Sistema Solar

El Sol es la estrella del sistema planetario en el que se encuentra la Tierra; por consecuencia, es la más cercana a la Tierra y el astro con mayor brillo aparente. Su presencia o su ausencia en el cielo determinan, respectivamente, el día y la noche. La energía radiada por el Sol es aprovechada por los seres fotosintéticos, que constituyen la base de la cadena trófica, siendo así la principal fuente de energía de la vida. También aporta la energía que mantiene en funcionamiento los procesos climáticos. El Sol es una estrella de la secuencia principal, con un tipo espectral G2, que se formó hace unos 5 mil millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente otros 5 mil millones de años. El Sol, junto con la Tierra y todos los cuerpos celestes que orbitan a su alrededor, forman el Sistema Solar.

A pesar de ser una estrella mediana, es la única cuya forma se puede apreciar a simple vista, con un diámetro angular de 32′ 35″ de arco en el perihelio y 31′ 31″ en el afelio, lo que da un diámetro medio de 32′ 03″. Por una extraña coincidencia, la combinación de tamaños y distancias del Sol y la Luna son tales que se ven, aproximadamente, con el mismo tamaño aparente en el cielo. Esto permite una amplia gama de eclipses solares distintos (totales, anulares o parciales).

El Sol se formó hace unos 4500 millones de años a partir de nubes de gas y polvo que ya contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su disco circumstelar surgieron, más tarde, los planetas, asteroides y cometas del Sistema Solar. En el interior del Sol se producen reacciones de fusión en las que los átomos de hidrógeno se transforman en helio, produciéndose la energía que irradia. Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguirá unos 5000 millones de años más quemando hidrógeno de manera estable. Cuando el hidrógeno de su núcleo sea mucho menos abundante éste se contraerá y se encenderá la capa de hidrógeno adyacente, pero esto no bastará para retener el colapso. Seguirá compactándose hasta que su temperatura sea lo suficientemente elevada como para fusionar el helio del núcleo (unos 100 millones de grados). Al mismo tiempo, las capas exteriores de la envoltura se irán expandiendo paulatinamente. Se expandirán tanto que, a pesar del aumento de brillo de la estrella, su temperatura efectiva disminuirá, situando su luz en la región roja del espectro. El Sol se habrá convertido en una gigante roja. El radio del Sol, para entonces, será tan grande que habrá engullido a Mercurio, Venus y, posiblemente, a la Tierra. Durante su etapa como gigante roja (unos 1000 millones de años) el Sol irá expulsando gas cada vez con mayor intensidad. En los últimos momentos de su vida el viento solar se intensificará y el Sol se desprenderá de toda su envoltura, la cual formará, con el tiempo, una nebulosa planetaria. El núcleo y sus regiones más próximas se comprimirán más hasta formar un estado de la materia muy concentrado en el que las repulsiones de tipo cuántico entre los electrones extremadamente cercanos (degenerados) frenarán el colapso. Quedará entonces, como remanente estelar, una enana blanca de carbono y oxígeno que se irá enfriando paulatinamente.


Mercurio

Mercurio es el planeta del Sistema Solar más próximo al Sol, y el segundo más pequeño. Forma parte de los denominados planetas interiores o terrestres. Mercurio no tiene satélites. Se conocía muy poco sobre su superficie hasta que fue enviada la sonda planetaria Mariner 10, y se hicieron observaciones con radares y radiotelescopios.

Antiguamente se pensaba que la superficie de Mercurio siempre presentaba la misma cara al Sol, situación similar al caso de la Luna con la Tierra; o sea, su periodo de rotación era igual a su periodo de traslación (88 días). Sin embargo, en 1965 se mandaron pulsos de radar hacia Mercurio, con lo cual quedó definitivamente demostrado que su periodo de rotación era de 58.7 días, lo cual es 2/3 de su periodo de traslación. Esto no es coincidencia, y es una situación denominada resonancia de giro-orbital.

La superficie de Mercurio, como la de la Luna, presenta numerosos impactos de meteoritos de todas dimensiones. Algunos de los cráteres son relativamente recientes, de algunos millones de años de edad, y se caracterizan por la presencia de un pico central. Parece ser que los cráteres más antiguos han tenido una erosión muy fuerte, posiblemente debida a los grandes cambios de temperatura entre el día y la noche. El cráter más grande es la Cuenca de Caloris, la cual tiene un diámetro de 1.300 km.

