Planetas del sistema solar

Planetas del sistema solar


Que es el sistema solar


El Sistema Solar es un sistema planetario de la galaxia Vía Láctea que se encuentra en uno de los brazos de ésta, conocido como el Brazo de Orión.
Está formado por el Sol, que le da su nombre, y ocho planetas, más el conjunto de cuerpos que orbitan a su alrededor al igual que el espacio interplanetario comprendido entre ellos. En la actualidad se conocen también más de mil sistemas planetarios orbitando alrededor de otras estrellas, y más de tres estrellas en las que se ha detectado la presencia de al menos un planeta.

Caracteristicas
Los planetas, la mayoría de los satélites y todos los asteroides orbitan alrededor del Sol, en la misma dirección siguiendo órbitas elípticas en dirección antihoraria si se observa desde encima del polo norte del Sol. El plano aproximado en el que giran todos estos cuerpos se denomina eclíptica. Algunos objetos orbitan con un grado de inclinación especialmente elevado, como Plutón con una inclinación con respecto al eje de la eclíptica de 18º.

Planeta:

tierra


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

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

Mercurio:

Planeta


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


Venus:

Marte


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

Tierra:

Sistema Solar


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

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

Movimiento

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

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

Composición

Se puede considerar que la Tierra se divide en cinco partes: la primera, la atmósfera, es gaseosa; la segunda, la hidrosfera, es líquida; la tercera, cuarta y quinta, la litosfera, el manto y el núcleo son sólidas. La atmósfera es la cubierta gaseosa que rodea el cuerpo sólido del planeta. Aunque tiene un grosor de más de 1.100 km, aproximadamente la mitad de su masa se concentra en los 5,6 km más bajos. La litosfera, compuesta sobre todo por la fría, rígida y rocosa corteza terrestre, se extiende a profundidades de 100 km. La hidrosfera es la capa de agua que, en forma de océanos, cubre el 70,8% de la superficie de la Tierra. El manto y el núcleo son el pesado interior de la Tierra y constituyen la mayor parte de su masa.

La hidrosfera se compone principalmente de océanos, pero en sentido estricto comprende todas las superficies acuáticas del mundo, como mares interiores, lagos, ríos y aguas subterráneas. La profundidad media de los océanos es de 3.794 m, más de cinco veces la altura media de los continentes. La masa de los océanos es de 1.350.000.000.000.000.000 (1,35 × 1018) toneladas, o el 1/4.400 de la masa total de la Tierra.

Las rocas de la litosfera tienen una densidad media de 2,7 veces la del agua y se componen casi por completo de 11 elementos, que juntos forman el 99,5% de su masa. El más abundante es el oxígeno (46,60% del total), seguido por el silicio (27,72%), aluminio (8,13%), hierro (5,0%), calcio (3,63%), sodio (2,83%), potasio (2,59%), magnesio (2,09%) y titanio, hidrógeno y fósforo (totalizando menos del 1%). Además, aparecen otros 11 elementos en cantidades del 0,1 al 0,02%. Estos elementos, por orden de abundancia, son: carbón, manganeso, azufre, bario, cloro, cromo, flúor, circonio, níquel, estroncio y vanadio. Los elementos están presentes en la litosfera casi por completo en forma de compuestos más que en su estado libre.

La litosfera comprende dos capas (la corteza y el manto superior) que se dividen en unas doce placas tectónicas rígidas (véase Tectónica de placas). La corteza misma se divide en dos partes. La corteza siálica o superior, de la que forman parte los continentes, está constituida por rocas cuya composición química media es similar a la del granito y cuya densidad relativa es de 2,7. La corteza simática o inferior, que forma la base de las cuencas oceánicas, está compuesta por rocas ígneas más oscuras y más pesadas como el gabro y el basalto, con una densidad relativa media aproximada de 3.

