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Evento Tunguska

El Evento de Tunguska fue una explosión aérea de muy alta potencia ocurrida sobre las proximidades del río Podkamennaya en Tunguska (Evenkía, Siberia, Rusia), en la posición 60°55′N 101°57′E a las 7:17 del día 30 de Junio de 1908.

El fenómeno de Tunguska alentó más de 30 hipótesis y teorías de lo ocurrido. La detonación, similar a la de un arma termonuclear de elevada potencia, ha sido atribuida a un cometa o a un asteroide. Debido a que no se ha recuperado ningún fragmento, se maneja la teoría de que fue un cometa formado por hielo. Al no alcanzar la superficie, no se produjo cráter o astroblema.

Tunguska lugar de impacto

El bólido, de unos 60 – 190 metros de diámetro, detonó en el aire. La explosión fue detectada por numerosas estaciones sismográficas y hasta por una estación barográfica en el Reino Unido debido a las fluctuaciones en la presión atmosférica que produjo. Incendió y derribó árboles en un área de 2.150 km², rompiendo ventanas y haciendo caer a la gente al suelo a 400 kilómetros de distancia. Durante varios días, las noches eran tan brillantes en partes de Rusia y Europa que se podía leer tras la puesta de sol sin necesidad de luz artificial. En los Estados Unidos, los observatorios del Monte Wilson y el Astrofísico del Smithsonian observaron una reducción en la transparencia atmosférica de varios meses de duración, en lo que se considera el primer indicio de este tipo asociado a explosiones de alta potencia.

La energía liberada se ha establecido, mediante el estudio del área de aniquilación, en aproximadamente 30 megatones. Si hubiese explotado sobre zona habitada, se habría producido una masacre de enormes dimensiones. Según testimonios de la población tungus, la etnia local nómada de origen mongol dedicada al pastoreo de renos, que lo vio caer, “brillaba como el Sol”. Informes del distrito de Kansk (a 600 kilómetros del impacto), describieron sucesos tales como barqueros precipitados al agua y caballos derribados por la onda de choque, mientras las casas temblaban y en los estantes los objetos de loza se rompían. El maquinista del ferrocarril Transiberiano detuvo su tren temiendo un descarrilamiento, al notar que vibraban tanto los vagones como los raíles.

“Si se desea iniciar una conversación con alguien dentro del ambiente de los asteroides, lo único que se debe mencionar es Tunguska”, dice Don Yeomans, director de la Oficina de Objetos Cercanos a la Tierra (NEO, por su sigla en idioma inglés), en el Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA. “Es la única entrada de un meteoroide en tiempos modernos de la cual tenemos narraciones presenciales”.

A pesar de que el impacto ocurrió en 1908, la primera expedición científica que llegó al área lo hizo 19 años después. En 1921, Leonid Kulik, el conservador principal de la colección de meteoritos del Museo de San Petersburgo condujo una expedición a Tunguska. El clima permitió que la alteración de las huellas del impacto fuera muy poca. Hallaría un área de devastación de 60 kilómetros de diámetro, pero ningún indicio de cráter, lo que le resultó sorprendente. En los años siguientes hubo varias expediciones más 1927, una nueva expedición, liderada otra vez por Kulik, logró finalmente alcanzar la meta. En 1938, Kulik realizó fotografías aéreas de la zona, lo que puso en evidencia una estructura del área de devastación en forma de “alas de mariposa”. Esto indicaría que se produjeron dos explosiones sucesivas en línea recta.

Leonid Kulik

Leonid Kulik, principal investigador del bólido de Tunguska.

En los años 50 y 60, otras expediciones hallaron microlitos cristalinos muy ricos en níquel e iridio enterrados por toda la zona, lo que refuerza la teoría de que pudo tratarse de un objeto natural de origen extraterrestre. También se encontraron pequeñas partículas de magnetita.

Una expedición italiana que viajó a la zona en 1999 ha anunciado en 2007 que ha encontrado un cráter (el lago Cheko) asociado al suceso. Se trataría de un cráter de unos 50 metros de profundidad y 450 de diámetro localizado a 5 kilómetros del epicentro de la explosión. Los científicos afirman que han estudiado anomalías gravitatorias y muestras del fondo del lago que revelan este origen. Además, no hay testimonios ni mapas que avalen la existencia de este lago con anterioridad a 1908. Creen que se trataría de un fragmento menor del cuerpo impactante (cometa o asteroide) y que chocó a velocidad reducida. No obstante, los resultados de esta expedición no son definitivos, puesto que habría que obtener muestras más profundas. Algunos científicos han puesto en duda esta hipótesis, ya que consideran extraño que se generara sólo un cráter menor, en vez de un gran cráter (como el Cráter del Meteorito, en Arizona) o un rosario de pequeños cráteres (como el meteorito de Meteorito de Sijoté-Alín, en Rusia, o Campo del Cielo en Argentina), además existen árboles en el lago que aparentan tener más de cien años.

“Al principio, los habitantes de la zona se mostraban renuentes a contarle a Kulik acerca del evento”, dijo Yeomans. “Ellos creían que la explosión había sido una visita del dios Ogdy, que le había echado una maldición al área derribando árboles y matando animales”. Aunque se hizo muy difícil obtener testimonios de lo sucedido, la evidencia abundaba alrededor.

“Esos árboles sirvieron como marcadores ya que señalaban la dirección directamente opuesta al epicentro de la explosión”, dijo Yeomans. “Más tarde, cuando el equipo llegó al lugar del epicentro, descubrió que los árboles estaban de pie, pero con sus ramas y sus cortezas completamente removidas. Parecía un bosque de postes de teléfono”.

Eso requiere ondas de expansión de rápido movimiento capaces de romper las ramas de un árbol antes de que éstas puedan transferir el impulso del impacto al tronco. Treinta y siete años después de la explosión de Tunguska, se encontrarían árboles sin ramas en el lugar de otra fuerte explosión: Hiroshima, Japón.

Árboles calcinados y derribados en la zona de Tunguska tras la explosión.

Las expediciones de Kulik (quien viajó a Tunguska en tres ocasiones distintas) lograron hacer, finalmente, que algunos vecinos de la localidad hablaran. Uno de ellos fue el hombre del establecimiento en Vanavara, quien fue testigo de la explosión de calor mientras era despedido de su silla. Su testimonio: “De pronto, en el cielo norteño… el cielo se partió en dos y, sobre el bosque, toda la parte norte del firmamento parecía cubierta por fuego… En ese momento, hubo un estallido en el cielo y un gran estrépito… Al estrépito lo siguió un sonido como de piedras que caían desde el cielo o de pistolas que disparaban. La tierra tembló”.

2.100 kilómetros cuadrados de bosque quedaron partidas en dos. Ochenta millones de árboles yacían a ambos lados, derribados en un patrón radial sobre el suelo. La magnitud de la explosión fue como una paliza. La onda expansiva que se produjo como resultado pudo ser registrada por barómetros sensibles en lugares tan lejanos al epicentro como Inglaterra. Se formaron nubes densas sobre la región, a grandes altitudes, las cuales reflejaban la luz solar desde detrás del horizonte. Los cielos nocturnos brillaban y se recibieron informes de personas que vivían en lugares tan lejanos como Asia, quienes afirmaban que podían leer el periódico afuera a la medianoche. En la localidad, cientos de renos, que constituyen el sustento de muchos ganaderos del lugar, resultaron muertos, pero no hubo evidencia directa de que alguna persona pereciera en la explosión.

“Luego de transcurrido un siglo, algunos todavía debaten la causa del suceso y proponen distintos escenarios que podrían haber causado la explosión”, dijo Yeomans. “Pero la teoría sobre la cual la mayoría concuerda es que en la mañana del 30 de Junio de 1908, una roca espacial muy grande, de aproximadamente 60 – 190 metros de diámetro, penetró la atmósfera de Siberia y luego detonó en el cielo”.

Epicentro Tunguska

Epicentro de la explosión de Tunguska en 2008.

