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Satélites del Sistema Solar parte 2 - Monografía



 
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5. SATURNO



5.1 Descripción de sus satélites



5.1.1 Titán



Titán es el mayor de todos los satélites de Saturno y el segundo más grande del sistema solar. Su diámetro tiene una longitud de 5.510 km. Es el único satélite del Sistema Solar que posee una atmósfera densa. Su reflectividad es del 21%.
Titán es un cuerpo totalmente frío, la temperatura de la superficie es de unos -178 °C y está en gran parte formado por hielo. La densidad media es tan solo de 1,9 g/cm3. En la composición de la atmósfera, que tiene unos 200 km de espesor, predomina el nitrógeno y hay también metano en una cantidad del 1%.

El aire de Titán está compuesto principalmente por nitrógeno con otros hidrocarbonos que dan a Titán su característico tono naranja. El metano allí existente puede adoptar los estados gaseoso, y sólido. Los científicos creen que existen lagos de etano que contienen metano disuelto. El metano de Titán, debido a procesos fotoquímicos continuos, se convierte en etano, acetileno, etileno y cuando se combina con nitrógeno en cianuro de hidrógeno.

5.1.2 Tetis



Tetis, es una luna de hielo de 1.060 kilómetros de diámetro que tan sólo tiene algunos materiales de piedra. Su reflectividad es del 90%. La densidad de Tetis es de 1,21 g/cm3.

La superficie helada de Tetis está grandemente craterizada y contiene grietas causadas por fallas en el hielo, pero ahora el satélite no es geológicamente activo. También existe una inmensa extensión de planicies relativamente jóvenes. La temperatura de la superficie de Tetis es de -187 °C.

Esta luna tiene un enorme valle, llamado Ithaca Chasma, de 65 km de ancho, 4 km de profundidad y una longitud que abarca tres cuartas partes de la circunferencia de Tetis.
En el extremo norte de los valles está el prominente cráter Telemachos, cuyo diámetro es de 100 kilómetros. Tetis tiene un cráter gigante, Odysseus, que mide 450 km de diámetro, y este es el cráter de impacto con una montaña central más grande que se ha descubierto hasta ahora en el sistema solar.

5.1.3 Dione



Mide 1.200 kilómetros de diámetro. Dione tiene la mayor densidad de todos los satélites de hielo de Saturno, 1,43 g/cm3. Su reflectividad es del 70%. Mantiene la misma cara hacia Saturno durante toda su órbita.

Posee una mayor concentración de materiales rocosos en su núcleo, que ocupa aproximadamente la tercera parte del volumen del satélite. Muestra evidencia de actividad geológica en el pasado aunque ahora no es activo. La temperatura de la superficie es de -186 ºC.

Su superficie está cubierta de cráteres, fisuras y valles profundos. Algunos valles son muy largos y profundos y claramente son fracturas de la corteza de gran tamaño. Dione muestra una asimetría entre los hemisferios anterior (el que mira a Saturno) y posterior (el que no mira a Saturno). Las regiones más antiguas contienen cráteres más grandes, mientras que las más jóvenes contienen menos cráteres de gran tamaño.

El hemisferio posterior tiene una red de rayas brillantes, sobre fondo negro, que se cortan entre sí.  Los cráteres de diámetros entre 50 y 100 kilómetros están cruzados por las rayas. El cráter de mayor extensión es Aeneas, de 160 kilómetros de diámetro, próximo al cráter se encuentra un sistema de fisuras. El hemisferio anterior tiene un brillo uniforme y es liso. Este hemisferio está compuesto de llanuras y altiplanicies y es la parte de Dione menos afectada por el continuo impacto de proyectiles.

5.1.4 Rea



Rea es el mayor de los satélites helados de Saturno. Tiene un diámetro de 1.530 kilómetros y densidad media de 1,33 g/cm3. Tiene una reflectividad del 70%.

Está compuesto por un centro de piedra que es un tercio de la masa de Rea. La temperatura en la superficie de Rea es de -174 ºC a la luz del sol y entre -200 °C y -220 °C en la sombra. Su superficie es la de mayor densidad de cráteres de impacto, el cráter de mayor extensión, denominado Izanagi, tiene 300 kilómetros de diámetro. La superficie muestra dos terrenos basados en la densidad de los cráteres. La primera área contiene cráteres de más de 40 km y la segunda área tiene cráteres por debajo de esta longitud.

