saturno descubrieron que el anillo no era único, sino que en realidad eran múltiples anillos concéntricos separados por zonas de aparente vacío, que se fueron nombrando con una letra conforme se fueron descubriendo. Los anillos A y B se ven fácilmente mientras que los D y E requieren el empleo de grandes telescopios y buenas condiciones meteorológicas.

Hoy se sabe que en realidad hay más de 100.000 anillos y 18 satélites alrededor de Saturno.

Órbita.
Período Sideral                365.25 d         29.36 (a)
Distancia media al Sol (UA)      1              9.539
Distancia media al Sol (km)             1.427.000.000
Velocidad orbital(Km/s)         30                 10
Período  de rotación           23h56′            10h14′
Período orbital (días)         365            10.759,22
Excentricidad orbital                              0,055
Inclinación orbital (grados)                       2,48
Radio ecuatorial (km)         6.378           60.268
Radio polar (km)              6.356           54.364
Masa (Tierra = 1)                1                95,2
Masa kg                      5,97 x 1024    5,68 x 1027
Densidad   (kg/m3)            5.520              687
Gravedad (Tierra = 1)            1                 0,91
Gravedad m s-1                  9,8                8,96
Velocidad de escape eq. kms-1   35.5               11,19
Temperatura  media (°C)         15              -180
Albedo                         0.39                0,75
Magnitud visual                                   0,67
Composición atmosférica     N2, O2, CO2       H2, He, CH4,NH3
Satélites                       1           18 + anillos

Saturno gira alrededor del Sol a una distancia media de 1.427 millones de kilómetros en una órbita poco excéntrica (0,055),  con un perihelio 1.347 x 106 km y un afelio de 1.506 x 106 km, inclinada 2,48 grados con respecto al plano de la Tierra (eclíptica). Tarda 10.759, 22 días en completar una órbita, 39,36 años aproximadamente.

Gira sobre si mismo completando una revolución cada 10,14 horas, menos de la mitad de lo que tarda la Tierra y un 8 % más que Júpiter. Su eje de rotación está inclinado sobre su eje 25,33 grados, valor bastante próximo al de la inclinación del eje de la Tierra.

Saturno es un planeta gaseoso, por lo que no tiene una superficie definida sobre la cual determinar el radio. En estos planetas se acostumbra tomar como referencia el radio al que la presión alcanza el mismo valor que en la superficie terrestre, o sea, 1 Bar. En el caso de Saturno el radio ecuatorial es de 60,268 km, mientras que el polar es de 54,364, una diferencia de 6.000 kilómetros, poco menos que el radio de la Tierra. Saturno es, por lo tanto, un planeta mucho más achatado que la Tierra, en parte por su naturaleza fluida y también por la alta velocidad de rotación cuya fuerza centrífuga empuja la materia a las zonas ecuatoriales. Su volumen es de 827 x 10 12 km3, 763 veces mayor que la Tierra, y tiene una masa 95 veces mayor, 568 x 1024 kg es, en consecuencia, el segundo planeta más grande después de Júpiter, pero también el planeta con menor valor de densidad, porque tiene una densidad baja, 0,687, ocho veces inferior a la terrestre. La gravedad en las posiciones de un bar de presión es  8,96 ms-2, del mismo orden que la terrestre que es 9,8.

Tabla comparativa  entre Saturno y la Tierra.



Parámetro                  Tierra       Saturno
Período Sideral                365.25 d         29.36 (a)
Distancia media al Sol (UA)      1              9.539
Distancia media al Sol (km)             1.427.000.000
Velocidad orbital(Km/s)         30                 10
Período  de rotación           23h56′            10h14′
Período orbital (días)         365            10.759,22
Excentricidad orbital                              0,055
Inclinación orbital (grados)                       2,48
Radio ecuatorial (km)         6.378           60.268
Radio polar (km)              6.356           54.364
Masa (Tierra = 1)                1                95,2
Masa kg.                      5,97 x 1024    5,68 x 1027
Densidad   (kg/m3)            5.520              687
Gravedad (Tierra = 1)            1                 0,91
Gravedad m s-1                  9,8                8,96
Velocidad de escape eq. kms-1   35.5               11,19
Temperatura  media (°C)         15              -180
Albedo                         0.39                0,75
Magnitud visual                                   0,67
Composición atmosférica     N2, O2, CO2       H2, He, CH4,NH3
Satélites                       1           18 + anillos

