viernes, 25 de mayo de 2012

Sistema Solar: un paseo por nuestro vecindario

Los invito a imaginar un viaje desde el borde más externo del Sistema Solar, hacia su corazón, estacionándonos en sus principales componentes para admirar sus paisajes y aprender los datos más relevantes de cada uno de ellos. Para ello, utilizaremos como nave nuestra imaginación, poderoso vehículo que carece de problemas técnicos como combustible, habitabilidad y comida, velocidad y protección a la radiación estelar. Es hora de calzarse el traje y comenzar la aventura...


Fig. 1 Mítica Nave Enterprise de la Serie Star Trek, que con tantos apasionantes vuelos nos cautivo - Créditos de la Imagen: Wikipedia / Derechos de la Serie CBS Studios Inc

El sendero nace a aproximadamente un año luz de una estrella conocida como el Sol. A esta distancia, la misma se observa como un brillante punto en el firmamento, su color amarillento nos servirá de faro durante el camino.

Atrapados por su gravedad, la pantalla de nuestra nave muestra una enorme esfera de escombros de un año luz de diámetro que lo rodea, conocida con el nombre de Nube de Oort. Según la computadora de abordo, la misma está compuesta por entre 1.000.000.000.000 y 100.000.000.000.000 de asteroides y cometas. Aunque la cifra es enorme, la distancia entre ellos aun es muy grande, nada parecida a la que nos muestran las películas de ciencia ficción. Al pasar en la cercanía de un grupo de ellos unidos gravitacionalmente, nuestra nave provoca un pequeño desequilibrio atrayéndolos suavemente, casi imperceptiblemente hacia nuestro itinerario. Quizás en algunos cientos o miles de años, ese pequeño empujón hará que una nueva camada de cometas visite las cercanías de la estrella central y desplieguen sus ostentosas colas.


Fig. 2 Nube de Oort y Cinturón de Kuiper - Créditos de la Imagen: Wikipedia

Un análisis de la estructura de los materiales que conforman estos cuerpos, nos indica que están compuestos por elementos como hielo, metano, etano, monóxido de carbono, ácido cianhídrico y amoníaco entre otros, y que no son más que los restos de la formación del Sistema Solar. Su masa suma, la nada despreciable cifra, de unas cinco veces la de la Tierra.

Dado lo largo del camino que nos queda aun por recorrer, a velocidades cercanas a la de la luz (299.792.458 metros/segundo) demoraremos más de una año en transitarlo, no destinaremos más tiempo a esta parada y enfilaremos paralelos al plano que forman los planetas alrededor del Sol rumbo al Cinturón de Kuiper.

Nuestro telescopio de abordo aun no muestra señales de cuerpos orbitando al Sol, aunque su leve bamboleo y pequeñas variaciones de luminosidad, no dejan a duda su existencia. Gracias a estos sutiles efectos debidos a la gravedad de los cuerpos que lo circundan, y sus tránsitos (pasadas frente al disco de la estrella), es como se descubrieron la mayoría de los planetas extrasolares que actualmente conocemos.

Algo sumamente llamativo es que nuestro radiotelescopio unido al ordenador SETI (Búsqueda de Señales de Vida Extraterrestre Inteligente) ha comenzado a dar fuertes señales de que, desde un punto en el espacio relativamente cercano al Sol, se están emitiendo grandes cantidades de señales de radio artificiales. Aunque muy atenuadas por las distancias, las pruebas son irrefutables, claro que en este caso no son "extraterrestres", sino todo lo contrario, son las ondas electromagnéticas emitidas por la actividad tecnológica humana desde la Tierra, y su órbita cercana, hacia el espacio (TV, radio, comunicaciones entre otras fuentes).

Hemos viajado más de un año a un 90% de la velocidad de la luz cuando una alarma suena en el navegador. Al observar por la pantalla una alerta nos indica la cercanía de otra nave ¿será un error de sistema?: ¡no! es una sonda de exploración terrestre, la Voyager I, que ha estas alturas (2009) ha recorrido cerca de 110 veces la distancia que separa el Sol de la Tierra (medida conocida como Unidad Astronómica o UA) y se ha convertido en el objeto construido por el hombre que más se ha alejado de su fábrica. Dejemos a la "Viajera" seguir su camino, no muy lejos debe andar su hermana la Voyager II.

Mientras observamos alejarse el icono titilante que representa a la Voyager en la pantalla, una segunda señal llama nuestra atención, indica que estamos atravesando la heliopausa, punto en el que el viento solar se une al medio interestelar o al viento solar procedente de otras estrellas, navegamos por una región denominada heliofunda. Poco después, un leve sacudón se produce cuando penetramos el frente de choque de terminación, hemos ingresado a la heliósfera: región espacial que se encuentra bajo la influencia del viento solar, compuesto de iones procedentes de la atmósfera solar. Estamos dentro de una burbuja en cuyo interior se encuentran los planetas del Sistema Solar.

Al avanzar, el monitor de la nave se ilumina con una serie de puntos que indican que nos encontramos en las inmediaciones de un disco de cuerpos muy similares a los de la Nube de Oort. Estamos en el Cinturón de Kuiper, a unas 7 horas luz del Sol, o lo que es lo mismo, unas 50 UA. La computadora de abordo registra que tanto la fuerza de gravedad, como la luminosidad de la estrella, han aumentado considerablemente desde que partimos, sin embargo aun no es más que un punto muy luminoso en el oscuro espacio.

Actualmente hay catalogados unos 800 objetos de este cinturón descubiertos desde la Tierra, una cifra significativa si tenemos en cuenta que son relativamente pequeños, y al estar tan lejos del Sol reflejan muy poca luz.

Es aquí donde fijamos rumbo hacia Plutón.

Debido a la atracción del Sol, la manera más sencilla de avanzar es dejarse "caer" hacia este describiendo espirales que nos permitan ir haciendo paradas en los puntos que hemos prefijado en el navegador de la nave. Es una suerte que sea la computadora la que se encargue de realizar esos cálculos, ya que nos permite relajarnos y observar por la escotilla el paisaje estrellado que nos ofrece el firmamento.

Ya no viajamos a velocidades tan altas, hemos abandonado la autopista espacial para circular por los senderos del barrio Solar, y no queremos perder detalle de sus residencias. Aun así, lo hacemos a velocidades mucho mayores que las alcanzadas por los actuales cohetes creados por el hombre, ya que sino recorrer el camino que nos queda por delante nos demandaría años.

El telescopio de nuestra nave nos muestra un par de recortadas siluetas que parecen bailar una junto a la otra, son Plutón y su luna mayor Caronte. Hasta 2006, Plutón fue conocido como el noveno planeta del Sistema Solar, pero a partir de esa fecha, los científicos lo han rebajado a la categoría de Planeta Enano, compartiendo hoy esta con otros objetos de esas características como Ceres del Cinturón de Asteroides o Eris, Makemake y Haumea del Cinturón de Kuiper.

Al acercarnos más nos damos cuenta, que no solo Caronte se mueve atrapado en el campo gravitatorio de Plutón, sino que otras dos lunas menores, Nix e Hidra, casi rocas podríamos decir, giran lentamente a su alrededor.

Solicitamos una exploración descriptiva a nuestro ordenador de abordo y nos arroja el siguiente resultado:

PLUTÓN


Fig. 3 Plutón y sus 3 satélites - Créditos de la Imagen: NASA, ESA, H. Weaver (JHU/APL), A. Stern (SwRI), y HST Pluto Companion Search Team

Características orbitales
Radio medio: 5,91352 x 109 km 
Excentricidad: 0,24880766 
Período orbital (sideral): 248a 197d 5,5h 
Período orbital (sinódico): 366,7 días 
Velocidad orbital media: 4749 m/s 
Inclinación: 17,14175° 
Número de satélites: 3 

Características físicas
Diámetro ecuatorial: 2.302 km 
Área superficial: 1,7 x 107 km2
Masa: 1,29 x 1022 kg 
Densidad media: 2.050 kg/m3 
Gravedad superficial: 0,6 m/s2 
Período de rotación: 6d 9h 17,6m 
Inclinación axial: 119,61° 
Albedo: 0,3 
Velocidad de escape: 1.200 m/s 
Temperatura superficial: -240Cº mínima -229ºC media -218ºC máxima 

Características atmosféricas
Presión atmosférica: 0 - 0,01 kPa 
Nitrógeno: 90% 
Metano: 10% 


Plutón es bastante pequeño comparado con la Tierra, incluso hay satélites de otros planetas más grandes que él. Prácticamente carece de atmósfera debido principalmente a su baja gravedad. ¡Que saltos daríamos sobre su superficie!, no habría atleta olímpico que nos ganara (claro si está en su planeta natal). Al sobrevolarlo vemos un paraje yelmo, helado, inhóspito, con temperaturas muy bajas. Su órbita es tan excéntrica (ovalada) que de los 249 años que tarda en darle una vuelta al Sol, 20 de ellos se convierte en el octavo planeta (enano) al acercarse más que Neptuno a dicha estrella.
Bueno, dejemos vagar tranquilo a Plutón, cuyo nombre en la mitología romana era el designado al dios del inframundo, y pongamos rumbo a nuestra próxima estación: Neptuno.