Su parte delantera está muy cubierta de cráteres. Mientras que su parte trasera es más oscura y está marcado por un terreno de abultamientos. Las partes más antiguas de la corteza contienen muchos cráteres, pero hay tres áreas casi circulares, en las que el número de cráteres es mucho más reducido.

5.1.5 Japeto



Japeto es una de las lunas de hielo de Saturno. Su diámetro es de 1.460 kilómetros. Casi todo el hemisferio que da frente a Saturno es absolutamente negro, solo tiene algunas zonas con tono rojizo. El hemisferio opuesto es brillante. La densidad media es de 1,2 g/cm3. Su reflectividad es del 20%.

La región polar septentrional que en su mayor parte se extiende por el brillante hemisferio está intensamente salpicado de cráteres. Muchos de ellos tienen un fondo oscuro. En el mapa de Japeto hay una misteriosa región oscura denominada Regio Cassini.

5.1.6 Hiperión



Hiperión tiene una configuración totalmente irregular. Sus dimensiones son 350 x 234 x 200 kilómetros, con lo cual es el satélite de forma irregular más grande del sistema solar. El período rotacional de la luna no es constante y varía desde una órbita a la siguiente. La cara que presenta a Júpiter no es siempre la misma. Su color es rojo oscuro. Refleja el 30% de la luz que le llega.

Sobre la superficie hay numerosos cráteres, irregularidades y una prominente cresta de montañas. El cráter más grande en su superficie tiene aproximadamente 120 kilómetros de diámetro y 10 kilómetros de hondo.

5.1.7 Febe



Es el satélite más exterior de Saturno y gira alrededor de éste una vez cada nueve horas. Febe tiene una forma rugosa y circular, y refleja cerca del 6 por ciento de la luz del Sol. Orbita a Saturno en dirección contraria a la dirección de las otras órbitas de satélites en un plano más cercano al elíptico que al plano ecuatorial de Saturno. No siempre muestra la misma cara al planeta. Es de color rojo.

5.1.8 Mimas



Mimas tiene una reflectividad uniforme del 50%. Mimas es el más pequeño de los satélites esféricos de Saturno. Tiene un diámetro de 392 kilómetros y su densidad es de 1,4 g/cm3.

La superficie de Mimas es vieja y helada, con una temperatura de -200 ºC. Su corteza está rota por una fisura de 90 km de longitud y de hasta 2 km de profundidad y 10 de anchura.

Está cubierto de cráteres. El más grande de sus cráteres es el llamado Herschel de 130 kilómetros de diámetro, un tercio del diámetro de Mimas. Tiene más de 10 kilómetros de profundidad y un borde que se eleva 5 km por encima del paisaje circundante. Este cráter es el resultado de un impacto que casi destruyó a Mimas. Luego hay un salto en la escala de tamaños, ya que los demás solo alcanzan unas decenas de kilómetros.

La craterización de Mimas no es uniforme. La mayoría de la superficie se cubre con cráteres con una longitud de más de 40 km pero en la región polar del sur los cráteres apenas sobrepasan los 20 km

5.1.9 Encélado



Encélado es la luna más brillante de Saturno y parece lanzar destellos de luz blanca. Su diámetro es de 500 kilómetros y la densidad de 1,2 g/cm3. Su color es un amarillo ligero que refleja el 99% de la luz que recibe.

Encélado muestra una superficie lisa, activa, con hielo muy limpio y con una temperatura de -201 ºC. Tiene algunos cráteres, pero su superficie está mayormente compuesta de llanuras definidas por una red de sierras entrelazadas.

Encélado tiene por lo menos cinco tipos diferentes de terreno. Partes de Encélado muestran cráteres poco hondos, suaves y con una longitud inferior a los 5 km de diámetro. Otras áreas muestran regiones sin cráteres, en los cuales se notan que ha habido procesos en que elementos de la superficie han tapado los cráteres. También hay hendiduras, llanuras, terreno arrugado y otras deformaciones de la corteza.

5.1.10 Satélites menores



Júpiter tiene nueve satélites menores de los cuáles no se conocen muchos datos todavía, aquí tenemos una descripción breve de ellos.