Atmósfera



Al igual que Júpiter, Saturno no posee una superficie sólida y está rodeado por una densa atmósfera, cuyos componentes principales son el hidrógeno (88% en masa) y el helio (11%), además de trazas de metano, amoníaco, cristales de amoníaco, etano, acetileno, fosfamina, e hidrosulfuro amónico (SHNH4). Se trata de una composición del tipo estelar, completamente similar a la de Júpiter aunque con diferente proporción de helio, ya que Saturno tiene un 11 % frente al 18% de Júpiter. Esta composición confirma que este planeta gigante y lejano se formó a partir de los elementos más livianos contenidos en la nebulosa solar primordial.

La atmósfera se extiende hasta alturas superiores a los 200 km de altura considerando como punto cero la presión de 1 bar.

Al igual que Júpiter, el disco de Saturno presenta bandas obscuras, líneas  y zonas claras de color, pero en este caso con mucho menos contraste, por lo que ha sido necesario procesar digitalmente las imágenes para apreciarlas con claridad. La falta de colorido se atribuye a que las temperaturas son demasiado bajas para que se produzcan los compuestos químicos que producen tiñen las nubes con en el caso de Júpiter. Saturno también presenta una distribución alternante de vientos horizontales del Este y del Oeste en sentido contrario, aunque  no se encuentran tantas macroestructuras ovaladas, solo diez han sido observadas desde la Tierra. Estas corrientes debido a la menor temperatura de Saturno son más anchas y se producen a mucha mayor profundidad, en una niebla mucho más densa que la de Júpiter que difumina los detalles.

El origen de los momentos convectivos que mantienen en permanente circulación los gases que integran el planeta se ha atribuido a la energía procedente del Sol, y más aún a la propia energía interna que genera el interior de Saturno, que al igual que Júpiter emite más energía de la que recibe del Sol.

Siguiendo la evolución de las manchas de Saturno l se observa un periodo de rotación de 10 horas y 11 minutos, mientras que las ondas de radio procedentes del interior del planeta indican que el núcleo de Saturno y su magnetosfera tienen un periodo de rotación de 10 horas, 39 minutos y 25 segundos. De la diferencia entre estas dos rotaciones (aproximadamente 28 minutos) se  concluye que en Saturno se producen vientos ecuatoriales con velocidades que alcanzan los 1.700 km por hora.

En 1988, se descubrió a partir del análisis de las fotografías enviadas por el Voyager, una enorme formación hexagonal permanente rodeando el polo norte del planeta, que a cierta distancia se asemeja a una banda de nubes. Los científicos han interpretado esta estructura como una configuración de ondas estacionarias en múltiplo de seis que se produce en la atmósfera del planeta.

Datos de la atmósfera de Saturno.



Temperatura media a presión de 100 bars  97 K
A 1 bar de presión.
Temperatura media  134 K
Densidad media 0.19 kg/m3
Velocidad del viento
más de 400 m/s en latitudes menores a 30 )
más de 150 m/s en latitudes mayores a 30 )

Composición atmosférica



hidrógeno molecular(H2) 89%
Helio (He)              11%
Metano(CH4)          ~3000 ppm
Amoniaco (NH3)        ~200 ppm
Etano (C2H6)            ~2 ppm
Cristales en suspensión de amoniaco, agua helada e hidrosulfuro amónico.

Interior.



La densidad de Saturno es de 0,68 g/cm, la octava parte que la Tierra, debido a que está compuesto en su mayor parte por hidrógeno y helio.

Análogamente a Júpiter, Saturno cuenta también con una fuente interna de energía porque su radiación infrarroja es superior en 2 a 3 veces a la radiación solar que absorbe. Se atribuye a esta fuente de calor el origen de la permanente circulación atmosférica. Sin embargo, Saturno, al igual que Júpiter, no tiene suficiente masa para generar energía termonuclear, es decir, no es una estrella.

