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Satélites del Sistema Solar parte 3 - Monografía



 
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7. NEPTUNO



7.1. Descripción de sus satélites



7.1.1 Tritón



Tritón es el satélite más grande de Neptuno. Tiene un diámetro de 2.720 km de diámetro. Es el único satélite que rota al contrario de cómo lo hace su planeta. Su reflectividad es del 70%.

La corteza de Tritón tiene entre 150 y 200 km de espesor, está formada principalmente por agua helada y bajo ella hay probablemente un océano de agua, amoniaco y metano. El núcleo de roca y, quizá también, metales representa las dos terceras partes de la masa de Tritón.

La temperatura en la superficie del satélite es de -235 0C. Su superficie es muy brillante. La parte más brillante es el casquete polar, que está cubierto de hielo y nieve y es probable que también contenga nitrógeno y metano.

Las formaciones más sorprendentes son los géiseres de nitrógeno, que se elevan por encima del hielo polar alcanzando una altura de ocho kilómetros. En su altura máxima el material expulsado cambia bruscamente de dirección y se extiende paralelamente a la superficie a lo largo de más de 100 km. En algunos puntos del casquete polar se observan manchas oscuras y alargadas que corresponden en apariencia a sedimentos de anteriores erupciones de nitrógeno. Alrededor del casquete polar hay una banda ancha y azul de escarcha.

La actividad volcánica formó en Tritón grandes calderas y vastas regiones de superficie abombada e irregular. Este tipo de terreno está cubierto de largos surcos y lomas bajas que se entrecruzan. El reducido número de cráteres meteóricos demuestra la relativa juventud de la superficie. Tritón tiene una atmósfera de nitrógeno muy ligera, alimentada por los géiseres y por la sublimación del nitrógeno de la superficie helada. Se observan en él neblinas y, en el terminador, pequeñas formaciones nubosas.

7.1.2 Satélites menores



Tiene siete satélites menores de los cuáles no se sabe tanto como de Tritón. Aquí hay una breve descripción de cada uno.

Náyade, es el último satélite descubierto, tiene cerca de 54 kilómetros de diámetro. Está formado irregularmente y no muestra signos de modificación geológica. Tiene una reflectividad del 6%.
Thalassa tiene unos 80 kilómetros de diámetro. Está formado irregularmente y no muestra signos de modificación geológica. Thalassa rota en la misma dirección que Neptuno. Tiene una reflectividad del 6%.
Despina. Su diámetro es de cerca de 150 kilómetros. Esta formado irregularmente y no muestra signos de alguna modificación geológica. Despina circula al planeta en la misma dirección en que rota éste. Tiene una reflectividad del 6%.

Galatea. Tiene un diámetro de 180 kilómetros. Tiene forma irregular y no muestra signos de ninguna modificación geológica. Galatea circula al planeta en la misma dirección en que éste rota. Refleja el 6% de la luz que le llega.
Larisa. Su diámetro es de casi 190 kilómetros. Está formado irregularmente y no muestra signos de alguna modificación geológica. Larisa circula al planeta en la misma dirección en que rota Neptuno. Su reflectividad es del 6%.
Nereida tiene casi 340 kilómetros de diámetro. Esta luna refleja casi el 14 por ciento de la luz del sol que recibe. La órbita de Nereida es la más excéntrica en el sistema solar.
Proteo, es uno de los objetos más oscuros en el solar sistema. Refleja sólo el 6% de la luz del sol que le llega. Tiene aproximadamente 400 kilómetros de diámetro. Proteo tiene una forma irregular y no muestra ninguna señal de modificación geológica. Rota en la misma dirección que Neptuno.

7.2 Descubrimiento y exploración de sus satélites



El primer satélite descubierto de Neptuno fue Tritón gracias al astrónomo británico William Lassell en 1846. En 1949 fue descubierto Nereida por el astrónomo Gerard Kuiper. En su primer viaje, en 1989, por el sistema de Neptuno el Voyager 2 descubrió cuatro satélites, Despina, Galatea, Náyade y Thalassa. También en 1989 Larisa y Proteo fueron descubiertos por Stephen Synnott.

La nave Voyager 2 observó todos los satélites conocidos de Urano durante el paso por la órbita de este planeta en 1989. Asimismo mandó fotos del satélite más grande de este planeta, Tritón. Estas imágenes mostraron erupciones de nitrógeno que se daban en el planeta. También captó fotos sobre Nereida a una distancia de 4.700.000 km.