Se estima que el asteroide hizo su entrada a la atmósfera de la Tierra viajando a una velocidad de aproximadamente 53.900 kilómetros por hora. Durante su rápida caída, la roca espacial de casi 110.000 toneladas calentó el aire a su alrededor hasta alcanzar una temperatura de 24.700 grados Celcius (44.500 grados en la escala Fahrenheit). A las 7:17 a.m. (hora local de Siberia), a una altitud cercana a los 8.500 metros, la combinación de presión y calor provocó que el asteroide se fragmentara y se destruyera, produciendo de este modo una bola de fuego y liberando energía equivalente a alrededor de 185 bombas de Hiroshima. “Es por eso que no hay un cráter de impacto”, dijo Yeomans. “La mayor parte del asteroide se consume en la explosión”.

Yeomans y sus colegas, en la Oficina de Objetos Cercanos a la Tierra, del Laboratorio de Propulsión a Chorro, tienen la tarea de trazar las órbitas de los cometas y asteroides que cruzan la trayectoria de la Tierra en el presente y que podrían resultar perjudiciales para nuestro planeta. Yeomans estima que, en promedio, un asteroide del tamaño del de Tunguska penetrará la atmósfera de la Tierra una vez cada 300 años.

Otras teorías como la de una bomba de hidrógeno, antimateria o una tormenta magnética carecen del suficiente apoyo científico en la actualidad como para ser tomadas en demasiada consideración. Actualmente, la conclusión más aceptada es que el evento de Tunguska se debió a la colisión de un fragmento del Cometa Encke, que se volatilizó antes de tocar el suelo.

Bólido de Tunguska

Representación artística de la explosión del bólido de Tunguska.

Fuentes: Wikipedia, NASA, elaboración propia.

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Publicado por en 30 diciembre, 2015 en Astronomía, Geología, Historia

 

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Satélites de Urano & Neptuno

Satélites de Urano.

Miranda.

Dimensiones: 480×468,4×465.8 km.

Masa: 6,59×1019 kg.

Densidad: 1,20 g/cm3.

Semieje mayor de la órbita: 129.390 km.

Período orbital: 1,413 días.

Inclinación: 4,232º (respecto al eje de Urano).

Excentricidad orbital: 0,0013.

Temperatura superficial: 60 – 84 K.

Fecha de descubrimiento: 16 de Febrero de 1948 (Gerard P. Kuiper).

Miranda es la menor de las lunas de Urano, posee baja densidad y parece estar compuesta principalmente por agua helada y una pequeña cantidad de silicatos, rocas en su interior y de diversos compuestos orgánicos (metano). Su superficie muy abrupta, parece haber sido quebrada por efecto de una intensa actividad geológica en el pasado, estando atravesada por enormes cañones y crestas. También es muy posible la presencia de criovolcanes y el afloramiento de diapiros de hielo caliente. Todo ello convirtió en el pasado a Miranda el cuerpo más activo de todo el Sistema Solar. Las fuerzas y efectos de marea de Urano parecen haber sido las causantes de la actividad geológica de Miranda aunque también se cree que sufrió el impacto de algún objeto que estuvo a punto de destruir el propio satélite. Los fragmentos que salieron despedidos de dicho impacto, volvieron más tarde a juntarse, dando el actual aspecto irregular y “dañado” de Miranda. La sonda espacial Voyager 2 fotografió este satélite durante el sobrevuelo que realizó sobre Urano.

Miranda

Ariel.

Diámetro: 1.158 km.

Masa: 1,353×1021 kg.

Densidad: 1,66 g/cm3.

Semieje mayor de la órbita: 191.020 km.

Período orbital: 2,520 días.

Inclinación: 0,260º (respecto al ecuador de Urano).

Excentricidad orbital: 0,0012.

Temperatura superficial: 60 – 84 K.

Fecha de descubrimiento: 24 de Octubre de 1851 (William Lassell).

Ariel es el cuarto satélite de mayor tamaño de Urano. Posee una forma prácticamente esférica y el albeldo más alto de las lunas de Urano, en torno al 40%. La superficie de Ariel es una de las más jóvenes y menos craterizada del sistema de Urano, posee cráteres de entre 5 – 10 km de diámetro, el de mayor tamaño conocido se llama Yangoor y alcanza los 78 km de diámetro. Su composición es muy similar a los otros grandes satélites de Urano: 50% hielo de agua, 30% de silicatos y 20% de metano congelado. También es posible la presencia de sal o amoníaco en disolución. La superficie de Ariel presenta pruebas de tectónica global con estrechos valles limitados por fallas de estiramiento y cañones. Las fallas están mucho más desarrolladas que en el caso de Titania y en algunos lugares los valles de las fallas alcanzan decenas de kilómetros de profundidad. Según el modelo aceptado para la evolución de Ariel, durante el bombardeo heliocéntrico, ya empezó el vulcanismo a cubrir los grandes cráteres, bien por la acción de la lava o bien porque la corteza estaba caliente y blanda y derrumbó sus paredes. La irradiación del calor interior enfrió al satélite desde fuera hacia el interior del satélite. El agua se congeló en su interior, aumentó su tamaño y la superficie entera del satélite tuvo que dilatarse, causando en la superficie una red de fallas de expansión. La sonda espacial Voyager 2 es la única que ha visitado Urano y sus lunas, dicha sonda tomó las primeras imágenes cercanas de Ariel a 127.000 km, aunque sólo se fotografió el Hemisferio Sur porque era el único sobre el que incidía la luz solar.

Ariel

Umbriel.

Diámetro: 1.172 km.

Masa: 1,172×1021 kg.

Densidad: 1,39 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 266.000 km.

Período orbital: 4,144 días.

Inclinación: 0,128º (respecto al ecuador de Urano).

Excentricidad orbital: 0,0039.

Temperatura superficial: 75 – 85 K.

Fecha de descubrimiento: 24 de Octubre de 1851 (William Lassell).

Umbriel es la tercera luna de mayor tamaño de Urano y la cuarta más masiva. Posee una baja densidad por lo que estará compuesto principalmente por hielo de agua, rocas, sustancias ricas en carbono y algunos compuestos orgánicos como el metano en estado de congelación. Umbriel es la luna más oscura de todas las de Urano, teniendo un albeldo únicamente del 10%, su superficie es relativamente homogénea y no muestra grandes variaciones respecto a color (azul) o reflectividad. Los científicos únicamente reconocen los cráteres como la única formación geológica de Umbriel, únicamente Oberón posee más cráteres que Umbriel, por lo que la actividad geológica de este satélite es muy escasa. Una de las regiones más reconocidas de este satélite se conoce con el nombre de Wunda y tiene unos 131 km de diámetro, posee un color blanco brillante y se piensa que es un cráter, el cual está cubierto por algún tipo de hielo. Aunque no se puede distinguir por las fotos de baja resolución obtenidas por la sonda Voyager 2 (la única que ha fotografiado Umbriel) a unos 325.000 km, se cree que su superficie también está marcada por una serie de cañones con tendencia Noreste-Suroeste. Es muy posible que Umbriel fuese creada a partir de un disco de acreción (nube de gas y polvo) que existía alrededor de Urano.

Umbriel

Titania.

Diámetro: 1.576,8 km.

Masa: 3,527×1021 kg.

Densidad: 1,711 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 435.910 km.

Período orbital: 8,706234 días.

Inclinación: 0,340º (respecto al ecuador de Urano).

Excentricidad orbital: 0,0011.

Temperatura superficial: 60 – 89 K.

Fecha de descubrimiento: 11 de Enero de 11787 (William Herschel).

