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El Portal de la Rosa de los Vientos :: Ver tema - Hilo de astronomia
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Hilo de astronomia
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HermesM
demiurgo foril
demiurgo foril


Registrado: Feb 12, 2004
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MensajePublicado: Sat Jun 09, 2007 3:53 pm    Asunto: Responder citando

voy a colocar unas cuantas imagenes más...

Remanente de supernova



Hace unos 8.000 años explotó una estrella en nuestra galaxia. Tal vez los hombres de la antigüedad consideraran a la supernova como una estrella temporal, pero los de hoy en día podemos ver aún la capa de gas en expansión.

En la fotografía vemos una parte de la capa de IC 443 compuesta por complejos filamentos, algunos de los cuales están chocando con una nube molecular. Aquí, la emisión del hidrógeno molecular excitado por la onda expansiva permite a los astrónomos estudiar cómo afecta el gas de la supernova a la formación de estrellas en la nube, debido a su rápido movimiento.

Además, los astrónomos barajan la teoría de que el impacto acelera algunas partículas a velocidades cercanas a la de la luz. Se sabe también que el remanente de supernova IC 443 brilla mucho en luz infrarroja y rayos X.


Colisión entre galaxias



Dos galaxias espirales en colisión, fotografiadas por el Telescopio Espacial Hubble. La galaxia más grande se cataloga como NGC 2207, la menor es CI 2163. Las fuerzas de la marea gravitatoria de NGC 2207 han torcido la forma de CI 2163, mientras expulsa estrellas y vierte gases en serpentinas largas que sobresalen cien mil años-luz por el borde derecho de la imagen.

Cuando las galaxias colisionan, los choques directos entre estrellas son muy raros, pero las colisiones entre las enormes nubes de gas de las galaxias provocan un crecimiento en la tasa de natalidad estelar. Las estrellas masivas recién nacidas evolucionan rápidamente en unos pocos millones de años y explotan como supernovas. Los elementos pesados fabricados en estas estrellas son expulsados por las explosiones y enriquecen el gas que las rodea a lo largo de miles de años luz.

La cantidad de supernovas en Las Antenas es casi 30 veces la de la Vía Láctea. Las explosiones de supernovas calientan el gas en estas galaxias hasta millones de grados centígrados. Se vuelven tan calientes que emiten rayos X. Estas nubes son prácticamente invisibles para los telescopios ópticos, pero son blancos fáciles para el Observatorio de rayos X Chandra. Los datos del Chandra revelan regiones con una alta y variada proporción de metales. En una nube, por ejemplo, el magnesio y el silicio son 16 y 24 veces más abundantes que en el Sol.


Fusión de galaxias


El Telescopio Espacial Hubble muestra la pausada danza de un grupo de cuatro galaxias. Estas galaxias se encuentran tan juntas que ya muestran signos de distorsión, además de ser despojadas de estrellas debido a las potentes fuerzas gravitacionales. Finalmente surgirá de su unión una única galaxia.

La envergadura del grupo galáctico, sólo 100.000 años-luz, no llega a ocupar el volumen de una galaxia como la Vía Láctea. El tamaño de cada uno de sus miembros es de unos 35.000 años-luz. Tres de las galaxias muestran señales de una estrecha interacción con cada una de las otras, o quizás con una galaxia intrusa que no aparece en la foto. La espiral de la parte superior, prácticamente de canto en la imagen, permanece relativamente imperturbable a pesar de pertenecer al grupo. La mayoría de sus estrellas se alojan en el interior de las fronteras galácticas.

A diferencia de la mayor parte de interacciones galácticas observadas por el Hubble, este grupo no muestra evidencia de las características regiones azules de jóvenes cúmulos estelares que generalmente surgen durante estas interacciones. Al cabo de miles de millones de años, la danza desembocará en la fusión de las cuatro participantes para dar nacimiento a una única galaxia. Existen fuertes evidencias de que muchas, si no la mayoría de las galaxias elípticas, surgen como resultado de fusiones galácticas.


Materia oscura


La masa de un grupo de galaxias gigantes, CL0025 y 1654, situadas a unos 4.500 millones de años-luz, produce una lente gravitacional cósmica curvando la luz tal como predice la teoría de la relatividad de Einstein, de manera que forma imágenes detectables más distantes aún que las propias galaxias.

La masa total del grupo es la suma de las propias galaxias, vistas como materia ordinaria luminosa, más la materia oscura invisible del propio grupo, cuya naturaleza permanece desconocida. Analizando la distribución de la materia luminosa y las propiedades de las lentes gravitacionales debido a la masa total del grupo, los investigadores han resuelto el problema de localizar la distribución de la materia oscura.

El mapa resultante muestra la materia oscura invisible en azul y las posiciones de los grupos de galaxias en amarillo. El trabajo , basado en numerosas observaciones con el Telescopio Espacial Hubble, revela que la materia oscura del grupo no está uniformemente distribuida, pero sigue de cerca las acumulaciones de materia luminosa.


Choque entre Galaxias


Esta imagen del Telescopio Espacial Hubble releva los fuegos artificiales en el centro de una colisión entre dos galaxias. El Hubble ha descubierto más de mil racimos de estrellas jóvenes que estallan a la vida como resultado de este choque frontal.

Las galaxias de las Antenas, conocidas formalmente como NGC 4038 y NGC 4039, tienen un par de colas largas de materia luminosa, formadas a causa de la la marea gravitatorias de su encuentro. Parecen las antenas de un insecto. Las galaxias están a 63 millones de años-luz de la Tierra, en la constelación del Cuervo Sur.

Los centros respectivos de las galaxias gemelas son las zonas anaranjadas. Están cruzados por filamentos de materia oscura. Una banda ancha de polvo caótico se extiende entre los centros de las dos galaxias. Una escalera de caracol aplastante, es remontada por racimos de estrellas azules. Es el resultado de una activa tormenta de fuego, el nacimiento de las estrellas activadas por la colisión.


Complejo binario


¿Cómo podrían dos estrellas jóvenes dotar de energía a estasnubes de gas interestelar? Ocultas tras estas gruesas nubes de polvo, las dos estrellas emiten iones y radiation de alta energía, que hacen que las nubes se fragmenten y resplandezcan.

La imagen, tomada por la unidad Melipal del telescopio VLT, del Observatorio Europeo del Sur, resuelve con espléndido detalle el complejo BAT99-49 de esta nebulosa. La luz emitida por los átomos de helio se registra en azules, la del oxígeno en verdes y la del hidrógeno en rojos.

Una de las estrellas de este duo es del tipo enigmático Wolf-Rayet, mientras que la otra es una estrella O masiva. Esta pareja estelar y su nebulosa se encuentran en la Gran Nube de Magallanes, la más grande de las galaxias-satélite de nuestra Vía Láctea.

Las estrellas Wolf-Rayet constituyen uno de los objetos más calientes del universo, mientras que las O son las más energéticas y masivas de la secuencia principal de evolución estelar.


Conductos entre Galaxias


Esta foto muestra un conducto de material que fluye entre dos galaxias. El conducto, una cinta oscura de materia, comienza en la galaxia de la izquierda (NGC 1410), cruza 23.000 años-luz de espacio intergaláctico, y se enrolla alrededor de la galaxia de la derecha (NGC 1409). Estas dos galaxias residen en la constelación de Tauro, a unos 300 millones de años-luz de la Tierra.

Los científicos no están seguros de por qué NGC 1409 empezó a vaciar gravitatoriamente a su compañera. Especulan que el gas que fluye en NGC 1409 está demasiado caliente para colapsarse y formar estrellas, por eso sigue fluyendo. Estiman que NGC 1409 sólo ha consumido un millón de masas solares de gas.

Los brazos de NGC 1410, una galaxia espiral activa, rica en gas, clasificada como un Seyfert, tienden al azul, el color de las regiones donde se forman estrellas. La barra de material que también corta el centro de NGC 1409 es un subproducto típico de las colisiones entre galaxias. Los astrónomos esperan más fuegos artificiales en el futuro, puesto que las galaxias se encuentran sólo a 23.000 años-luz, la mitad de la distancia entre la Tierra y el centro de la Vía Láctea.


Viento estelar



Superviento en la Galaxia del Cigarro

Toroide en agujero negro



¿Por qué los alrededores de algunos agujeros negros son más brillantes que otros? En el centro de las galaxias activas predominan los agujeros negros supermasivos de al menos miles de veces la masa del Sol. Muchos de ellos, denominados Seyfert Tipo I, son muy brillantes en el espectro de la luz visible. Otros, los Seyfert Tipo II son bastante débiles.

La diferencia podría estar provocada porque la acrección de algunos agujeros negros arrastra mucha más materia que otras. También podría deberse a que los agujeros negros que ocupan el centro de las galaxias Seyfert Tipo II estuvieran oscurecidos por un toroide alrededor de ellos.

Para ayudarnos a decidir entre las dos hipótesis, se ha observado en rayos X la galaxia cercana NGC 4388, de tipo Seyfert II. Se ha descubierto que el flujo de rayos X en algunos colores (de rayos X) varía rápidamente, mientras que en otros es bastante estable.

El flujo constante y la absorción aparente de algunos colores de rayos X muy concretos por el hierro frío nos ofrecen evidencias de que estamos observando el agujero negro central de NGC 4388 a través de un toroide muy denso compuesto de gas molecular y polvo.


Galaxia activa



Con un núcleo oculto a la vista óptica por una gruesa senda de polvo, la galaxia elíptica gigante Centaurus A fue uno de los primeros objetos observados desde órbita por el Observatorio de rayos X Chandra.

Los astrónomos no fueron decepcionados, pues la apariencia de Centaurus A en rayos X hace que su clasificación como una galaxia activa sea fácil de apreciar.

Tal vez la característica más destacable de esta imagen de rayos X en colores falsos de Chandra es el jet, de 30.000 años luz de longitud. Estallando hacia la esquina superior izquierda de esta imagen, el jet parece provenir de la brillante fuente central de rayos X de la galaxia, que se sospecha que alberga un agujero negro de alrededor de un millón de veces la masa del Sol.

Centaurus A también parece estar lleno de otras fuentes individuales de rayos X y un penetrante y difuso resplandor en rayos X. La mayoría de estas fuentes individuales probablemente son estrellas de neutrones o agujeros negros de unas pocas masas solares acretando material de las menos exóticas estrellas compañeras binarias. Este difuso resplandor de alta energía representa gas en toda la galaxia calentado a temperaturas de millones de grados C.