7.3 Origen de sus satélites



La relativa densidad alta y la órbita retrógrada ha llevado a algunos científicos a sugerir que Tritón haya sido capturado por Neptuno cuando viajó por el espacio hace varios miles de millones de años. Aceptando con la anterior posibilidad, que Tritón sea un mundo congelado del exterior del sistema solar que no fue capturado durante la formación de Neptuno y Urano, aunque más tarde fuera capturado por éste.
Los satélites más pequeños pueden ser fragmentos desgajados de un cuerpo mayor, restos de la formación de Neptuno o asteroides capturados.

8. PLUTÓN



8.1 Descripción de Caronte


Caronte tiene un diámetro de 1.172 kilómetros. Caronte es el satélite del sistema solar más grande en relación con su planeta primario. Caronte presenta el mismo hemisferio a Plutón durante toda su órbita. Refleja la mitad de la luz que le llega del sol.

Parece estar cubierto de agua helada. La densidad de Caronte varía entre 1,2 y 1,3 g/cm3, lo que indica que contiene poca cantidad de rocas. Su densidad está todavía siendo contrastada por los observadores que utilizan telescopios terrestres. Caronte está siendo muy estudiada, ya que aún no se sabe mucho sobre ella debido a la lejanía respecto a la tierra.

8.2 Descubrimiento y exploración de Caronte



James W. Christy, científico del Observatorio Naval de EE.UU., estaba estudiando unas placas para refinar nuestros conocimientos de la órbita y posición de Plutón cuando se realizó el descubrimiento de Caronte. La imagen del descubrimiento de Caronte se tomó el 2 de Julio de 1978.

Durante la década de los 80, la Tierra cruzó el plano orbital de Caronte y se observaron una serie de eventos mutuos que mejoraron significativamente el estudio del sistema Plutón-Caronte.

8.3 Origen de Caronte



La precisión del valor de la densidad de Caronte obtenida a partir de las información recibida por el telescopio espacial Hubble está siendo contrastada todavía por los observadores que utilizan telescopios terrestres. Algunos proponen la teoría de que Caronte se formó cuando un objeto planetesimal impactó hace tiempo con Plutón, de forma parecida a la idea propuesta para la formación de la Luna, el satélite de la Tierra. El eje de Plutón o su rotación y la órbita de Caronte están muy inclinados, como cabría esperar de un impacto como ese.

Sin embargo, es posible que Caronte, Tritón y Plutón sean mundos congelados de la región más externa del sistema solar que no fueron capturados durante la formación de Urano y Neptuno o fueron proyectados fuera del sistema solar. Estos tres cuerpos parecen estar relacionados. Caronte y Tritón se podrían haber convertido en satélites y el más grande podría haberse convertido en Plutón.

CONCLUSIONES



Creemos que se han conseguido los objetivos presentados, ya que en el trabajo se ha dado una visión sobre todos los aspectos de los satélites del sistema solar. Se han conseguido describir en la medida de lo posible todos los satélites existentes. Si bien, es cierto que de unos satélites se ha conseguido más información que sobre otros, debido al material existente y a que algunos satélites han sido más explorados que otros a causa de su lejanía o de su tamaño.

En este trabajo se da una visión profunda de los satélites de los cuáles hay más datos, mientras que los satélites de los que hay menos datos se ha dado una visión general y basada en la poca información que de ellos existe en estos momentos.

Con este trabajo hemos conocido todos los satélites existentes, que son muchos. Hemos conseguido saber mucho acerca de sus datos físicos y geológicos, como sus tamaños, sus cráteres, su actividad geológica, sus valles, los elementos que los constituyen y algunos otros datos más.

También hemos adquirido conocimiento de qué astrónomos o naves han sido los descubridores de los diversos satélites, desde Galileo hasta la nave Voyager 2 que ha sido la descubridora de muchos satélites, sobre todo de los más pequeños.

Hemos recaptado también información de las naves que han explorado los satélites, sobre todo de las Voyager, que han mandado la mayoría de las imágenes que hemos recogido, aunque también de otras como las Viking, las Mariner o por citar uno de las más actuales, la nave Galileo.

También hemos tomado conocimiento de las teorías que han presentado los científicos sobre la formación de estos satélites. Desde los que se crearon junto a sus planetas hasta los que han sido probablemente capturados más tarde y que en principio eran asteroides.

En conclusión, este trabajo nos ha servido para adquirir conocimientos muy interesantes sobre los satélites en particular y sobre todo el sistema solar en general.