Siguiendo una espiral descendente nos dejamos atrapar por la gravedad de este gigantesco planeta gaseoso mientras hacemos las maniobras necesarias para sobrevolar su vecindario. Un globo de imponente azul se deja ver por la ventanilla, un fino anillo lo rodea, el ordenador señala unas 13 lunas rodando a su alrededor, aunque desde nuestra posición solo vemos a sus dos mayores: Tritón y Nereida.

Al observar a Tritón con más detenimiento, caemos en la cuenta de que es levemente mayor que Plutón. Vemos que su superficie está desfigurada por violentas erupciones volcánicas, marcada por una red de profundas cicatrices. Hay científicos que albergan la esperanza de que esta actividad le permita albergar algún tipo de vida muy rudimentaria, aunque a decir verdad las posibilidades son más que escasas. Mientras dejamos atrás su imagen, nos parece divisar un géiser de nitrógeno líquido emanado desde su helada cara.

Volviendo la vista nuevamente a Neptuno, pedimos al ordenador que le superponga la imagen de la Tierra, vaya sorpresa, su diámetro es cuatro veces más grande que el de nuestro hogar.

Lanzamos una pequeña sonda exploratoria que se zambulle para revelarnos su interior. Los datos obtenidos muestran un núcleo rocoso cubierto por una costra helada, oculto bajo una atmósfera gruesa y espesa. Los dos tercios interiores de Neptuno se componen de una mezcla de roca fundida, agua, amoníaco líquido y metano. El tercio exterior es una mezcla de gas caliente compuesto de hidrógeno, helio, agua y metano. Vemos que su sistema de nubes es muy activo, bandas más claras y tormentas parecidas a ojos se dejan ver en la atmósfera externa. La sonda que hemos enviado ha registrado vientos de hasta 2.000 km/h, los mayores del Sistema Solar.

Antes de despedirnos de él, solicitamos nuevamente al ordenador de abordo que nos arroje un resumen de sus principales características:

NEPTUNO


Fig. 4 Neptuno - Créditos de la Imagen: NASA, L. Sromovsky, y P. Fry (Universidad de Wisconsin-Madison)

Características orbitales
Radio medio: 4,4982529 x 109 km 
Excentricidad: 0,00858587 
Período orbital (sideral): 164a 288d 13h 
Período orbital (sinódico): 367,5 días 
Velocidad orbital media: 5,4778 km/s 
Inclinación: 1,76917° 
Número de satélites: 13 

Características físicas
Diámetro ecuatorial: 49.572 km 
Área superficial: 7,65 x 109 km2 
Masa: 1,024 x 1026 kg 
Densidad media: 1,64 g/cm3 
Gravedad superficial: 11,0 m/s2
Período de rotación: 16h 6,5m
Inclinación axial: 29,58° 
Albedo: 0,41 
Velocidad de escape: 23,71 km/s 
Temperatura superficial: -220ºC mínima -223ºC media s/d máxima 

Características atmosféricas
Presión atmosférica: > 100.000 kPa 
Hidrógeno: >84% 
Helio: >12% 
Metano: 2% 
Amoníaco: 0,01% 
Etano: 0,00025% 
Acetileno: 0,00001% 


Como última curiosidad, mientras seguimos camino, mencionaremos que Neptuno debe su nombre al dios romano del mar, y Tritón, su luna mayor, al dios griego de las profundidades marinas.

Nuestra nave ha aprovechado el campo gravitatorio de este planeta para reacomodar el rumbo, y ahora nos dirigimos raudamente a su vecino interior: Urano.

A medida que acortamos distancias, un globo azul verdoso comienza a ganar tamaño. A simple vista notamos que es un poco más grande que Neptuno, y aunque sabemos que posee una serie de oscuros y tenues anillos, solo podremos observarlos cuando estemos más cerca.

Nuestra nave ajusta su trayectoria para aprovechar al máximo nuestra aproximación a esta estación en el camino. El ordenador de abordo muestra algunos datos de lo más curiosos; este planeta tiene una inclinación de su eje de rotación de casi noventa grados con respecto a su órbita; inclinación que no sólo se limita al planeta, sino también a sus anillos, satélites y campo magnético. Urano, es uno de los dos planetas del Sistema Solar, que tiene un movimiento de rotación retrógrado (rotación en sentido horario, como las agujas del reloj, visto desde encima del polo Norte solar), el otro es Venus. Como si esto fuera poco, uno de sus anillos es de color azul, una verdadera rareza planetaria.

Al contrario de los anillos de Saturno, nuestra próxima parada, visto desde el plano en los que giran los planetas, Urano parece rodar en vez de rotar, y su anillo se nos muestra como si le viéramos desde arriba. De los 27 satélites naturales que le circundan, cinco destacan como sus lunas principales: Miranda, Ariel, Umbriel, Titania y Oberón. Todos bastantes más pequeños que la Luna terrestre y carentes de atmósfera.

Preparemos otra sonda y lancémosla al interior del planeta para ver que podemos averiguar. Luego de unos instantes de expectación, confirmamos que el envío ha sido un éxito y empezamos a recibir datos que se muestran en el ordenador de abordo. Urano tiene una gruesa atmósfera formada por una mezcla de hidrógeno y helio que representa un 15% de su masa. Hay una transición gradual de atmósfera a océano líquido, por ello no podemos definir exactamente un límite donde termina uno y comienza el otro; el océano de Urano no se parece en nada al que baña las playas terrestres. La sonda nos muestra que las capas de nubes externas están compuestas de hidrógeno y helio enriquecido con metano. A medida que avanza hacia el corazón del planeta, la presión atmosférica aumenta y ésta se vuelve mucho más densa, licuándose conforme gana profundidad, hasta llegar a un manto de hielos de compuestos químicos, entre ellos agua, amoníaco y metano: un océano con una alta conductividad eléctrica. Por último nos envía una serie de datos, antes de sucumbir a las fuerzas de la gravedad y la presión, que delatan un núcleo compuesto de rocas y hielos de diferentes tipos, estos últimos mucho más abundantes.

Urano se parece más a su hermano Neptuno, que a Saturno y Júpiter; podríamos decir que es un gigante gaseoso que quedó a mitad de camino en su crecimiento.

A llegado la hora de despedirnos de este sorprendente planeta y avanzar hacia Saturno, pero no sin antes solicitar a la computadora una lista resumen de sus atributos:

URANO


Fig. 5 Urano - Créditos de la Imagen: Telescopio Espacial Hubble, nubes brillantes y anillos - NASA / ESA

Características orbitales
Distancia media del Sol: 19,19126393 UA 
Radio medio: 2,8709722 x 109 km 
Excentricidad: 0,04716771 
Período orbital (sideral): 84a 3d 15,66h 
Período orbital (sinódico): 369,7 días 
Velocidad orbital media: 6,8352 km/s 
Inclinación: 0,76986° 
Número de satélites: 27 

Características físicas
Diámetro ecuatorial: 51.118 km 
Área superficial: 8,13 x 109 km2
Masa: 8,686 x 1025 kg 
Densidad media: 1,29 g/cm3 
Gravedad superficial: 8,69 m/s2
Período de rotación: -17h 14m (movimiento retrógrado) 
Inclinación axial: 97,86° 
Albedo: 0,51 
Velocidad de escape: 21,29 km/s 
Temperatura sobre nubes: -218ºC 
Temperatura superficial: -214ºC mínima -205ºC media s/d máxima 

Características atmosféricas
Presión atmosférica: 120 kPa 
Hidrógeno: 83% 
Helio: 15% 
Metano: 1,99% 
Amoníaco: 0,01% 
Etano: 0,00025% 
Acetileno: 0,00001% 
Monóxido de carbono: Trazas 
Sulfuro de hidrógeno: Trazas 


Mientras vemos por la ventanilla como comienza a empequeñecerse su silueta, recordemos que Urano es el séptimo planeta del Sistema Solar, el tercero en tamaño, y el cuarto más masivo. Su nombre proviene de la mitología griega, donde era el dios primordial del cielo.