Al igual que la Luna, Mercurio parece haber sufrido un período de intenso bombardeo de meteoritos de grandes dimensiones, hace unos 4000 millones de años. De aquellos tiempos remotos datan algunos cráteres, cuyos diámetros son aproximadamente de unos 100 km, así como unas anchas depresiones, semejantes a los mares de la Luna.

Contrariamente a lo que se creía, la sonda Mariner 10 demostró la existencia de una atmósfera, muy tenue, constituida principalmente por helio, con trazas de argón y neón. La presión de la atmósfera parece ser solo una cien milésima parte de la presión atmosférica en la superficie de la Tierra.

El estudio de la interacción de Mercurio con el viento solar ha puesto en evidencia la existencia de una magnetosfera en torno al planeta. El origen de este campo magnético no es conocido, aunque algunos autores creen que puede ser debido a una corriente eléctrica inducida en las capas exteriores de la atmósfera del planeta por el movimiento de las líneas del campo magnético interplanetario que giran por la rotación del Sol.

Al ser un planeta cuya órbita es interior a la de la Tierra, Mercurio periódicamente pasa delante del Sol, fenómeno que se denomina tránsito (ver Tránsito de Mercurio).

Observaciones de la órbita de Mercurio a través de muchos años demostraron que su perihelio gira 43″ de arco más por siglo de lo predecido por la mecánica clásica de Newton. Esta discrepancia llevó al astrónomo Urbain Le Verrier a pensar que existía un planeta aún más cerca del Sol, al cual llamaron Vulcano, que perturbaba la órbita de Mercurio. Ahora se sabe que Vulcano no existe; la explicación correcta del comportamiento del perihelio de Mercurio se encuentra en la Teoría General de la Relatividad.

La sonda MESSENGER, lanzada en agosto del 2004, se pondrá en órbita alrededor de Mercurio en marzo del 2011. Se espera que esta nave aumente considerablemente nuestro conocimiento científico sobre este planeta.

Venus

Venus es el segundo planeta del Sistema Solar en orden de distancia desde el Sol. Recibe su nombre en honor a la diosa romana del amor Venus. Se trata de un planeta de tipo terrestre o telúrico, llamado con frecuencia el planeta hermano de la Tierra, ya que ambos son similares en cuanto a tamaño, masa y composición. La órbita de Venus es una elipse prácticamente circular, con una excentricidad de menos del 1%.

Al encontrarse Venus más cercano al Sol que la Tierra, siempre se puede encontrar, aproximadamente, en la misma dirección del Sol (su mayor elongación es de 47,8º), por lo que desde la Tierra se puede ver sólo unas cuantas horas antes del orto o después del ocaso. A pesar de ello, cuando Venus es más brillante puede ser visto durante el día, siendo uno de los tres únicos cuerpos celestes que pueden ser vistos tanto de día como de noche (los otros son la Luna y el Sol). Venus es normalmente conocido como la estrella de la mañana (Lucero del Alba) o la estrella de la tarde y, cuando es visible en el cielo nocturno, es el objeto más brillante del firmamento, aparte de la Luna.

Por este motivo, Venus debió ser ya conocido desde los tiempos prehistóricos. Sus movimientos en el cielo eran conocidos por la mayoría de las antiguas civilizaciones, adquiriendo importancia en casi todas las interpretaciones astrológicas del movimiento planetario. En particular, la civilización maya elaboró un calendario religioso basado en los ciclos de Venus (ver Calendario maya). El símbolo del planeta Venus es una representación estilizada del espejo de la diosa Venus: un círculo con una pequeña cruz debajo, utilizado también para denotar el sexo femenino.

Tierra

La Tierra es el tercer planeta del sistema solar. Es el único planeta en el que se conoce que exista vida. La Tierra posee un único satélite natural, la Luna.

La Tierra gira alrededor del Sol describiendo una órbita elíptica a una velocidad media de 29,8 km por segundo.

La distancia media que la separa del Sol es de 149.600.000 km.

La Tierra realiza los siguientes movimientos de forma simultánea:

Translación sobre su órbita alrededor del Sol.
Rotación sobre su propio eje, que determina los días y las noches, con una duración de 23 horas, 56 minutos y 3,5 segundos.