A una distancia de 11 millones de años luz hacia la constelación de Centauro, Centaurus A (NGC 5128) es la galaxia activa más cercana.


Estrella Flameante



Aunque rodeada de lo que puede parecer como humo, el objeto conocido como "la estrella flameante" crea energía primariamente de la fusión nuclear, como otras estrellas.

El fuego, tipicamente definido como una adquisición molecular rápida del oxigeno, ocurre sólo cuando hay suficiente oxigeno presente y no es importante en entornos de alta energía y bajo oxigeno como el de las estrellas. El material que aparece como humo es practicamente hidrogeno interestelar, pero contiene filamentos oscuros como el humo de polvo rico en carbón.

La región de AE Aurigae fué fotografiada por el KPNO un telescopio de 0.9 metros y se muestra en una fotografía en falsos pero representativos colores. La estrella AE Aurigae en sí es muy brillante, azul, jóven y conocida como la estrella fugitiva desde que parece haber sido expulsada de la región de la Nebulosa de Orión, hace unos 2.7 millones de años.


Estrellas calientes



En esta dramática región del sur de la Via Láctea en la constelación de Ara (el Altar) se pueden ver estrellas calientes azules, gas hidrógeno brillando en rojo, y nubes oscuras de polvo.

A unos 4000 años de la Tierra, las estrellas de la izquierda son jóvenes, masivas y muy energéticas. Su intensa radiación ultravioleta esta desgastando el complejo de nubes de la estrella cercana, ionizando el gas hidrógeno y produciendo un brillo rojizo de "hidrógeno alfa".

A la derecha, visible en conjunto con la nebulosa de polvo oscura, está un pequeño cúmulo de estrellas en formación. Esta preciosa imagen en color es una composición de imagenes realizada con filtros en azul, verde e hidrógeno alfa.

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HermesM
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MensajePublicado: Sat Jun 09, 2007 4:56 pm    Asunto: Responder citando

Efemérides Astronómicas para hoy, sábado, 9 de junio de 2007

1.La gran mancha roja transitará por el planeta Júpiter a las 18:36 de la tarde T.U.
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HermesM
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MensajePublicado: Sat Jun 09, 2007 5:23 pm    Asunto: Responder citando

Me estoy fijando que el glosario me está quedando muy tocho.

Creo que será mejor poner sólamente el enlace y listo. (Que tampoco quiero aburrir a las ovejas)

G
H
I
J
K
L
M
N
O
P
Q
R
S
T
U
V
W
X
Y
Z

Y eso, perdonad el tostonazo.
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MensajePublicado: Sat Jun 09, 2007 6:04 pm    Asunto: Responder citando

Más imagenes:

Imágenes del Sistema Solar (I)



El sol




Llamaradas solares


Las eyecciones de masa coronal emiten miles de millones de toneladas de energía solar, lanzando gas electrificado al espacio, expulsando el viejo campo magnético solar y permitiendo que se forme uno nuevo con orientación inversa y renovada energía.

Cada 11 años tiene lugar la inversión del campo magnético solar. Durante este periodo la actividad del Sol pasa de ser tranquila a muy activa para después disminuir de nuevo. Estas eyecciones de masa coronal solar afectan a nuestra vida diaria: producen problemas en la electrónica de los satélites, en las comunicaciones por radio y en los sistemas de energía.

Aparentemente, las aleatorias eyecciones de masa coronal son indicadores de un reordenamiento interno solar: expulsan hacia el espacio los campos magnéticos "desordenados" creados por las manchas solares y otros fenómenos. Estas eyecciones alcanzan un climax después del pico máximo de manchas solares. El resultado es un Sol con su campo magnético completamente invertido en el que sus polos magnéticos se han intercambiado.


Magnetosfera Solar


Las imágenes del Telescopio Ultravioleta Extremo a bordo del Observatorio Heliosférico y Solar (SOHO) no revelaron nada raro durante el intervalo del 9 al 11 de mayo de 1999. Esta imagen muestra el gas a 1,500,000°C de la tenue atmósfera exterior del Sol, la corona.

Todos los patrones de esta imagen responden a la estructura del campo magnético. Gracias a la alta calidad de este instrumento, se pueden ver más y menores características que antes del campo magnético solar.

El Sol está a unos 149 millones de km. de la Tierra, es decir unas 380 veces más que la Luna. La luz del Sol, viajando a 300. 000 km/seg. , emplea ocho minutos para llegar a la Tierra. La distancia Tierra-Sol ha sido adoptada por los astrónomos como unidad de medida en el Sistema Solar y se llama Unidad Astronómica o más simplemente UA.


Erupciones Solares



Las investigaciones con el SOHO (Observatorio Heliosférico y Solar) han revelado el proceso por el cual el Sol invierte su campo magnético cada 11 años. Esto sucede debido al efecto acumulado de más de mil enormes erupciones denominadas eyecciones de masa coronal. Las investigaciones de estos fenómenos no sólo se han realizado gracias al SOHO, sino que también se han empleado los datos tomados entre 1975-1985 por un satélite (P-78-1) de la Fuerza Aerea de los EEUU, así como otros telescopios en tierra (Kitt Peak, EEUU y Nobeyama, Japón).

Las eyecciones de masa coronal emiten miles de millones de toneladas de gas electrificado al espacio, expulsando el viejo campo magnético solar y permitiendo que se forme uno nuevo con orientación inversa. Cada 11 años tiene lugar la inversión del campo magnético solar. Durante este periodo la actividad del Sol pasa de ser tranquila a muy activa para después disminuir de nuevo. Estas eyecciones de masa coronal afectan a nuestra vida diaria: producen problemas en la electrónica de los satélites, en las comunicaciones por radio y en los sistemas de energía.


Mercurio

Imagen de Mercurio



Mercurio es el planeta más cercano al Sol, y el segundo más pequeño del sistema solar. Su diámetro es un 40% más pequeño que la Tierra y un 40% más grande que la Luna. Es incluso más pequeño que la luna de Júpiter, Ganimedes o la luna de Saturno, Titán.

Hasta el Mariner 10, poco se sabía sobre Mercurio debido a las dificultades de observación que tienen los telescopios de la Tierra. En su máxima elongación está a sólo 28 grados del Sol tal como se puede ver desde la Tierra. Debido a esto, sólo puede ser observado durante el ocaso o en horas diurnas, atravesando una masa considerable de la atmósfera terrestre.

Su extrema proximidad al Sol y el hecho de que, en la práctica, no posee una atmósfera, le hacen experimentar las más elevadas variaciones térmicas existentes en un planeta. En estas condiciones los científicos excluyen que el planeta pueda albergar cualquier forma de vida.


Más Mercurio


Mercurio es el más pequeño de los planetas sólidos o terrestres. En 1974 una sonda interplanetaria americana, el Mariner 10, realizó tres pasajes por sus cercanías, transmitiéndonos las imágenes de un mundo intensamente craterizado y carente de atmósfera, que parece un gemelo más grande de la Luna.

Mercurio tiene una densdad completamente análoga a la terrestre, 5,42 g/cm3, haciendo suponer un elevado porcentaje de hierro en la composición interior del planeta. Como consecuencia de la elevada masa del planeta la gravedad en su superficie es comparable con la de Marte: alrededor del 50 por cien de la terrestre.


Superficie de Mercurio



La historia de la formación de Mercurio es similar a la de la Tierra. Hace unos 4,500 millones de años se formó el planeta. Esta fue una época de intenso bombardeo de los planetas a medida que recolectaban el material y los restos de la nebulosa de la que se formaron. En una etapa temprana de esta formación, Mercurio probablemente se diferenció en un denso núcleo metálico y una corteza de silicatos.

Despues de un período de intenso bombardeo, la lava corrió por la superficie del planeta y recubrió la antigua corteza. Durante este período se formaron las llanuras intercráteres. Luego Mercurio se enfrió.

Durante la tercera etapa, la lava anegó las tierras bajas y produjo las llanuras suaves.

Durante la cuarta etapa el bombardeo de micrometeoritos produjo una superficie pulverulenta también conocida como regolito. Unos pocos meteoritos de mayor tamaño chocaron contra la superficie produciendo brillantes cráteres con radios. Salvo por las ocasionales colisiones de algún meteorito, la superficie de Mercurio ya no está activa y permanece como estaba hace millones de años.


Mercurio, de cerca



En 1991, los astrónomos descubrieron que, a pesar del calor, Mercurio puede tener pequeñas regiones de hielo en sus polos norte y sur. El hielo está dentro de profundos cráteres, cuyo suelo está siempre a la sombra, por lo que el Sol no puede fundir el hielo. Mercurio es un planeta denso y rocoso. Es probable que su núcleo esté compuesto de hierro y níquel. Al girar sobre su eje, el hierro del núcleo quizás genere un débil campo magnético alrededor de Mercurio.

Durante muchos años se creyó que había un lado de Mercurio que siempre daba al Sol. Pero en 1965, unos astrónomos descubrieron que Mercurio realiza tres giros completos en su eje por cada dos órbitas alrededor del Sol. Debido a este movimiento, vemos el mismo lado de Mercurio cada vez que el planeta está a una distancia mínima de la Tierra. Sólo un vehículo espacial, el Mariner 10, ha visitado Mercurio. Pasó tres veces cerca del planeta en 1974 y 1975. Tomó fotos de la mitad de la superficie del planeta, midió las temperaturas, y descubrió un débil campo magnético.

Si Mercurio tuvo alguna vez una atmósfera, hace mucho que se escapó al espacio debido al calor del cercano Sol. No hay aire, ni agua y en la superficie del planeta no puede crecer nada. Los astronautas necesitarían protección muy fuerte contra el calor y la fuerte radiación del Sol. Pero los abultados trajes se sentirían muy ligeros porque la fuerza de gravedad superficial de Mercurio es sólo una tercera parte de la de la Tierra.


Venus

Cinco fotos de Venus



En estas cinco imágenes se muestra la tolidad de la superficie de Venus. La imagen central muestra el polo norte de Venus. Las otras cuatro imágenes están centradas en puntos del ecuador a 0° de longitud (superior izquierda, 90° longitud este (superior derecha), 180 ° y 270° de longitud este (inferiores, izquierda y derecha).