Nuestra nave sigue una inmensa curva descendente que nos lleva directamente al pozo gravitacional de Saturno. Si viajáramos con métodos de propulsión ordinarios (cohetes químicos) este viaje nos llevarla meses o incluso años, sin embargo, como el motor de nuestra nave es mucho más poderoso y se basa en la imaginación y la curiosidad, el trayecto se acorta significativamente.

Aun a una prudencial distancia podemos apreciar que Saturno es mucho más grande que todos los planetas anteriormente visitados, solo Júpiter y el mismísimo Sol le superan. Sus anillos son majestuosos, son un sistema tan grande que es el único que puede ser visto con telescopios desde la Tierra. A la fecha (2009) se han descubierto 61 satélites naturales (8 de ellos aun sin nombre), solo dos menos que su vecino Júpiter, y es probable que en el futuro otros nuevos vengan a engrosar la lista.

Asomándonos por la ventanilla, vemos que hemos acortado las distancias considerablemente, es hora de echar un vistazo a sus principales lunas: Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea, Titán, Hiperión, Jápeto y Febe. Nos concentraremos en dos de ellas, interesantes por la posibilidad de ser capaces de albergar algún tipo de indicio de vida primitiva: Titán y Encélado.

Al mirar a Titán, vemos un planeta rocoso girando al filo de los anillos de un gigante gaseoso. Por su tamaño es la segunda luna más grande del Sistema Solar y la única que tiene una atmósfera significativa. De hecho, es más densa que la de la nuestro propio planeta, con una presión atmosférica superficial una vez y media la de la Tierra. Una opaca cortina de nubes formada por aerosoles de hidrocarburos, impide que podamos ver directamente su superficie desde nuestra posición. Su composición es rica en nitrógeno (94%) con trazas de diversos hidrocarburos que constituyen el resto de la misma, incluyendo metano, etano, diacetileno, metilacetileno, cianoacetileno, acetileno, propano, junto con anhídrido carbónico, monóxido de carbono, cianógeno, cianuro de hidrógeno, y helio. Debajo de ella encontramos una superficie formada de hielo y rocas en iguales proporciones. Lagos de metano salpican el helado paisaje, incluso lluvias de este hidrocarburo caen periódicamente desde sus nubes. Algunos científicos, albergan la esperanza de que Titán pueda ser residencia de algún tipo de vida microscópica, dadas las condiciones del mismo.

Encélado es totalmente diferente a Titán, como a buenos hermanos corresponde; más pequeño, con una atmósfera muy poco densa y variable, su superficie se muestra a nuestro paso en parte llena de grietas y cráteres, en otras prácticamente sin detalles. Si no fuera por algunas interesantes particularidades, probablemente atraídos por los hermosos anillos de Saturno no prestaríamos demasiada atención a esta luna. Sin embargo, géisers de agua se proyectan desde su faz, lo que implica que está geológicamente activa, existe en ella vulcanismo, propiedad que comparte solo con Io, Tritón y la Tierra. La presencia de agua en estado líquido muy cerca de la superficie, formando un verdadero océano subterráneo, es un atributo muy alentador desde el punto de vista de la búsqueda de vida extraterrestre, aunque claro está, la misma compartiría en el hipotético caso de existir, los rasgos de ser microscópica como sus "supuestos primos" de Titán.

Giramos sobre nuestro sillón para observar mejor desde otra ventanilla el sistema de anillos de Saturno, es realmente una visión majestuosa, un espectáculo indescriptible con palabras. Su tamaño es enorme, se extienden en el plano ecuatorial del planeta desde los 6.630 a los 120.700 kilómetros por encima del ecuador de Saturno y están compuestos de partículas con abundante agua helada. El tamaño de estas puede variar de fino polvo microscópico a rocas de algunos metros de diámetro. Podemos ver toda un gama de anillos, que interactúan de forma muy compleja entre ellos y sus lunas pastoras, responsables de que todo el sistema se mantenga estable. Los mismos se dividen habitualmente para su estudio e identificación con las letras que van desde la A a la E.

Saturno se erige en el centro de ellos, de color amarillo-anaranjado enseguida nos percatamos que no se ve como una esfera perfecta, sino que se encuentra achatada en sus polos. Esto se debe a que gira rápidamente sobre su eje concentrando su atmósfera en el ecuador. Es tan grande que su volumen es 740 veces el de nuestro planeta, sin embargo, su densidad es muy baja, tiene la masa de 95 Tierras, lo que combinado provoca que si lo pusiéramos en un inmenso océano de agua ¡flotaría!.

Hora de lanzar otra sonda para estudiar su interior. Observamos en la pantalla de nuestro ordenador que la misma se dirige raudamente a su corazón atraída por la gravedad del planeta. Fuertes ráfagas de viento de hasta 450 metros/segundo afectan a las nubes superiores de cristales de amoníaco. La atmósfera, casi todo el planeta, esta básicamente compuesta de un 93% de hidrógeno y un 5% de helio, con trazas de metano, vapor de agua, amoníaco, etano y fosfina. A medida que sigue su descenso hacia el interior del mismo detecta formaciones de nubes de agua.

30.000 kilómetros es la distancia que debería recorrer nuestra sonda antes de llegar al núcleo, sin embargo una fuerte tormenta interrumpe las comunicaciones con la misma, y teniendo en cuenta las paradas que aun nos quedan por realizar, no invertiremos tiempo en enviar otra, sabiendo que es imposible que soporte tales condiciones extremas.

Se piensa que el interior del planeta es semejante a su hermano mayor, Júpiter, con un núcleo sólido en el interior, bañado de un profundo océano de hidrógeno en estado líquido y metálico, que se mantiene en tan extrañas condiciones debido a los efectos de las elevadas presiones y temperaturas que debe soportar. El centro del planeta tendría temperaturas cercanas a los 12.000ºC, casi el doble de la que se mide en la superficie del Sol, y se encontraría en estado líquido.

Antes de despedirnos de este gigante, solicitamos un resumen de sus características en pantalla al ordenador de abordo, el cual nos muestra los siguientes datos:

SATURNO


Fig. 6 Saturno - Créditos de la Imagen: NASA y E. Karkoschka (Universidad de Arizona)

Características orbitales
Distancia media del Sol: 9,53707032 UA 
Radio medio: 1,4267254 x 109 km 
Excentricidad: 0,05415060 
Período orbital (sideral): 29a 167d 6,7h 
Período orbital (sinódico): 378,1 días 
Velocidad orbital media: 9672,4 m/s 
Inclinación: 2,48446° 
Número de satélites: 61 

Características físicas
Diámetro ecuatorial: 120.536 km 
Área superficial: 4,38 x 1010 km2 
Volumen: 8,27 x 1023 m3
Masa: 5,688 x 1026 kg 
Densidad media: 690 kg/m3 
Gravedad superficial: 9,05 m/s2
Período de rotación ecuatorial: 10h 13m 59s 
Período de rotación interno: 10h 39m 25s 
Inclinación axial: 26,73° 
Albedo: 0,47 
Velocidad de escape: 35.490 m/s 
Temperatura media (en nubes): -180ºC 
Temperatura superficial: -191ºC mínima -130ºC media s/d máxima 

Características atmosféricas
Presión atmosférica: 1.400 kPa 
Hidrógeno: >93% 
Helio: >5% 
Metano: 0,2% 
Vapor de agua: 0,1% 
Amoníaco: 0,01% 
Etano: 0,0005% 
Fosfina: 0,0001% 


Saturno toma su nombre del dios romano de la agricultura y la cosecha, equivalente al dios Crono de los griegos.

Nuevamente emprendemos el viaje, y mientras nos despedimos del Señor de los Anillos, agregaremos como dato anecdótico que Saturno despide más calor desde su interior que el que recibe desde el Sol.

Hora de partir, no hay tiempo que perder, aun nos quedan abundantes paisajes por vislumbrar, es que el Sistema Solar está lleno de sorpresas a la espera de ser descubiertas...
En estos momentos viajamos hacia el planeta que ostenta el récord de ser el mayor en masa, volumen y cantidad de lunas descubiertas, no en vano ha sido bautizado con el nombre de Júpiter, dios romano que al igual que su par Zeus en la mitología griega, ostentaban el título de "mayor deidad del Panteón".