Marte

Marte es el cuarto planeta del sistema solar. Forma parte de los denominados planetas telúricos (de naturaleza rocosa, como la Tierra) y es el primero de los planetas exteriores a la órbita terrestre. Es, posiblemente, el más parecido a la Tierra.

Tycho Brahe midió con gran precisión el movimiento de Marte en el cielo. Los datos sobre el movimiento retrógrado aparente (lazos) permitieron a Kepler hallar la naturaleza elíptica de su órbita y determinar las leyes del movimiento planetario conocidas como leyes de Kepler.

Los planetas superiores o exteriores, nunca pasan entre el Sol y la Tierra ni jamás se les ve en creciente ni en cuarto; sus fases están poco marcadas, hecho que es fácil de demostrar geométricamente. Considerando el triángulo Sol-Tierra-Marte, el ángulo de fase es el que forman el Sol y la Tierra vistos desde Marte. Alcanza su valor máximo en las cuadraturas cuando el triángulo STM es rectángulo en la Tierra. Para Marte, este ángulo de fase no es nunca mayor de 42º, y su aspecto de disco giboso es análogo al que presenta la Luna 3,5 días antes o después de la Luna llena. Esta fase, visible con un telescopio de aficionado, no logró ser vista por Galileo, quien sólo supuso su existencia.

Júpiter

Júpiter es el quinto planeta del Sistema solar. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos. Recibe su nombre del dios romano Júpiter (Zeus en la mitología griega).

Se trata del planeta que ofrece un mayor brillo a lo largo del año (aunque Venus puede superarlo dependiendo de su fase, al igual que Marte si se encuentra en una oposición favorable). Es, además, el mayor entre los planetas del Sistema Solar, con una masa más de 310 veces la terrestre, y un diámetro unas 11 veces más grande.

Júpiter es un cuerpo masivo gaseoso, formado principalmente por hidrógeno y helio, carente de una superficie interior definida. Entre los detalles atmosféricos se destacan la La Gran Mancha Roja, un enorme anticiclón situado en las latitudes tropicales del hemisferio sur, la estructura de nubes en bandas y zonas, y la fuerte dinámica de vientos zonales con velocidades de hasta 140 m/s.

Saturno

Saturno es el sexto planeta del sistema solar, es el segundo en tamaño después de Júpiter y es el único con un sistema de anillos visible desde nuestro planeta. Su nombre proviene del dios romano Saturno. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos, también llamados jovianos por su parecido a Júpiter. El aspecto más característico de Saturno son sus brillantes anillos. Antes de la invención del telescopio, Saturno era el más lejano de los planetas conocidos y, a simple vista, no parecía luminoso ni interesante. El primero en observarlos fue Galileo en 1610 pero la baja inclinación de los anillos y la baja resolución de su telescopio le hicieron pensar en un principio que se trataba de grandes lunas. Christiaan Huygens con mejores medios de observación pudo en 1659 observar con claridad los anillos. James Clerk Maxwell en 1859 demostró matemáticamente que los anillos no podían ser un único objeto sólido sino que debían ser la agrupación de millones de partículas de menor tamaño.

Urano

En astronomía, Urano es el séptimo planeta del Sistema solar. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos. Urano fue el primer planeta descubierto que no era conocido en la antigüedad, aunque sí había sido observado y confundido con estrellas en muchas ocasiones. El registro más antiguo que se encuentra de él se debe a John Flamsteed, quién lo catalogó como la estrella 34 Tauri en 1690.

Sir William Herschel, un músico alemán en la corte del rey Jorge III de Inglaterra, descubrió el planeta en 1781 utilizando un telescopio construído por él mismo. Inicialmente le dio el nombre Georgium Sidus (la estrella de Jorge) en honor al rey que acababa de perder las colonias británicas en América, pero había ganado una estrella. Sin embargo, el nombre no perduró más allá de Gran Bretaña, y Lalande, un astrónomo francés, propuso llamarlo Herschel en honor de su descubridor. Finalmente, el astrónomo alemán Johann Elert Bode propuso el nombre de Urano en honor al dios griego, padre de Cronos –cuyo equivalente romano daba nombre a Saturno–. Hacia 1827, Urano era el nombre más utilizado para el planeta incluso en Gran Bretaña. El HM Nautical Almanac siguió listántolo como Georgium Sidus hasta el año de 1850.