Titania es el mayor de los satélites de Urano y el octavo en tamaño de todo el Sistema Solar. La órbita de Titania discurre completamente dentro de la magnetosfera de Urano. Este efecto es importante porque en todos los satélites que orbitan en el interior de la magnetosfera de Urano, todos excepto Oberón, el hemisferio que queda a la espalda del movimiento de traslación del satélite a lo largo de su órbita, se ve barrido por el plasma magnetosférico que rota junto con el planeta. Este “bombardeo” supone el oscurecimiento de esos hemisferios, efecto que se observa en todos los satélites excepto en Oberón. Titania parece estar compuesta a partes iguales de hielo y rocas, teniendo una densidad mayor que de la media de los satélites de Saturno. Además de agua, el único componente que ha sido identificado sobre la superficie de Titania es el dióxido de carbono primordial, el cual se encontraría en el interior del hielo de agua de este satélite. La presencia de este compuesto (CO2), podría ser una prueba de la existencia de atmósfera en Titania, aunque muy tenue y similar a la que podemos encontrar en Calisto (luna de Júpiter) A nivel de albeldo, Titania se encuentra en un punto intermedio entre las lunas de Urano, presentando una coloración superficial ligeramente rojiza. Los científicos han identificado sobre su superficie dos tipos de accidentes geológicos: Cráteres de impacto y cañones. Su superficie no está excesivamente craterizada por lo que podemos afirmar que es mucho más reciente que la de otras lunas de Urano, los cráteres van desde unos pocos kilómetros de diámetro hasta los 326 km de Gertrude, el mayor cráter conocido de Titania. La superficie del satélite está cortada por un sistema de enormes fallas normales y escarpes. En algunos lugares, las fallas paralelas en la corteza helada de Titania forman fosas tectónicas. El más destacado de los cañones de Titania es el Messina Chasma, que corre a lo largo de 1.500 km desde el ecuador hasta casi el Polo Sur. Las fosas tectónicas suelen ser de entre 20 y 50 km de ancho y tienen una profundidad de entre 2 y 5 km. Las únicas imágenes cercanas de que disponemos provienen del sobrevuelo de Urano por la sonda espacial Voyager 2 en Enero de 1986, cuando la distancia mínima entre la sonda y Titania fue de 365.200 km.

Titania

Oberón.

Diámetro: 1.522,8 km.

Masa: 3,014×1021 kg.

Densidad: 1,63 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 583.520 km.

Período orbital: 13,463234 días.

Inclinación: 0,058º (respecto al ecuador de Urano).

Excentricidad orbital: 0,0014.

Temperatura superficial: 70 – 80 K.

Fecha de descubrimiento: 11 de Enero de 1787 (William Herschel).

Oberón es el satélite más exterior de Urano y el segundo más grande y masivo de todos ellos. Su densidad, mayor de la media de las lunas de Saturno, nos hace pensar que está compuesto principalmente por proporciones iguales de agua helada (cristalizada), rocas y compuestos orgánicos pesados. Los impactos de meteoritos tienden a romper la capa de hielo superficial dejando a la vista el interior más oscuro que hay debajo. Mientras otros componentes no hayan sido identificados en la superficie. El interior de Oberón puede dividirse en un núcleo rocoso rodeado por un manto helado. Si éste es el caso, el radio del núcleo, sería de 480 km, el 63% del radio total del satélite, y el 54% del total de su masa. Si el manto contiene suficiente amoníaco u otro anticongelante, Oberón podría contener un océano líquido en el límite entre el núcleo y el manto. El ancho de este océano seria como máximo de 40 km y su temperatura rondaría los 180 K. De todas formas, la estructura interna de esta luna depende en gran medida de la historia termal del satélite, que es, hoy en día, poco conocida. Oberón es el segundo satélite más oscuro de Urano, solamente por detrás de Umbriel, su superficie presenta un color ligeramente rojo, excepto en lo depósitos de impacto recientes, que son grises o ligeramente azules. La antigua superficie de Oberón es la más craterizada de los satélites de Urano, con una densidad de impactos cercana a la saturación, es decir, cuando la formación de nuevos cráteres se equilibra con la destrucción de los antiguos. Este alto número de cráteres significa que la superficie de Oberón es también la más antigua de entre los satélites de Urano. Los diámetros de los cráteres varían entre unos pocos kilómetros hasta los 206 km de Hamlet. La superficie de Oberón está cruzada por un sistema de cañones que son menos extensos que los encontrados en Titania. Los cañones son probablemente fallas normales o escarpes y en algunos casos fosas tectónicas. Las únicas imágenes cercanas de que disponemos provienen del sobrevuelo de Urano por la sonda espacial Voyager 2 en Enero de 1986 a unos 470.600 km.

Oberón

Satélites de Neptuno.

Tritón.

Diámetro: 2.707 km.

Masa: 2,14×1022 kg.

Densidad: 2,061 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 354.759 km.

Período orbital: 5,8768 días.

Inclinación: 156,885º (respecto al ecuador de Neptuno).

Excentricidad orbital: 0,0000.

Temperatura superficial: 38 K.

Fecha de descubrimiento: 10 de Octubre de 1846 (William Lassell).

Tritón es el mayor satélite de Neptuno y el séptimo del Sistema Solar, además de ser la única luna de gran tamaño que tiene una rotación retrógrada, es decir, al contrario que la rotación del planeta que orbita (Neptuno). Tritón es uno de los cuerpos más fríos de todo el Sistema Solar, con una temperatura aproximada de unos -235 ºC (más baja que en Plutón). Está compuesto de una corteza de nitrógeno y metano congelados sobre un manto de hielo el cual se cree cubre un núcleo sólido de roca y metal. Tritón está formada aproximadamente por un 15-35% de agua helada. También se sabe que aunque tenue, posee una atmósfera, compuesta principalmente por nitrógeno y por pequeñas cantidades de metano, habiendo incluso finas nubes que aparecen sobre todo en los polos de dicha luna. Tritón es además de los pocos satélites del Sistema Solar del que se sabe que es geológicamente activo. Debido a esta actividad, su superficie es relativamente joven, con pocos cráteres y revela una compleja historia geológica a partir de misteriosos e intrincados terrenos criovolcánicos y tectónicos, con valles y crestas, además de llanuras y cordilleras. La sonda Voyager 2 observó volcanes helados en Tritón que escupían verticalmente nitrógeno líquido, polvo o compuestos de metano, provenientes de debajo de la superficie, en humaredas que alcanzaban hasta los 8 km de altura. Debido a la actividad geológica y al posible calentamiento interno se ha sugerido que Tritón podría albergar formas de vida primitiva en agua líquida bajo la superficie, muy semejante a lo que ha sido sugerido para la luna Europa de Júpiter. Tritón y Titán son así mundos que a pesar de ser físicamente extremos son capaces de soportar formas exóticas de vida desconocidas en la Tierra. EN cuanto a su origen, las lunas con órbitas retrógradas no pueden haberse formado fuera de la misma nebulosa solar en la que se han creado los planetas que orbitan, sino que deben de haber sido capturadas de otros lugares. Por lo tanto se sospecha que Tritón haya sido en origen un cuerpo del Cinturón de Edgeworth-Kuiper, el cual fue atrapado por la enorme fuerza gravitatoria de Neptuno. Tritón fue sobrevolada por la sonda espacial Voyager 2, la cual fotografió el satélite, en muchas de dichas fotografías se muestra únicamente el Polo Sur (cubierto por placas de hielo) de la luna, ya que el resto se encontraba en penumbra.

Tritón

Proteo.

Dimensiones: 424×390×396 km.

Masa: 4,4×1019 kg.

Densidad: 1,3 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 117.647 km.

Período orbital: 1,122 días.

Inclinación: 0,524º (respecto al ecuador de Neptuno).

Excentricidad orbital: 0,0005.

Temperatura superficial: 51 K.

Fecha de descubrimiento: 16 de Junio de 1989 (Voyager 2 – Stephen P. Synnott).

Proteo es la segunda luna más grande de Neptuno y su satélite interior de mayor tamaño. Posee un diámetro de 400 km, siendo el satélite irregular (aunque con una forma que tiende a ser esférica) más grande de todo el Sistema Solar. Su superficie está cubierta de multitud de cráteres y no muestra ningún tipo ni signo de actividad geológica. Su color superficial es oscuro y los infrarrojos muestran una posible presencia de compuestos orgánicos como cianuros e hidrocarburos, dichos compuestos pueden ser responsables del bajo albeldo de Proteo, el cual es únicamente del 6%, siendo uno de los cuerpos más oscuros del Sistema Solar. Pharos es el cráter de mayor tamaño de Proteo, con un diámetro de 230 – 260 km y una profundidad de entre 10 – 15 km. Proteo puede ser fruto del choque de las lunas originales de Neptuno antes de que dicho planeta capturase en su órbita a Tritón, lo que habría producido graves perturbaciones orbitales. Este satélite fue sobrevolado por la sonda Voyager 2.

Proteo

Nereida.

Dimensiones: Alrededor de 340 km de diámetro.

Masa: 3.1×1019 kg.

Densidad: 1,5 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 5.513,787 km.