Podemos decir que Júpiter es un planeta que quedo a mitad de camino de ser una estrella, de hecho si hubiera logrado acopiar más cantidad de gas en su nacimiento (75 veces más que la que posee), estaríamos en presencia de un sistema estelar binario, algo muy común en el universo. Sin embargo, cuando hablamos de grande: ¿cuan grande realmente es?, bueno eso lo veremos cuando estemos más cerca de él mirando a través de la ventanilla, pero para darnos solo una una idea diremos que tiene una masa que es casi ¡dos veces y media la suma de la del resto de los planetas que conforman el Sistema Solar!.

Al igual que los gigantes gaseosos que hemos visitado en nuestro viaje, Júpiter posee un sistema de anillos, pero es muy tenue y solo es posible su observación viajando, como lo han hecho ya varias sondas hasta su vecindario más cercano. No solo se ve rodeado de anillos, sino que, como ya habíamos adelantado, es el que posee el récord en cantidad de lunas orbitándole, nada menos que 63, de las cuales destacan 4, conocidas como Galileanas en honor a su descubridor, por ser las mayores y más importantes: Io, Europa, Ganímedes y Calisto.

Una alarma a comenzado a sonar en la cabina, nos acercamos a un conjunto de objetos. En el ordenador se dibujan como una serie de puntos titilantes que parecen perseguir a prudencial distancia a nuestro gigante, pero ¿que son?: al ingresar esta pregunta la computadora nos responde Troyanos, ¿es que se ha descompuesto?, afortunadamente no, es que Júpiter tiene toda una corte de asteroides que comparten su órbita alrededor del Sol, y que están situados en los dos puntos de Lagrange a 60 grados por delante y por detrás de él. Los que van delante son conocidos como Griegos, y estos que ahora sobrevolamos y le preceden son los Troyanos, ambos nombres en honor de Homero y su obra literaria La Iliada.

Mientras dejamos a Griegos y Troyanos seguir su camino, nosotros continuemos el nuestro. El telescopio de la nave ya nos muestra las lunas galileanas con bastantes detalles, echémosles una mirada y descubramos que sorpresas nos deparan.

Comenzaremos por Calisto, la más externa de estas las lunas. A primera vista notamos que su tamaño es notablemente grande, es la tercera en la lista por esta características, y se equipara al del planeta Mercurio. Su superficie es la que más huellas de impactos presenta en el Sistema Solar. Sucede que la fuerte gravedad de Júpiter atrae a toda roca que pase por su cercanía, y Calisto presenta una gran cantidad de cráteres que lo pone de manifiesto. Está tan saturada de impactos que no podrían formarse cráteres nuevos sin destruir otros viejos. Solo tiene pequeñas trazas de dióxido de carbono como atmósfera.

La segunda luna galileana más alejada de Júpiter es Ganímedes, que ostenta el record en tamaño, siendo el satélite natural más grande del Sistema Solar, superando incluso en este aspecto a Mercurio y Plutón. Los instrumentos de nuestra nave delatan que posee un campo magnético propio. Al parecer Ganímedes está compuesto de un pequeño núcleo de hierro fundido en el centro generador de este campo, rodeado por un manto de sílice rocoso que podría contener una capa de agua líquida, y finalmente una corteza helada de silicatos y hielo que es la más superficial. Al mirar su terreno podemos diferenciar dos tipos bien marcados, uno muy viejo y lleno de cráteres que abarca el 50% de la superficie y regiones oscuras surcadas por ranuras y anillos de origen tectónica que cubren el restante 50%. Su atmósfera es muy tenue y está formada por trazas de oxígeno.

Siguiendo con nuestro viaje, nos encontramos que la tercera luna galileana desde el exterior es Europa, un objeto muy interesante cuando se trata de buscar posibles rastros de vida fuera de nuestro planeta. Es la más pequeña de los cuatro satélites galileanos, y su superficie es totalmente diferente a la de estos. Se caracteriza por ser lisa, clara y estar surcada por grietas oscuras. Se cree que debajo de la capa de hielo que cubre su superficie, existe un enorme océano de agua líquida, que gracias a la energía aportada por el efecto marea que Júpiter le imprime, y compuestos de tipo sulfúricos, podría albergar algún tipo de vida parecida a las que han evolucionado en las profundidades del océano de la Tierra cerca de las fumarolas volcánicas.

Por último, encontramos a Io, la más cercana a Júpìter de sus lunas principales. Al observarlo en la pantalla del ordenador mediante el telescopio de nuestra nave, lo primero que notamos es que su superficie está salpicada con más de 400 volcanes activos y más de 100 montañas, algunas más altas que el Everest, lo que lo convierte en el objeto más activo geológicamente del Sistema Solar. Esto se debe principalmente a su cercanía a Júpiter, que provoca un calentamiento por marea mayor aun que en Europa. Aquí y allá podemos ver unas extrañas formas parecidas a inmensas plumas, que al medirlas mediante herramientas informáticas constatamos que se elevan hasta unos 500 kilómetros de la superficie de Io. Estas no son otras, que erupciones volcánicas que arrojan importantes cantidades de sulfuro y dióxido de sulfuro al espacio, que incluso podrían ser las que aportan este material a Europa al depositarse en la misma atraidas por su gravedad. Su atmósfera es muy tenue y está formada por trazas de dióxido de azufre, lo que termina de aportar ese toque de infierno a esta curiosa e interesante luna.

Mientras nos entreteníamos aprendiendo sobre los principales satélites naturales de Júpiter, hemos completado la travesía que nos separaba de Saturno hasta esta parada.

Al fin el gigante se deja ver en todo su esplendor; decíamos que era muy grande, pero al mirar por nuestra ventanilla vemos que es mucho más que ello, es monstruosamente grande. Para corroborarlo, mediremos la enorme mancha roja que en este momento se encuentra debajo nuestro, y que no es otra cosa que una monumental tormenta que se desarrolla en las capas superiores de su atmósfera, conocida con el muy poco original nombre de: Gran Mancha Roja; el resultado que obtenemos nos reporta que su tamaño es de unas ¡dos veces y media el de la Tierra!.

Lancemos una sonda para ver que podemos averiguar más de lo que ya hemos comentado. En este caso la posibilidad de errar al planeta no será un problema, a la distancia que nos encontramos la única manera de fallar sería enviarla exactamente en sentido opuesto, y eso con la suficiente velocidad para que no sea atrapada y engullida por la gravedad de este gigante.

Los datos comienzan a desplegarse en el monitor de la nave, podemos ver que la rotación del planeta es muy rápida, aproximadamente da una vuelta sobre su eje cada 10 horas. Los vientos a los que tiene que enfrentarse la sonda, también son muy fuertes, superando ráfagas de hasta 540 kilómetros/hora. Hemos evitado la mencionada Gran Mancha Roja, con la esperanza de que el veloz descenso de nuestra sonda dure un poco más. Aunque nos parezca extraño, no es la primera vez que una nave terrestre hace esto, el Orbitador Galileo fue arrojado intencionalmente a sus entrañas, una vez terminada su misión, con el objeto de evitar que accidentalmente pudiera estrellarse en un futuro contra Europa, y contaminarla biológicamente.

El campo magnético de Júpiter es muy intenso, tanto es así que visto desde la Tierra ocupa el espacio aparente de la Luna Llena, lo que implica otro nuevo récord para este planeta: el de poseer la estructura más grande del Sistema Solar.

Las nubes superiores están formadas por cristales congelados de amoníaco. Su color rojizo se debe aparentemente a compuestos de azufre o fósforo. A medida que desciende, oculta a nuestra vista desde la órbita, la sonda envía datos de una capa de nubes más densas formada por hidrosulfuro de amonio. Más profunda aun, las nubes que encuentra son de agua. Recibimos datos de una tormenta eléctrica que se desarrolla en estos momentos, los rayos se agitan zigzagueantes a su alrededor.

Júpiter es en su mayor parte atmósfera, y la sonda sucumbe aun muy lejos de su supuesto núcleo central debido a la presión y el calor al que ha tenido que afrontar en su descenso. Aun así, ha transmitido importante información antes de perecer aplastada. El interior del planeta está conformado de hidrógeno, helio y el argón, que al igual que sucedía con Saturno, se comprimen progresivamente con la profundidad. A unos 15.000 kilómetros por debajo de las capas superiores de nubes, la presión es tal que el hidrógeno molecular se comprime hasta transformase en un líquido de carácter metálico. Al final del descenso, se presume la existencia de un núcleo rocoso formado principalmente por materiales helados y más densos de entre 7 y 14 masas terrestres (según la teoría que se acepte).

Antes de partir hacia Marte, solicitamos a nuestro ordenador de abordo un resumen del planeta en pantalla...