Hasta ahora, sólo una misión espacial, la sonda Voyager 2, se ha aproximado al planeta. El acercamiento ocurrió en 1986 como un paso breve cerca del planeta durante la trayectoria de la sonda hacia Neptuno. Las observaciones derivadas de este acercamiento dieron como resultado una mayor comprensión de la atmósfera del planeta, así como los descubrimientos de un gran número de lunas y las primeras observaciones de los anillos de Urano. El telescopio espacial Hubble (HST) ha observado en varias ocasiones el planeta y su sistema mostrando la aparición ocasional de tormentas. El color azulado del planeta proviene de la absorción de la luz roja en la atmósfera rica en metano.

Neptuno

Neptuno es el octavo planeta del sistema solar. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos. Su nombre provine del dios romano Neptuno.

Tras el descubrimiento de Urano, se observó que las órbitas de Urano, Saturno y Júpiter no se comportaban tal como predecían las leyes de Kepler y de Newton. Adams y Le Verrier, de forma independiente, calcularon la posición de otro planeta, Neptuno, que encontró Galle, el 23 de septiembre de 1846, a menos de un grado de la posición calculada por Adams y Le Verrier. Más tarde, se advirtió que Galileo ya había observado Neptuno en 1611, pero lo había tomado por una estrella.

Pluton y su satelite Caronte

Plutón

Plutón es el noveno planeta del Sistema Solar. Fue descubierto el 18 de febrero de 1930 por el astrónomo estadounidense Clyde William Tombaugh (1906-1997) desde el Observatorio Lowell en Flagstaff, Arizona. Es el planeta más pequeño y posee una órbita excéntrica y altamente inclinada con respecto a la eclíptica, que recorre acercándose en su perihelio hasta el interior de la órbita de Neptuno. Posee tres lunas, de las que la mayor es Caronte, y hasta el momento no ha sido visitado por ninguna sonda espacial, aunque se espera que la misión New Horizons de la NASA lo sobrevuele en 2015.

Debido fundamentalmente a su tamaño y su órbita inusual, en la actualidad existe un fuerte debate en la comunidad astronómica sobre si Plutón debería seguir siendo clasificado como un planeta.

Su gran distancia al Sol y a la Tierra, unido a su reducido tamaño, impide que brille por debajo de la magnitud 13,8 en sus mejores momento (perihelio orbital y oposición), por lo cual sólo puede ser apreciado con telescopios a partir de los 200 mm de abertura, fotográficamente o con cámara CCD: incluso en sus mejores momentos aparece como astro puntual de aspecto estelar, amarillento, sin rasgos distintivos (diámetro aparente inferior a 0,1 segundo de arco).

La Luna

Luna
La Luna
es el único satélite natural de la Tierra. Es el astro más cercano a nosotros y el mejor conocido. Su diámetro es de menos de un tercio del terrestre (3.476 km), su superficie, una decimocuarta parte (37.700.000 km²), y su volumen alrededor de una quincuagésima parte (21.860.000 km³).

Revoluciones de la Luna

Las revoluciones de la Luna son la sinódica, sideral, trópica, draconítica y anomalística.

La Luna tarda en girar una vuelta alrededor de la Tierra 27 d 7 h 43 min si consideramos el giro respecto al fondo estelar (revolución sideral), pero 29 d 12 h 44 min si la consideramos respecto al Sol (revolución sinódica) y esto es porque en este lapso la Tierra ha girado alrededor del Sol. (Ver mes). Esta última revolución rige las fases de la Luna, eclipses y mareas lunisolares.

Como la Luna tarda el mismo tiempo en dar una vuelta sobre sí misma que en torno a la Tierra, nos presenta siempre la misma cara. Esto se debe a que la Tierra, por un efecto llamado gradiente gravitatorio, ha frenado completamente a la Luna. La mayoría de los satélites regulares presentan este fenómeno respecto a sus planetas. Así pues hasta la época de la investigación espacial (Lunik 3) fuimos incapaces de ver la cara oculta lunar que presenta una disimetría respecto a la cara visible. El Sol ilumina siempre la mitad de la Luna, que no tiene por qué coincidir con la cara que vemos, produciendo las fases de la Luna. La inmovilización aparente de la Luna respecto a la Tierra se ha producido porque la gravedad terrestre actúa sobre las irregularidades del globo lunar de forma que en el transcurso del tiempo la parte visible tiene 4 km menos de radio que la parte no visible, estando el centro de gravedad lunar desplazado del centro lunar 1,8 km hacia la Tierra.