La región brillante cerca del centro de la vista polar es el Monte Maxwell, la montaña más alta de Venus.

Venus gira muy lentamente sobre su eje y la dirección es retrógrada (contraria a la de la Tierra). Curiosamente, cuando los dos planetas están más cerca, siempre mira hacia la Tierra la misma cara de Venus. En estas ocasiones, se puede observar esta cara y se pueden trazar mapas mediante radiotelescopios con base en la Tierra.


El Planeta Venus



Venus es el segundo planeta desde el Sol. Es el objeto más brillante del cielo, después del Sol y la Luna. A este planeta se le llama el lucero del alba cuando aparece por el Este al amanecer y el lucero de la tarde cuando está situado al Oeste al atardecer. Debido a las distancias de las órbitas de Venus y la Tierra desde el Sol, Venus no es visible nunca más de tres horas antes del amanecer o tres horas después del ocaso.

Todo Venus está cubierto de nubes y tiene una atmósfera densa, lo que dificulta su estudio desde la Tierra; la mayor parte de los conocimientos que se tienen del planeta se han obtenido mediante la utilización de vehículos espaciales, en concreto aquéllos que han descendido a través de la atmósfera portando sondas.

La temperatura de la superficie de Venus es muy uniforme y alcanza unos 462 °C; la presión de la superficie es 96 veces la de la Tierra. La atmósfera está compuesta casi en su totalidad por dióxido de carbono. La base de las nubes está a 50 km de la superficie y las partículas de estas nubes son sobre todo ácido sulfúrico concentrado. El planeta Venus no tiene un campo magnético perceptible.


Superficie de Venus



La presión en la superficie de Venus equivale a 90 veces la presión en la superficie de nuestro planeta, la misma que existe a 1 kilómetro de profundidad en el océano. La atmósfera está compuesta principalmente de dióxido de carbono. Hay muchas capas de nubes de varios kilómetros de espesor, compuestas de ácido sulfúrico, que cubren completamente la superficie del planeta. La densa atmósfera produce un efecto invernadero que eleva la temperatura a 477º C en la superficie. Por tal motivo, Venus posee una temperatura superior a la de Mercurio a pesar de estar casi al doble de distancia del Sol.

Venus probablemente tuvo alguna vez grandes cantidades de agua en su superficie, al igual que nuestro planeta, pero ésta hirvió y se evaporó definitivamente. Venus está completamente seco en la actualidad; la Tierra habría seguido el mismo destino si su órbita la acercara un poco más al Sol.

La mayor parte de la superficie de Venus consiste en suaves planicies con poco declive. También hay amplias depresiones y un par de àreas de tierras altas. Una gran parte de la superficie de Venus está cubierta por ríos de lava. Hay muchos grandes volcanes apagados. Venus aún está volcánicamente activo sólo en determinados lugares. En su mayoría la superficie ha estado geológicamente tranquila en los últimos millones de años.

No hay cráteres pequeños en Venus. Aparentemente, los meteoros de menor tamaño se pulverizan en su densa atmósfera antes de alcanzar la superficie. Los cráteres en Venus aparecen casi siempre agrupados, indicando que los grandes meteoros que alcanzan la superficie se fragmentan en la atmósfera durante la caída. Los terrenos más antiguos en Venus poseen una antiguedad de unos 800 millones de años. La intensa actividad volcánica de aquella era eliminó los rasgos de la superficie anterior, incluyendo los grandes cráteres de los primeros tiempos de Venus.

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MensajePublicado: Sat Jun 09, 2007 6:44 pm    Asunto: Responder citando

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HermesM
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MensajePublicado: Sat Jun 09, 2007 6:51 pm    Asunto: Responder citando

Imágenes del Sistema Solar (II)

La Tierra, Luna y Marte

LA TIERRA




Magnetosfera Terrestre



El campo magnético de la Tierra, llamado magnetósfera, regula el comportamiento de las partículas cargadas en el espacio cerca de la Tierra y proteje nuestro planeta del viento solar. Las explosiones en el Sol pueden cargar la magnetósfera con energía, generando tormentas magnéticas que afectan los satélites, las comunicaciones y los sistemas de transmisión de electricidad.

La magnetósfera de la Tierra atrapa gas electrificado, llamado plasma. La estructura en forma de cola en el plasma de la Tierra se forma a medida que algo del gas se vierte hacia el Sol. Se piensa que esta estructura es un flujo de plasma que regresa hacia el Sol cuando el viento solar impacta y distorsiona la magnetósfera, comprimiéndolo en el lado diurno de la Tierra, al igual que lo que ocurre con una gota de lluvia. La magnetósfera es estirada hacia el lado nocturno, como la cola de la gota, dándole forma.

El plasma cercano a los límites de la magnetósfera es arrastrado por el viento solar, pero luego es llevado alrededor de la Tierra y obligado a regresar en dirección al Sol. Hay una sorprendente actividad durante las tormentas magnéticas, que ocurren cuando el viento solar golpea la magnetósfera de la Tierra.


Superficie de la Tierra



Foto desde el espacio del extremo Sur de Groenlandia, la mayor isla del planeta Tierra. El color oscuro del espacio contrasta enormemente con la blancura de las nubes, el hielo y la nieve. El único color real es el azul del Océano Atlántico y del Mar del Labrador.

La falta de nubes a la lo largo del área costera meridional enfatiza los fiordos a lo largo de la costa. Una vista más cercana de las áreas blancas revela tres rasgos diferentes - la nieve y el hielo en la tierra; las formaciones nubosas sobre la región central y los lados oriental y occidental de la isla; y el hielo en forma de voluta que se aleja flotando del extremo suroeste de costa plagada de fiordos, que son impulsados por la Corriente Oriental de Groenlandia hacia el sur-suroeste, y las formaciones de bloques de hielo en el norte a lo largo de la costa oriental.

Groenlandia posee el único glaciar continental superviviente en el Hemisferio Norte. Este manto de hielo cubre siete octavos de la superficie de Groenlandia y contiene el once por ciento de toda el agua potable de la Tierra.


La Luna



A mediados del siglo XVII, Galileo y otros astrónomos realizaron observaciones de la Lunaa través del telescopio y descubrieron muchos cráteres. Desde entonces, y dada su proximidad, ha sido el objeto espacial más estudiado. El conocimiento actual de la Luna es mayor que el del resto de los objetos del Sistema Solar exceptuando la Tierra.

La Luna está a 384,403 kilómetros de la Tierra. Su diámetro es 3,476 kilómetros. Tanto la rotación de la Luna como su órbita alrededor de la TIerra duran 27 días, 7 horas y 43 minutos. Esta rotación síncrona está causada por la distribución asimétrica de la masa de la luna, lo que ha permitido a la gravedad terrestre mantener un hemisferio lunar permanentemente girado hacia la Tierra.

La Luna ha sido fuertemente bombardeada por los meteoritos, lo que origina que muchas de las rocas de la antigua corteza se hayan mezclado, fundido o enterrado. Los oscuros mares, con relativamente pocos cráteres, cubren aproximadamente el 16% de la superficie lunar y se concentran en el lado cercano de la Luna, principalmente dentro de las cuencas de impacto. La cara oculta de la luna sólo ha sido observada a partir de los viajes espaciales.

Esta foto de la Luna fue tomada por la tripulación del Apollo 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.


Superficie de la Luna



La Luna está casi totalmente privada de atmósfera, inherte y prácticamente inmutable desde la época en que se formó la actual corteza, hace tres mil millones de años. Es un lugar donde se conservan los testimonios de hechos que se remontan a los orígenes del Sistema Solar.

La falta de atmósfera causa la gran diferencia térmica que existe entre las partes de la Luna expuestas al Sol, más de 100 grados, y las que están en sombra, que pueden llegar a los 150 bajo cero.

La primera diferencia que se nota observando a simple vista la superficie de nuestro satélite natural, es la existencia de regiones más oscuras en un contexto global más claro, conocidas como mares y tierras. Pero en la Luna no hay trazas de agua o, por lo menos, no ha sido encontrada hasta ahora. Los mares lunares tienen nombres como Océano de las Tempestades o Mar de la Tranquilidad.

Si observamos la Luna con la ayuda de un instrumento óptico veremos también muchos cráteres, provocados por la lluvia de bloques de diferente tamaño que asolaban al Sistema Solar en la época de la formación de los planetas, cuando la lluvia de asteroides y meteoritos era más intensa. Sólo los cuerpos con poca o ninguna atmósfera los han conservado intactos. Hoy los meteoritos continúan cayendo sobre la Luna, pero a un ritmo enormemente más bajo.


Exploración de la Luna



Apolo es el nombre de un programa espacial americano (y de las astronaves que formaron parte de él) que el 20 de julio de 1969 consiguió llevar por primera vez al hombre a la Luna y que en el plazo de un trienio, desde 1969 a 1972, han posado sobre nuestro satélite natural 6 expediciones con un número total de 12 astronautas.

La decisión de encaminar todos los esfuerzos del programa espacial sobre la Luna fue tomada por la NASA al comienzo de los sesenta, cuando los Estados Unidos estaban bajo el shock de la supremacía espacial soviética e intentaban recuperar, frente a la opinión pública, el prestigio anterior como potencia mundial absoluta.

Las misiones Apolo 16 y Apolo 17 fueron las últimas del programa Apolo que viajaron a la Luna. Los astronautas se dedicaron la mayor parte del tiempo a recoger muestras del suelo y rocas. Las dos misiones utilizaron un vehículo explorador que funcionaba con baterías para que los astronautas pudieran recoger materiales en una zona mucho más extensa que la de las misiones anteriores.


El Planeta Marte



Marte recibe su nombre del dios romano de la guerra, es el cuarto desde el Sol y el séptimo en cuanto a masa. Marte tiene dos pequeños satélites con cráteres, Fobos y Deimos, que algunos astrónomos consideran que son asteroides capturados por el planeta muy al comienzo de su historia. Fobos mide unos 21 km de diámetro y Deimos sólo unos 12 kilómetros.

A simple vista, Marte es un objeto rojizo de brillo variable. Cuando se halla más cerca de la Tierra (55 millones de kilómetros), es, después de Venus, el objeto más brillante en el cielo nocturno. Puede observarse más fácilmente cuando está en oposición y cuando se encuentra cerca de la Tierra. La concurrencia de ambas circunstancias se produce cada 15 años, cuando el planeta llega a su mayor acercamiento al Sol.