Período orbital: 360,13 días.

Inclinación: 7,090º (respecto al ecuador de Neptuno).

Excentricidad orbital: 0,7507.

Temperatura superficial: 50 K.

Fecha de descubrimiento: 1 de Mayo de 1949 (Gerard P. Kuiper).

Nereida es la tercera luna de mayor tamaño de Neptuno. Espectralmente, Nereida aparece un color neutro y se ha detectado hielo de agua en su superficie. Su espectro parece ser intermedio entre las lunas Titania y Umbriel de Urano, lo que sugiere que la superficie de Nereida se compone de una mezcla de hielo de agua y algunos materiales espectralmente neutrales. Es posible también la presencia de metano sólido en su superficie. Dicho espectro es muy diferente al de otros satélites menores del Sistema Solar, lo que sugiere que Nereida se formó alrededor de Neptuno en lugar de ser un cuerpo capturado por éste. Su órbita inusualmente excéntrica podría indicar dos cosas, que se trata de un asteroide proveniente del cinturón de Kuiper capturado por la gravedad del planeta, o bien que se vio perturbada en el momento en que fue capturada Tritón, la mayor luna de Neptuno. La sonda espacial Voyager 2 pasó a una gran distancia de Nereida por lo que las fotos que obtuvo de ella son de muy baja resolución y no permiten diferenciar prácticamente detalles sobre las características físicas de esta pequeña luna de Neptuno.

Nereida

Representación artística de Nereida con Neptuno al fondo.

Nota: Urano cuenta con 27 satélites y Neptuno con 13 satélites descubiertos hasta la fecha.

Fuentes: Wikipedia, Enciclopedia Cosmos, elaboración propia.

 
 

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Satélites de Saturno.

Mimas.

Diámetro: 397,2 km.

Masa: 3,7493×1019 kg.

Densidad: 1,1479 g/cm3.

Semieje mayor de la órbita: 185.520 km.

Período orbital: 0,9417 días.

Inclinación: 1,574º (respecto al ecuador de Saturno).

Excentricidad orbital: 0,0196.

Temperatura superficial: 64 K.

Fecha de descubrimiento: 17 de Septiembre de 1789 (William Herschel).

Mimas es el satélite más interno perteneciente al planeta Saturno. Recibe su nombre de uno de los Titanes de la mitología griega, se creía que la isla de Procida (cerca de Nápoles) descansaba sobre su cuerpo. AL igual que otras lunas del planeta Saturno, Mimas es un cuerpo sólido de baja densidad, está compuesto mayormente por hielo de agua y una pequeña cantidad de rocas de diversos tipos. Tiene una forma ligeramente elipsoide y deforme debido a las intensas fuerzas de marea que ejercen sobre este satélite. Una de sus características principales es un enorme cráter que posee esta luna, con un tamaño de unos 130 km y bautizado como Herschel (su descubridor). El impacto que recibió Mimas para ocasionar tan enorme cráter, habría prácticamente destruido el satélite, siendo visibles una serie de fracturas en el lado puesto de la luna y que pueden haber sido creadas por las ondas de choque de tal impacto. Además de este cráter, la superficie de Mimas está saturada de otros cráteres más pequeños, la mayor parte de ellos miden unos 40 km de diámetro. Hay tantos cráteres, que los nuevos solamente pueden producirse encima de otros más viejos. Mimas ha sido fotografiada por diversas sondas a lo largo de la historia: Pioneer 11, Voyager 1 y 2 y el orbitador Cassini en fechas más recientes.

Mimas

Encélado.

Diámetro: 504,2 km.

Masa: 1,08×1020 kg.

Densidad: 1,608 g/cm3.

Semieje mayor de la órbita: 237.950 km.

Período orbital: 1,370.218 días.

Inclinación: 0,019º (respecto al ecuador de Saturno).

Excentricidad orbital: 0,0045.

Temperatura superficial: 32,9 – 145 K.

Fecha de descubrimiento: 28 de Agosto de 1789 (William Herschel).

Encélado es un satélite helado de Saturno que recibe su nombre de un Titán de la mitología griega que poseía cien brazos y era hijo de Urano, del cual brotó de su sangre al ser castrado por Crono según una versión de la mitología griega. Encélado a pesar de tener un tamaño modesto, tiene una gran variedad de características superficiales como, por ejemplo, superficies viejas y craterizadas, y también superficies jóvenes y muy lisas. Dado de que existen pocos cráteres en la regiones lisas se piensa que estas son más o menos jóvenes (menos de 100 millones de años). Esto sugiere que Encélado debe haber estado activo geológicamente muy recientemente, quizás con criovulcanismo u otro proceso que renueve su superficie. El hielo fresco que cubre la superficie hace que tenga posiblemente el albedo más alto del Sistema Solar, lo que redunda en una baja temperatura, con un promedio de -193 °C. Su superficie se halla cubierta de cráteres (la mayoría de ellos deformes); sin embargo, la densidad de craterización no es uniforme. Algunas regiones prácticamente no poseen cráteres (como sus llanuras) y otras se encuentran acribilladas de ellos. No obstante, la densidad de cráteres en las regiones más craterizadas es inferior a la de otros satélites helados del sistema saturniano, lo que revela la relativa juventud de su superficie. En el 2009 se descubrió la presencia de amoniaco en el satélite. Podemos encontrar varios tipos de características tectónicas en Encélado, incluidas las depresiones, zonas escarpadas, cinturones de surcos y crestas. Los resultados recientes de Cassini sugieren que el tectonismo es el estilo de deformación dominante en Encelado. Uno de los tipos más dramáticos de características tectónicas se encuentran en Encelado son las fisuras que forman cañones que pueden ser de hasta 200 km de largo, 5 km de ancho y un kilómetro de profundidad. Instrumentos a bordo de Cassini han encontrado pruebas de actividad geológica en Encélado. Existen sobre el Polo Sur de esta luna unos surcos denominados “rayas de tigre” (tiger stripes), los cuales sirven de rejillas de ventilación, y de las cuales se puede observar el escape de vapor y partículas finas de hielo. Se conoce poco sobre las características interiores de Encélado, aunque se cree que puede poseer una océano de agua líquida y salada bajo su superficie, principalmente en la región del Polo Sur, allí donde se concentra la mayor parte de la actividad geológica del satélite. Encélado ha sido observado por las sondas Voyager 1 y 2 sobre todo por la misión Cassini-Huygens. La posible presencia de agua líquida bajo la superficie de Encélado lo convierte en un posible candidato a poseer algún tipo de vida (principalmente) microbiana en dicho océano.

Encélado

Tetis.

Diámetro: 1.059,8 km.

Masa: 6,17449×1020 kg.

Densidad: 0,9735 g/cm3.

Semieje mayor de la órbita: 294.619 km.

Período orbital: 1,888 días.

Inclinación: 1,12º (respecto al ecuador de Saturno).

Excentricidad orbital: 0,0001.

Temperatura superficial: 86 K.

Fecha de descubrimiento: 21 de Marzo de 1684.

Tetis es un satélite helado de Saturno y el quinto más grande todos los de este planeta. Debe su nombre a una Titánide que era considerada en la mitología griega como la diosa del mar y esposa del dios Océano. Tetis al igual de la mayoría de las lunas de Saturno, tiene una baja densidad y está compuesta principalmente por hielo de agua y rocas (en fracción más pequeña). La masa de material rocoso no supera el 6% del total en esta luna. Tetis posee una de las superficies más reflectantes de todo el Sistema Solar, con un albeldo muy alto, esto indica que su superficie está compuesta casi en su totalidad de hielo de agua en estado casi puro y de una pequeña cantidad de material oscuro. Es posible que también estén presenta en esta luna ciertos compuestos como el amoniaco y el dióxido de carbono. Tetis posee dos tipos de superficie bien diferenciados, uno de ellos se compone de regiones de alta densidad de craterización, y la segunda consiste de un “anillo” difuso con pocos cráteres y de un color ligeramente oscuro que se extiende por esta luna. El bajo nivel de craterización de esta segunda región indica que Tetis estuvo geológicamente activo alguna vez en el pasado. En el Hemisferio Occidental de Tetis se encuentra el cráter Odiseo, con un diámetro de unos 400 km, ocupando las 2/5 partes de la superficie del satélite. Otra de sus características propias es el valle conocido como Ithaca Chasma, con 100 km de ancho, 5 km de profundidad y extendiéndose en un largo de unos 2.000 km, ocupando los 3/4 de la superficie de Tetis. Las sondas Pioneer 11, Voyager 1 y 2 y la nave Cassini han realizado observaciones de esta luna de Saturno.