JÚPITER


Fig. 7 Montaje de Júpiter y sus satélites - Créditos de la Imagen: NASA - HQ - GRIN


Características orbitales
Distancia media del Sol: 5,20336301 UA 
Radio orbital medio: 7,78412026 x 108 km 
Excentricidad: 0,04839266 
Período orbital (sideral): 11a 315d 1,1h 
Período orbital (sinódico): 398,9 días 
Velocidad orbital media: 13,0697 km/s 
Inclinación: 1,30530° 
Número de satélites: 63 

Características físicas
Diámetro ecuatorial: 142.984 km 
Área superficial: 6,41 ×1010 km2
Masa: 1,899×1027 kg
Densidad media: 1,33 g/cm3 
Gravedad superficial: 23,12 m/s2
Período de rotación: 9h 55,5m 
Inclinación axial: 3,12° 
Albedo: 0,52 
Velocidad de escape: 59,54 km/s 
Temperatura superficial: -163°C mínima -121°C media -75,15°C máxima 

Características atmosféricas
Presión atmosférica: 70 kPa 
Hidrógeno: >81% 
Helio: >17% 
Metano: 0,1% 
Vapor de Agua: 0,1% 
Amoníaco: 0,02% 
Etano: 0,0002% 
Fosfina: 0,0001% 
Sulfuro de hidrógeno: <0,0001% 


Ponemos los motores nuevamente en marcha con el fin de lograr vencer la atracción de Júpiter y partir rumbo a Marte. Los cristales de las ventanillas de la nave han comenzado a proveernos de una protección especial contra los nocivos rayos solares, que sin el natural filtro de nuestra atmósfera podrían dañar nuestra vista de forma permanente.

Antes de despedirnos de Júpiter, haremos un último reconocimiento a este gigante, que gracias a su presencia en este vecindario, la Tierra se ha visto escudada y protegida de gran parte de los impactos de cometas y meteoritos, que con su gran campo gravitatorio ha atrapado y engullido a través de toda la historia del Sistema Solar. El más reciente ejemplo es el caso del cometa Shoemaker-Levy 9, quien terminó su travesía en 1994 con un espectacular choque contra este enorme gigante gaseoso. Su protectorado ha sido vital para el desarrollo de la vida en nuestro planeta.

El viaje se desarrolla con tranquilidad, siempre describiendo una curva descendente que nos lleva desde Júpiter a Marte con la ayuda de la gravedad del Sol. En el camino podremos visualizar una interesante cantidad de rocas flotando por el espacio que conforman el Cinturón de Asteroides. Nuestra computadora, cargada con datos de los astrónomos de la Tierra, tiene catalogados unos 40.000 asteroides mayores de 800 metros de diámetro, sin embargo, si miramos la pantalla vemos que nuestros instrumentos captan una cantidad muy superior a esta cifra. Sus tamaños varían desde simples rocas a cuerpos de hasta 900 kilómetros de diámetro como es el caso de Ceres. Sin embargo, podemos decir que la gran mayoría no supera los 10 kilómetros de diámetro, se estiman un millón aproximadamente de 1 kilómetro, solo unos 110 catalogados que superan los 100 kilómetros y 26 que son mayores de 200 kilómetros de diámetro.

Hemos programado la computadora para visitar a los mismos a una prudencial distancia, que evite micrometeoros e impida que alteremos por nuestra presencia accidentalmente su curso, vaya saber uno que consecuencias a muy largo plazo podría tener nuestra visita.


Fig. 8 Cinturón de Asteroides - Créditos de la Imagen: Wikipedia

No todos los asteroides de este cinturón se mantienen orbitando entre Marte y Júpiter, como ya pudimos observar anteriormente, algunos como los Troyanos y Griegos, comparten la de Júpiter, y otras pueden ser tales que coincidan con la de nuestro frágil planeta. Esto es algo para tener muy en cuenta, de hecho actualmente hay programas de seguimiento de estos cuerpos, aunque ha decir verdad aun hay mucho trabajo por delante para que podamos sentirnos seguros. Los asteroides pueden ser muy pequeños y oscuros comparados con el firmamento a escudriñar, y no es la primera vez uno "roza" la Tierra y nos damos cuenta tan solo días antes... También hay huellas de grandes impactos, como el que se cree terminó en una gran extinción masiva y global que marcó el fin del reinado los dinosaurios, y el comienzo del de los mamíferos. En fin, no hay que ser alarmistas, pero bien vale la pena mantener un ojo en estos pedruscos espaciales, sobre todo si se acercan mucho a casa...

Nos acercamos a Marte, el planeta rojo, cuyo nombre recuerda al dios de la guerra romano. Lo primero que hemos de notar, es que es totalmente diferente a los gigantes que hemos visitado anteriormente, no solo en tamaño, lo que es evidente, sino por que estamos ya en presencia del primer planeta interno (contando desde el exterior), los cuales no son gaseosos, sino telúricos (rocosos).

En muchos aspectos, Marte es el más parecido de los planetas a la Tierra, aun así es muy diferente a nuestro preciado hogar. Posee dos lunas, llamadas Febos y Deimos, que orbitan muy cerca de él, y que por sus características se cree que no son otra cosa que asteroides capturados por su gravedad. Su singular color rojizo se debe a que su superficie es rica en óxidos de hierro.

Al mirar por nuestra ventanilla podemos ver, que posee una interesante geografía, con cráteres, montañas, valles y volcanes. A pesar de ser bastante más pequeño que la Tierra, ostenta el récord del volcán más alto del Sistema Solar: el Monte Olympus, con una altura de nada menos que 25 kilómetros. No es la única estructura natural de gran tamaño, cerca del ecuador nos encontramos con el Valle Marineris, con una longitud de 2.700 kilómetros, una anchura de hasta 500 kilómetros y una profundidad de entre 2 y 7 kilómetros. Seguramente los amantes de los deportes extremos estarían encantados con estos paisajes rojizos y su baja gravedad comparada a la terrestre.

Si un planeta ha atraído la imaginación humana, este ha sido Marte. Protagonista de innumerables historias de marcianos invasores en libros, cine y televisión, surcado de imaginarios canales artificiales; incluso en la actualidad, hay quienes han querido ver en el juego de luces y sombras de sus estructuras naturales la cara de una esfinge... La verdad es que Marte pudo ser más húmedo que hoy en día, y no deja de ser interesante a la hora de buscar vida fuera de casa, sin embargo, si existió esta en algún momento de su historia, de seguro que no pudo superar la escala microscópica debido a sus duras condiciones ambientales. Su tenue atmósfera de dióxido de carbono es incapaz de filtrar los nocivos rayos ultravioletas, esterilizando todo lo que está a su alcance. Ello conlleva a que la vida solo estaría a salvo de esta destructiva fuerza en el subsuelo o en la numerosas cuevas que parecen existir en los parajes marcianos. Aun hoy, aunque hay quienes apoyan la existencia de pruebas de indicios de vida en este árido planeta, como es el caso del meteorito marciano ALH84001, encontrado en la Antártida en 1984 y que al estudiarlo mediante el microscopio muestra formas regulares que podrían ser microorganismos fosilizados, similares a los nanobios o nanobacterias terrestres, además de presentar trazas de cierta magnetita que, en la Tierra, solamente se le encuentra en relación con ciertos microorganismos. El tema no está zanjado y será necesario obtener mayor cantidad de datos para declarar o refutar definitivamente la existencia actual o en tiempo pasado de vida en este vecino planetario.

Si observamos en estos momentos por la ventanilla de la izquierda, podemos ver sobre el polo Sur marciano un casquete de color blanco formado por dióxido de carbono congelado. Algunos estudios dejan intuir la presencia de agua congelada en el subsuelo marciano, lo que es una muy buena noticia si alguna vez la raza humana intenta colonizar este planeta.

A llegado la hora de lanzar nuestra sonda espacial para estudiar un poco más de cerca a Marte, quizás hasta podamos desvelar el misterio de la existencia o no de agua y vida marciana. ¿Pero que ha sucedido?, los motores de la sonda han fallado y esta navega a la deriva por el espacio. No hay nada que hacerle, no responde a las ordenes de reiniciarlos enviadas por nuestra computadora... y como solo tenemos una sonda para cada planeta, no será en este viaje que estos apasionantes misterios encuentren respuestas. No nos afligiremos al respecto, los Americanos y los Rusos aprendieron que acertarle a este diminuto planeta no es tarea fácil, hay una larga lista de fracasos en el envío de sondas y vehículos de aterrizaje que así lo documentan.

Pidamos al ordenador un resumen de datos en pantalla antes de seguir rumbo a nuestra querida Tierra...