La litosfera también incluye el manto superior. Las rocas a estas profundidades tienen una densidad de 3,3. El manto superior está separado de la corteza por una discontinuidad sísmica, la discontinuidad de Mohorovicic, y del manto inferior por una zona débil conocida como astenosfera. Las rocas plásticas y parcialmente fundidas de la astenosfera, de 100 km de grosor, permiten a los continentes trasladarse por la superficie terrestre y a los océanos abrirse y cerrarse.

El denso y pesado interior de la Tierra se divide en una capa gruesa, el manto, que rodea un núcleo esférico más profundo. El manto se extiende desde la base de la corteza hasta una profundidad de unos 2.900 km. Excepto en la zona conocida como astenosfera, es sólido y su densidad, que aumenta con la profundidad, oscila de 3,3 a 6. El manto superior se compone de hierro y silicatos de magnesio como el olivino y la parte inferior de una mezcla de óxidos de magnesio, hierro y silicio.

La investigación sismológica ha demostrado que el núcleo tiene una capa exterior de unos 2.225 km de grosor con una densidad relativa media de 10. Esta capa es probablemente rígida y los estudios demuestran que su superficie exterior tiene depresiones y picos, y estos últimos se forman donde surge la materia caliente. Por el contrario, el núcleo interior, cuyo radio es de unos 1.275 km, es sólido. Se cree que ambas capas del núcleo se componen en gran parte de hierro con un pequeño porcentaje de níquel y de otros elementos. Las temperaturas del núcleo interior pueden llegar a los 6.650 °C y se considera que su densidad media es de 13.

Fluido térmico interno

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

Edad y origen de la Tierra

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

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

Magnetismo terrestre

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

Polos magnéticos

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

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

Teoría de la dinamo

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

Intensidad del campo

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

Paleomagnetismo

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

Modificaciones magnéticas

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

Electricidad terrestre

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

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

Corrientes de la Tierra

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

La carga de la superficie de la Tierra

La superficie de la Tierra tiene carga eléctrica negativa. Aunque la conductividad del aire cerca de la Tierra es pequeña, el aire no es un aislante perfecto y la carga negativa se consumiría con rapidez si no se repusiera de alguna forma.

Cuando se han realizado mediciones con buen tiempo, se ha observado que un flujo de electricidad positiva se mueve hacia abajo desde la atmósfera hacia la Tierra. La causa es la carga negativa de la Tierra, que atrae iones positivos de la atmósfera. Aunque se ha sugerido que este flujo descendente puede ser contrarrestado por flujos positivos ascendentes en las regiones polares, la hipótesis preferida hoy es que la carga negativa se traslada a la Tierra durante las tormentas y que el flujo descendente de corriente positiva durante el buen tiempo se contrarresta con un flujo de regreso de la corriente positiva desde zonas de la Tierra que experimentan tiempo tormentoso. Se ha comprobado que la carga negativa se traslada a la Tierra desde nubes de tormenta y la relación en la que las tormentas desarrollan energía eléctrica es suficiente para reponer la carga de la superficie. Además, la frecuencia de tormentas parece ser mayor durante el día, cuando la carga negativa aumenta con mayor rapidez.

Marte:

Planetas del sistema solar


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

Deimos Satélite de Marte, situado a una distancia del centro del planeta de 20.000 km. Tiene un diámetro del orden de 10 km y una magnitud visual máxima de 12. Su período de revolución es de 1 día, 6 horas, 17 minutos y 55 segundos.

Fobos (ASTR.) Satélite de Marte, situado a una distancia media del centro del planeta de 9.370 km. Tiene un diámetro medio de aproximadamente 15 km y una magnitud visual máxima de 11,5. Su período de revolución es de 7 horas y 39 minutos.

Júpiter:

tierra


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

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

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

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

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

Carmé (ASTR.) Undécimo satélite de Júpiter que, con un diámetro de 20 km, orbita a una distancia de 20.818.000 km del planeta con un período de revolución de 600 días. Tiene una magnitud de 19.