Tetis

Dione.

Diámetro: 1.128,8 km.

Masa: 1,096×1021 kg.

Densidad: 1,478 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 377.396 km.

Período orbital: 2,737 días.

Inclinación: 0,019º (respecto al ecuador de Saturno).

Excentricidad orbital: 0,0001.

Temperatura superficial: 87 K.

Fecha de descubrimiento: 21 de Marzo de 1684 (Giovanni Cassini).

Dione es un satélite helado de Saturno que recibe su nombre de la madre de Afrodita en la mitología griega. Dione está compuesta principalmente de hielo de agua, no obstante, es la luna más densa de Saturno a excepción de Titán. Este hecho nos indica que puede poseer, principalmente en su interior, mayor cantidad de silicatos y materiales más densos que otras lunas de Saturno. Dione es bastante similar a Rea, poseen albeldos parecidos, terreno variado y dos hemisferios bien diferenciados (delantero y trasero). Los científicos diferencia una serie de accidentes geográficos que podemos encontrar en la superficie de Dione tales como: Chasmata (simas largas y profundas, depresiones), fosas, acantilados de hielo brillante, crestas, cráteres y cadenas de cráteres. La superficie helada de Dione incluye regiones de alta y moderada craterización, llanos ligeramente craterizados y áreas de fracturas tectónicas. Las regiones altamente craterizadas tienen numerosos cráteres mayores de 100 kilómetros de diámetro, el área de los llanos tiene cráteres menores de 30 kilómetros de diámetro. Una fracción muy alta de región altamente craterizada se encuentra en el hemisferio posterior de Dione. El 7 de abril de 2010, los instrumentos a bordo de la sonda Cassini-Huygens que sobrevoló Dione, detectó una fina capa de iones de oxígeno molecular, tan fina que ha sido denominada “exosfera”, en vez de atmósfera. Esta luna fue fotografiada por primera vez por la sondas Voyager.

Dione

Rea.

Diámetro: 1.528,6 km.

Masa: 2,32×1021 kg.

Densidad: 1,236 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 527.108 km.

Período orbital: 4,518 días.

Inclinación: 0,345º (respecto al ecuador de Saturno).

Excentricidad orbital: 0,0012583.

Temperatura superficial: 53 – 99 K.

Fecha de descubrimiento: 23 de Diciembre de 1672 (Giovanni Cassini).

Rea es una luna helada de Saturno que recibe su nombre de la Titánide homónima, considerada en la mitología griega como la madre de Démeter, Hades, Hera, Hestia, Poseidón y Zeus, además de hermana y esposa de Crono en la mitología griega. Rea es un satélite de baja densidad, compuesto por aproximadamente un 25% de rocas y un 75% de hielo de agua. Anteriormente se suponía que Rea tenía un núcleo rocoso en el centro, sin embargo, las mediciones tomadas durante un sobrevuelo cercano del orbitador Cassini en el año 2005 puso en duda esta afirmación, aunque en la actualidad sigue siendo motivo de polémica por parte de los científicos. Los distintos modelos teóricos indican que Rea podría ser capaz de guardar un océano de agua líquida interna. La superficie de Rea está altamente craterizada, y presenta marcas lineales, brillantes y difusas que en un principio se pensó que dichas líneas fueron producidas por material eyectado durante la formación de grandes cráteres, como el Tirawa, de 375 km de diámetro, pero posteriormente, imágenes de alta resolución han mostrado que en realidad son sistemas de fallas similares a las existentes en Dione. Su superficie se puede dividir en dos áreas geológicamente diferentes basadas en la densidad de cráteres; la primera zona contiene cráteres que son mayores que 40 km de diámetro, mientras que la segunda zona, ubicada en las regiones polares y ecuatoriales, sólo tiene cráteres de tamaño inferior. El análisis de los datos de la sonda Cassini descubrió una muy tenue atmósfera compuesta por oxígeno y dióxido de carbono, siendo Rea el único cuerpo celeste además de la Tierra en el que se ha detectado oxígeno atmosférico. Las primeras imágenes de este satélite fueron obtenidas por las sondas Voyager 1 y 2, posteriormente fue sobrevolada por el orbitador Cassini.

Rea

Titán.

Diámetro: 5.151 km.

Masa: 1,345×1023 kg.

Densidad: 1,8798 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 1.221.870 km.

Período orbital: 15,945 días.

Inclinación: 0,34854º (respecto al ecuador de Júpiter).

Excentricidad orbital: 0,0288.

Temperatura superficial: 93,7 K.

Fecha de descubrimiento: 25 de Marzo de 1655 (Christiaan Huygens).

Titán es el mayor satélite de Saturno y de todo nuestro Sistema Solar. Recibe su nombre de John Herschel, el cual sugirió en una publicación suya de 1847 los nombres de los Titanes (hermanos y hermanas de Crono) como método más efectivo para nombrar a los satélites de Saturno. Titán es además el único satélite del Sistema Solar que posee una atmósfera importante y densa (descubierta por José Comas i Solá), la cual está compuesta principalmente de nitrógeno aunque también cantidades significativas de metano (6%) y de otros compuesto complejos de hidrocarburos (etano, acetileno, propano). El origen de la atmósfera de Titán no está claro, se ha propuesto que durante gran parte de la historia del Sistema Solar, Titán era un mundo sin ella, con el nitrógeno y el metano congelados en la superficie y pareciendo una versión en grande de Tritón, la mayor luna de Neptuno. El aumento de la luminosidad del Sol en su evolución, y quizás un gran impacto de un asteroide o cometa, habría provocado que esos gases se evaporaran y cubrieran el satélite de la densa atmósfera que hoy tiene, aunque en un principio, con mucho más metano que en la actualidad. Cabe destacar que en Titán hay verdaderas acumulaciones de metano en estado líquido, en forma de mares y lagos (algunos de ellos de varios centenares de kilómetros de diámetro) y que además, se producen tormentas que descargan lluvias de metano líquido sobre la superficie de Titán. A pesar de estar rodeado este satélite de densas nubes, la misión Cassini-Huygens logró determinar características de la superficie de Titán, algunas de ellas con características geológicas similares a las de la Tierra, habiéndose detectado la existencia de colinas, montañas, valles, dunas oscuras, cauces similares a los de los ríos terrestres, canales, formaciones con rasgos volcánicos (criovulcanismo), etc. Se han descubierto también lo que parecen ser cráteres de impacto (Menrva de 440 km de diámetro) aunque carecen de ciertos rasgos definitorios, esto podría ser una señal de actividad tectónica en Titán, con lo que su superficie se renovaría de forma paulatina aunque algunos científicos sugieren que esta luna está geológicamente muerta y sus rasgos superficiales habrían sido causados en su mayoría por procesos externos (impactos de asteroides y cometas que han creado cráteres en su superficie seguidos de erosión causada por el viento y fluidos moviéndose por su superficie. Del interior de Titán se cree que está formado por una amalgama de hielo y rocas, con posibilidad de existencia de un mar subterráneo de agua y amoniaco e incluso de hidrocarburos a una profundidad de unos 100 km por debajo de la superficie. Titas estas peculiares características convierten a Titán en uno de los más firmes candidatos a albergar algún tipo de vida microbiana (o moléculas prebióticas) de todo el Sistema Solar. La mayoría de información que poseemos en la actualidad de Titán ha sido proporcionada por la misión Cassini-Huygens, la sonda Huygens tomó tierra de forma satisfactoria sobre la superficie del satélite el 14 de Enero del 2005, en una región conocida como Adiri. Durante el descenso, la sonda tomó multitud de fotografías, mostrando suaves colinas con canales de drenaje, canales parecen conducir a una región cercana, ancha plana y oscura. Parece incluso verse una zona de costa e incluso islas, y lo que parece ser un mar de metano, todo ello en un ambiente brumoso.