BIBLIOGRAFÍA



LIBROS



MOORE, Patrick: Astronomía. Madrid: Ed. Pirámide. 1998.
SEEDS, Michael A.: Fundamentos de astronomía. Barcelona: Ed. Omega. 1989.
CANAL, Ramón: El nuevo sistema solar. Barcelona: Ed. Prensa Científica. 1982.
RÜKL, Antonín: Estrellas y planetas. Madrid: Ed. Susaeta. 1991.

PÁGINA WEB

www.etsimo.uniovi.es/solar/span/toc.htm

ANEXOS



IMÁGENES DE LA LUNA



Apolo 17 - Vista Completa de la Luna.

Este disco completo de la Luna fue fotografiado por la tripulación del Apolo 17 durante su paso por detrás de la Tierra en el viaje de vuelta a casa después de un alunizaje exitoso en Diciembre de 1972. Los mares que se pueden ver en esta foto incluyen el Serentatis, Tranquillitatis, Nectaris, Foecunditatis y Crisium.

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Apolo 17 - Vista Oblicua de Copérnico.

Esta es una vista oblicua del gran cráter Copérnico en el lado cercano de la Luna, tal como se fotografió desde la nave Apolo 17 durante su órbita lunar.

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IMÁGENES DE SATÉLITES DE MARTE



Fobos.

Esta imagen fue tomada por la nave Viking en 1977. Se pueden observar en esta imagen unos patrones estriados. Éstos son probablemente fracturas causadas por el impacto que dio lugar a la formación del Cráter Stickney, en la parte inferior.

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Cráter Stickney.

Uno de los rasgos más sorprendentes de Fobos, a parte de su forma irregular, es su gigantesco cráter Stickney. Ya que Fobos sólo mide 28 x 22 x 18 kilómetros, esta luna estuvo a punto de ser destruida por la tremenda fuerza del impacto que produjo este enorme cráter. Las gargantas que se extienden a lo largo de la superficie desde el Stickney parecen ser fracturas superficiales causadas por el impacto. Cerca del cráter, las gargantas miden casi 700 metros de ancho y tienen 90 metros de profundidad. Sin embargo, la mayoría de las gargantas tienen anchuras y profundidades del orden de 100 a 200 metros y de 10 a 20 metros, respectivamente.

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Deimos.

Esta imagen fue tomada por la nave espacial Viking en 1977.

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Deimos.

Esta imagen muestra una vista de Deimos ligeramente diferente. Fue tomada por la nave espacial Viking.

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IMÁGENES DE SATÉLITES DE JÚPITER



Imagen de Metis desde Galileo.

Esta imagen de Metis fue tomada por el sistema óptico de estado sólido de la nave espacial Galileo entre Noviembre de 1996 y Junio de 1997. Aunque Metis fue descubierta por la nave Voyager, sólo era un punto de luz en las imágenes. Esta imagen del Galileo es la primera de esta pequeña luna donde se observa su forma irregular. Metis orbita alrededor de Júpiter en un zona comprendida entre el anillo del planeta y los grandes satélites galileanos. El diámetro máximo de Metis es de unos 60 kilómetros.

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Imagen de Adrastea desde Galileo.

Esta imagen de Adrastea fue tomada por el sistema óptico de estado sólido de la nave espacial Galileo entre Noviembre de 1996 y Junio de 1997. Aunque Adrastea fue descubierta por la nave Voyager, no era nada más que un punto de luz en la imágenes. Adrastea orbita alrededor de Júpiter en un zona comprendida entre el anillo del planeta y los grandes satélites galileanos. El diámetro máximo de Adrastea es de unos 20 kilómetros.

Amaltea.

Ésta imagen de Amaltea fue adquirida por la nave espacial Voyager 1 el 5 de Marzo de 1979.

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Dos Vistas de Tebe desde Galileo.

Estas dos imágenes de la luna joviana Tebe fueron tomadas por el sistema óptico de estado sólido de la nave espacial Galileo en Noviembre de 1996 y Junio de 1997, respectivamente. El norte está situado aproximadamente en la parte superior en ambos casos. Tebe, cuyo diámetro máximo es de aproximadamente 116 kilómetros, está anclado por las mareas, de tal forma que apunta el mismo lado hacia Júpiter, de igual forma que la cara vista de nuestra Luna apunta siempre hacia la Tierra. En este estado de anclaje mareal, uno de los lados de Tebe apunta siempre en la dirección de su rotación alrededor de Júpiter.