La superficie de Marte tiene regiones brillantes de color rojizo, debido a la oxidación o corrosión de su superficie. También tiene zonas oscuras, formadas por rocas similares al basalto terrestre, cuya superficie se ha erosionado y oxidado.

A causa de la inclinación de su eje y la excentricidad de su órbita, los veranos son cortos y calurosos y los inviernos largos y fríos. Enormes casquetes brillantes, en apariencia formados por escarcha o hielo, señalan las regiones polares. Se ha seguido su ciclo estacional durante casi dos siglos. En el otoño marciano se forman nubes brillantes sobre el polo correspondiente. Una fina capa de dióxido de carbono se deposita sobre el casquete polar durante el otoño y el invierno.


Superficie de Marte



El Opportunity es un explorador gemelo al Spirit. Ambos exploran la superficie marciana. Ambos forman parte de la Misión Rover de Exploración de Marte de la NASA, cuyo objetivo es recolectar evidencia geológica que demuestre que puede haber vida, o que la hubo, en el planeta Marte.

Los científicos aseguran que las primeras fotos que envió el Opportunity muestran una zona muy distinta al entorno del Cráter de Gusev - en el lado opuesto del planeta -, donde amartizó el Spirit, el 3 de enero de 2004. Según los científicos, el Opportunity muestra paisajes extraordinarios no vistos antes.

Los dos robots exploradores, provistos de seis ruedas para movilizarse, se alimentan con baterías solares y están equipados con herramientas para taladrar rocas y analizar muestras de suelo, además de nueve cámaras, que se utilizan durante los tres meses de exploración. La foto muestra una llanura castigada por el viento y tachonada de pequeñas rocas. La escena entusiasmó a los científicos, ansiosos por enviar al Spirit a explorar entre las rocas para obtener evidencias de que el sitio de aterrizaje estuvo en una época inundado de agua.

El planeta Marte tiene una superficie con muchos cráteres y canales de origen natural. Los experimentos biológicos realizados han descubierto una actividad química inesperada y enigmática en el suelo Marciano, pero no aportan ninguna evidencia clara sobre la presencia de microorganismos vivos en el suelo. Marte es auto-esterilizante, la combinación de radiación ultravioleta solar que satura la superficie, la extrema sequedad del suelo y la naturaleza oxidante de la química del suelo impiden la formación de organismos vivos en el suelo Marciano. Sin embargo, permanece abierta la pregunta sobre la existencia de vida en Marte en un pasado lejano.


Atmósfera de Marte



La atmósfera de Marte es mucho más delgada que la de la Tierra, con una presión superficial equivalente a una centésima parte de la presión superficial de nuestro planeta. Las temperaturas de la superficie oscilan desde -113º C en el polo durante el invierno, a 0º C en la cara con luz durante el verano. La atmósfera está principalmente compuesta de dióxido de carbono (95. 3%), nitrógeno (2.7%), argón (1.6%), y pequeñas cantidades de otros gases. El oxígeno, que es tan importante para nosotros en la Tierra, apenas representa un 0. 13 % de la atmósfera de Marte.

En la atmósfera hay sólo un cuarto de vapor de agua. Esto parece suficiente para permitir que el agua se congele en la superficie de Marte. Con tan poca cantidad de agua, raramente se observan nubes en el cielo Marciano. Aún se desconoce la posible función que, en el pasado, tuvo el agua líquida en la formación de cuencas de ríos secos que todavía se pueden ver, particularmente porque el agua helada no es abundante sobre la superficie de Marte.

En ciertas estaciones, algunas zonas de Marte son azotadas por vientos tan fuertes que levantan la tierra de la superficie y lanzan polvo a la atmósfera. Se produce un acontecimiento climático importante en el hemisferio sur entre primavera y el comienzo del verano cuando Marte está cerca del perihelio y el recalentamiento de las latitudes del sur cercanas al ecuador es más intenso. Se forman tormentas de polvo de tales proporciones que oscurecen la superficie del planeta durante semanas e incluso meses. El polvo de estas nubes es muy fino y tarda mucho tiempo en disolverse.


Surcos en Marte



Si existe un planeta del Sistema Solar que desde siempre ha monopolizado la atención de los astrónomos, éste es Marte. Ha sido el responsable de muchas creencias y supersticiones. Cuando en 1877 el planeta rojo pasó muy cerca de la Tierra, todos los astrónomos del mundo dirigieron ansiosos hacia él sus rudimentarios telescopios. Giovanni Schiaparelli, aprovechando un momento de excepcional transparencia atmosférica, descubrió que la superficie estaba atravesada por una serie de surcos. Desde Milán, el descubrimiento recorrió todo el mundo y los surcos, que llamaron canales, pronto hicieron creer que la superficie de Marte estaba recubierta por un sistema de canales artificiales para la irrigación.

Algunos años más tarde, el astrónomo Percival Lowell elaboró una teoría propia sobre el origen de los canales marcianos. Según Lowell, era lo que quedaba de una antigua civilización. Los repetinos cambios climáticos del planeta habían obligado a los ingenieros marcianos a recurrir a estos canales, que llevaban agua de los polos, para realizar la irrigación necesaria para la supervivencia de su gente.

Hoy sabemos que los surcos no son otra cosa que un extraño efecto óptico debido a la atmósfera terrestre. Sin embargo es evidente que, si bien las sondas no han encontrado trazas de una antigua civilización marciana, no por ello hay que excluir la posibilidad de vida en el planeta, aunque a un nivel muy elemental, ya que resulta difícil hacer hipótesis sobre formas de vida más evolucionadas en un ambiente tan hostil.


Metano en Marte



Durante las observaciones llevadas a cabo por la sonda europea Mars Express, se detectó gas metano en la atmósfera marciana. Los científicos se preparan para dar los siguientes pasos para entender mejor el papel de esta sustancia en el Planeta Rojo. La Mars Express ha obtenido magníficos resultados científicos.

Uno de los objetivos de esta misión es el análisis en detalle de la composición química de la atmósfera marciana, consistente en un 95% de dióxido de carbono y un 5% restante de constituyentes menores. Los científicos esperan que dichos constituyentes sean oxígeno, agua, monóxido de carbono, formaldehído y metano; todos ellos pueden ofrecer importante información sobre la evolución de este planeta y las posibles implicaciones para la presencia de vida pasada o presente.

Las medidas confirman que la cantidad de metano es muy pequeña, cercana a 10 partes por mil millones, de tal forma que su proceso de producción probablemente es de muy baja magnitud. No obstante, los científicos se preguntan acerca del origen de este gas, incógnita aún por resolver. El gas metano, salvo que sea producido de manera continuada por alguna fuente, sólo sobrevive en la atmósfera marciana durante unos pocos cientos de años debido a que rápidamente se oxida para formar agua y dióxido de carbono, sustancias ambas presentes en la atmósfera del planeta Marte. De este modo se deduce que debe de haber algún mecanismo por el cual se genera metano y se expulsa hacia la atmósfera.


Agua en Marte?



La sonda europea Mars Express envió esta foto que demuestra la existencia de agua en Marte.

Desde que se empezó a estudiar de cerca, en el último cuarto del siglo XX, Marte se nos presenta como un planeta aún activo, en el cual, si no hay agua en estado líquido, hay sin embargo, bastantes signos: tiene lechos de ríos secos y, según la hipótesis de algunos estudiosos, tal vez exista, en algunas partes de la superficie del planeta, una capa de agua congelada similar a la que se encuentra en la Tierra, en las regiones polares. El agua, se sabe, es el elemento esencial para la vida y, aunque no marcianos evolucionados, existía la posibilidad de encontrar microorganismos animales o vegetales y demostrar que el surgimiento de la vida sobre un planeta no es un hecho exclusivo de la Tierra.

Algunos estudiosos han formulado la hipótesis que, anteriormente, el planeta debía tener una atmósfera más gruesa y densa de la actual, que permitía la existencia de agua en estado líquido: se explicarían así los lechos de los ríos, ahora ya secos, descubiertos por las sondas americanas Mariner y Viking. La mayor distancia que separa al Sol de Marte determina temperaturas muy bajas con respecto a las terrestres.

Es probable que el agua sólo se dé en forma de hielo encima o debajo de la superficie, o como rastros de vapor o cristales de hielo en la atmósfera. Sin embargo, la prueba más evidente en contra de la existencia de vida es la ligereza de la atmósfera y el hecho de que la superficie está expuesta, no sólo a dosis letales de radiación ultravioleta, sino también a los efectos químicos de sustancias muy oxidantes producidas por fotoquímica.

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MensajePublicado: Sat Jun 09, 2007 7:10 pm    Asunto: Responder citando

Imágenes del Sistema Solar (III) Asteroides,Meteoritos, Júpiter y Saturno

El Asteroide Eros



Eros es un asteroide de aproximadamente 33x13x13 kilómetros de tamaño y parece un plátano gordo. Es el segundo asteroide catalogado como "Rozador de la Tierra" más grande y gira sobre su eje cada 5 horas y 16 minutos. Eros muestra numerosos cráteres provocados por el choque con otros asteroides más pequeños.

El 14 de febrero de 2000 la nave espacial Near se insertó con éxito en la órbita alrededor de Eros, convirtiéndose en el primer satélite artificial que orbitaba alrededor de un asteroide.

En la actualidad, pocos científicos creen que los asteroides sean los restos de un planeta que resultó destruido. Lo más probable es que ocupen el lugar en el Sistema Solar en donde se podría haber formado un planeta de tamaño considerable, lo que no ocurrió por la influencias de Júpiter.


Asteroide Gaspra



Se llaman asteroides o pequeños planetas algunas decenas de miles de fragmentos rocosos, cuyas dimensiones varían desde un peñasco hasta tener 1. 000 km. de diámetro. Alrededor del 95 por 100 de estos cuerpos ocupa un espacio comprendido entre las órbitas de Marte y de Júpiter. Algunos grupos orbitan cercanos al Sol, a Mercurio y otros se alejan hasta la órbita de Saturno.

La masa total de todos los asteroides del Sistema Solar es mucho menor que la de la Luna. Los cuerpos más grandes son más o menos esféricos, pero los que tienen diámetros menores de 160 km suelen presentar formas alargadas e irregulares. La mayoría, independientemente de su tamaño, tardan de 5 a 20 horas en completar un giro sobre su eje. Algunos asteroides tienen compañeros.

