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Geografía Astronómica Planetaria del Sistema Solar

 

 

Cráteres 

Montañas y Volcanes

Mares o Planicies

Cañones

Barrancas o Acantilados

Fracturas

Hielo

Agua

Clima atmosférico de los planetas

 

         

    Con los avances de la exploración espacial, podemos hablar del aspecto geográfico planetario en lo que hace a los suelos y al clima en la mayoría de los cuerpos del sistema solar. No contemplaremos la geografía de la Tierra, que es bastante conocida.

Muchos de los accidentes que se conocen en la superficie de nuestra Tierra, son frecuentes de hallar en el Sistema Solar. Esto es válido claramente para los que sostienen una corteza sólida, como Mercurio, Venus y Marte, los satélites, los asteroides y los cometas. Nada puede decirse de Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, ya que todo lo que podemos observar y deducir de ellos es una extensa atmósfera, con materia líquida debajo de ella y quizá algún núcleo sólido en su interior cuya existencia aún se desconoce. Con relación al planeta Plutón y su compañero Caronte, es muy poco lo que se sabe por su gran lejanía, y por estar en la lista de miembros del Sistema Solar no visitados aún por naves terrestres.

 

Suelo marciano fotrografiado por los módulos de descenso Vicking en 1975

En aquellos astros donde se ha podido fotografiar el paisaje desde la misma superficie por medio de sondas de aterrizaje, como en el caso de Venus, Marte y la Luna, puede observarse claramente una densa dispersión de rocas y peñascos y una cubierta de fina capa de polvo, como en Marte y la Luna. El suelo marciano contiene una alta concentración de siliconas e hierro (hierro en forma de óxido de hierro o herrumbre) que es responsable del color rojo del planeta.

    

    También en el suelo marciano hay regiones cubiertas de arena, en forma de dunas, tal como en desiertos y playas terrestres. Los científicos no pueden dar una explicación plausible de su origen.

    Mediante diversas misiones espaciales, estudios y fotografías, es posible conocer ahora la geografía de nuestros vecinos del sistema. Veamos en detalle los diferentes rasgos comunes de las superficies y las atmósferas planetarias.

 

Cráteres

 

    Los cráteres abundan en el Sistema Solar, y se deben principalmente al impacto de cuerpos meteóricos del espacio. También se observan cráteres por actividad volcánica, ya sea actual o pasada. Tanto la superficie de los planetas como la de sus satélites y también los asteroides, evidencian grandes impactos meteóricos que han afectado por igual a todos los cuerpos del sistema. En algunos astros son muy visibles, no porque hayan experimentado mayor cantidad de impactos, sino porque no ha habido procesos que los hayan erosionado o cubierto eficientemente, como ha sucedido en nuestra Tierra.

 

Superficie de Mercurio

    En Venus y en Marte se observan algunos terrenos con gran número de impactos. En otras regiones la erosión, sobre todo por la actividad volcánica, ha cubierto los vestigios de ellos. Pero de todos los planetas, el que evidencia tener la superficie con más cráteres de impacto es Mercurio. Este hecho no es fortuito. Mercurio no tiene atmósfera con vientos, ni hielos, ni volcanes recientes, por lo que los cráteres no han sufrido prácticamente erosión y se han mantenido intactos, tal como sucede en la Luna. 

    

    La mayoría de los satélites también carecen de atmósfera y de agentes erosivos importantes como volcanes o movimientos de terrenos. Así reflejan fielmente una época de cuantiosos impactos en el Sistema. 

 

El satélite joviano Calisto fotografiado por la nave Galileo

Tal es el caso de Mimas (satélite de Saturno), de Oberón (satélite de Urano) en donde los cráteres aparecen con rayos brillantes como los que se ven en la superficie de Calisto (de Júpiter), y también de Ariel, otro satélite de Urano, quien tiene la superficie tan llena de cráteres que parece picado de viruela. Pero la superficie más repleta de cráteres entre los satélites es Calisto. Contiene una figura de impacto llamada Valhalla, que consiste de una cavidad central de unos 600 kilómetros de diámetro, rodeado por anillos concéntricos cuya extensión alcanza unos 4.000 kilómetros de diámetro. Esto lo convierte en la figura de impacto más grande conocida del Sistema Solar.