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Titán2

Hiperión.

Dimensiones: 360×280×225 km.

Masa: 5,686×1018 kg.

Densidad: 0,5 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 1.481.009 km.

Período orbital: 21,276 días.

Inclinación: 0,43º (respecto al ecuador de Saturno).

Excentricidad orbital: 0,1230061.

Temperatura superficial: 93 K.

Fecha de descubrimiento: 16 de Septiembre de 1848 (William Bond, George Bond y William Lassell).

Hiperión es un satélite de Saturno que destaca por su forma irregular, rotación caótica y una extraña apariencia de esponja. Su nombre proviene de un Titán de la mitología griega y es frecuentemente asociado con el dios de la observación. Su forma irregular nos hace pensar que en el pasado, Hiperión pudo haber formado parte de un cuerpo de mayor tamaño que terminó fracturándose por un gran impacto. Únicamente Proteo (luna de Neptuno) es un satélite irregular mayor que Hiperión. Al igual que la mayoría de las lunas de Saturno, posee una densidad muy baja, ello nos indica que su composición es principalmente de hielo con una pequeña cantidad de rocas. Se piensa que su superficie porosa está cubierta de algún tipo de material oscuro, ya que el albeldo de Hiperión es bastante baja, por lo que refleja únicamente una pequeña cantidad de luz de la que recibe. Su superficie está cubierta de grietas profundas y de afilados cráteres que le dan la apariencia de una esponja gigante. Hay material oscuro que llena la parte inferior de cada cráter y de una sustancia rojiza (compuesta largas cadenas de carbono y de hidrógeno) y que parece muy similar al material que se encuentra en otros satélites de Saturno, más notablemente en Jápeto. Los últimos análisis de los datos obtenidos por la nave Cassini durante sus sobrevuelos de Hiperión en 2005 y 2006, muestran que alrededor del 40% de la luna es espacio vacío. La rotación de Hiperión es caótica, por lo que es imposible predecir su orientación en el espacio, siendo la única luna del Sistema Solar que posee esta característica. Hiperión ha sido fotografiada por la sonda Voyager 2 y principalmente por la nave Cassini-Huygens que ha realizado varios vuelos de aproximación a esta peculiar luna de Saturno.

Hiperión

Jápeto.

Diámetro: 1.436 km.

Masa: 1,9739×1021 kg.

Densidad: 1,27 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 3.560.820 km.

Período orbital: 79,3215 días.

Inclinación: 15,47º (respecto al ecuador de Saturno).

Excentricidad orbital: 0,0286125.

Temperatura superficial: 90 – 130 K.

Fecha de descubrimiento: 25 de Octubre de 1671 (Giovanni Cassini).

Jápeto es uno de los satélites más peculiares de nuestro Sistema Solar. Debe su nombre a un Titán, el cual fue padre de Atlas y Prometeo en la mitología griega. Dentro de sus peculiaridades cabe destacar su mayor grado de inclinación orbital (15º), notablemente superior al del resto de las grandes lunas de Saturno, su gran distancia respecto al planeta y su extraña coloración, ya que uno de sus hemisferios es mucho más oscuro que el otro. Respecto a esta última característica, podría deberse a una composición distinta del material de la superficie (principalmente carbono y nitrógeno), proveniente de su propio interior o de otros satélites y/o anillos de Saturno, esta última hipótesis es la que está cobrando mayor fuerza en la actualidad. Científicos de la NASA creen que la materia oscura es un residuo de la sublimación (evaporación) del agua helada en la superficie de Jápeto, posiblemente se oscureció aún más cuando se expuso a la luz solar. Debido a su rotación lenta de 79 días (la más larga en el sistema de Saturno), Jápeto habría tenido la temperatura más alta de la superficie durante el día y la temperatura más fría durante la noche en el sistema de Saturno, incluso antes del desarrollo de la diferencia de color superficial. Jápeto posee una densidad muy baja por lo que parece estar compuesto principalmente de hielo y algunos elementos rocosos, aunque en menor proporción estos últimos (20% aproximadamente). Este satélite exhibe una superficie muy marcada por impactos de asteroides, uno de ellos tiene un diámetro de 580 km y se denomina Turgis. Otro aspecto peculiar de Jápeto es su cordillera ecuatorial, descubierta por la nave Cassini-Huygens el 31 de Diciembre de 2004, con unos 20 km de ancho, 13 km de altura y extendiéndose a lo largo de 1.300 km y de cuyo origen se han expuesto diversas teorías. Jápeto ha sido visitado por la sonda Voyager 2 y la mencionada anteriormente Cassini-Huygens.

Jápeto

Febe.

Dimensiones: 230×220×210 km.

Masa: 0,8292×1019 kg.

Densidad: 1,638 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 12.955.759 km.

Período orbital: 545,09 días.

Inclinación: 151,78º (respecto al ecuador de Saturno).

Excentricidad orbital: 0,1562415.

Temperatura superficial: 75 K.

Fecha de descubrimiento: 16 de Agosto de 1898 – 17 de Marzo de 1899 (William Henry Pickering).

Febe es el satélite irregular más grande del planeta Saturno. Debe su nombre a uno de los Titanes, Titánide en este caso, hijos gigantes de Urano y Gea, el cual es asociado frecuentemente con Artemisa, Apolo y la Luna en la mitología griega. Se cree que Febe era un planetesimal (objeto sólido que surge durante el proceso de acumulación de planetas) perteneciente al Cinturón de Kuiper, el cual quedó atrapado por la fuerza gravitatoria de Saturno al internarse en el Sistema Solar. Con una forma aproximadamente esférica, Febe gira sobre su eje cada 9 horas y completa una órbita alrededor de Saturno en unos 18 meses. Posee un albeldo muy bajo y destaca su característica superficie muy marcada por cráteres de unos 80 km de diámetro y hasta 16 km de profundidad. Su coloración oscura llevó a los científicos a plantear la teoría de que en realidad Febe es un conglomerado de asteroides, sin embargo, las imágenes de Cassini indican que los cráteres de Febe muestran una variación considerable en el brillo, que indican la presencia de grandes cantidades de hielo por debajo de una superficie relativamente delgada de depósitos superficiales oscuros de alrededor de 300 – 500 metros de espesor, además de haberse detectado dióxido de carbono sobre su superficie, algo que nunca se ha apreciado en ningún otro asteroide. Febe puede estar formado además por silicatos, hidratos y algunos otros componentes orgánicos. La sonda Voyager 2 (1981) y la nave Cassini-Huygens (2004) han obtenido valiosa información relativa a Febe, además de haber fotografiado profusamente el satélite.

Febe

Nota: Saturno cuenta con alrededor de 200 satélites descubiertos hasta la fecha.

Fuentes: Wikipedia, Enciclopedia Cosmos, elaboración propia.

 
 

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Satélites Galileanos

Ío.

Diámetro: 3.643,2 km.

Masa: 8,93×1022 kg.

Densidad: 3,528 g/cm3.

Semieje mayor de la órbita: 421.800 km.

Período orbital: 1,769 días.

Inclinación: 0,050º (respecto al ecuador de Júpiter).

Excentricidad orbital: 0,0041.

Temperatura superficial: 90 – 130 K.

Fecha de descubrimiento: 8 de Enero de 1610 (Galileo Galilei).

Ío es la primera y más interna de los satélites galileanos de Júpiter, tiene un tamaño ligeramente superior al de nuestra Luna y recibe su nombre de una sacerdotisa de Hera que terminó convirtiéndose en amante de Zeus. Ío posee una atmósfera muy fina y más de 400 volcanes activos, lo que le convierte en el objeto más activo (a nivel geológico) de todo el Sistema Solar. Es tanta la actividad volcánica (con expulsión de dióxido de azufre) de Ío, que sobre su superficie (con aspecto y colorido similar al de un pizza debido al azufre y sus compuestos) no hay ni rastro de impactos de meteoritos como en otras lunas o planetas rocosos del resto de nuestro Sistema Solar, ello indica que Ío posee una superficie geológicamente joven y activa. Su intenso vulcanismo produce nubes de azufre, ríos de lava, pozos volcánicos y plumas de azufre y dióxido de azufre que son lanzadas a cientos de kilómetros de altura (+300 km), todo ello como consecuencia de la disipación del calor generado por los efectos de marea (terrestre) producidos por Júpiter, Europa y Ganímedes. Dichas mareas de roca sólida de Ío, son ocho veces más fuertes que las provocadas en los océanos terrestres por la interacción gravitacional de la Tierra con la Luna. Ío está compuesto principalmente en su superficie por silicatos, azufre (dióxido de azufre) y hierro, mientras que su interior por silicatos fundidos en su manto y un núcleo de sulfuro de hierro. Ío ha sido observado por diversas sondas a lo largo de la historia: Pioneer 10 y 11, Voyager 1 y 2, sonda Galileo.