MARTE


Fig. 9 Marte - Créditos de la Imagen: NASA, James Bell (Cornell Univ.), Michael Wolff (Space Science Inst.), y Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Características orbitales
Radio medio: 2,2793664 x 108 km 
Distancia al Sol: 1,523 UA
Excentricidad: 0,09341233 
Período orbital (sideral): 686,98 días 
Período orbital (sinódico): 779,95 días 
Velocidad orbital media: 24,1309 km/s 
Inclinación: 1,85061° 
Número de satélites: 2 

Características físicas
Diámetro ecuatorial: 6.794,4 km 
Área superficial: 144 x 106 km2
Masa: 6,4191 x 1023 kg
Densidad media: 3,94 g/cm3 
Gravedad superficial: 3,71 m/s2
Período de rotación: 24,6229 horas
Inclinación axial: 25,19° 
Albedo: 0,15 
Velocidad de escape: 5,02 km/s 
Temperatura superficial: -87ºC mínima -46ºC media -5ºC máxima 

Características atmosféricas
Presión atmosférica: 0,7-0,9 kPa 
Dióxido de carbono: 95,32% 
Nitrógeno: 2,7% 
Argón: 1,6% 
Oxígeno: 0,13% 
Monóxido de carbono: 0,07% 
Vapor de agua: 0,03% 
Neón: Trazas 
Criptón: Trazas 
Xenón: Trazas 
Ozono: Trazas 
Metano: Trazas 


Ahora sí, hora de acelerar rumbo a la Tierra. ¿Pero que es aquel nuevo objeto que nos marca el ordenador en pantalla?, ¡somos muy afortunados! un cometa se dirige en estos momentos rumbo a dar su vuelta al Sol, y gracias a su cercanía a este, el viento solar a comenzado a arrancarle partículas que forman una diminuta coma, la cual irá creciendo en tamaño a medida que avance en su viaje, lo que lo hará mucho más luminoso. Planificaremos nuestro rumbo para poder visitarlo en las cercanías de Mercurio.

Podemos ver que a medida que nuestro viaje ha ido evolucionando hacia el corazón del Sistema Solar, el Sol se ha vuelto más y más brillante. A estas alturas, los cristales de la nave nos proveen un filtro especial para protegernos que hace que se vea como si lo miráramos a través de una máscara de soldar.

La Luna se muestra en la lejanía como inseparable compañera de la Tierra. Es el único cuerpo natural fuera de nuestro planeta, que el hombre a pisado personalmente. Hemos logrado enviar muchas sondas y exploradores robóticos a otros planetas y lunas, pero siempre fue una presencia indirecta, mediante "Embajadores" artificiales.

Nuestro satélite natural, la Luna, es considerablemente grande si tenemos en cuenta el tamaño de la Tierra. Prácticamente carente de atmósfera se caracteriza por una buena colección de cráteres y zonas oscuras conocidas como mares, aunque no tienen agua... Es responsable de las mareas terrestres, cuando por su gravedad atrae el líquido de los océanos haciéndolo subir y bajar al ritmo de su paso. También, de vez en cuando se interpone entre el Sol y la Tierra en una misma línea y provoca un extraño espectáculo astronómico conocido como eclipse solar. Si la entrometida es la Tierra, el eclipse es lunar.

Estamos ya sobrevolando la Tierra, aunque a decir verdad, vista desde el espacio debería llamarse Agua, porque la superficie cubierta por este líquido es ampliamente superior a la de las tierras emergentes. Una miríada de objetos artificiales le orbitan, obra del ingenio humano y su deseo por salir a explorar que hay más allá del fino cascarón protector de la atmósfera. Los hay de todos los tamaños y colores, como la inmensa Estación Espacial Internacional (ISS), una verdadera mansión orbital, pasando por satélites de comunicaciones y espías, telescopios espaciales, y como no podía faltar, basura o chatarra espacial...

Debajo, agudizando la vista con ayuda del telescopio, podemos ver una diversidad de biomas y ecosistemas que hacen de la Tierra un sitio muy especial: el único hasta ahora descubierto con vida, nuestro hogar.

Su ubicación en el espacio, se encuentra en una fina franja privilegiada que por su distancia al Sol permite que el agua se halle en estado líquido, pero lo suficientemente alejada, como para evitar un excesivo calentamiento que la evapore. La presencia de Júpiter, engullendo asteroides y cometas, y la Luna que a colaborado a la existencia de las estaciones anuales y las mareas, también jugaron un importante papel hasta donde sabemos en ofrecer las condiciones necesarias para que hoy, homínidos como nosotros miremos hacia el cielo tratando de imaginar que hay allá afuera.

No nos distraeremos demasiado más en nuestro planeta, y no porque no valga la pena, ya que es una verdadera joya del Sistema Solar, sino por el simple hecho de que es el que más conocemos. De todas formas antes de seguir camino solicitaremos un resumen de sus características como en el resto de las paradas.

TIERRA


Fig. 10 Tierra - Créditos de la Imagen: NASA Glenn Research Center (NASA-GRC)

Características orbitales
Semieje mayor (a): 1,49597887 x 108 km 
Semieje menor (b): 1,49577000 x 108 km 
Perihelio: 0,983 UA 
Afelio: 1,01671 UA 
Distancia media del Sol: 0,999855 UA 
Distancia media del Sol: 1,49597870 x 108 km 
Excentricidad: 0,01671 
Período orbital: 365,2564 días 
Velocidad orbital media: 30,2869 km/s 
Inclinación: 0,000° 
Número de satélites: 1 

Características físicas
Diámetro ecuatorial: 12.756,8 km 
Diámetro polar: 12.713,5 km 
Diámetro medio: 12.742,00 km 
Área superficial: 5,10065284 x 108 km2 
Volumen: 1,083207 x 1012 km3 
Masa: 5,9736 x 1024 kg 
Densidad media: 5,5153 g/cm3 
Gravedad superficial: 9,78 m/s2
Período de rotación: 23,9345h 
Inclinación axial: 23,45° 
Albedo: 31-32% 
Velocidad de escape: 11,186 km/s 
Temperatura superficial: -91ºC mínima 9ºC media 60ºC máxima (temperatura mínima referente a la temperatura sobre nubes) 

Características atmosféricas
Presión atmosférica: 101,325 kPa 
Nitrógeno: 78,08% 
Oxígeno: 20,95% 
Argón: 0,93% 
Dióxido de carbono: 335 ppmv 
Neón: 18,2 ppmv 
Hidrógeno: 5 ppmv 
Helio: 5,24 ppmv 
Metano: 1,72 ppmv 
Kriptón: 1 ppmv 
Óxido nitroso: 0,31 ppmv 
Xenón: 0,08 ppmv 
Monóxido de carbono: 0,05 ppmv 
Ozono: 0,03/0,02 ppmv (variable) 
Clorofluorocarburos: 0,3/0,2 ppbv (variable) 
Vapor de Agua: <4% (variable) No computable para el aire seco. 


Nos dirigimos a Venus, conocido en la Tierra también como el lucero, cuyo nombre recuerda a la diosa del amor de la mitología romana. Junto a su vecino Mercurio, son los dos únicos planetas que carecen de satélites naturales en el Sistema Solar.

Al sobrevolarlo nos percatamos que aunque este es un planeta interior y por ende rocoso, está tan cubierto de nubes que es imposible que veamos directamente su superficie. Esa misma nubosidad es la que refleja gran parte de la luz que le llega desde el Sol, lo que se conoce como albedo, haciéndolo uno de los objetos más luminosos del cielo nocturno visto desde la Tierra. Respecto a su tamaño, masa y composición, es muy similar a nuestro hogar, pero allí terminan las similitudes. Su atmósfera es sumamente densa, tanto que sobre la superficie de Venus la presión atmosférica es 90 veces superior a la de Tierra, equivalente a estar un kilómetro de profundidad en nuestros océanos; su composición de dióxido de carbono y su cercanía al Sol provocan un fuerte efecto invernadero que implica que en el ecuador la temperatura ascienda hasta los 460ºC, superando incluso las medidas en Mercurio, y convirtiéndolo en el planeta más caliente de nuestro sistema estelar.