 

Luna de Saturno Encelado

    En algunos satélites de planetas lejanos, desde aquellos de Júpiter hasta los de Neptuno, el hielo es la figura sobresaliente que cubre muchas veces los vestigios de estos cráteres. Tal es el caso de algunas lunas de Júpiter y Saturno. En particular la superficie helada de Encelado (satélite de Saturno) refleja, como un espejo, un alto porcentaje de la luz solar. Esto significa que el hielo no tiene tiempo de ensuciarse, y para ello es necesario que Encelado esté sujeto a una deposición continua de partículas heladas, quizá desde los anillos de Saturno.

 

 

Montañas y Volcanes

 

   Actualmente se conoce que existen tres cuerpos en el Sistema Solar con volcanes activos: la Tierra, el satélite Joviano Io, y Tritón (satélite de Neptuno).  

Imagen de Io por la nave Galileo en órbita alrededor de Júpiter.  Las flechas indican dos penachos de erupciones volcánicas. La del borde es de unos 140 km de altura.

    El satélite Io, por su tamaño, no debería presentar fenómenos volcánicos. Pero sucede que por estar muy cerca del gigante Júpiter, está sujeto a intensas fuerzas de marea que fomentan la actividad volcánica. Io tiene 9 volcanes permanentemente activos y los más grandes son más poderosos que la mayor parte de los volcanes terrestres. Los volcanes de Io, en lugar de roca fundida (lava) arrojan azufre y compuestos sulfúricos, que le dán el color particular a Io. La tenue atmósfera del satélite no ofrece resistencia a los gases volcánicos expelidos y su débil gravedad deja que el material volcánico ascienda a grandes alturas antes de caer.

 

Luna de Neptuno Tritón. Foto mosaico de imágenes capturadas por la nave Voyager 2.

    En 1989, cuando la nave Voyager II visitaba Neptuno y sus lunas, descubrió que Tritón tiene volcanes activos en erupción, que tampoco vomitan lava sino partículas de nitrógeno congelado y gaseoso hasta 30.000 metros de altura. Además Tritón tiene volcanes inactivos con enormes cráteres llenos de hielo denominados “calderas”, y largos valles con fallas en el terreno de las que brota un hielo viscoso.

Vista en falso color del volcán venusino Sif, de 2 km de altura, generada por computadora de los datos del radar y altimetría de la nave Magallanes. En primer plano se observan flujos de lava luminosos que se asocian con el más reciente vulcanismo de la región.

    En los planetas Venus y Marte, los volcanes son preponderantes en su geografía, y posiblemente la actividad de algunos de ellos se mantenga hoy en día, aunque aún no se confirma. 

    En Venus las grandes elevaciones volcánicas se hallan en la cúspides montañosas de los Montes Maxwell. El más elevado es de unos 11 kilómetros de altura (más alto que el terrenal Monte Everest).

 

Monte Olimpo

   Los asombrosos volcanes marcianos, se sitúan de preferencia en tres regiones distintas. De ellas la región más grande y más alta es la Región de Tharsis. Se halla a unos 6 km por encima del nivel sup+erficial medio, y ocupa la cuarta parte de la superficie marciana. Cerca de esta región se encuentra el gran campeón, el Monte Olimpo. Con sus 27 kilómetros de altura y unos 700 kilómetros de base, no sólo empequeñece a nuestro Monte Everest (de 8,8 kilómetros de altura), sino que se lleva la medalla de honor entre todos los volcanes conocidos del Sistema Solar (vea el dibujo de comparación). Dentro de su base cabría el país de Francia por entero. Y su caldera, que mide unos 85 kilómetros de diámetro, podría albergar cómodamente a la ciudad de Buenos Aires y áreas metropolitanas. Algunos científicos creen que la actividad volcánica en Marte no está totalmente acabada, y que las erupciones pueden sobrevenir en un futuro.

  

 

Mares o Planicies

 

Mapa de Mares en la Luna.

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Es común en geografía planetaria la denominación de mar a extensas regiones llanas, alisadas, carentes de accidentes geográficos como cráteres o montañas. En la Luna estos mares se ven a simple vista. Estas extensas regiones se formaron aparentemente por depósitos de flujo de lava en otras épocas.

    

    En Marte las planicies o regiones de poca elevación con respecto al nivel medio del suelo, recubiertas con flujo de lava, ocupan un total de un 40% del planeta. En Venus, estas planicies aparecen con figuras de bases circulares rellenos aparentemente con lava. Sucede que en Venus la actividad volcánica probablemente no halla cesado aún.