Este lado recibe el nombre de “cara anterior” y se muestra a la izquierda. La imagen de la derecha resalta el lado de Tebe que apunta en dirección opuesta a Júpiter (la cara “anti-Júpiter”). Observe que parecen existir por lo menos tres o cuatro inmensos cráteres de impacto en la superficie del satélite, muy grandes en el sentido de que cada uno de estos cráteres es aproximadamente comparable en tamaño al radio de Tebe.

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Imagen en Color de Io.

Esta imagen en color de Io fue creada mediante la combinación de los canales de color del mosaico en color controlado obtenido por la nave Voyager y USGS con el mosaico de alta resolución creado por Tayfun Oner a partir de los datos de la nave Galileo. Las áreas marrones, anaranjadas están cubiertas probablemente por azufre o una mezcla que lo contenga. Las áreas claras podrían ser nieve de dióxido de azufre y las marcas de viruela son en su mayoría calderas volcánicas con secciones de hasta 200 kilómetros. Existen regiones montañosas cerca de ambos polos, con algunas picos que se elevan hasta 8 kilómetros o más por encima de su entorno.

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Emanaciones Gaseosas.

Esta fotografía de Io muestra lo que parece ser una caldera volcánica que está expulsando gases (el parche azul brillante a la izquierda). En la foto aparece un conjunto de calderas volcánicas con suelos oscuros unidos por materiales de color rojo brillante. La caldera más septentrional tiene un parche azul brillante en el suelo. Los investigadores creen que esta mancha podrían ser gases procedentes de alguna emanación volcánica. La nubes de gas podrían condensarse para formar partículas de color azul extremadamente finas. Ya que el espectrómetro de infrarrojos del Voyager 1 descubrió dióxidos de azufre en Io, es posible que éstos sean el principal componente de las nubes. Las nubes de óxido de azufre podrían congelarse rápidamente y caer en forma de nieve sobre la superficie. Es también posible que las áreas oscuras en los suelos de las calderas sean piscinas de azufre fundido, una forma muy oscura de azufre. La imagen fue tomada el 5 de Marzo de 1979, durante la aproximación del Voyager 1 a Io, a una distancia de 129.600 kilómetros.

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Mapa Detallado de Io.

Este es el mosaico global en color de Io con mayor resolución. Fue creado combinando los canales de color del mosaico en color controlado del USGS de baja resolución con el mosaico de alta resolución en blanco y negro del USGS. Luego se proyectó según una proyección ortográfica centrada en los 0 grados de latitud y 315 grados de longitud.

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Europa a Distancia.

Ésta vista de Europa fue tomada por el Voyager 2 y muestra una superficie brillante, de bajo contraste con una red de líneas las cuales cruzan la mayor parte de su superficie.

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Ganímedes.

Esta imagen muestra un hemisferio entero de Ganímedes. La prominente región oscura, tiene unos 3.200 km de diámetro. Las manchas brillantes son cráteres producidos por impactos relativamente recientes. Parte del Galileo Regio podría estar cubierto por hielo brillante.

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Calisto.

Esta imagen muestra la superficie fuertemente craterizada. Fue tomada por el Voyager 2 el 7 de julio de 1979. Se localiza un cráter de impacto enorme con anillos concéntricos cerca de la cima y un poco a la izquierda del centro.

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Imagen de alta resolución de Calisto.

Esta imagen de alta resolución de Calisto muestra su superficie fuertemente craterizada. Se localiza el cráter de impacto, Valhalla, en el fondo izquierdo de la imagen.

IMÁGENES DE SATÉLITES DE SATURNO



Prometeo.

Esta imagen de Prometeo fue tomada por el Voyager 2 el 25 de agosto de 1981.

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Pandora.

Esta imagen de Pandora fue captada por la nave Voyager 2 el 25 de agosto de 1981

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Jano.

Esta imagen de Jano fue captada por la nave Voyager 2 el 25 de agosto de 1981. Es la imagen de más alta resolución disponible.

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Mimas y el cráter Herschel.

Esta imagen de Mimas fue captada por el Voyager 1 el 11 de noviembre de 1980 desde una distancia de 425.000 kilómetros. El gran cráter del lado izquierdo se llama Herschel. Tiene 130 kilómetros de ancho y es una tercera parte del diámetro de Mimas. Herschel tiene 10 kilómetros de hondo, con una montaña céntrica casi tan alta como el Everest. Este impacto probablemente estuvo a punto de desintegrar el satélite.

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Encélado.