El origen de esta energía interior se ha buscado en el hecho de que en el interior de Saturno las condiciones de presión y bajas temperaturas estén por debajo del punto de condensación del helio, siendo probable que pueda estar licuándose y cayendo hacia el núcleo. Una lluvia gravitacional de helio hacia el núcleo que va liberando energía a medida que sus gotas rozan con el hidrógeno líquido.

Los científicos, consideran basándose en modelos teóricos que el interior de Saturno, al igual que el de Júpiter, estaría formado por materiales rocosos y densos ( posiblemente con abundancia de hierro) que habrían sido la semilla original a cuyo alrededor se habrían agregado los materiales de la nebulosa originaria del Sistema Solar.  En el caso de Saturno este núcleo seria de dimensiones mayores que el de su hermano mayor aproximadamente el 25% de la masa del planeta. Cabría la posibilidad de que este núcleo no fuese la semilla inicial de formación, sino que se hubiese formado posteriormente por decantación gravitatoria de materiales más densos.

Rodeando a esta capa, Saturno estaría formado por una capa de hidrógeno metálico líquido, el 45% y el 50 % de la zona entre el centro y la superficie del planeta. El hidrógeno de esta capa estaría sometido a temperaturas y presiones superiores a los 20.000 ºK y 3.000.000 de atmósferas, por lo que tendría el comportamiento de un metal, recorrido por corrientes eléctricas que dan lugar al campo magnético del planeta. En el caso de Júpiter el hidrógeno metálico llena el 80% del interior del planeta.

A presiones inferiores a los tres millones de atmósferas, tal como predicen los modelos teóricos, el hidrógeno existiría en forma de líquido molecular, o sea en forma de H2. Al ascender a la superficie, la temperatura y la presión irían descendiendo paulatinamente hasta pasar a hidrógeno gaseoso molecular que formaría la atmósfera.


Magnetosfera.



El interior de Saturno está formado por un núcleo de hidrógeno metálico mucho más pequeño que Júpiter, razón por la cual constituye su menor campo magnetizo, aproximadamente veinte veces inferior al de Júpiter (0,5 Oe); del mismo modo, su magnetosfera es tres veces menor.

La magnetosfera está formada por un conjunto de cinturones de radiación toroidales, que se extienden hasta más de 2 millones de kilómetros del centro del planeta, en los que se encuentran atrapados iones atómicos y electrones, procedentes del viento solar y materiales de los anillos del planeta. Las mediciones realizadas por la sonda Voyager 1 revelan que la magnetosfera es mucho más uniforme que la de Júpiter y que se encuentra inclinada 0,7 grados con respecto al eje de rotación, y que gira sincrónicamente con el interior de Saturno con un periodo de 10 horas 39 minutos y 25 segundos.

Los cinturones de radiación de la magnetosfera interactúan con la capa superior de la atmósfera de Saturno (ionosfera), produciendo auroras de radiación ultravioleta.

Además de los cinturones de radiación, cabe mencionar dos especiales cinturones de materia. El primero se encuentra entre las órbitas de Titán y Rea a una distancia aproximada de un millón de kilómetros del centro, en forma de una enorme nube toroidal de átomos de hidrógeno gaseoso. El segundo es un disco de plasma, que gira en sincronía casi perfecta con el campo magnético de Saturno, compuesto de hidrógeno y de iones de oxígeno,  que se extiende desde el exterior de la órbita de Tetis hasta casi la de Titán.

Anillos.



Los anillos de Saturno fueron observados por primera vez por Galileo Galilei en 1610, con su telescopio recién construido. La poca precisión del instrumento, a la vez que la visión de un efecto desconocido hicieron que Galileo no llegase a concebir los anillos en su real configuración, y que éstos estuviesen separados del cuerpo del planeta, por lo que Galileo los describió como asas (ansae) u orejas. Galileo pensó que Saturno estaba formado por tres conglomerados de estrellas dispuestos en línea recta, con la parte central más ancha que las de los extremos. Galileo describió el acontecimiento en latín siguiendo la costumbre de los hombres cultos de la época: altissimum planetam tergeminum observavi (’he visto al planeta más alejado compuesto de tres cuerpos’). Galileo continuó observando Saturno, pero los dos cuerpos que flanqueaban los lados se hicieron cada vez más estrechos hasta que a finales de 1612 ambos desaparecieron de su vista. Galileo se enfadó por ello y nunca más observó a Saturno.