El asteroide Gaspra rota en 7 horas, 3 minutos y en contra de las agujas del reloj cuando se lo ve desde arriba del Polo Norte. Muchos cráteres son visibles en la superficie de Gaspra. El acercamiento del Galileo al asteroide Gaspra marcó el primer encuentro de una nave espacial con un asteroide. Adicionalmente, el encuentro con Gaspra ayudó a calibrar las observaciones desde la Tierra. Puesto que todas las anteriores observaciones de asteroides se habían limitado a la observación desde la Tierra, el encuentro del Galileo proporcionó una oportunidad única para aumentar nuestros conocimientos y actualizar nuestros modelos sobre cómo se formaron y evolucionaron los asteroides.


El Asteroide Toutatis



Los astrónomos han estudiado un grupo de asteroides gracias a las observaciones realizadas desde la superficie terrestre. Algunos de los más notables son Toutatis, Castalia, Geographos y Vesta.

Científicos de todo el mundo estudiaron a Toutatis, Geographos y Castalia utilizando las observaciones obtenidas por radar desde la superficie terrestre durante su etapa de máxima aproximación a la TIerra. Vesta fue observado desde el Telescopio Espacial Hubble.

Se cree que la mayoría de los meteoritos recuperados en la Tierra son fragmentos de asteroides. Las observaciones de asteroides mediante espectroscopia telescópica y por radar, así como los datos obtenidos por la sonda Near Shoemaker, parecen apoyar esta hipótesis.


Meteorito marciano Fósil



Este meteorito de 4. 500 millones de años, etiquetado ALH84001, se cree que proviene de Marte y puede contener la evidencia fósil de que la vida primitiva puede haber existido hace más de 3. 600 millones años en Marte.

La piedra es una porción de un meteorito que se desprendió de Marte hace aproximadamente 16 millones de años por un gran impacto y cayó hace 13, 000 años en la Tierra.

El meteorito fue hallado en las Colinas de Allan, Antártica. Se conserva para su estudio en el Johnson Space Center's Meteorite Processing Laboratory, en Houston.

Se cree que los meteoritos ferrosos corresponden a los núcleos de los pequeños planetas, mientras que los pétreos (los que no proceden de la Luna y Marte) corresponden a la corteza. Los meteoritos tienen generalmente una superficie irregular y una capa exterior carbonizada, fundida.


Meteorito de Marte



Imagen microscópica de un meteorito de Marte. Las rocas están compuestas habitualmente por pequeños granos minerales que no pueden ser vistos de forma clara sin la ayuda de un microscopio. Para ver estos pequeños granos, los científicos cortan y pulen muestras de roca muy estrechas de tal forma que la luz pueda pasar a través de ellas.

Esta vista microscópica, de 2. 3 milímetros de ancho, está en falso color, producida colocando filtros polarizadores por encima y por debajo de la muestra microscópica. Estos filtros hacen que diferentes minerales tengan colores distintivos, lo que permite una identificación más fácil de los mismos.

La mayor parte de este meteorito (en amarillo, verde, rosa y negro) es olivino, que es muy común en las rocas basálticas. El grano con franjas cerca del centro es el mineral piroxeno.


El Planeta Júpiter



Júpiter es el quinto planeta desde el Sol, y el mayor del Sistema Solar. es el primero de los llamados gigantes o exteriores. Júpiter es 1. 400 veces más voluminoso que la Tierra, pero su masa es sólo 318 veces la de nuestro planeta. La densidad media de Júpiter es una cuarta parte de la densidad de la Tierra, lo que indica que debe estar formado por gases más que por metales y rocas como la Tierra y otros planetas interiores.

Da una vuelta alrededor del Sol cada 11, 9 años a una distancia media equivalente a unas cinco veces la distancia del Sol a la Tierra. Tarda menos de 10 horas en dar una vuelta alrededor de su eje. Esta rápida rotación produce un engrosamiento ecuatorial que se aprecia a través de un telescopio. La rotación no es uniforme. Las bandas que se ven en Júpiter se deben a fuertes corrientes. Estas bandas se aprecian más debido a las tonalidades pastel de las nubes.

Júpiter tiene 16 satélites confirmados. Galileo descubrió los cuatro mayores: Ío, Europa, Ganimedes y Calisto. Las densidades medias de las lunas mayores siguen la tendencia aparente del propio Sistema Solar. Ío y Europa, cercanos a Júpiter, son densos y rocosos como los planetas interiores. Ganimedes y Calisto, que se encuentran a más distancia, están compuestos principalmente de hielo de agua y tienen densidades más bajas.

Durante la formación de satélites y planetas, su proximidad al cuerpo central (el Sol o Júpiter) evita, claramente, que se condensen las sustancias más volátiles.


Atmósfera de Júpiter



Esta imagen de Júpiter fue realizada a partir de tomas obtenidas por la cámara situada a bordo de la sonda espacial Cassini. Es la toma global en color más detallada jamás obtenida del planeta Júpiter, pues los detalles más pequeños observables tienen 60 Km de longitud. Aunque la cámara de la Cassini puede detectar más colores que los ojos humanos, el aspecto que muestra Júpiter en esta imagen es el que apreciaríamos nosotros a simple vista si nos acercásemos al planeta, tal como hizo esta sonda a finales de 2000. Estas imágenes fueron obtenidas a 10 millones de kilómetros de Júpiter. La cámara de la sonda Cassini es digital. Para realizar imágenes en color, la sonda dispone de una rueda de filtros especiales, situados justo delante de la cámara.

Todos los detalles que se aprecian en el planeta corresponden a sus nubes. Las bandas paralelas marrones-rojizas y blancas, los óvalos blancos y la Gran Mancha Roja persisten en la atmósfera desde hace muchos años a pesar de la intensa turbulencia a la que ésta se halla sometida. Las formas más energéticas son las pequeñas nubes blancas situadas a la izquierda de la Gran Mancha Roja y en zonas similares en la mitad Norte de este planeta. Estas nubes crecen para desaparecer posteriormente en pocos días, generando intensas tormentas eléctricas.

A diferencia de nuestro planeta, en el que el agua se condensa para formar nubes, las nubes jovianas están compuestas de amoniaco, sulfuro de hidrógeno y agua. El ascenso y descenso de este material gaseoso mezcla de modo diferente todos estos materiales. Los colores marrones y anaranjados se deben a elementos procedentes de zonas más profundas de la atmósfera, o bien son subproductos de reacciones químicas causadas por la luz ultravioleta solar. Las áreas azules, situadas justo al Norte y Sur del ecuador son lugares que presentan menos nubes y que realmente nos están mostrando zonas ligeramente más profundas del planeta.


Aurora en Júpiter



Júpiter tiene luces del norte, como las tiene la Tierra, pero en diferente escala. Las auroras en Júpiter son de cientos a miles de veces más intensas que las de nuestro planeta. Además, los anillos brillantes alrededor de los polos magnéticos de Júpiter tienen dos veces el diámetro de la propia Tierra. En ambos mundos las auroras ocurren cuando electrones e iones llueven sobre la parte superior de la atmósfera. Tales partículas son guiadas por líneas de fuerza magnética hacia los polos, en donde se estrellan con moléculas de aire y las hacen brillar.

Una diferencia importante entre las auroras de la Tierra y las de Júpiter tiene que ver con la fuente de las partículas cargadas. En nuestro planeta, la mayor parte de los electrones e iones provienen del viento solar o de la ionosfera de nuestro planeta. En Júpiter, muchos de ellos provienen de volcanes en erupción sobre la superficie de su satélite Io, que llenan la magnetosfera del planeta gigante con azufre y oxígeno ionizados. Los iones de Io son acelerados por los campos eléctricos locales hacia la zona auroral de Júpiter.

Las partículas cargadas que viajan a lo largo de las líneas del campo magnético de Júpiter colisionan casi verticalmente con la atmósfera joviana. El arco de la aurora marca el límite entre la zona polar en que las líneas de campo están abiertas hacia el espacio interplanetario y la zona media en que las líneas están cerradas. Las partículas en esta frontera recorren trayectos más largos y producen luz más intensa.


Manchas y lunas de Júpiter



La llamada Gran Mancha Roja es un ciclón gigantesco de forma oval con matices que varían desde el rojo ladrillo hasta el rosa. Los colores proceden de rastros de compuestos formados por la luz ultravioleta, las tormentas y el calor. Algunos de estos compuestos pueden ser similares a los de las moléculas orgánicas que se desarrollaron en la Tierra como preludio del origen de la vida.

Júpiter parece un Sistema Solar en miniatura. Está acompañado por un abundante séquito de satélites. Es tal la variedad de los mundos que están en órbita alrededor de Júpiter, algunos de los cuales de dimensiones decididamente planetarias. De las lunas de Júpiter, sólo las cuatro más grandes y cercanas, los llamados satélites galileanos, Io, Europa, Ganímedes y Calisto, parecen estar formados por el mismo fragmento de nebulosa protoplanetaria de la cual saldría el planeta mayor. Recorren órbitas casi circulares, sobre el plano ecuatorial del planeta y muestran una densidad decreciente desde el más interior hacia el más exterior: un poco como los planetas con respecto al Sol.

Las otras lunas de Júpiter, por contraste, tienen órbitas excéntricas, con planos inclinados y, en algún caso tienen movimiento retrógrado y dimensiones del orden de algunas decenas de km. Se cree que este segundo tipo de satélites sea el resultado de una captura de cuerpos celestes como asteroides o cometas por parte del planeta. Algunos de los satélites muestran, además, interesantes interacciones con los ténues anillo y con el potente campo magnético existente alrededor del planeta.


El Planeta Saturno



Saturno es el auténtico Señor de los Anillos del Sistema Solar. Es el sexto planeta desde el Sol y el segundo más grande. La peculiaridad más conocida de Saturno es la de estar rodeado de un sistema de anillos, descubierto en 1610 por Galileo utilizando uno de los primeros telescopios.

Los anillos visibles se extienden hasta una distancia de 136.200 km del centro de Saturno, pero en muchas regiones pueden tener sólo 5 m de grosor. Se cree que constan de agregados de roca, hielo de agua y gases helados en tamaños que pueden variar desde menos de 0,0005 cm de diámetro hasta 10 m (desde el tamaño de una partícula de polvo hasta el de una gran piedra). Un instrumento a bordo del Voyager 2 registró más de 100.000 anillos pequeños.