Revolución sinódica


Es el intervalo de tiempo necesario para que la luna vuelva a tener una posición análoga con respecto al Sol y a la Tierra su duración es de 29 días, 12 h, 44 min, 2,78 s. También se le denomina lunación o mes lunar.

Revolución sideral


Es el intervalo de tiempo para que la longitud de la Luna aumenta en 360° ó sea para que vuelva a tener una posición análoga con respecto a las estrellas su duración es de 27 días , 7 h, 43 min, 11,5 s

Revolución trópica


Es el lapso necesario para que la Luna vuelva a tener igual longitud celeste. Su duración es de 27 días, 7 h, 43 min, 4,7 s

Revolución draconítica

Es el tiempo que tarda la Luna en pasar 2 veces consecutivas por el nodo ascendente. Su duración es de 27 días, 5 h, 5 min, 36 s

Revolución anomalística

Es el intervalo de tiempo que transcurre entre 2 pasos consecutivos de la Luna por el perigeo. Su duración es de 27 días, 13 h, 18 min, 33 s

Movimiento de traslación lunar

¿Por qué la Luna sale aproximadamente una hora más tarde cada día? Esto se explica fácilmente conociendo la órbita de la Luna alrededor de la Tierra.

La Luna completa una vuelta alrededor de la Tierra aproximadamente una vez al mes. Si la Tierra no rotase sobre su propio eje, sería muy fácil detectar el movimiento de la Luna en su órbita. Este movimiento hace que la Luna avance alrededor de 12º en el cielo cada día. Si la Tierra no rotara, lo que veríamos sería la Luna cruzando la bóveda celeste de oeste a este durante dos semanas, y luego estaría dos semanas ausente (durante las cuales la Luna sería visible en el lado opuesto del Globo).

Sin embargo, la Tierra completa un giro cada día (la dirección de giro es también hacia el este). Así, cada día le lleva a la Tierra alrededor de 50 min más para estar de frente con la Luna nuevamente (lo cual significa que nosotros podemos ver la Luna en el cielo.) El giro de la Tierra y el movimiento orbital de la Luna se combinan, de tal forma que la salida de la Luna se retrasa del orden de 50 min cada día.

Para notar el movimiento de la Luna en su órbita, hay que tener en cuenta su ubicación en el momento de la puesta de Sol durante algunos días. Su movimiento orbital la llevará a un punto más hacia el este en el cielo en el crepúsculo cada día.

Movimiento de rotación


La Luna gira sobre sí misma y le presenta a la tierra constantemente el mismo hemisferio y esta rotación dura un tiempo igual al de una revolución sideral de la Luna. La inclinación del eje de rotación es de 88,3 ° con respecto al plano de la eclíptica, la duración de la rotación de la Luna es exactamente igual a la de su traslación alrededor de la Tierra.

Traslación de la Luna alrededor del Sol

Al desplazarse en torno del Sol la Tierra arrastre a su satélite y la forma de la trayectoria que esta describe es una curva de tal naturaleza que dirige siempre su concavidad hacia el Sol la velocidad con que nuestra satélite se desplaza en su orbita es de 1 km/s.

Libraciones

Debido a la excentricidad de la orbita Lunar, a la inclinación del eje de rotación de la Luna con respecto al plano de la eclíptica y al movimiento de rotación de la Tierra en el curso de una revolución sideral, se logra ver una extensión superficial mayor que la de un hemisferio de nuestro satélite algo como si estuviese animado de ligeros balanceos de este a oeste y de norte a sur, estos movimientos aparentes se conocen con el nombre de libraciones y son 3: libraciones en longitud, libraciones en latitud y libración diurna.

Libración en longitud

Se debe a que el movimiento de rotación de la Luna es biforme mientras que su velocidad anular no lo es. Es máxima en el perihelio y mínima en el apogeo. Debido a esa Libración nuestro satélite tiene un balanceo de oriente a poniente, gracias al cual se logra ver la superficie convexa correspondiente a la de un huso de 7°.