Sin embargo fue mérito del astrónomo holandés Christian Huygens, en 1655, establecer la estructura real del anillo de Saturno. En una especie de jeroglífico en latín describía prematuramente una frase cuya traducción dice así: “Está circundado por un delgado anillo achatado, inclinado hacia la eclíptica sin tocar en ningún punto al planeta”.

Una vez que se aclaró la verdadera forma de los anillos fue posible justificar porque los anillos de Júpiter cada 14 años desaparecen, para poco a poco tener una visibilidad máxima. El eje de rotación de Júpiter, al igual que el de la Tierra, está inclinado con respecto al plano de la eclíptica 26,75 grados. Los anillos de Saturno se encuentran en su plano ecuatorial, por lo que se encuentran inclinados respecto al plano en que se halla la Tierra. Cuando Júpiter se encuentra en su posición más alejada, se ven los anillos por encima del lado más cercano, mientras permanece oculto el lado más alejado. Cuando se encuentra en el otro extremo, se ven los anillos por debajo, mientras el lado más alejado permanece oculto; pero hay una posición, que acontece dos veces por órbita, en que los anillos se ven de perfil, aunque, al ser éstos tan finos es casi imposible apreciarlos.

Después  de Huygens, Cassini en 1675, observó con detenimiento a Saturno y se percató de que no era una curva continua de luz, sino que había una zona de vacío aparente en el interior del anillo, que fue llamado precisamente división de Cassini, y que determinó la subdivisión del propio anillo en dos partes, definidas, por convención, anillo A (el exterior con respecto al planeta y más estrecho) y anillo B, (el interior y brillante). Pero la aportación más importante de Cassini, en 1715, fue la hipótesis,confirmada por el astrónomo y matemático francés Laplace un siglo más tarde, de que el anillo no estaba constituido por un disco sólido, sino por un conjunto de partículas separadas que giran alrededor de Saturno en órbitas diferentes, a velocidades diferentes, más lentas las partículas externas y más veloces las interiores.

En 1857, el  físico inglés James Clark Maxwell demostró matemáticamente que cada anillo estaba compuesto de miríadas de partículas de tamaño variable desde un peñasco a un fragmento de arena. Todo fue experimentalmente confirmado algunos años más tarde por las primeras observaciones espectroscópicas, realizadas por el astrónomo americano James Keeler en 1895, que demostraron que existe una velocidad diferencial entre las diversas partículas que componen el anillo.

Por vía teórica pero diferente el astrónomo francés Eduard Roche demostró  que alrededor de un cuerpo celeste existe una zona, llamada límite de Roche, dentro de la cual no puede encontrarse ningún otro cuerpo sin ser disgregado por las potentes fuerzas de marea, debidas al efecto gravitacional del cuerpo principal. Si la densidad del cuerpo principal y del secundario son aproximadamente iguales, el límite de Roche es de alrededor de 2,44 radios del cuerpo principal. Esto quiere decir que si el cuerpo secundario se acerca al interior de este límite, es destruido. El que los anillos de Saturno se hallen en el interior de este límite, ofrece una explicación del hecho que los materiales con los cuales están constituidos no han podido reunirse para formar un satélite.

Mientras tanto, observaciones más precisas habían llevado al descubrimiento de nuevas divisiones. Encke, en 1837, localizó un delgado vacío en el interior del anillo A. Que se denomino división de Encke o, debido a su extrema finura, también es denominada trazo de lápiz. En el siglo XX fue descubierto un tenue anillo, aún más interno que el B, bautizado como anillo C o anillo velo. Y en 1969 fue localizado el anillo D.