Saturno tiene 18 satélites reconocidos y otras seis lunas, descubiertas en octubre y noviembre de 2000, aún no confirmadas. Los diámetros de sus 18 satélites van de 20 a 5.150 km. Constan, fundamentalmente, de las sustancias heladas más ligeras que predominaron en las partes externas de la nebulosa de gas y polvo de la que se formó el Sistema Solar. Los cinco mayores satélites interiores - Mimas, Encélado, Tetis, Dione y Rea -, son más o menos de forma esférica y compuestos en su mayor parte de hielo de agua.


Anillos en Saturno



Ocho meses antes de su llegada a Saturno, la sonda Cassini obtuvo esta imagen del planeta de los anillos, con más detalle de aquella tomada hace casi un año. La imagen ha sido realizada a partir de varias exposiciones obtenidas por la cámara de campo estrecho de la Cassini el 9 de noviembre de 2003.

En la foto son visibles algunos detalles del sistema de anillos: se aprecian estructuras en el anillo B, el central y más brillante de los tres. La división de Cassini - una banda central de 4800 Km que separa el anillo A más externo del B, más brillante - es claramente diferenciable. Concretamente el borde externo del anillo B se mantiene estable debido a una fuerte resonancia gravitacional con la luna Mimas, también visible en la imagen. Con un espesor de sólo pocas decenas de metros o incluso menos, los anillos se extienden más de 274.000 Km desde un extremo al otro, cerca de tres cuartas partes de la distancia entre la Tierra y la Luna.

Las diferentes tonalidades de amarillo, marrón y rojo visibles en el hemisferio Sur de Saturno son mucho más delicadas y tenues que los colores de Júpiter. La coloración de ambos planetas está causada por pequeñas partículas mezcladas con las nubes de amoníaco blancas. Dichas nubes son más espesas y profundas que las visibles en Júpiter debido a que el amoníaco se condensa a un nivel más profundo en la atmósfera más fría de Saturno. La composición de las partículas coloreadas no está clara, pero se cree que incluyen átomos de azufre y nitrógeno como constituyentes básicos en latitudes medias y bajas.


Estaciones en Saturno



Estas imágenes del Telescopio Espacial Hubble, capturadas de 1996 al 2000, muestran el balanceo delos anillos de Saturno, desde inmediatamente después de estar de canto, hasta casi el máximo, mientras cambia de otoño a invierno en su hemisferio Norte.

El ecuador de Saturno está inclinado con relación a su órbita unos 27 grados, algo más que la inclinación de 23 grados de la Tierra. Mientras Saturno se mueve en su órbita, primero un hemisferio, luego el otro, se inclinan hacia el Sol. Este cambio cíclico causa estaciones en Saturno, tal como el cambio en la orientación de la inclinación de la Tierra causa las estaciones en nuestro planeta.

Los astrónomos están estudiando estas imágenes para investigar las detalladas variaciones en el color y brillo de los anillos. Esperan aprender más sobre la composición de los anillos de Saturno, cómo se formaron, y cuánto tiempo pueden durar. Los anillos de Saturno son increíblemente delgados, con un espesor de sólo 10 metros. Los anillos están hechos de hielo de agua y polvo, en tamaños desde peñascos hasta trozos menores que chocan suavemente unos contra otros mientras orbitan alrededor de Saturno.



Neale escribió:

Applause


Gracias Neale, celebro que te guste.
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MensajePublicado: Sat Jun 09, 2007 7:42 pm    Asunto: Responder citando

Imágenes del Sistema Solar (IV) Urano, Neptuno y Plutón


El Planeta Urano



Urano es el séptimo planeta en cuanto a distancia al Sol, que gira fuera de la órbita de Saturno y dentro de la órbita de Neptuno. Es de sexta magnitud, por lo que es poco observable a simple vista. Urano fue descubierto accidentalmente en 1781 por el astrónomo británico William Herschel.

Urano tiene un diámetro de 52.200 km y su distancia media al Sol es de 2.870 millones de kilómetros. Tarda 84 años en completar una órbita y 17 horas y 15 minutos en una rotación completa sobre su eje, que está inclinado 8° con relación al plano de la órbita. Su atmósfera está compuesta fundamentalmente de hidrógeno y helio, con algo de metano. A través del telescopio, el planeta aparece como un disco verde azulado con un pálido contorno verde.

En 1977, mientras se observaba la ocultación de una estrella detrás del planeta, el astrónomo estadounidense James L. Elliot descubrió la presencia de cinco anillos que rodeaban a Urano en el plano de su ecuador. Los llamó Alpha, Beta, Gamma, Delta y Epsilon. Forman un cinturón de 9.400 km de ancho, extendiéndose hasta una distancia de 51.300 km del centro del planeta. En enero de 1986, durante el viaje exploratorio del Voyager 2 se descubrieron cuatro anillos más.

Urano tiene 21 satélites. Las dos lunas mayores, Oberon y Titania, las descubrió Herschel en 1787. Las dos siguientes, Umbriel y Ariel, fueron descubiertas por el astrónomo británico William Lassell en 1851. Miranda, el satélite más interior conocido antes del Voyager, fue descubierto en 1948 por el astrónomo estadounidense Gerard Pieter Kuiper. En 1985 y 1986 el Voyager 2 permitió a los científicos descubrir diez nuevas lunas, con diámetros inferiores a los 100 kilómetros.


Anillos de Urano



Esta foto de los anillos de Urano fue generada usando imágenes tomadas por el Voyager 2. Esta imagen fue realizada con luz directa difusa y muestra unas bandas de polvo que no se ven en ninguna otra imagen. El color real de los anillos es un gris neutro y son tan oscuros como el carbón.

Los primeros nueve anillos de Urano fueron descubiertos en 1977. Durante las visitas de las naves Voyager, estos anillos fueron fotografiados y medidos, así como los otros anillos nuevos. Los anillos de Urano son claramente diferentes de los de Júpiter y Saturno. El más exterior de los anillos, epsilon, está compuesto por rocas de hielo de varios pies de envergadura. También parece exitir una tenue distribución de polvo a lo largo del sistema de anillos.

Podrían existir también un gran número de anillos estrechos, o posiblemente incompletos o arcos de anillo, con anchos que no lleguen a los 50 metros. Las partículas indiviuales de los anillos presentan una baja reflectividad. Al menos uno de los anillos, el epsilon, tiene un color gris. Las lunas Cordelia y Ofelia actúan como satélites acompañantes del anillo epsilon.


Perfil de Urano



Esta vista del planeta Urano fue tomada por la nave Voyager 2 el 25 de Enero de 1986, mientras dejaba atrás el planeta en el inicio de su viaje hacia Neptuno. El Voyager estaba a un millón de kilómetros de Urano cuando realizó esta foto con su cámara de gran angular. El fino creciente de Urano se puede observar con un ángulo de 153º entre la nave, el planeta y el Sol.

Incluso con este ángulo extremo, Urano mantiene su pálido color verde azulado observado desde la Tierra y registrado por el Voyager durante su encuentro. Este color es el resultado de la presencia de metano en la atmósfera de Urano. La tendencia del creciente al color blanco en sus extremos es debido a la presencia de bruma a gran altura.


El Planeta Neptuno



Neptuno es el cuarto planeta en cuanto a tamaño y el octavo en cuanto a distancia al Sol. La distancia media de Neptuno al Sol es de 4. 500 millones de kilómetros y su diámetro lineal medio es de aproximadamente 49.400 km, o sea, cerca de 3,8 veces el de la Tierra. El periodo de rotación es de cerca de 16 horas y el periodo sideral de revolución es de 164,79 años.

La temperatura de la superficie de Neptuno es de unos -218 °C, parecida a la de Urano, que está a más de 1.500 km más cerca del sol, por lo tanto, los científicos suponen que Neptuno debe tener alguna fuente interna de calor. La atmósfera se compone fundamentalmente de hidrógeno y helio, pero la presencia de más del 3% de metano da al planeta su sorprendente color azul.

Se conocen ocho satélites que giran alrededor de Neptuno, dos de los cuales se pueden observar desde la Tierra. El mayor y más brillante es Tritón, descubierto en 1846, año en el que se observó Neptuno por vez primera. Tritón, con un diámetro de 2.705 km es poco menor que la luna terrestre. Nereo, el segundo satélite, tiene un diámetro sólo de unos 320 km. La sonda planetaria Voyager 2 descubrió otros seis satélites en 1989. Neptuno también está rodeado por cinco anillos. Su campo magnético está inclinado más de 50° respecto al eje de rotación.

El descubrimiento de Neptuno fue uno de los éxitos de la astronomía matemática. En 1846, para explicar las alteraciones en la órbita de Urano, el astrónomo francés Urbain Le Verrier calculó la existencia y la posición de un planeta nuevo. El mismo año, el astrónomo alemán Johann Gottfried Galle descubrió el planeta.


Atmósfera de Neptuno



Se han observado en la atmósfera alta de Neptuno, brillantes nubes alargadas, similares a los cirros de la Tierra. A bajas latitudes norte, la nave Voyager capturó imágenes de bancos de nubes que proyectaban su sombra sobre las capas de nubes inferiores.

Los vientos más fuertes medidos en cualquiera de los planetas del sistema solar son los de Neptuno. La mayor parte de estos vientos soplan en dirección oeste, en sentido contrario a la rotación del planeta. Cerca de la Gran Mancha Oscura, los vientos soplan casi a 2.000 kilómetros por hora.

Urano y Neptuno tienen poco hidrógeno en comparación con los dos gigantes; Urano, también con una serie de anillos a su alrededor, se distingue porque su eje de rotación forma un ángulo de 8° con el plano de su órbita.


Cambios en Neptuno



Teniendo en cuenta que Neptuno es uno de los planetas más fríos y alejados del Sol, hablar de la "primavera" podría parecer exagerado, pero las más recientes imágenes obtenidas mediante el telescopio espacial Hubble casi permiten afirmarlo. Su hemisferio sur se muestra más brillante y los astrónomos piensan que se trata de un cambio estacional. Un año de Neptuno (una órbita completa alrededor del Sol) dura 165 años, así que cada estación se extiende por unos 40 años terrestres.