Libración en latitud

Es debido a la inclinación del eje de rotación de la Luna con respecto al plano de su orbita y a la eclíptica. Dicho eje forma un ángulo de 88° 30’’ con el plano de la eclíptica y como el de la orbita lunar es de 5º con respecto a la eclíptica entonces el ángulo formado con el eje de rotación de la Luna con el plano de su orbita es de 6° 30’. Por lo tanto no solo no pueden verse el polo norte y el polo sur de la Luna sino que se logra ver 6° 30’ más allá del polo sur, esta libración es una especie de cabeceo de norte a sur en un tiempo que no es igual a una revolución sideral pues es de 27,2 días.

Libración diurna

Se debe al hecho del que el radio terrestre no es una cantidad despreciable con respecto a la distancia a la Luna, el valor de esta libración es de casi un grado valor aproximado a su grado de paralaje.

Debido a las libraciones se conoce un 9% más de la mitad de la Luna.

Sistema binario

La Luna por su tamaño es el sexto satélite del Sistema Solar. No obstante si se adopta como criterio de comparación el cociente de masas con su planeta resulta que Ganímedes es 1/12.500 de la masa de Júpiter, Titán es 1/4.700 la masa de Saturno y la Luna es 1/81,3 la masa de la Tierra. De está manera se podría que considerar el sistema Tierra-Luna como un sistema binario.

Órbita de la Luna

La Luna describe alrededor de la Tierra una elipse por lo que la distancia entre los dos astros varía y también la velocidad en la órbita. Dado que la rotación lunar es uniforme y su traslación no, pues sigue las leyes de Kepler, se produce una Libración en longitud que nos permite ver un poco de la superficie lunar al Este y al Oeste, que de no ser así no veríamos. El plano de la órbita lunar esta inclinado respecto a la Eclíptica unos 5º por lo que se produce una Libración en latitud que nos permite ver alternativamente un poco más allá del polo Norte o del Sur. Por ambos movimientos el total de superficie lunar vista desde la Tierra alcanza un 59% del total. Cada vez que la Luna cruza la eclíptica, si la Tierra y el Sol están sensiblemente alineados (Luna llena o Luna nueva ) se producirá un eclipse lunar o un eclipse solar.

La órbita de la Luna es especialmente compleja. La razón es que la Luna esta suficientemente lejos de la Tierra (384.400 km en promedio) que la fuerza de gravedad ejercida por el Sol es significante. Dada la complejidad del movimiento, los nodos de la Luna, no están fijos, sino que dan una vuelta en 18,6 años. El eje de la elipse lunar no está fijo y el apogeo y perigeo dan una vuelta completa en 8,85 años. La inclinación de la órbita varía entre 5º y 5º 18’. De hecho, para calcular la posición de la Luna con exactitud hace falta tener en cuenta por lo menos varios cientos de términos.

Los eclipses solares y lunares

Se deben a una “extraordinaria” casualidad. El Sol es 400 veces más grande pero también está 400 veces más lejos de modo que ambos tienen aproximadamente el mismo tamaño angular. La Luna en un eclipse lunar pude contener hasta tres veces su diámetro dentro del cono de sombra causado por la Tierra. Por el contrario en un eclipse solar la Luna apenas tapa al Sol (eclipse total) y en determinadas parte de su órbita, cuando está más distante no llega a ocultarlo del todo, dejando una franja anular (eclipse anular). La complejidad del movimiento lunar dificulta el cálculo de los eclipses y se tiene que tener presente en la periodicidad en que estos se producen (Periodo Saros).

Las mareas

En realidad, la Luna no gira en torno a la Tierra, sino que Tierra y Luna giran en torno al centro de masas de ambos. Sin embargo, al ser la Tierra un cuerpo grande, la gravedad que sobre ella ejerce la Luna es distinta en cada punto. En el punto más próximo es mucho mayor que en el centro de masas de la Tierra, y mayor en este que en el punto más alejado de la Luna. Así, mientras la Tierra gira en torno al centro de gravedad del sistema Tierra-Luna, aparece a la vez una fuerza que intenta deformarla, dándole el aspecto de un huevo. Este fenómeno se llama gradiente gravitatorio, el cuál produce las mareas. Al ser la Tierra sólida la deformación afecta más a las aguas y es lo que da el efecto de que suban y bajen dos veces al día (sube en los puntos más cercano y más alejado de la Luna).