Las recientes observaciones de Saturno efectuadas por las dos sondas americanas Voyager, han demostrado que las divisiones de Encke, como también la de Cassini, están caracterizadas por una relativa ausencia de partículas con respecto a otras regiones de los anillos, pero no por un vacío absoluto de materia como parecían indicar las primeras observaciones desde la Tierra.

Las imágenes tomadas por los Voyager, han mostrado que los anillos se dividen en millares de sub-anillos. Algunos tienen un aspecto bastante uniforme, como el anillo A que está compuesto por partículas con dimensiones medias de unos 10 cm; otros presentan una estructura más compleja, como por ejemplo el anillo B, que parece formado por una cantidad de sub-anillos que se entrecruzan entre sí de manera un tanto desordenada. Las imágenes también muestran estrías en forma de radios de bicicleta que no pueden explicarse sólo con el efecto de las fuerzas gravitacionales.

Los Voyager también han descubierto una serie de anillos externos al A y que han sido llamados E, F y G. En la determinación de la estructura de los anillos tienen un papel, muy importante los pequeños satélites bautizados satélites guardianes, porque con su efecto mantienen confinadas a las partículas dentro de espacios determinados.

Los Voyager han mostrado también que las partículas de los anillos están formados por fragmentos de diferentes dimensiones de naturaleza silícea recubiertos por una capa de hielo, sobre la cual se encuentra depositada una capa de polvo más oscura que afecta notablemente su reflectancia y que determina en parte el mayor o menor brillo del anillo.

El origen de los anillos de Saturno es muy controvertido. Inicialmente se propuso que procedían de uno o varios satélites, que fueron desintegrados en polvo al sobrepasar el límite de Roche, pero hoy está más aceptada la hipótesis de que los anillos se han formado junto con el planeta y que son los restos de la primitiva nebulosa solar.

El sistema de anillos.



Los anillos de Saturno están compuestos por numerosas partículas cuyos diámetros varían entre 10 cm hasta los 10 m, existiendo variaciones regionales en la distribución de tamaños dentro de los anillos. Este sistema de anillos tiene siete porciones principales. Cada porción o sección lleva asignada una letra mayúscula que indica el orden en que se descubrieron o se postularon las secciones.

El cuerpo principal de anillos (A, B y C) mide unos 275.000 km de diámetro, lo que representa las tres cuartas partes de la distancia que separa a la Tierra de la Luna. Esta gran anchura contrasta con su grosor, de sólo unos pocos cientos de metros y que en algunos puntos alcanza sólo 5 metros.

Las secciones A y B son brillantes y de escasa opacidad; entre ambas se sitúa una importante franja de 5.000 km conocida como la división de Cassini, que es una región relativamente transparente, aunque no vacía. La sección C es más débil y menos opaca, dentro de la cual se sitúa otra aún más débil,  la sección D. Por Último, existen otras tres secciones, E, F y G, que quedan fuera del cuerpo principal, al igual que nuevas separaciones denominadas de Keeler y de Maxwell en honor a sus aportaciones en el conocimiento del planeta.

Fotografías de alta resolución tomadas por las sondas Voyager revelaron que cada porción principal está en realidad compuesta por numerosas bandas y anillos delgados, por lo cual el número total de anillos debería cifrarse en decenas de miles.

Anillos de Saturno.



Nombre         Distancia     Ancho     Espesor    Masa (kg.) Albedo
D              67,000 km    7,500 km     ?           ?  ?
C              74,500 km   17,500 km     ?        1.1×1018   0.25
Maxwell sep.   87,500 km      270 km
B              92,000 km   25,500 km    0.1-1 km  2.8×1019   0.65
Cassini Div.  117,500 km    4,700 km     ?        5.7×1017    0.30
A             122,200 km   14,600 km    0.1-1 km  6.2×1018   0.60
Encke sep.    133,570 km      325 km
Keeler sep.   136,530 km       35 km
F             140,210 km   30-500 km     ?           ?  ?
G             165,800 km    8,000 km 100-1000 km  6.2×106       ?
E             180,000 km  300,000 km    1,000 km     ?  ?

La distancia esta expresada desde el centro del planeta.





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