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

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

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

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

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

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

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

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

Saturno:

Planeta


Saturno es el sexto planeta desde el Sol y el segundo más grande del Sistema Solar con un diámetro ecuatorial de 119,300 kilómetros (74,130 millas). Gran parte de lo que sabemos sobre este planeta es debido a las exploraciones Voyager en 1980-81. Saturno está claramente achatado en los polos, como resultado de la rápida rotación del planeta alrededor de su eje. Su día dura 10 horas, 39 minutos y tarda 29.5 años terrestres en completar su órbita alrededor del Sol.

La atmósfera está básicamente compuesta por hidrógeno con pequeñas cantidades de helio y metano. Saturno es el único planeta cuya densidad es inferior a la del agua (aproximadamente un 30% menos). Si fuese posible encontrar un océano lo suficentemente grande, Saturno flotaría en él. El color amarillo del nuboso Saturno está marcado por anchas bandas atmosféricas similares, pero más tenues, que las encontradas en Júpiter.

El viento sopla a grandes velocidades en Saturno. Cerca del ecuador, alcanza velocidades de 500 metros por segundo (1,100 millas por hora). El viento sopla principalmente hacia el este. Los vientos más fuertes se encuentran cerca del ecuador y su velocidad disminuye uniformemente a medida que nos alejamos de él. A latitudes por encima de los 35 grados, los vientos alternan su dirección de este a oeste según aumenta la latitud.

El sistema de anillos de Saturno hace de él uno de los objetos más bonitos del sistema solar. Los anillos están descompuestos en un número de partes diferentes: los anillos brillantes A y B y un anillo C más ténue.

Los anillos de Saturno están formados de hielo y roca. No son sólidos, sino consisten de pequeños pedazos de material congelado en una capa de cientos de pies de grueso. Los anillos se pudieron haber configurado al mismo tiempo que Saturno, o más tarde cuando algunas de las lunas de Saturno chocaron entre sí o fueron golpeadas por un cometa o asteroide, destruyéndose para constituir los fragmentos que vemos hoy en día.

Los anillos de Saturno, se acepta en la actualidad que son los restos de algo que explotó, aunque todo queda como tantas cosas en el Universo, en teorías defendidas a ultranza por muchos investigadores. Están formados por rocas y piezas de hielo, y por eso bien pudieran ser los restos de un satélite que se acercó a Saturno y se estrelló sobre su superficie, rompiéndose en millones de millones (billones) de fragmentos

Saturno no es un planeta muy denso; esto es, los materiales que lo forman no están comprimidos como en otros planetas. La densidad de Saturno, de hecho, es menos que la del agua. Si se pudiera sumergir el planeta entero en agua, flotaría. El planeta consiste principalmente de hidrógeno y helio, y como Júpiter, su atmósfera también contiene metano.

Aunque las nubes en Saturno no son tan impresionantes como las de Júpiter, sí cambian, un fenómeno que los astrónomos estudian. Los vientos causados por la rotación de Saturno propulsan las nubes para que formen bandas horizontales alrededor del planeta. Estos vientos alcanzan velocidades de 1,100 millas por hora (1770 km/h) en el ecuador de Saturno.

Saturno tiene por lo menos 20 lunas que han sido descubiertas hasta ahora, más que cualquier otro planeta en el sistema solar. Al igual que las lunas de Júpiter, las de Saturno tienen características singulares. Por ejemplo, Titán, cuyo tamaño es mayor que el planeta Mercurio, tiene una atmósfera de nitrógeno, y es posible que esté cubierta por inmensos lagos u océanos de metano líquido. La luna Iapetus es de un color claro y contiene hielo en un lado y polvo y oscuridad del otro lado. Mimas, una luna pequeña, fue impactada por un asteroide que casi partió a la luna en pedazos. Enceladus, la luna que sigue después de Mimas, tiene una brillante capa de hielo. De vez en cuando es posible que volcanes arrojen hielo y agua desde el interior de la luna.