Un efecto asociado es que las mareas frenan a la Tierra en su rotación (pierde energía debido a la friccíon de los océanos con el fondo del mar), y dado que el sistema Tierra-Luna tiene que conservar el momento angular, la Luna lo compensa alejándose 3 cm cada año, como han demostrado las mediciones laser de la distancia posibles gracias a los reflectores que los astronautas dejaron en la Luna.

Atmósfera de la Luna

La Luna tiene una atmósfera casi insignificante, debido a la baja gravedad, incapaz de retener moléculas de gas en su superficie. La totalidad de su composición aún se desconoce. El programa Apollo identificó átomos de helio y argón, y más tarde (en 1988), observaciones desde la Tierra añadieron iones de sodio y potasio. La mayor parte de los gases en su superficie provienen de su interior.

Existe el temor de que la masa de los gases de las naves que en la década del setenta han aterrizado en la Luna hayan creado una polución o contaminación de igual masa a la de su atmósfera. Aunque estos gases ya deben haber desaparecido, aún hay una preocupación de que queden restos que impidan investigar sobre la atmósfera real de la Luna.

La ausencia de aire, y en consecuencia de vientos, impide que se erosione la superficie que transporte tierra y arena, alisando y cubriendo sus irregularidades. Debido a la ausencia de aire no se transmite el sonido. La falta de atmósfera también significa que la superficie de la Luna no tenga ninguna protección con respecto al bombardeo esporádico de cometas y asteroides. Además, una vez que se producen los impactos de éstos, los cráteres que resultan prácticamente no se degradan a través del tiempo por la falta de erosión.

Origen de la Luna

Al descubrir que la composición de la Luna era la misma que la de la superficie terrestre se supuso que su origen tenía que venir de la propia Tierra. Un cuerpo tan grande en relación a nuestro planeta difícilmente podía haber sido capturado ni tampoco era probable que se hubiese formado junto a la Tierra. Así, la mejor explicación de la formación de la Luna es que esta se originó a partir de los pedazos que quedaron tras una cataclísmica colisión con un protoplaneta del tamaño de Marte en los albores del sistema solar. Esta teoría también explica la gran inclinación axial del eje de rotación terrestre que habría sido provocada por el impacto.

La enorme energía suministrada por el choque fundió la corteza terrestre al completo y arrojó gran cantidad de restos incandescentes al espacio. Con el tiempo se formó un anillo de roca alrededor de nuestro planeta hasta que, por acreción, se formó la Luna. Su órbita inicial era mucho más cercana que la actual y el día terrestre era mucho más corto ya que la Tierra orbitaba más deprisa. Durante cientos de millones de años la Luna ha estado alejándose lentamente de la Tierra a la vez que ha ralentizado la rotación terrestre debido a la transferencia de momento angular que se da entre los dos astros. Este proceso de alejamiento continúa actualmente a razón de 38 mm por año.

Tras su formación la Luna experimentó un periodo cataclísmico datado en torno a hace 3800-4000 millones de años en el que la Luna y los otros cuerpos del Sistema Solar interior sufrieron violentos impactos de grandes asteroides. Este período, conocido como intenso bombardeo tardío (late heavy bombardment) formó la mayor parte de los cráteres observados en la Luna así como en Mercurio. El análisis de la superficie de la Luna arroja importantes datos sobre este periodo final en la formación del Sistema solar.

Relieve lunar

Cuando Galileo apuntó su telescopio hacia la Luna en 1610 pudo distinguir dos regiones superficiales distintas. A las regiones oscuras las denominó «mares», los cuales por supuesto no tienen agua y llevan nombres tales como Mar de la Serenidad y Mar de la Fecundidad; son planicies con pocos cráteres. El resto de la superficie lunar es más brillante, y representa regiones más elevadas con una alta densidad de cráteres, tales como Tycho y Clavius. En la superficie lunar también existen cadenas de montañas que llevan nombres como Alpes y Apeninos, igual que en la Tierra.

La exploración lunar

El Programa Lunik de la antigua Unión Soviética tuvo por objetivo llegar con naves no tripuladas a la Luna. El Lunik 3 logró fotografiar la cara oculta, Lunik 9 logró posarse suavemente, Lunik 10 orbitó por primera vez la Luna. Dos vehículos Lunahod lograron pasearse por su superficie y tras el aterrizaje del Apollo 11 tripulado, la nave Lunik 16 trajo unos pocos gramos de polvo lunar a la Tierra.