Este mosaico del Voyager 2 de Encélado se ha hecho a partir de imágenes tomadas por filtros claros, violetas y verdes el 25 de agosto de 1981, desde una distancia de 119.000 km. En muchas cosas, la superficie de este satélite de Saturno se parece a Ganímedes. Encélado es solo una décima parte del tamaño de Ganímedes. Unas regiones de Encélado muestran cráteres de impacto superiores a los 35 km de diámetro, y otras áreas son lisas y sin cráteres. Juegos lineales de ranuras de cientos de km de largo atraviesan la superficie y son probablemente fallas resultantes de la deformación de la corteza. Las regiones sin cráteres son geológicamente jóvenes y sugiere que Encélado ha experimentado un período relativamente reciente donde hubo fundición interna. Los bordes de varios cráteres que están cerca del centro más bajo de la imagen han sido inundados por el terreno liso. Los rasgos de tan solo 2 km son visibles en las vistas de más alta resolución de Encélado.

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Tetis.

Ésta imagen de Tetis fue tomada por el Voyager 2 el 26 de Agosto de 1981. Es la imagen de más alta resolución adquirida por la nave espacial Voyager. Se extiende una enorme trinchera llamada Ithaca Chasma desde el lado izquierdo de ésta imagen a la parte alta del centro.

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Composición en color de Tetis.

Ésta vista de Tetis es una composición en tres colores de imágenes tomadas por el Voyager 2 el 25 de Agosto de 1981 desde una distancia de 594,000 kilómetros. Ithaca Chasma, una enorme trinchera de 65 kilómetros de ancho y varios kilómetros de profundidad corre paralela al terminador en el lado derecho.

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Dione.

Esta imagen de Dione es un mosaico de varias de las imágenes de más alta resolución tomadas por la nave Voyager. Esta imagen muestra una superficie fuertemente craterizada. El gran cráter llamado Aeneas, en la parte alta de la imagen, tiene 150 km de diámetro. Otro gran cráter llamado Dido, en la parte de abajo, tiene 125 km de diámetro. Rayos brillantes fueron encontrados en el lado opuesto de Dione. Una bordeada fractura en el suelo cerca del terminador es llamado Latium Chasma. Tiene una longitud de más de 300 km, una profundidad de menos de 1 km y de 8 a 12 km de ancho.

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Helena.

Esta imagen de Helena fue tomada por la nave espacial Voyager 2 el 25 de Agosto de 1981.

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Titán.

Las capas opacas de nubes impidieron que la nave Voyager pudiese observar la superficie de Titán durante su aproximación a esta luna en 1980. Las nubes situadas sobre el hemisferio sur tienen un color más claro que las del hemisferio norte. Existe una capa oscura sobre el polo norte.

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Imagen de Titán desde Pioneer 11.

Esta imagen de Titán fue tomada por la nave espacial Pioneer 11 el 3 de Septiembre de 1979 desde una distancia de 3,6 millones de kilómetros. Se construyó a partir de los canales rojo y azul de la imagen G-14. La calidad es limitada debido a la limitada calidad del sistema óptico del Pioneer así como las pobres telecomunicaciones que existían en la época del encuentro. Esta es la primera imagen de Titán que muestra claramente que uno de los hemisferios es más brillante que el otro.

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Hiperión.

Esta imagen de Hiperión fue tomada por la nave espacial Voyager 2 el 25 de Agosto de 1981.

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Imagen de color de Japeto.

Esta imagen en color de Japeto fue creado por una imagen tomada a través de filtros naranjas, verdes y azules. Fue adquirida el 22 de agosto de 1981. La imagen muestra una porción de material oscuro en la izquierda.

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Febe.

Ésta imagen de Febe fue adquirida por la nave espacial Voyager 2 el 4 de Septiembre de 1981.

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IMÁGENES DE SATÉLITES DE URANO



Ariel.

Esta imagen de Ariel muestra un mundo marcado por los cráteres. A lo largo de su superficie se extienden valles causados por el hundimiento de la corteza hendidura. Ariel tiene canales o cañones similares a los de Marte, con fondos que parecen haber sido suavizados por corrientes. Estos ríos podrían no haber sido de agua porque el agua actúa como el acero a estas temperaturas. Los cauces podrían haber sido creados por amoníaco, metano o quizás monóxido de carbono.

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Imagen en color de Miranda.