Ío

Interior de Ío

Europa.

Diámetro: 3.121,6 km.

Masa: 4,80 x 1022 kg.

Densidad: 3,014 g/cm3.

Semieje mayor de la órbita: 671.100 km.

Período orbital: 3,551 días.

Inclinación: 0,471º (respecto al ecuador de Júpiter).

Excentricidad orbital: 0,0094.

Temperatura superficial: 50 – 125 K.

Fecha de descubrimiento: 7 de Enero de 1610 (Galileo Galilei y Simon Marius).

Europa es el segundo de los satélites galileanos de Júpiter y el más pequeño de todos ellos, con un tamaño ligeramente inferior al de la Luna. Recibe su nombre de una las numerosas conquistas amorosas de Zeus en la mitología griega. Europa posee una tenue atmósfera compuesta principalmente por oxígeno molecular (O2). Este satélite tiene un aspecto superficial geológicamente joven y prácticamente liso, con pocos accidentes geográficos que superen algunos cientos de metros de altura, salvo por las importantes marcas entrecruzadas (característica más llamativa) de su superficie, las cuales parecen estar causadas por las diferencias de albeldo (porcentaje de radiación que cualquier superficie refleja respecto a la radiación que incide sobre la misma) y que poseen escaso relieve vertical. También destacan sobre superficie una serie de pecas, quizá formadas por bloques de hielo más caliente que emergieron de la corteza más fría de Europa. Su composición principal es muy similar al de los planetas interiores, rocas silíceas y con una capa externa compuesta por agua y de un espesor de unos 100 km, parte de dicha agua está en forma de hielo en su corteza y como un océano líquido y salado bajo el hielo con un núcleo metálico. Europa se ha convertido en uno de los lugares del Sistema Solar mejores en términos de potencial habitabilidad y de vida extraterrestre (posiblemente microbiana), dicha vida podría existir en su bajo el hielo marino, subsistiendo quizá en un entorno similar a los respiraderos hidrotermales de la zona abisal de los océanos o al Lago Vostok en la Antártida. Europa ha sido “visitada” por diversas sondas: Pioneer 10 y 11, Voyager I y II, sonda Galileo y New Horizons, ésta última en 2007.

Europa

Interior de Europa

Ganímedes.

Diámetro: 5.262,4 km.

Masa: 1,48×1023 kg.

Densidad: 1,942 g/cm3.

Semieje mayor de la órbita: 1.070.400 km.

Período orbital: 7,155 días.

Inclinación: 0,204º (respecto al ecuador de Júpiter).

Excentricidad orbital: 0,0011.

Temperatura superficial: 70 – 152 K.

Fecha de descubrimiento: 7 de Enero de 1610 (Galileo Galilei).

Ganímedes es el tercer satélite galileano de Júpiter, posee un tamaño bastante superior al de la Luna y un 8% por encima de Mercurio aunque solamente alcanza el 45% de la masa de este último, siendo el satélite más grande de todo el Sistema Solar. Recibe su nombre de un príncipe troyano que según la mitología griega, fue amante de Zeus. Ganímedes posee una muy tenue atmósfera, compuesta principalmente de oxígeno, siendo de esa forma muy similar a la de Europa. También tiene magnetosfera, lo que convierte a Ganímedes en el único satélite del Sistema Solar con dicha característica, dicha magnetosfera está creada probablemente por convección en su núcleo de hierro líquido. La superficie de Ganímedes (con un albeldo del 43%) muestra una gran variedad, en ella podemos distinguir terrenos muy antiguos y cubiertos de cráteres y otros algo más jóvenes (aunque antiguos) y con una coloración oscura. Estas zonas más jóvenes están marcadas con una serie extensa de ranuras y anillos de origen claramente tectónico. La corteza de Ganímedes parece estar dividida en placas tectónicas, como la Tierra. Las placas tectónicas pueden moverse independientemente y actuar a lo largo de zonas de la fractura, produciendo la formación de cordilleras. La superficie de Ganímedes está compuesta de silicatos y una corteza de hielo, la cual podría descansar sobre una capa de agua líquida y debajo de ella, un manto de sílice rocoso y hielo más superficial rodeándolo y un núcleo, como hemos mencionado antes, de hierro fundido (con la posible presencia también de azufre). Varias sondas han sobrevolado u orbitado Ganímedes, como por ejemplo: Pioneer 10 y 11, Voyager I y II, sonda Galileo y New Horizons.

Ganímedes

Interior de Ganímedes

Calisto.

Diámetro: 4.820,6 km.

Masa: 1,08×1023 kg.

Densidad: 1,834 g/cm3.

Semieje mayor de la órbita: 1.882.700 km.

Período orbital: 16,69 días.

Inclinación: 0,205º (respecto al ecuador de Júpiter).

Excentricidad orbital: 0,0074.

Temperatura superficial: 80 – 165 K.

Fecha de descubrimiento: 7 de Enero de 1610 (Galileo Galilei).

Calisto es el cuatro satélite galileano de Júpiter y el tercero más grande de todo el Sistema Solar, teniendo aproximadamente el 99% del tamaño de Mercurio pero únicamente un tercio de su masa. Recibe su nombre de  una ninfa asociada a la diosa Artemisa en la mitología griega. Calisto al igual que los otros tres satélites galileanos, tiene una atmósfera muy fina y tenue, en este caso compuesta principalmente por dióxido de carbono y quizá también de oxígeno molecular. Superficialmente (albeldo del 22%), Calisto parece estar compuesto por silicatos, hielo y algunos elementos más volátiles como el amoníaco y otros de tipo orgánico, mostrando una superficie muy antigua y repleta de cráteres, ello nos hace indicar que su actividad tectónica dejó de producirse hace mucho tiempo. Los principales accidentes geográficos de Calisto incluyen múltiples estructuras, como cráteres de impacto, grandes cuencas con múltiples anillos concéntricos (con los escarpes, crestas y depósitos a ellas asociadas) y diversas cadenas de cráteres. La maltratada superficie de Calisto parece descansar sobre una fría y rígida litosfera de entre 80 – 150 km de espesor que flotaría sobre un océano salado de entre 50 – 200 km de profundidad, con posibilidad de vida microbiana en él, al igual que en Europa y Ganímedes. Según la sonda Galileo, el núcleo de Calisto estaría compuesto por silicatos y rocas heladas, no excediendo dicho núcleo los 600 km de diámetro. Este satélite está considerado el lugar más “acogedor” para una base humana en una futura exploración del sistema joviano. Calisto ha sido objeto de análisis por parte de diversas sondas: Pioneer 10 y 11, Voyager I y II, sonda Galileo y New Horizons.

Calisto

Interior de Calisto

Nota: Júpiter cuenta con alrededor de 67 satélites descubiertos hasta la fecha.

Fuentes: Wikipedia, Enciclopedia Cosmos, elaboración propia.

 
 

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La Cara de Marte

La conocida como “Cara de Marte”, es una región de este planeta que ha atraído multitud de interés científico y popular desde hace varias décadas. Esta zona de la superficie marciana se encuentra ubicada en el hemisferio Norte del planeta y más en concreto en la región conocida con el nombre de Cydonia (Κυδονιά – antigua ciudad de Creta) Mensae, zona de transición entre cráteres localizados al Sur y las suaves llanuras del Norte, dichas llanuras podrían haber sido en el pasado fondos marinos, ello convertiría a Cydonia en una región costera. La Cara de Marte mide aproximadamente 3 kilómetros de largo por 1,5 kilómetros de ancho y sus coordenadas exactas son 40º44′ Norte y 9º27′ Oeste.