El seguimiento de la evolución de Neptuno, realizado durante seis años, ha permitido discernir que los cambios observados se aprecian sobre todo en las bandas nubosas, cuyo brillo y amplitud han crecido. Esto se debe a las variaciones estacionales de la luz solar que alcanza a este lejano planeta, de forma parecida a como ocurre en la Tierra.

En Neptuno se producen tormentas con vientos feroces que en ocasiones alcanzan los 1.500 km/h. Pero tal y como muestran las imágenes del Hubble, toda esta actividad no es constante, sino que sufre variaciones. Como la Tierra, Neptuno tendría cuatro estaciones. Cada hemisferio poseería un verano cálido y un invierno frío, con primaveras y otoños de transición entre ellos.


Tritón, Satélite de Neptuno



Tritón es, si no el más grande, uno de los mayores satélites del Sistema Solar. Tiene un diámetro de 2.700 km. y gira a 354. 760 km de Neptuno. Su órbita es circular, pero caracterizada por un movimiento retrógrado u horario. A causa de esta peculiaridad los astrónomos han formulado la hipótesis de que en una época Plutón, con una órbita particularmente excéntrica que atraviesa la de Neptuno, era también un satélite de Neptuno y que después, por efecto de un encuentro muy aproximado, haya sido lanzado lejos convirtiéndose en un planeta independiente, mientras Tritón permaneció girando alrededor de Neptuno pero con el movimiento orbital cambiado de directo en retrógrado.

Tritón sólo ha sido visitado por una sonda, la Voyager 2 el 25 de agosto de 1989. Casi todo lo que sabemos de Tritón proviene de ese encuentro. Tritón tiene atmósfera, aunque es extremadamente tenue, compuesta principalmente de nitrógeno con una pequeña fracción de metano. Una fina bruma se extiende hasta unos 5-10 km.

La temperatura en la superficie de Tritón es de -235 ºC, tan frío como Plutón. A esta temperatura el metano, nitrógeno y dióxido de carbono se encuentran en forma de hielo sólido. Hay muy pocos cráteres visibles; la superficie es relativamente joven. Casi todo el hemisferio sur está cubierto por un "casquete helado" de nitrógeno y metano congelado. Hay extensas crestas y valles formando complejos patrones por toda la superficie de Tritón. Probablemente son el resultado de los ciclos de hielo y deshielo.


Plutón



Plutón es el único planeta (historicamente hablando) que no ha sido visitado por una nave espacial, aunque se está obteniendo una creciente cantidad de información sobre este peculiar planeta. La singularidad de la órbita de Plutón, su relación rotacional con su satélite Caronte, su eje de rotación y las variaciones de luz hacen que el planeta tenga un cierto atractivo.

Plutón está más lejos del Sol que cualquiera de los otros planetas del sistema solar. Sin embargo, debido a la excentricidad de su órbita, está más cerca que Neptuno durante 20 de los 249 años terrestres que dura su viaje alrededor del Sol.

No existe, sin embargo, ninguna posibilidad de colisión, ya que la órbita de Plutón se inclina en más de 17,2° con respecto al plano de la eclíptica y nunca cruza, en realidad, el recorrido de Neptuno.


Superficie de Plutón



Esta es la recreación artística del primer mapa de la superficie del planetoide más remoto del sistema solar, Plutón. (Historicamente hablando) Se ha creado a partir de las imágenes obtenidas por el Hubble y confirma que Plutón tiene un cinturón ecuatorial oscuro y casquetes polares claros, tal como se deducía de las curvas de luz obtenidas desde la superficie terrestre durante los mutuos eclipses entre Plutón y Caronte a finales de la década de los 80.

Las variaciones de brillo en este mapa podrían ser debidas a rasgos topográficos como cuencas y cráteres de impacto frescos. Sin embargo, la mayor parte de los rasgos superficiales están probablemente producidos por una compleja distribución de los hielos que emigran a través de la superficie de Plutón con sus ciclos orbitales y estacionales y subproductos químicos precipitados de la atmósfera de Plutón compuesta de nitrógeno y metano.


Plutón y Caronte



Plutón fué el noveno planeta del Sistema Solar y el más alejado del Sol que se conoce. Plutón da una vuelta alrededor del Sol en 247,7 años a una distancia media de 5.900 millones de kilómetros. Su órbita es tan excéntrica que en ciertos puntos de su recorrido Plutón se encuentra más cerca del Sol que Neptuno. Pero no existe ninguna posibilidad de colisión, ya que la órbita de Plutón se inclina más de 17,2° con respecto al plano de la eclíptica y nunca cruza, en realidad, el recorrido de Neptuno.

Plutón solamente puede ser visto a través de grandes telescopios. Durante muchos años se ha sabido muy poco acerca de este planeta, pero en 1978 los astrónomos descubrieron un satélite relativamente grande girando alrededor de Plutón a una distancia aproximada de 19.000 km, y la llamaron Caronte. En 1994 el telescopio espacial Hubble permitió determinar el tamaño de Plutón y Caronte con mayor precisión. Plutón tiene un diámetro de unos 2.320 km y Caronte de 1.270 km aproximadamente, lo que los convierte en el planeta y satélite de tamaños más parecidos del Sistema Solar.

Plutón tiene una atmósfera tenue, probablemente de metano. Con una densidad aproximada de dos veces la del agua, Plutón es, aparentemente, más rocoso que los otros planetas exteriores del Sistema Solar. Esto puede ser el resultado del tipo de combinaciones químicas a baja temperatura y baja presión que tuvieron lugar durante la formación del planeta.


Rotación de Caronte



Esta imagen muestra cuatro fotos 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. La órbita de Caronte está anclada gravitacionalmente con Plutón, de tal forma que ambos cuerpos presentan al otro el mismo hemisferio de forma constante.

La composición de la superficie de Caronte es diferente de la de Plutón. El satélite parece estar cubierto con agua helada más que con nitrógeno. Las diferencias de densidad indican que Plutón y Caronte se crearon de forma independiente. Esto descarta la teoría de su formación como planeta doble.


Rotación de Plutón



El período de rotación de Plutón es de 6.387 días, igual que el de su satélite Caronte. Aunque es común que un satélite viaje alrededor de su primario siguiendo una órbita síncrona, Plutón es el único planeta que rota síncronamente con la órbita de su satélite. Debido a este anclaje mareal, Plutón y Caronte siempre presentan la misma cara uno a otro durante su viaje a través del espacio. Estas fotos del Telescopio Espacial Hubble demuestran la rotación del planeta.

Al contrario que la mayoría de los planetas, pero igual que Urano, Plutón rota con los polos casi en su plano orbital. El eje rotacional de Plutón está inclinado 122 grados. Cuando Plutón fue descubierto por primera vez, su relativamente brillante polo sur fue lo primero que se vió desde la Tierra. Plutón parecía apagarse a medida que nuestro punto de vista cambiaba desde la vista polar en 1954 hasta una vista ecuatorial en 1973.

Plutón es el único planeta del sistema solar que no ha sido visitado por ninguna astronave o sonda espacial, incluso el telescopio espacial Hubble tiene dificultades de observación. Gracias a precisas observaciones espectroscópicas de la luz reflejada por Plutón, se ha obtenido la confirmación de que la superficie del planeta está compuesta de metano en estado de hielo, a temperaturas inferiores a los 200°C bajo cero. Se cree que, además, contiene gran abundancia de nitrógeno helado con pequeñas cantidades de monóxido de carbono en las zonas brillantes de su superficie. Las áreas oscuras son todavía más desconocidas.

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MensajePublicado: Mon Jun 11, 2007 5:04 pm    Asunto: Responder citando

buenas tardes a tod@s. Espero que hayáis tenido un buen fin de semana.

Efemérides Astronómicas para hoy, lunes 11 de junio de 2007

1. Tránsito de la Gran Mancha Roja de Júpiter a las 00:25 TU. (Perfectamente visible desde España)

2. La Luna situada entre el asterismo de Aries y el planeta Marte.
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MensajePublicado: Mon Jun 11, 2007 5:24 pm    Asunto: Responder citando

vamos a seguir con unas cuantas imagenes mas, en este caso de montajes y cometas:

La Nave Stardust



Este dibujo muestra la nave espacial Stardust durante su encuentro con el cometa P/Wild 2. El objetivo primario de la misión del Stardust era volar sobre el cometa P/Wild 2 y recoger muestras de polvo y sustancias volátiles en la cola del cometa. Devolverá estas muestras a la Tierra para su estudio detallado. La misión también recogerá muestras de granos del polvo interestelar.

Otros objetivos implican fotografiar el núcleo del cometa y hacer un análisis preliminar de la composición química de las partículas de polvo. Las muestras de polvo interestelar, material de fuera de nuestro sistema solar, se examinarán cuidadosamente desde la Tierra.


Tamaño de los planetoides transneptunianos en comparación con la tierra y la luna



Esta imagen muestra la relación existente entre el tamaño de nuestro planeta, La Tierra, con la luna, Plutón y los nuevos cuerpos planetarios descubiertos recientemente, Quaoar y Sedna, aunque el diámetro exacto de este último todavía no ha sido confirmado.

Se sospecha que pueden haber muchos más cuerpos que orbitan como planetas alrededor del Sol, en el cinturón de Kuiper o más alejados, aunque la enorme distancia y su pequeño tamaño hacen muy dificil la detección de estos posibles planetas.


Asteroide Eros



Girando alrededor del Sol entre Marte y la Tierra, el asteroide 433 Eros fue visitado por la astronave robótica NEAR-Shoemaker en febrero de 2000.

Mediciones de alta resolución de la superficie hechas por el Telémetro Láser de la NEAR (NLR por sus siglas en inglés) han sido combinadas en la visualización de esta imagen basándose en el modelo en 3D obtenido de la roca espacial dando vueltas.

La sonda NEAR permitió a los científicos descubrir que Eros es un sólo cuerpo sólido, que su composición es prácticamente uniforme, y que se formó durante los años tempranos de nuestro Sistema Solar. No obstante, quedan todavía algunos misterios, incluyendo por qué algunas rocas en la superficie se han desintegrado.

El 12 de febrero de 2001 la misión NEAR llegó a un final impactante cuando aterrizó por colisión en la superficie del asteroide, sobreviviendo lo bastante bien como para enviar de regreso un análisis de la composición de la superficie regolítica. A menos que sea revivida por la NASA, la sonda NEAR probablemente permanecerá en el asteroide por miles de millones de años como un monumento al ingenio humano al final del tercer milenio.