Hora de lanzar la sonda exploratoria... Esta si lleva buen camino, hemos superado la mala experiencia de Marte y nos adentramos en este nublado planeta. Como dijimos anteriormente, los datos enviados confirman que la atmósfera está formada por un 96% de dióxido de carbono y un 3% de nitrógeno, el resto son trazas de otros elementos. Los vientos llegan a los 350 kilómetros por hora, aunque disminuyen notablemente a medida que nos acercamos a la superficie. La temperatura y la presión crecen con el descenso, sobre los 70 kilómetros de altitud medimos -40ºC, pero al llegar a tierra firme superarán los 400ºC. Las nubes están compuestas principalmente por gotas de dióxido de azufre y ácido sulfúrico, por lo que las partes metálicas de la sonda sienten una fuerte corrosión al cruzarlas. Hacemos uso del radar de la misma para ver que podemos averiguar de la superficie, antes que este inhóspito planeta termine desintegrándola. Nos llevamos una extraña sorpresa: Venus tiene una lenta rotación retrógrada, es decir, al igual que Urano, gira de Este a Oeste, contrario a lo que hacen el resto de los planetas mayores. La superficie, protegida por su densa atmósfera de los meteoritos que se desintegran al ingresar a la misma (excepto que fueren de un tamaño considerable) y erosionada por el calor, la presión y los vientos, no presenta prácticamente rasgo de cráteres. Hay algunas cadenas montañosas, cañones y mesetas, incluso se piensa que Venus puede ser aun activo vulcánicamente hablando, pero con tan altas temperaturas, no hallamos ni rastros de agua en su superficie. La comunicación se interrumpe abruptamente, nuestra sonda se ha convertido en otra estrella fugaz que deja de existir en los cielos de Venus.

Según se sabe, es posible que debajo de la superficie se encuentre un núcleo de hierro similar al de la Tierra, pero hasta en esto se diferencian: Venus carece de placas tectónicas, su cáscara esta fundida en una sola pieza.

Mostremos un resumen de datos en pantalla y sigamos hacia una de nuestras últimas paradas antes de llegar al fin de nuestro viaje...

VENUS


Fig. 11 Venus - Créditos de la Imagen: NASA Jet Propulsion Laboratory (NASA-JPL)

Características orbitales
Distancia media del Sol: 0,72333199 UA 
Distancia media del Sol: 1,0820893 x 108 km 
Excentricidad: 0,00677323 
Período orbital (sideral): 224,701 días 
Período orbital (sinódico): 583,92 días 
Velocidad orbital media: 35,0214 km/s 
Inclinación: 3,39471° 
Número de satélites: 0 

Características físicas
Diámetro ecuatorial: 12.103,6 km 
Área superficial: 4,60 x 108 km2
Masa: 4,869 x 1024 kg 
Densidad media: 5,24 g/cm3
Gravedad superficial: 8,87 m/s2
Período de rotación: -243,0187 días (movimiento retrógrado) 
Inclinación axial: 2,64° 
Albedo: 0,65 
Velocidad de escape: 10,36 km/s 
Temperatura superficial: -45ºC mínima 463.85ºC media 499.85ºC máxima (temperatura mínima referente a la temperatura sobre nubes) 

Características atmosféricas
Presión atmosférica: 9321,9 kPa 
Dióxido de carbono: 96% 
Nitrógeno: 3% 
Dióxido de azufre: 0,015% 
Vapor de Agua: 0,002% 
Monóxido de carbono: 0,0017% 
Argón: 0,007% 
Helio: 0,0012% 
Neón: 0,0007% 
Sulfuro de carbono: Trazas 
Cloruro de hidrógeno: Trazas 
Fluoruro de hidrógeno: Trazas 


Mercurio es el siguiente planeta en la lista, pero antes de llegar a él, aprovecharemos la oportunidad que se nos ofrece de observar de cerca un cometa. Debido a que hemos sido nosotros, quienes en este imaginario viaje por el Sistema Solar hemos descubierto al mismo, tenemos el derecho de asignarle nuestro apellido como nombre a este errante cuerpo espacial.


Fig. 12 Cometa Kohoutek - Créditos de la Imagen: Wikipedia

Cuando lo vimos por primera vez recién comenzaba a brillar, pero ahora que se ha acercado tanto al Sol extiende una enorme cabellera que es visible incluso en las oscuras noches terrestres. Los cometas tienen órbitas muy elípticas, algunos solo pasan una vez cerca del Sol para luego salir despedidos del Sistema Solar, expulsados del mismo. Se diferencian de los asteroides en su composición, debido a que están formados de agua congelada, hielo seco, amoníaco, metano, hierro, magnesio y silicatos que subliman cuando se acercan al Sol. Resumiendo podemos decir que son una bola de hielo sucio de algunas decenas de kilómetros que surcan el espacio. Cuando alcanza una distancia de 5 a 10 Unidades Astronómicas comienza el proceso de sublimación y desarrolla alrededor del núcleo una atmósfera envolvente llamada coma. Pero, al acortar aun más esta distancia al Sol, el viento solar se encarga de extender la misma hasta forma la cola o cabellera del cometa.

Si miramos atentamente con ayuda de nuestro telescopio podemos ver su núcleo envuelto por su coma y una larga cola, formada esta última por el polvo y el gas de la coma ionizado. Como curiosidad podemos acotar que contrario a lo que muchos intuimos, la cola no sigue al cometa en su trayectoria, sino que debido a que esta es consecuencia de la interacción del viento solar y la coma, se orienta siempre contraria al Sol. Podemos imaginar esto como una esfera de talco que se mueve lateralmente frente a un ventilador, el polvo no le seguirá en su camino, sino que será expedido en la dirección que lo arrastra el aire generado por el aparato.

Los cometas eran portadores de malos augurios en algunas culturas de la antigüedad, debido al desconocimiento del fenómeno que producía esa extraña imagen en los inmutables y predecibles cielos, donde solo la Luna, el Sol y los planetas conocidos osaban desplazarse por él. Sin embargo, en la actualidad la ciencia se ha encargado de desmitificarlos, y cuando nos enteramos que alguno nos visita intentamos, echando mano a los medios disponibles, de observar el espectáculo que el firmamento nos regala.

Pero ellos no son solo un curiosidad astronómica, sino que según las teorías más aceptadas actualmente serían los principales responsables de aportar el agua que hoy contienen los océanos terrestres, incluso también pudieron ser una importante fuente de materia prima orgánica contribuyendo a la eclosión de la vida en nuestro hogar. Por ello, antes de seguir camino hacia Mercurio, damos una última mirada a este viajero que viene, al igual que nosotros, del borde más externo del Sistema Solar, ya no solo con asombro, sino también con cierta gratitud por su aporte a nuestra existencia.

Luego de transitar el trayecto que nos separaba de Mercurio, nos encontramos en la ante última parada de nuestro travesía. Frente a nuestros ojos se desvela el planeta más cercano al Sol, cuyo nombre homenajea al dios del comercio, la elocuencia y los ladrones en la mitología romana.

Su superficie se parece mucho a la de nuestra Luna, ya que presenta numerosos impactos de meteoritos que oscilan entre unos metros hasta miles de kilómetros. Los hay relativamente nuevos, pero también muy antiguos. Estos últimos presentan signos de una importante erosión, probablemente debida a las bruscas oscilaciones de temperatura a las que se ve sometida este planeta, que en un día normal van 350ºC por el día a -170ºC por la noche. Lo que sucede es que al carecer una atmósfera densa, como la de su vecino Venus, que absorba y distribuya el calor proveniente del Sol, la roca está expuesta directamente a las inclemencias del espacio.

Alistemos una nueva sonda y lancémosla para ver que más podemos aprender de este planeta. Es extraño, pero contra todo pronóstico la sonda detecta una muy tenue atmósfera formada por trazas de potasio y sodio. Pero si de rarezas se trata, no es lo único extraño que detecta, en el fondo de algunos cráteres cercanos a los polos del planeta donde la luz del Sol nunca llega, se registran signos de posibles fuentes de agua congelada, probablemente vestigios de impactos de cometas. Por el resto, Mercurio tiene un núcleo bastante grande para el tamaño del planeta, aproximadamente un 40% del mismo, además se estima que debe ser rico en hierro por la densidad que presenta. Un manto de unos 600 kilómetros de grosor lo recubre y sirve de asiento a la capa más externa del planeta: la corteza, que se estima es de unos 150 kilómetros de espesor.

Como una última curiosidad, antes de solicitar al ordenador un resumen de los datos de Mercurio, diremos que su órbita no puede ser descripta exactamente por las leyes de Newton. Esto hizo suponer a la comunidad científica que algún otro cuerpo debía estar perturbándolo gravitacionalmente, hasta que en 1915 la Teoría de la Relatividad General de Einstein llegó al auxilio para explicar el motivo de la alteración.