Urano:

Marte


Planeta exterior del sistema solar, situado más allá de la órbita de Saturno, que dista 19 u.a. del Sol, alrededor del cual describe cada 84,01 años (año uraniano) una órbita elíptica. Su diámetro ecuatorial es de 51.200 km mientras que el diámetro polar mide 49.200 km, por lo que su radio medio vale 25.600 km. Tiene una masa igual a 14,5 masas terrestres y una densidad media de 1,24. Gira con un período de 17,24 horas alrededor de su eje de rotación, situado casi exactamente en el plano de su órbita antihoraria alrededor del Sol, formando un ángulo de 98° respecto de la vertical al plano de ésta. Los datos relativos a su tamaño y densidad media sugieren que su interior está constituido básicamente por un núcleo formado por rocas y elementos pesados, rodeado a su vez por una densa atmósfera cuyas capas superficiales constan de una mezcla de hidrógeno y helio. La presencia de otras sustancias da lugar a la formación de nubes de cristales de hielo. Por su parte, las responsables de la tonalidad azul verdosa son las nubes de metano que contiene su envoltura gaseosa. En zonas más próximas al planeta, se encuentran capas formadas por sustancias con un punto de congelación más elevado, tales como agua, amoníaco e hidrosulfuro de amonio. Las nubes de metano, que se estructuran formando una serie de bandas apenas perceptibles, son arrastradas por vientos, similares a los terrestres, que circulan de E a O. La temperatura, en los polos y en el ecuador del planeta, es de -232 °C y desciende hasta uno o dos grados en latitudes medias. La sonda «Voyager II» confirmó la existencia de hasta 9 anillos y descubrió la presencia de más de un centenar de bandas que desde la Tierra resultan casi transparentes e invisibles. Los anillos, estrechos y muy oscuros, no son circulares y algunos se encuentran fuera del plano del ecuador. Con anchuras que oscilan entre 1 y 100 km, están constituidos por partículas de dimensiones comprendidas entre los pocos centímetros y varios metros, mientras que por su parte el polvo que forma las bandas apenas supera las dos centésimas de milímetro. En el interior de la zona de anillos se descubrieron 10 nuevos satélites, que constituyen probablemente la fuente de las partículas que los forman.

Ariel Satélite de Urano, con un diámetro de 1.330 km, situado a una distancia media del centro del planeta de 191.020 km. Con una magnitud de 14,4, su órbita tiene una inclinación de 0,003 y una excentricidad de 0,3°. Su período de revolución es de 2.520 días.

Miranda Satélite de Urano, situado a una distancia media del centro del planeta de 129.900 km. Tiene un diámetro de aproximadamente 500 km y una magnitud visual máxima de 16,5. Su período de revolución es de 1 día, 24 horas, 46 minutos y 48 segundos.

Oberón Satélite de Urano, situado a una distancia media del centro del planeta de 586.200 km. Tiene un diámetro de aproximadamente 1.600 km y una magnitud visual máxima de 14,2. Su período de revolución es de 13 días, 11 horas y 24 minutos.

Titania Satélite de Urano, situado a una distancia media del centro del planeta de 438.700 km. Tiene un diámetro de aproximadamente 1.700 km y una magnitud visual máxima de 14,0. Su período de revolución es de 8 días, 16 horas y 56 minutos.

Umbriel Satélite de Urano, situado a una distancia media del centro del planeta de 267.200 km. Tiene un diámetro de aproximadamente 700 km y una magnitud visual máxima de 15,8. Su período de revolución es de 4 días, 3 horas y 37 minutos.

Neptuno:

Sistema Solar


Octavo planeta del sistema solar, distante 30.142 u.a. del Sol, alrededor del cual describe cada 164,8 años una órbita elíptica a lo largo de un plano que forma 1,8° con el de la eclíptica. Su diámetro ecuatorial es de 49.500 km y presenta un achatamiento muy pequeño. Tiene una masa 17,2 veces la de la Tierra y una densidad de 1,71 g/cm³. La atmósfera del planeta está compuesta fundamentalmente por hidrógeno, helio y metano y presenta una temperatura de -217 °C. Neptuno emite señales radioeléctricas, que han permitido determinar su período de rotación (16 h 3 min) con toda exactitud. Fue explorado por la sonda interplanetaria «Voyager II» (agosto de 1989), lo que permitió captar imágenes del planeta y de sus dos satélites (Nereida y Tritón). Es de color azul grisáceo y presenta una mancha azul de grandes dimensiones situada en el ecuador planetario, de características semejantes a la Gran Mancha Roja de Júpiter. Asimismo, en su atmósfera se han registrado vientos con velocidades de hasta 1.120 km/h y se han descubierto varios anillos y seis nuevos satélites naturales (con diámetros comprendidos entre 50 y 200 km). También ha sido posible observar la evolución de formaciones de nubes en la ionosfera planetaria.

Nereida (ASTR.) Satélite de Neptuno, situado a una distancia media del centro del planeta de 5.560.000 km. Tiene un diámetro de aproximadamente 300 km y una magnitud visual máxima de 19,5. Su período de revolución es de 359 días y 14 horas.

Tritón (ASTR.) Satélite de Neptuno, situado a una distancia media del centro del planeta de 354.000 km. Tiene un diámetro de aproximadamente 5.000 km y una magnitud visual máxima de 13,6. Su período de revolución es de 5 días, 21 horas, 2 minutos y 40 segundos.

Plutón:

Planetas del sistema solar

Noveno planeta del sistema solar, el más alejado de su centro, descubierto en 1930 por el astrónomo estadounidense C. W. Tombaugh. Dista 29,58 y 49,30 u.a. del Sol, alrededor del cual describe cada 247,7 años una órbita elíptica a lo largo de un plano que forma 17,2° con el de la eclíptica. Su diámetro ecuatorial es de 2.300 km y presenta un achatamiento muy pequeño. Tiene una masa 0,003 veces la de la Tierra y una densidad de 2 g/cm³, lo que hace suponer que posee un núcleo rocoso rodeado por un manto líquido. Gira con un período de 6 días y 9 horas alrededor de su eje de rotación. Su atmósfera está compuesta fundamentalmente por argón, metano, nitrógeno, oxígeno, monóxido de carbono y trazas de otros gases, siendo la temperatura de unos -230 °C. Posee un satélite, Caronte (descubierto por Christy en 1978), cuyo radio mide unos 593 km y que describe una órbita a unos 20.000 km de distancia del centro del planeta. Plutón se diferencia mucho del resto de los planetas del sistema solar, debido a que su órbita es más excéntrica y está más inclinada con respecto de la eclíptica que la de cualquiera de los demás planetas. Las observaciones astronómicas realizadas durante los últimos años, si bien han confirmado algunas de sus características físicas principales, no han permitido obtener un conocimiento exhaustivo del planeta, por lo que se desconocen por ahora algunos datos acerca de su atmósfera, magnetosfera, etc. Debido al hecho de que su estructura aparece muy semejante a la de Tritón (el gran satélite de Neptuno), algunos especialistas sospechan que la formación de ambos astros se produjo en regiones más remotas del sistema solar y que, mientras que el primero fue capturado por Neptuno, el segundo llegó a ocupar una órbita estable del sistema. En cuanto al tipo de sistema formado por Plutón y Caronte, dado que este último gira sincrónicamente con el planeta y tiene un diámetro que es la mitad del radio del primero, en la actualidad se acepta que los dos cuerpos constituyen una especie de planeta doble.

Caronte (ASTR.) Satélite de Plutón, de 2.000 km de diámetro, que orbita a una distancia de 19.000 km del planeta. Descubierto en 1978, tiene un período de 6,386 días y describe una órbita con una inclinación de 65° respecto de la del planeta. Con una magnitud de 16,9, su albedo es de 0,2 y su densidad vale 0,5.

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3 comentarios - Planetas del sistema solar

@nikom_12 Hace más de 4 años
+10
@markil200 Hace más de 4 años
buena informacion
buenas fotos
BUEN POST!
@ame47 Hace más de 3 años