Satélites y planetas



Ganimedes es el satélite más grande de Júpiter y el más grande de nuestro sistema solar. Si Ganimedes orbitase alrededor del sol en vez de hacerlo alrededor de Júpiter podría ser clasificada como un planeta. En esta imagen se compara su diámetro con el de otros cuerpos del Sistema Solar, entre los que se encuentran dos planetas, Mercurio y Plutón.

Algunos sistemas planetarios reproducen la estructura de pequeños sistemas solares, en particular los de los planetas mayores que suelen tener algunos satélites de tamaño considerable. Las excepciones son dos: nuestra luna, demasiado grande para la Tierra, y Caronte, el satélite de Plutón.


Dibujo del cinturón de Kuiper



El cinturón de Kuiper es una región del Sistema Solar situada a una distancia entre 30 y 100 veces la que separa la Tierra del Sol, que contiene miles de objetos pequeños congelados que son, de hecho, cometas con órbitas elípticas que se acercan al Sol de manera periódica. Mientras éste los calienta, desarrollan largas colas compuestas de polvo y gases que salen de sus núcleos helados. Mientras se encuentran alejados del Sol, podrían tener un aspecto como el que muestra el dibujo.

Los cometas se encuentran en torno al Sol en dos grandes grupos: el cinturón de Kuiper y la nube de Oort. El primero es un anillo situado más allá de la órbita de Neptuno, con unos mil millones de cometas, la mayoría con periodos inferiores a 500 años. La nube de Oort es, en teoría, una capa esférica de cometas situada hacia la mitad de la distancia entre el Sol y la heliopausa.

Plutón, que por motivos históricos suele clasificarse como planeta, debería considerarse más bien un ejemplo extremo de los supercometas helados típicos del cinturón de Kuiper. En el dibujo puede observarse, arriba a la izquierda, el lejano Sol.


El cometa Ikeya-Zhang



Los cometas son pequeños cuerpos sólidos que viajan por el Sistema Solar y que están constituidos, básicamente, por hielo de agua y pequeños granos de polvo. Cuando se encuentran cerca del Sol, el calor calienta los hielos provocando que se evaporen. El gas producido arrastra consigo los granos de polvo, formándose las espectaculares colas, como la que se puede ver en la fotografía. Lo que se ve en la foto no es otra cosa que la luz del Sol dispersada por los minúsculos granos de polvo que son arrastrados por el gas liberado.

El cometa Ikeya-Zhang fue descubierto el 1 de febrero de 2002, de manera independiente y simultánea, por un astrónomo aficionado de Japón, Karou Ikeya y otro de China, Daqing Zhang. Su brillo era sólo ligeramente inferior al que tuvo el cometa Halley en 1986. Después empezó a alejarse del Sol, por lo que su brillo ha disminuido progresivamente. El día 28 de abril de 2002 realizo su máxima aproximación a la Tierra, pasando a 60,5 millones de kilómetros de ella.

Actualmente, poco más se conoce de este cometa. Cálculos precisos de su órbita, realizados en el Minor Planet Center de Japón y en el Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, sugieren que el cometa Ikeya-Zhang puede ser uno ya observado en 1661, cuando aún no se sabía que los cometas visitan la parte más interna del Sistema Solar de manera periódica. De ser cierta esta coincidencia, este cometa nos visitará cada 341 años.

Desde el punto de vista astronómico los cometas son muy importantes pues pueden considerarse fósiles de la formación del Sistema Solar. Los cometas formaron parte de la nube de material primigénio que originó los planetas, por tanto, entender su composición y dinámica supone un gran avance hacia la comprensión de cómo se formó nuestro sistema solar. La importancia de los cometas queda manifiesta si pensamos que las agencias espaciales Norteamericana y Europea están desarrollando programas espaciales para alcanzar cometas.


Foto del cometa Linear



El cometa Linear C/1999 S4 se descubrió el mes de octubre de 1999 cuando aún estaba a la altura de la órbita de Júpiter por el sistema de seguimiento y detección automática de objetos cercanos a la Tierra, conocido como LINEAR.

En un principio se calculó que el cometa podría tener un núcleo de entre uno y dos kilómetros de diámetro y es muy probable, tal y como se ha comportado según se ha ido acercando al perihelio, que sea la primera (y última) vez que visita las cercanías del Sol. No obstante, algunos investigadores piensan que el núcleo del cometa podría no tener más de 200 a 300 metros de diámetro.

Cuando se descubrió el cometa y se calcularon su órbita y efemérides se vio que durante el mes de Julio de 2000 podía alcanzar la magnitud aparente 3.5 y, con ello, ser visible a simple vista. Durante el mes de Enero de 2000 el cometa brilló en torno a la magnitud 14 y en Marzo alcanzó la 13. Una vez transcurrido el período de invisivilidad por la conjunción, en Mayo, sólo dos meses antes de su perigeo y perihelio, el 1999 S4 LINEAR fue observado con una magnitud 11, al alcance, pues, de los telescopios de media a pequeña abertura.

En Junio alcanzó la 9ª y desde finales de ese mes fue incrementando rápidamente su luminosidad hasta brillar en torno a la magnitud 5. 5 en Julio, en las fechas cercanas a su paso por el perihelio.


Foto del cometa West



Los cometas son uno de los fenómenos astronómicos más estudiados a causa de su espectacularidad. En las crónicas de los pasados siglos, están descritos como astros imprevisibles que tienen el aspecto de una estrella rodeada por una tenue nebulosidad o cabellera y seguida por una cola más o menos larga.

Los cometas son cuerpos que giran alrededor del Sol de manera similar a los planetas, pero en órbitas elípticas muy alargadas En cuanto a sus dimensiones y a su estructura, sólo desde 1950 a hoy ha sido posible precisar la física y la química de los cometas: se trata de conglomerados de hielo con diámetros de pocos kilómetros que, en proximidad del Sol, a causa del calor absorbido, liberan en el espacio grandes cantidades de gas, con el que se forman los espectaculares atributos visibles del cometa: la cabellera y la cola.

Se considera la posibilidad de que los cometas sean los primeros conglomerados de gases y polvos que se condensaron, hace cinco mil millones de años, en los bordes de la nebulosa primordial que dio origen al Sol y a los planetas, es decir, figuran entre los objetos más antiguos de nuestro Sistema Solar.

El cometa West de 1976 fue el cometa más brillante de los últimos años y parece ser que alcanzó, aunque durante muy poco tiempo, una magnitud de -3.5 en torno a su punto del perihelio. Sin embargo, en aquel momento el cometa West estaba demasiado cerca del sol para verse a simple vista, y sólo pudo verse con un telescopio. La foto del Cometa West muestra dos colas diferentes. La cola de plasma azul fino está compuesta por gases y la cola ancha blanca esta compuesta por partículas microscópicas de polvo.


El Cometa Hyakutake



Estas fotos del Cometa Hyakutake fueron hechas desde el Telescopio Espacial Hubble el 25 de Marzo de 1996, cuando el cometa pasó a una distancia de 15 millones de kilómetros de la Tierra. Las imágenes se centran en una región muy pequeña cercana al corazón del cometa, el congelado núcleo sólido y nos muestran una vista excepcionalmente clara de esta región del cometa.

Las regiones heladas del núcleo se activan a medida que son iluminadas por la luz del Sol, lanzando grandes cantidades de polvo en forma de cola. La luz del Sol que incide sobre el polvo le da la vuelta y lo empuja hacia el hemisferio que mira hacia la cola.

El cometa fue descubierto por un astrónomo amateur japonés, llamado Yuji Hyakutake. El cometa que descubrió hoy lleva su nombre. El descubrimiento fue confirmado rápidamente por otros astrónomos en Japón y la noticia fue publicada mundialmente unos días mas tarde.


El cometa Halle-Bopp



El cometa Hale-Bopp, el gran cometa de 1997, constituyó una visión fuera de serie, dándonos la oportunidad de un espectáculo celeste memorable.

En esta fotografía, tomada el 6 de abril de 1997, el cometa Hale-Bopp fue capturado desde la reserva Cueva India, en el Parque Nacional de la Yuca, en California, EEUU. Para iluminar las rocas de la cueva se utilizó luz intermitente durante los seis minutos que duró la exposición.


El cometa Halle-Bopp (II)



Esta foto del cometa Hale-Bopp fue tomada el 15 de marzo de 1977 desde el Tierra Del Sol Observatory en San Diego, mediante una exposición de 25 minutos. Muestra una cola muy densa y brillante formando un remolino a partir del núcleo.

El chorro de luz a lo largo de la espiral podría ser un pedazo de la corteza helada del cometa que fue lanzada al espacio por una combinación de la evaporación del hielo y la rotación del cometa, y que luego se desitengró en un nube brillante de partículas.

Los escombros trazan una espiral a medida que se separan porque el núcleo rota como un aspersor, completando una rotación por semana.

El cometa permaneció visible durante un periodo excepcionalmente largo, lo que permitió realizar importantes investigaciones sobre estos cuerpos celestes. Por ejemplo, los astrónomos descubrieron en el Hale-Bopp una tercera cola (aparte de las de gas y polvo), no observable a simple vista, compuesta de átomos de sodio.


El cometa Hallye



El periodo medio de la órbita del cometa Halley es de 76 años, pero no se pueden calcular las fechas con exactitud ya que la garvedad de los planetas mayores altera el periodo del cometa en cada vuelta. La órbita del Halley es retrógrada e inclinada 18 grados respecto de la eclíptica. Y, como la de todos los cometas, altamente excéntrica.

El núcleo del cometa Halley mide aproximadamente 16 x 8 x 8 kilómetros. El núcleo del Halley es muy oscuro: su albedo es de sólo 0.03, por lo que es más negro que el carbón y uno de los objetos más oscuros del sistema solar. La densidad del núcleo del Halley es muy baja: unos 0.1 gramos/cm3, indicando que probablemente es poroso, quizá debido a la gran cantidad de polvo que queda después de que los hielos se sublimen.

El Halley es casi único entre los cometas, ya que es a la vez grande y activo, y tiene una órbita regular y bien definida. Ésto lo convierte en un objetivo relativamente fácil para los astrónomos, aunque no es el más representativo de los cometas.

El cometa Halley volverá a acercarse al Sol en el año 2061.

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