MERCURIO


Fig. 13 Mercurio - Créditos de la Imagen: NASA Jet Propulsion Laboratory (NASA-JPL)

Características orbitales
Distancia media del Sol: 0,387 UA 
Radio orbital medio: 5,7894376 x 107 km 
Excentricidad: 0,20563069 
Período orbital (sideral): 87d 23,23h 
Período orbital (sinódico): 115,88 días 
Velocidad orbital media: 47,8725 km/s 
Inclinación: 7,004° 
Número de satélites: 0 

Características físicas
Diámetro ecuatorial: 4.879,4 km 
Área superficial: 7,5 × 107 km2
Masa: 3,302×1023 kg 
Densidad media: 5,43 g/cm2
Gravedad superficial: 3,7 m/s2
Período de rotación: 58d 15,5088h 
Inclinación axial: 0° 
Albedo: 0,10-0,12 
Velocidad de escape: 4,25 km/s 
Temperatura media superficial: día 350ºC noche -170ºC 
Temperatura superficial: -183ºC mínima 167ºC media 427ºC máxima 

Características atmosféricas
Presión atmosférica: vestigios 
Potasio: 31,7% 
Sodio: 24,9% 
Oxígeno atómico: 9,5% 
Argón: 7,0% 
Helio: 5,9% 
Oxígeno molecular: 5,6% 
Nitrógeno: 5,2% 
Dióxido de carbono: 3,6% 
Agua: 3,4% 
Hidrógeno: 3,2% 


Última parada de nuestro itinerario: el Sol, la estrella central del Sistema Solar. Nuestra nave a subido los escudos antirradiación al máximo, y aun así solo podremos dar un vistazo rápido y a prudencial distancia a este globo incandescente de plasma, si no queremos quedar calcinados por su radiación electromagnética. Pero no solo luz en un amplia gama del espectro, visible y no visible al ojo humano, escapa del Sol, también es una importante fuente de partículas, principalmente protones de alta energía, que conforman el viento solar.

El Sol está catalogado como una estrella enana amarilla tipo G2, bastante común en el Universo y la galaxia. Con su característico color y su forma casi esférica, levemente achatada en los polos, nuestra estrella es un horno termonuclear que produce grandes cantidades de energía a base de fusionar (unir) núcleos de átomos de hidrógeno y transformarlos en núcleos de helio.

Hasta donde nuestros científicos han logrado dilucidar, ya que del mismo solo observamos directamente su capa más externa, el Sol está formado por el núcleo, una zona radiante, una zona convectiva, la fotosfera, la cromósfera, y finalmente la corona y el viento solar.

En el núcleo, aproximadamente una esfera de 278.000 kilómetros de diámetro, el doble de Júpiter, es donde se lleva a cabo el sueño de los alquimista, pero aquí el horno es termonuclear y los átomos transmutados son hidrógeno a helio, dejando como residuo enormes cantidades de energía. A continuación existe una capa de transporte formada por plasma ionizado: la zona radiante. Aquí es donde los fotones producidos en el núcleo comienzan su camino hacia el exterior, viaje que insume aproximadamente... ¡un millón de años! antes de escapar del Sol.

Luego tenemos la zona convectiva, la cual debido a que los gases solares dejan de estar ionizados, los fotones son absorbidos con facilidad volviéndose el material opaco al transporte por radiación. El transporte de energía entonces se realiza por convección, de modo que el calor se conduce de manera no homogénea y turbulenta por el propio fluido.

Le sigue la fotosfera, considerada la superficie solar. Desde nuestra ventanilla se ve formada por gránulos brillantes que se proyectan sobre un fondo más oscuro. Esta es la zona desde la que se emite la mayor parte de luz visible del Sol. Tiene unos 100 o 200 kilómetros de profundidad, y debido a que el Sol es gaseoso, se puede ver a través de ella hasta cierta profundidad antes de que se vuelva opaca. Las manchas solares que pueden observar en esta capa son regiones del Sol con una temperatura más baja que sus alrededores, y con una intensa actividad magnética. Algunas logran tal tamaño que son comparables con el diámetro de la Tierra.

A partir de ella, la capa que le sigue hacia el exterior es mucho más transparente, tanto que solo es posible observarla con filtros especiales o en los eclipses totales de Sol desde la Tierra: la cromosfera. Su espesor es de unos 10.000 kilómetros aproximadamente.

Pero si nuestra estrella es conocida como el "Astro Rey" según algunas culturas, no podía estar exento de su corona, así es el nombre de la próxima capa. La corona solar es la capa más tenue de la atmósfera superior solar. El material que la conforma es continuamente expulsado por la fuerte radiación solar dando lugar a un viento solar.

El Sol tiene períodos de mayor y menor actividad llamados ciclos solares, cuya duración es de aproximadamente 11 años. Se cree que estos son debidos a una inversión del campo magnético, es decir, cada ese lapso de tiempo el Polo Norte Solar cambia de lugar con el Polo Sur creando un verdadero caos magnético que se refleja en una fuerte actividad de manchas y llamaradas solares. Esta afecta a la Tierra, donde se pueden ver impresionantes auroras boreales y australes, además de causar problemas en la electrónica, en especial de satélites artificiales, llegan incluso a estropearlos. También ponen en serio riesgo la salud de los astronautas que se encuentren en el Transbordador o la Estación Espacial Internacional en ese momento...

Solicitemos un resumen al ordenador, mientras aprovechamos el envión gravitacional como una honda, que nos catapulte nuevamente rumbo a la Tierra.

SOL


Fig. 14 Sol - Créditos de la Imagen: NASA

Datos derivados de la observación
Distancia media desde la Tierra: 149.597.871 km 
Brillo visual (V): -26,8m 
Magnitud absoluta: 4,8m 
Diámetro angular en el perihelio: 32' 35,64" 
Diámetro angular en el afelio: 31' 31,34" 

Características físicas
Diámetro: 1.392.000 km 
Diámetro relativo (dS/dT): 109 
Superficie: 6,09 × 1018 m2 
Volumen: 1,41 × 1027 m3 
Masa: 1,9891 × 1030 kg 
Masa relativa a la de la Tierra: 333.400x 
Densidad: 1.411 kg/m3 
Densidad relativa a la de la Tierra: 0,26x 
Densidad relativa al agua: 1,41x 
Gravedad en la superficie: 274 m/s2 (27,9 g) 
Temperatura de la superficie: 5.506ºC 
Temperatura de la corona: 5 × 106 ºC 
Temperatura del núcleo: 1,36 × 107 ºC 
Luminosidad (LS): 3,827 × 1026 W 

Características orbitales
Periodo de rotación
En el ecuador: 27d 6h 36min 
A 30° de latitud: 28d 4h 48min 
A 60° de latitud: 30d 19h 12min 
A 75° de latitud: 31d 19h 12min 
Periodo orbital alrededor del centro galáctico 2,2 × 108 años 

Composición de la fotósfera
Hidrógeno: 73,46% 
Helio: 24,85% 
Oxígeno: 0,77% 
Carbono: 0,29% 
Hierro: 0,16% 
Neón: 0,12% 
Nitrógeno: 0,09% 
Silicio: 0,07% 
Magnesio: 0,05% 
Azufre: 0,04% 


Nos encontramos una vez más rumbo hacia la Tierra luego de haber visitado nuestro vecindario astronómico. Este viaje está llegando a su fin, pero la aventura recién comienza... es que hay un enorme Universo allá afuera esperándonos para que lo descubramos juntos, y muchas cosas por aprender...

Nota del Autor: antes de dar por cerrado este artículo, creo importante unas últimas consideraciones para el viajero. En primera instancia, aclarar que gran parte de la información aquí vertida fue obtenida de la Wikipedia en Español, incluso algunos textos, en especial todos los cuadros resúmenes, se incluyeron de forma textual. Es justo dar los Créditos a quien los merece.

Por otro lado, aprovecho además para explayar algunas breves respecto al vehículo y el viaje imaginario que hemos desarrollado. Actualmente no existe ninguna nave terrestre que logre las hazañas de esta travesía en tamañas condiciones, no se han desarrollado tecnologías que permitan al ser humano alcanzar velocidades cercanas a la de la luz, mucho menos el acelerar y desacelerar como ha hecho nuestra nave según plazca a su tripulación.

También existen muchas limitaciones obviadas como la protección contra radiación, alimentos, reciclado de agua y oxígeno y un largo etcétera que hace que el viajar por el espacio sea una verdadera proeza de la humanidad.

Este artículo ha tenido por objeto aprender, de una manera amena y didáctica, sobre nuestro Sistema Solar emulando un viaje espacial e ignorando deliberadamente las limitaciones que dificultarían la realización real del mismo.

Gracias por compartir esta itinerario con nosotros...



Silvio Oreste Topa
para Simplemente... El Universo


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