 

 

Cañones

 

Valle Marineris

Gran Cañon del Colorado

En honor a la nave que lo descubrió, la Mariner 9, se ha bautizado como Valle Marineris a un extenso cañón marciano, de unos 4500 kilómetros de longitud, 700 kilómetros de ancho en las partes más anchas y unos 7 kilómetros en lo más profundo. Empequeñecería con holgura al Gran Cañón del Colorado (USA), que podría caber muy bien en uno de sus afluentes menores. Por la gran extensión del Valle Marineris, podría atravesar de lado a lado a los Estados Unidos.

 

 

Barrancas o acantilados

 

Acantilado en Irlanda

Los acantilados son aquellos accidentes que forman escalones, y en la Tierra se observan principalmente en las costas que aparecen cortadas verticalmente hacia el mar. En general un acantilado es una escarpa o declive casi vertical en un terreno.

Escarpa de más de 300 kilómetros de longitud, en Mercurio

 

Pintura: dentro de un barranco de Mercurio

Uno de los accidentes geográficos más notorios de Mercurio son los cortes de terreno de forma similar a los acantilados en la Tierra. Son muy prominentes y se extienden por todo este planeta formando una red. Probablemente estas fallas se crearon por movimientos en bloque de la corteza cuando el núcleo de Mercurio estaba solidificándose y encogiéndose.

Las escarpas son comunes también en otros cuerpos, tales como en Ariel y Miranda, satélites de Urano.

 

 

Fracturas (Surcos o Estrías)

 

Imagen de Fobos y sus estrías

Es común hallar en algunos cuerpos unas figuras lineales semejantes a surcos, que se cree se relacionan con fracturas del terreno. Estas figuras se observan tanto en el asteroide Gaspra como en la luna marciana de Fobos. El satélite de Saturno Encelado presenta una superficie como cortada por tiras de líneas, como surcos, que indican que ha estado sujeto a considerable deformación de la costra.

 

 

Miranda, un satélite diferente

 

Fotografía de alta resolución de Miranda, lograda por la nave Voyager 2 en enero de 1986, a unos 36.OOO km del satélite. 

La imagen muestra un área de unos 250 km de extensión, con una resolución de unos 800 metros. Se observan aquí dos tipos de terrenos. A la derecha, uno elevado y escabroso, y a la izquierda, otro más bajo y estriado. Múltiples barrancas cortan los diferentes terrenos. El cráter de impacto en la parte inferior de la imagen es de aproximadamente 25 km de extensión.

En el satélite de Urano, Miranda, se observan al menos tres tipos diferentes de terrenos, de distintas edades y estilos geológicos: terreno con cráteres antiguos; terrenos con surcos y valles lineales y cordilleras desarrollados a expensas de o reemplazando a los terrenos con cráteres; terrenos complejos con interacción de cordilleras curvilíneas y hondonadas que son abruptamente truncadas por terrenos con surcos lineales. Hay grandes fallas, que pueden ser más altas que 5 km, o más altas que las paredes del Gran Cañón sobre la Tierra.

 

 

Hielo

 

Los factores ambientales, como por ejemplo las temperaturas reinantes en regiones distantes del sistema, desempeñan un papel importante en la formación de hielos en las superficies rocosas de los satélites más allá de Júpiter. Por ejemplo el hielo de dióxido de sulfuro depositado en las superficies de Europa y Calisto, el oxígeno molecular y ozono atrapados en los hielos superficiales del satélite joviano Ganímedes. 

 

Luna Rhea, fotografiada por el Voyager 1 en noviembre de 1980. Se distinguen manchas luminosas sobre un terreno más oscuro. Aún las zonas oscuras pueden estar cubiertas de escarcha e hielo de agua.

Las 7 lunas medianas de Saturno (Mimas, Encelado, Tetis, Dione, Rhea, Iapetus e Hiperión) tienen un alto contenido de hielo en su superficie, y hasta algunas pueden ser compuestas de hielo puro, como por ejemplo Rhea, que se cree que está compuesta más de hielo y escarcha de agua que de roca. La temperatura superficial de Tetis, unos 180º C bajo cero es tan fría como para que el agua congelada sea tan dura como granito.  

Mosaico de la región polar sur marciana, vista por la nave Mars Global Surveyor.