Pan, es el satélite mas interno de los conocidos de Saturno. Tiene un diámetro de 20 kilómetros. Su reflectividad es del 50%.
Atlas, es el segundo satélite más interno de Saturno, orbita cerca del borde externo del anillo-A y tiene un tamaño de 40 x 20 km. Refleja el 90% de la luz que le llega.
Telesto y Calipso son llamados los Troyanoss de Tetis debido a que circulan a Saturno en la misma órbita que Tetis. Telesto es el Troyano líder y Calipso es el Troyano que lo sigue. Telesto tiene una longitud de 34 x 28 x 26 kilómetros y la de Calipso es de 34 x 22 x 22 kilómetros. La reflectividad de Telesto es del 50% mientras que la de Calipso es del 60%.

Helena es llamado satélite Troyano de Dione ya que comparte la misma órbita que Dione a casi 60 grados delante de su gran compañero. Su diámetro es de 36 x 32 x 30 km. Refleja el 70% de la luz que le llega.
Prometeo es el tercer satélite mas interno de Saturno. Este satélite es sumamente alargado. Tiene unas medidas de 145 x 85 x 62 kilómetros de diámetro. Tiene varios cráteres de unos 20 kilómetros de diámetro. Tiene una reflectividad del 60%.
Pandora es el cuarto satélite más interno de Saturno. Tiene un diámetro de aproximadamente 114 x 84 x 62 kilómetros. Está muy craterizado. Los dos más grandes cráteres son de unos 30 kilómetros de diámetro. Refleja el 90% de la luz.
Epimeteo es el quinto satélite más interno de Saturno. Tiene una forma irregular con un tamaño de 144 x 108 x 98 kilómetros de diámetro. Es cruzado por varias ranuras grandes y pequeñas, valles y cordilleras. Se pueden ver varios cráteres de más de 30 km en él. Refleja el 80% de la luz que le llega.
Jano es el sexto satélite más interno de Saturno. Jano tiene una forma irregular con un tamaño de 196 x 192 x 150 kilómetros de diámetro. Está muy craterizado y tiene varios cráteres de unos 30 km de diámetro. Su reflectividad es del 80%.

5.2 Descubrimiento y exploración de sus satélites



El descubrimiento de los satélites saturnianos va casi en relación con el tamaño de los satélites, cuanto más grande es el satélite antes fue descubierto.
El primer satélite que se descubrió en Saturno fue Titán en el año 1655, el descubrimiento vino a cargo de Christian Huygens. Más tarde, en 1671, Giovanni Cassini descubrió Japeto, un año después éste mismo descubrió Rea y ya en 1684 descubrió Tetis y Dione. No fue hasta el año 1789 que se descubrieron dos nuevos satélites de Saturno, Mimas y Encélado, que fueron descubiertos por William Herschel.

En 1848 se descubrió un nuevo satélite saturniano, Febe, gracias a William Cranch Bond. Y el último satélite de Saturno descubierto antes del siglo XX fue Hiperión en 1898, fue descubierto por William Henry Pickering.

En 1966 fue descubierto por Audouin Dollfus el primero de los satélites menores de Saturno, Jano. Ya en 1980 se descubrieron cinco satélites más. Atlas fue descubierto por R. Terrile en las fotografías tomadas por el Voyager durante su encuentro con Saturno. Pandora y Prometeo fueron descubiertos por S. Collins también gracias a las fotos del Voyager. Mientras que Helena fue descubierto por P. Laques y J. Lecacheus debido a observaciones hechas en tierra. Y Epimeteo fue descubierto por R.Walker.

En 1981 fueron encontrados por B. Smith Telesto y Calipso a través de observaciones hechas en tierra. El último satélite saturniano descubierto fue Pan. Fue encontrado en las fotografías tomadas por el Voyager nueve años después del encuentro con éste. Fue descubierto por Mark R. Showalter en 1990.
El 26 de julio de 1995, Amanda Bosh del Observatorio Lowell anunció el descubrimiento de por lo menos dos o quizás cuatro nuevos satélites de Saturno. El descubrimiento se basó en imágenes tomadas por el Telescopio Espacial Hubble el 22 de mayo de 1995.