El programa Ranger estadouniense estrellaba sus naves contra la Luna para lograr con sus cámaras fotos detalladas. Sólo Ranger 7, 8 y 9 lograron su objetivo. El programa Lunar Orbiter puso cinco naves no tripuladas en órbita lunar entre los años 1966-1967 para cartografiarla y ayudar al Programa Apollo para poner un hombre en la Luna, cosa que se logró con Apollo 11 el 21 de julio de 1969. Le sucedió el programa Surveyor que tras el Lunik 9 logró aterrizajes suaves de naves no tripuladas.

Las naves estadounidenses Clementine, Lunar Prospector y la europea Smart 1 han representado una vuelta a la Luna, abandonada desde 1973. Intentan detectar la presencia de vapor de agua mezclado con polvo lunar y procedente de cometas que se han estrellado cerca de los polos lunares en cráteres donde nunca son iluminados por el Sol.

En septiembre de 2005, la NASA (Agencia Espacial Estadounidense) anuncia el proyecto de un nuevo viaje tripulado a nuestro satélite, programado para el año 2018.

Fase lunar

La Luna en su giro alrededor de la Tierra presenta un diferente aspecto visual según sea su posición con respecto al Sol. Cuando la Luna está entre la Tierra y el Sol, tiene orientada hacia la Tierra su cara no iluminada (Novilunio o Luna nueva). Una semana más tarde la Luna ha dado 1/4 de vuelta y presenta media cara iluminada (Cuarto Creciente). Otra semana más y la Luna ocupa una posición alineada con el Sol y la Tierra, por lo cual desde la Teirra se aprecia toda la cara iluminada (Plenilunio o Luna llena). Una semana más tarde se produce el cuarto menguante. Transcurridas unas cuatro semanas estamos otra vez en Novilunio.

El tiempo transcurrido entre dos novilunios se llama mes lunar o mes sinódico y es de 29,53 días solares medios. Las fases de la Luna tienen mucha relación con el establecimiento del calendario y sus diferentes periodos como semana y mes. Las fases lunares constituyen la base del calendario musulmán.

Los diferentes planetas también tienen sus fases. Galileo fue el primero en descubrir que Venus presentaba fases como la Luna, argumento que apoyaba la Teoría heliocéntrica. Los planetas en órbitas interiores a la terrestre (Mercurio y Venus) pueden presentar fases elevadas. Debido a las diferentes condiciones geométricas de posición relativa entre el Sol, la Tierra y los planetas en órbitas exteriores éstos no poseen fases apreciables observados desde la Tierra.

Eclipse

Un eclipse es un suceso en el que la luz procedente de un cuerpo es bloqueada por otro. Los eclipses de Sol y de Luna puede ocurrir solamente cuando el Sol y la Luna se alinean con la Tierra. Esto ocurre durante Luna nueva y Luna llena.

Desde un punto de vista terrestre los eclipses pueden ser:

Eclipse lunar – la Tierra oscurece el Sol, desde punto de vista de la Luna.La Luna entra en la zona de sombra de la Tierra.Esto sólo puede ocurrir en luna llena.
Eclipse solar – La Luna oscurece el Sol, desde punto de vista de la Tierra. Esto sólo puede pasar durante la luna nueva.
Eclipses en el Sistema Solar
Los eclipses son imposibles en Mercurio y Venus, debido a que carecen de lunas.

En Marte, solo son posibles eclipses parciales, porque ninguna de sus lunas tiene el suficiente tamaño para cubrir el disco solar. Los eclipses marcianos se han fotografiado desde la superficie del planeta y orbitándolo.

Los gigantes gaseosos, que poseen muchas lunas, muestran frecuentemente eclipses. Los más destacados afectan a Júpiter, cuyas cuatro grandes lunas y su bajo eje de inclinación, hacen los eclipses rutinarios. Es común observar las sombras de éstas sobre las nubes jovianas.

Plutón, con su gran luna Caronte, es también foco de numerosos eclipses.

Fuente bibliográfica Wikipedia


Fases de la luna

Eclipse anular


Mar de la Tranquilidad fotografíado desde el Apolo 8

Apolo 12

Fuente Bibliográfica: Wikipedia

4 Respuestas a “Sistema Solar

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