La característica principal o al menos la más conocida de esta región de Cydonia, es sin lugar a dudas su famosa “cara”. Saltó a los medios de comunicación seis días después de que fuese obtenida una foto el 25 de Julio de 1976 por la sonda Viking 1 en su órbita número 35 y a una distancia de la superficie de Marte de 1.873 metros (imagen #35A72), dicha imagen fueron clasificada como pareidolia prácticamente desde el principio por el jefe científico de la misión Viking, Gerry Soffen. La sonda Viking 2 también fotografió la región de Cydonia incluyendo la conocida como Cara de Marte poco después (imagen #70A13) aunque desde un ángulo distinto. Dieciocho imágenes de la región de Cydonia fueron tomadas por ambos orbitadores Viking, aunque solamente siete de ellas tenían resolución suficiente como para analizar y estudiar detenidamente las características superficiales de las zonas fotografiadas.

Años después de la misión Viking, la región de Cydonia fue profusamente fotografiada por varias misiones de la NASA (Mars Global Surveyor 1997 – 2006 y Mars Recoinnassance Orbiter 2006 – en activo) y la ESA (Mars Express 2003 – en activo). Todas las nuevas fotografías obtenidas por estas tres misiones tenían una resolución mucho mayor que las conseguidas por las sondas Viking, en especial las tomadas por la Mars Express, la cual consiguió resoluciones de 14m/píxel. Estas nuevas imágenes han descartado para la comunidad científica cualquier tipo de especulación sobre el origen no natural de la Cara de Marte, mostrando ni más ni menos que un aspecto natural marciano en una zona como la de Cydonia que es muy rica en accidentes geológicos como colinas, mesetas, etc. La sensación de ver una cara dependería entonces del ángulo de visión y el ángulo de iluminación, formando dicha mezcla una mera ilusión óptica.

Desde el punto de vista puramente científico, la apariencia de cara se da debido a la combinación del ángulo de iluminación de la luz del Sol y la baja resolución de la foto, suavizando de esa manera las irregularidades de la superficie, además de la tendencia humana a reconocer patrones familiares, algo similar a identificar figuras conocidas en las nubes (pareidolia). A todo esto podemos unir además un fallo en el envío de datos de la sonda Viking 1, dicho lapso creó un punto negro justo en la zona donde se ubicarían exactamente los orificios nasales de la cara, aparte de en otras partes de la fotografía donde podemos percibir claramente dichos puntos negros (bits con errores).

Sin embargo, no todas las voces están de acuerdo con esta teoría. El escritor estadounidense Richard C. Hoagland cree que la Cara de Marte es el vestigio de una antigua civilización extraterrestre que habitó Marte, ha escrito un libro sobre ello: Los monumentos de Marte: Una ciudad al borde de la eternidad. A este hecho habría que unir la existencia en Cydonia de unas regiones conocidas como “pirámides” (entre ellas la famosa D&M) y que según este autor y otros investigadores, serían las ruinas de una ciudad alienígena en Marte. La Cara de Marte ha sido a su vez objeto de muchas películas, series de ciencia ficción, libros, música e incluso videojuegos: Expediente X, Futurama, Misión a Marte, Knights of Cydonia de Muse, etc.

Formaciones naturales o alienígenas, no cabe duda de que Marte guarda aún muchas sorpresas que serán puestas poco a poco sobre la mesa gracias al avance científico y a misiones como la actual Curiosity.

Imagen (#35A72) obtenida por la Viking 1 de un fragmento de la región de Cydonia, incluyendo la Cara de Marte.

Ampliación de la imagen anterior (detalle de la Cara de Marte).

Pirámide D&M en la región de Cydonia.

Fotografía de la Cara de Marte por la Mars Global Surveyor.

Fotografía de la Cara de Marte por la Mars Recoinnassance Orbiter, obtenida con su cámara de alta resolución HiRISE.

Diversas imágenes de la región de Cydonia obtenidas por la sonda Mars Express de la ESA (Gerhard Neukum) mostrando diversos accidentes geográficos, incluyendo la Cara de Marte desde varias perspectivas, la pirámide D&M y una llamativa formación rocosa con forma similar a la de una calavera.

Fotografía obtenida por la sonda Mars Global Surveyor de una estructura conocida como el “Monolito de Fobos”, ubicado en dicha luna de Marte. El astronauta Buzz Aldrin declaró al respecto de esta curiosa formación: “… era una roca grande, muy grande y alta. Podría ser una construcción primitiva  que fue desarrollada por criaturas  que practicaron en Phobos y que luego aterrizaron en Egipto y construyeron las pirámides. Yo no creo, pero hay gente que opina eso”. 

Página de la Agencia Espacia Europea en donde se muestra la Cara de Marte con animación 3D: http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMINCO7BTE_0.html

Fuentes: NASA, ESA, Wikipedia, Enciclopedia Cosmos, elaboración propia.

 
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Publicado por en 18 octubre, 2012 en Astronomía, Geología, Ufología

 

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Metales preciosos

Cobre.

  • Fórmula Química: Cu.
  • Dureza: 3 (Escala Mohs).
  • Países productores: Chile, Perú, Australia, México, Estados Unidos, China.
  • Nota: Aunque el cobre no es considerado un metal precioso, el elevado precio y la alta demanda del mismo me han hecho incluirlo en esta lista.

Plata.

  • Fórmula Química: Ag.
  • Dureza: 2,5 – 3 (Escala Mohs).
  • Países productores: Perú, México, China, Australia, Bolivia, Rusia.

Oro.

  • Fórmula Química: Au.
  • Dureza: 2,5 – 3 (Escala Mohs).
  • Países productores: China, Australia, Estados Unidos, Rusia, Sudáfrica, Perú.

Platino.

  • Fórmula Química: Pt.
  • Dureza: 3,5 (Escala Mohs).
  • Países productores: Sudáfrica, Rusia, Canadá, Zimbabwe, Estados Unidos.

Paladio.

  • Fórmula Química: Pd.
  • Dureza: 4,75 (Escala Mohs).
  • Países productores: Rusia, Sudáfrica, Canadá, Estados Unidos.

Rodio.

  • Fórmula Química: Rh.
  • Dureza: 6 (Escala Mohs).
  • Países productores: Sudáfrica, Rusia, Canadá.


 

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Piedras Preciosas III

Ámbar.

  • Fórmula Química: C10H16O+(H2S)
  • Dureza: 2 – 2,5 (Escala Mohs).
  • Países productores: República Dominicana, México, España, Francia, Alemania, Rusia.
  • El ámbar es la única “piedra” semi-preciosa de origen vegetal.

Jade.

  • Fórmula Química: Na(Al,Fe3+)Si2O6
  • Dureza: 6 – 7 (Escala Mohs).
  • Países productores: Birmania, Tíbet, China y Guatemala.
  • Los objetos de jade tenían (y tienen) fama de amuletos que atraen la suerte. En sus orígenes el jade era tan duro y resistente como ningún otro material. Por ello se utilizaba también para elaborar armas y herramientas.

Jadeíta

Jade

Ónix.

  • Fórmula Química: SiO2
  • Dureza: 7 (Escala Mohs).
  • Países productores: Pakistán, Argentina, México.
  • El ónix es una piedra de origen volcánico considerada en la mitología como aquella que guarda la luz.

Malaquita.

  • Fórmula Química: Cu2CO3(OH)2
  • Dureza: 3,5 – 4 (Escala Mohs).
  • Países productores: Colombia, República Democrática del Congo, Sudáfrica, Zimbabue, Rusia, Namibia, Hungría, Estados Unidos y China.
  • En la antigüedad era usada como colorante, pero hoy en día su uso es más bien como piedra semipreciosa.

malaquita1

malaquita2

Lapislázuli.

  • Fórmula Química: (Na,Ca)8(AlSiO4)6(S,SO4,Cl)1-2
  • Dureza: 5 – 5,5 (Escala Mohs).
  • Países productores: Afganistán, Chile, Perú, Estados Unidos, Rusia, Angola.
  • Su color azul se consideraba símbolo de pureza, salud, suerte y nobleza, lo que motivó que fuera utilizado por egipcios, asirios y babilonios entre otros.


 
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Publicado por en 13 marzo, 2011 en Cultura, Entretenimiento, Geología

 

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