De momento se llaman S/ 1995 S 1, S/ 1995 S 2, S/ 1995 S 3 y S/ 1995 S 4. Ahora mismo se considera que son satélites nuevos los dos últimos, pero los dos primeros pueden ser satélites ya conocidos. El satélite S/ 1995 S 1 podría ser Pan, mientras que el satélite S/ 1995 S 2 podría ser Atlas o Prometeo. Si los cuatro satélites son nuevos el número de satélites de Saturno pasaría de dieciocho a veintidós.

Las naves Voyager observaron los satélites de Saturno durante los años 1980 y 1981, y enviaron varias fotos sobre ellos, sobretodo de los planetas de mayor tamaño. Algunos de los satélites fueron descubiertos gracias a las Voyager como ya se ha dicho anteriormente. En noviembre de 1980 el Voyager 1 fue incapaz de tomar vistas cercanas de Titán, debido a la densa atmósfera. No se pudo saber mucho sobre su superficie, así esta luna sigue siendo un misterio y la nave Voyager tuvo un pequeño fracaso.

5.3 Origen de sus satélites



Los grandes satélites saturnianos tienen su origen en el mismo momento en el que el planeta se originó, a excepción de Hiperión y Febe. Hiperión pudo haberse formado con Saturno, pero parece más probable que Hiperión sea un fragmento desgajado de otro cuerpo mayor. Sin embargo, Febe parece haber sido un asteroide capturado después de la formación de Saturno ya que se parece a la clase común de asteroides oscuros carbonosos. Éstos asteroides son químicamente muy primitivos y se piensa que se compusieron de sólidos originados fuera de la nebulosa solar. Puesto que son tan pequeños que nunca se han calentado lo suficiente para cambiar su composición química. Hiperión y Febe son los únicos grandes satélites saturnianos que no muestran siempre la misma cara a Saturno lo que hace suponer que su origen es diferente al de los demás grandes satélites.
Los satélites menores de Saturno parecen ser cuerpos desgajados de otros satélites o asteroides capturados.

6. URANO


6.1 Descripción de sus satélites



6.1.1 Miranda



Miranda es el más pequeño de los grandes satélites de Urano, con un diámetro de 470 km. Su reflectividad es del 27%. Es uno de los cuerpos celestes más extraños del sistema solar. La razón de su rara apariencia es todavía desconocida.

La temperatura de la superficie de Miranda es de -187 °C. Hay dos tipos de superficie básicos. Hay terrenos antiguos ligeramente ondulados y salpicados de cráteres, y terrenos recientes con numerosas fallas, escarpas, surcos, franjas claras y oscuras, ondulaciones, etc.

Hay tres regiones geológicamente jóvenes con formas trapezoidales y ovales. Estas regiones son probablemente el resultado de un proceso que se originó en el centro de ellas y fue avanzando hacia sus bordes.

Los sistemas de fallas tectónicas resultan también sorprendentes. Parecen enormes cañones con una profundidad de 10 a 15 km y están bordeados por inclinadas pendientes de hasta 20 km de anchura. El grado y diversidad de la actividad tectónica ha sorprendido a los científicos.

6.1.2 Ariel



Ariel tiene 1.158 km de diámetro. Es el más brillante de los satélites de Urano, con una reflectividad del 34%. Está compuesto por un 50% de hielo y un 50% de roca aproximadamente.

La temperatura de la superficie es de -190 ºC. Su superficie es más joven y más heterogénea desde el punto de vista geológico que la de los otros satélites de Urano. La superficie antigua está cubierta de cráteres meteóricos y está muy resquebrajada. Esta superficie se encuentra dividida por un sistema de fallas y fisuras que forman largos valles. Las formaciones más recientes de Ariel son los cráteres meteóricos, que tienen paredes brillantes y halo.

6.1.3 Umbriel


Umbriel tiene 1.172 km de diámetro. Umbriel es el más oscuro de los satélites de Urano, refleja sólo el 18% de la luz solar. La composición del satélite es medio roca medio hielo.

La temperatura de la superficie es de -190 ºC. El satélite entero está salpicado de cráteres y formaciones parecidas que demuestran la considerable antigüedad de su superficie. La formación más resplandeciente y misteriosa es el anillo luminoso que se observa en la superficie del gran cráter Wunda, situado en el extremo del disco del satélite.

6.1.4 Titania



Titania es el mayor satélite de Urano con un diámetro de 1.850 km. Refleja el 27% de la luz que le llega.