Esta composición en color del satélite de Urano fue tomada por el Voyager 2 el 24 de enero de 1986 desde una distancia de 147.000 kilómetros. Las regiones geológicas de Miranda se muestran muy bien en esta imagen del hemisferio del sur, tomada a una resolución de 2,7 kilómetros. Las oscuras y las brillantes regiones franjeadas con sus curvilíneas trazadas cubren cerca de la mitad de la imagen. Las imágenes de más alta resolución tomadas más tarde muestran muchos valles con fallas y cordilleras paralelas a estas franjas. Cerca de la terminación (a la derecha), otro sistema de cordilleras y valles lindan con el terreno franjeado. Muchos cráteres de impacto cicatrizaron la superficie en esta región. El más grande de éstos tiene aproximadamente 30 kilómetros de diámetro.

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Titania.

Esta imagen de Titania muestra una trinchera de 1.600 kilómetros de largo situada hacia la izquierda de la imagen. Se puede observar también, en la parte superior, un cráter con doble pared.

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Vista Ortográfica Global de Titania.

Esta vista ortográfica global de Titania está centrada en los 60° de latitud sur y 340° de longitud. La imagen es una retroproyección del mapa estereográfico polar.

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Oberón.

Esta imagen de Oberón muestra varios cráteres de impacto de gran tamaño hacia el centro de la imagen. Muchos de los suelos de los cráteres están cubiertos por un material oscuro desconocido. En la parte inferior izquierda de la imagen, se observa una montaña que se eleva 6 kilómetros sobre la superficie. En la superficie de Oberón, se pueden observar rayos brillantes similares a los que se ven en Calisto, la luna de Júpiter.

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IMÁGENES DE SATÉLITES DE NEPTUNO



Larisa.

Esta imagen de Larisa fue tomada por la nave espacial Voyager 2 el 24 de Agosto de 1989.

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Proteo.

Esta imagen de Proteo fue tomada por la nave Voyager 2 el 25 de agosto de 1989.

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Tritón.

El Voyager 2 tomó esta imagen del satélite más grande de Neptuno, Tritón, el 25 de agosto de 1989. El gran sur polar al fondo de la imagen es altamente reflectivo y un poco rosa. Debe consistir en una pequeña evaporación de la capa de hielo del nitrógeno depositada durante el invierno previo. En el borde roto hacia el norte de la capa polar, la cara del satélite es generalmente más oscura y más roja. Ésta coloración debe ser producida por la acción de luz ultravioleta y la radiación magnetosférica de metano en la atmósfera y la superficie. En esta región oscura, aproximadamente paralela al borde de la capa polar, hay una franja de material luminoso blanco que está azulado. La topografía subyacente en esta franja luminosa es similar, de manera que las regiones oscuras y rojas están alrededor.

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Tritón.

Esta imagen es una vista ortográfica global de Tritón centrada a -40° latitud y 0° de longitud. Fue creada a partir de imágenes obtenidas por el Voyager 2.

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IMÁGENES DE CARONTE



Cuatro Vistas de Caronte.

Esta imagen muestra cuatro vistas de Caronte, la luna de Plutón. Las imágenes están centradas en los 0 grados de latitud y 0 (arriba-izquierda), 90 (arriba-derecha), 180 (abajo-izquierda), y 270 (abajo-derecha) grados de longitud. Están basadas en las medidas fotométricas de Marc Buie del Observatorio Lowell.

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Imagen desde el Telescopio Hubble.

Esta es la imagen más clara obtenida hasta ahora del lejano Plutón y su luna, Caronte, desde el Telescopio Espacial Hubble (HST). La imagen fue tomada el 21 de Febrero de 1994, cuando el planeta estaba a 4.400 millones de kilómetros de la Tierra.
La óptica corregida del Hubble muestra los dos objetos claramente separados como dos discos bien definidos. Esto permite ahora a los astrónomos medir directamente (con un error del 1%) el diámetro de Plutón de unos 2.320 kilómetros y el diámetro de Caronte de 1.270 kilómetros.
Las observaciones del Hubble muestran que Caronte es más azul que Plutón. Esto significa que los dos mundos tienen una composición y estructura superficial diferente. Un reflejo brillante en Plutón indica que podría poseer una capa superficial débilmente reflectante. Un análisis detallado de las imágenes del Hubble también sugiere que existe una región brillante paralela al ecuador de Plutón. Sin embargo, son necesarias más observaciones para confirmar si este fenómeno es real. La nueva imagen del Hubble fue tomada cuando Caronte estaba cercano a su máxima elongación desde Plutón (0,9 segundos de arco).
Los dos mundos están separados 19.640 kilómetros.

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Autor:

Daniel Gálvez Romero





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