Toda su superficie está densamente cubierta de cráteres de entre 10 y 50 km de diámetro. Tiene una extensa estructura de fallas que se entrecruzan. Estas fallas indican que hay fuerzas internas que han moldeado su superficie. Algunas pendientes forman fallas de 20 a 50 km de anchura, de 2 a 5 km de profundidad y hasta 1.500 km de longitud. Las formaciones más jóvenes son los cráteres meteóricos.

6.1.5 Oberón



Oberón tiene 1.524 km de diámetro y su reflectividad es del 24%.
Su superficie está caracterizada por una antigua superficie helada, llena de cráteres. Hay bastantes cráteres de tamaño grande. Los más extensos son dos recientes cráteres circulares llamados Hamlet y Otelo. La superficie de ambos está cubierta de materiales muy oscuros que reflejan de un 5 a un 10% de la luz solar.

Cerca del cráter Macbeth hay una montaña de unos 20 km de altura, en el extremo del disco de Oberón, que probablemente es el pico central de una enorme estructura incrustada de varios cientos de kilómetros de diámetro. Existen rayos brillantes en algunas partes de la superficie.

6.1.6 Satélites menores



Urano tiene nueve satélites menores de los cuales no hay muchos datos de ellos aún. Aquí se hace una breve descripción sobre cada uno de ellos. Todos tienen una característica común ya que todos tienen un 7% de reflectividad.

Cordelia es una de las lunas mas pequeñas del sistema solar y es la más interna de las lunas conocidas de Urano. Tiene un diámetro de 26 km. Cordelia actúa como el satélite guía del anillo épsilon de Urano.
Ofelia es una de las mas pequeñas lunas en el Sistema Solar y es la segunda luna mas interna conocida de Urano. Tiene un diámetro de 32 km. Ofelia es el satélite guía más distante del anillo épsilon de Urano.
Bianca es el tercer satélite más interno conocido de Urano. Tiene un diámetro de 44 km de longitud.
Crésida es el cuarto satélite hacia fuera de Urano. Tiene un diámetro de 66 km de longitud.
Desdémona es el quinto satélite más interno conocido de Urano. Su diámetro tiene una longitud de 58 km.
Julieta es el sexto satélite más interno conocido de Urano. Su diámetro es de 84 km de longitud.
Porcia es el séptimo satélite hacia fuera conocido de Urano. Su diámetro es de 110 km de longitud.
Rosalinda es el octavo satélite más interno conocido de Urano. Tiene un diámetro de 54 km de longitud.
Belinda es el noveno satélite hacia fuera de Urano. Su diámetro es de 68 km de longitud.
Puck es el décimo satélite más interno conocido de Urano. Su diámetro es de 154 km de longitud.

6.2 Descubrimiento y exploración de sus satélites


Los dos satélites más grandes de Urano, Titania y Oberón, fueron descubiertos por William Herschel en 1787. Los dos siguientes en tamaño, Umbriel y Ariel, fueron descubiertos por William Lassell en 1851. Ya en el siglo XX, Miranda fue descubierto por Gerard Kuiper en 1948.

Hasta el vuelo del Voyager 2 en 1986 solo se conocían los cinco satélites de más tamaño de Urano. Las cámaras de las sondas espaciales revelaron otros diez satélites, con diámetros inferiores a los 160 km. Estos satélites son Cordelia, Ofelia, Bianca, Crésida, Desdémona, Julieta, Porcia, Rosalinda, Belinda y Puck.

El Voyager 2 mandó imágenes de los grandes planetas de Urano a una resolución en la que se podían ver detalles de unos 2 ó 3 km, mientras que en Miranda se podían ver detalles de cientos de metros, debido a que la nave se encontraba más cerca de Miranda que de cualquiera de los otros. Esta nave tan sólo pudo explorar los hemisferios meridionales de Umbriel y Ariel que eran los hemisferios que estaban permanentemente iluminados por el sol en aquellos momentos. Mientras que de Oberón estuvo muy alejado, lo que impidió la obtención de imágenes más detalladas del satélite.

6.3 Origen de sus satélites


Los cincos grandes satélites parece que se han formado junto a su planeta, debido a que estaban en la misma nube de gas. Mientras que los diez satélites más pequeños pueden ser asteroides capturados o restos de la composición del planeta cuando éste se originó hace varios miles de millones de años.





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