En los planetas intermedios como la Tierra y Marte, el hielo se deposita en las regiones polares por el clima particular de estas regiones. Así en Marte pueden encontrarse compuestos de agua y dióxido de carbono congelados. El dióxido de carbono sólido es conocido como hielo seco, y se usa mucho en la tierra como refrigerante por su mayor capacidad para enfriar con relación al hielo de agua. Este hielo seco tiene la propiedad especial de que al calentarse no pasa al estado líquido, sino que se convierte directamente en un gas (proceso denominado sublimación), tal como le sucede al hielo seco del carro del heladero cuando se abre la tapa.  

 

Agua

 

La abundancia cósmica del oxígeno y del hidrógeno, componentes del agua, hacen que el agua, sea en estado líquido o sólido, sea un compuesto dominante en los cuerpos sólidos del sistema solar. Por ejemplo, se sabe que el agua esta presente en el asteroide Ceres formando compuestos minerales, es decir que el agua esta químicamente enlazada a otros elementos.

La vida, de forma semejante a la que nosotros conocemos, depende en forma decisiva de la presencia del agua, cuya temperatura no deberá superar el punto de ebullición, ni permanecer debajo del punto de congelación. Hoy en día se conocen dos cuerpos principales del sistema solar cuya posible existencia de agua líquida, pasada o presente, juegan un rol importante para la determinación de la existencia de vida, también pasada o presente. Ellos son Marte y la luna joviana Europa.

Aún no puede determinarse que existan depósitos de agua en la superficie marciana, y el agua de la atmósfera es muy poca. No alcanza para formar nubes, ni mucho menos lluvia. Apenas se escarcha con el frío de la noche. En su mayor parte, el agua se halla congelada en los casquetes polares. 

Lechos de ríos secos que alguna vez transportaron agua en Marte. Se asemejan a los famosos canales que pretendían verse desde la Tierra. Pero estos lechos fueron posible ser descubiertos sólo con fotos en acercamiento por naves espaciales.

Sin embargo hay fuertes evidencias de que en Marte hubo bastante más agua en un pasado. Existen terrenos que revelan la presencia de agua: canales o lechos de ríos secos y patrones de superficies que indican que alguna vez fueron inundadas por agua. ¿Porque el clima cambió y el agua se perdió? Hay ciertas hipótesis, aunque aún no se conoce a ciencia cierta la respuesta. Lo indudable es que hoy día no la hay, y el clima no hace posible sustentarla (como la presión atmosférica).

Imagen de Europa por la nave Galileo

Europa es uno de los cuatro grandes satélites orbitando alrededor de Júpiter. Su superficie está cubierta con hielo de agua casi puro. La capa de hielo de agua puede ser tan gruesa como de 150 km. Existe la posibilidad de que el hielo pueda derretirse a relativamente escasas profundidades y de lugar al surgimiento de agua líquida. Europa puede contener agua bajo la capa helada de su superficie. La incógnita será develada cuando se concrete la misión espacial Europa Orbiter, planeada para ser lanzada en el 2008. Su principal objetivo es poder determinar la existencia o no de un océano subterráneo en la luna Europa, que pueda estar albergando vida.  

Imagen de alta resolución de la superficie de Europa por la nave Galileo

La superficie está cubierta con grandes grietas, indicando que alguna fuerza interna está presionando más allá del punto de rotura del hielo, y rompe la capa en bloques discretos. El movimiento de los bloques se asemeja al de los bloques de la Tierra y sugiere que hay agua líquida o hielo blando muy cerca de la superficie.

 

 

Titán

 

El agua no es el único elemento líquido que puede cubrir grandes superficies en otros mundos. Por ejemplo, se sabe que no hay agua en Titán, el satélite más grande de Saturno, pero sí metano (el gas de los pantanos).

Titán por la nave Voyager 2 a 2.3 millones de kilómetros, mostrando detalles del sistema de nubes 

Se han medido temperaturas de 180º C bajo cero en su superficie. A estas temperaturas el metano puede existir en cualquiera de sus tres formas: líquido, sólido y vapor. Puede haber océanos o lagos de metano líquido en la superficie, así como también metano congelado formando glaciares y por supuesto, metano gaseoso en la atmósfera. En resumen, el metano de Titán puede jugar el mismo rol que el agua en la Tierra.

 

    Adicionalmente, la atmósfera de Titán contiene etano, acetileno, etileno y cianuro de hidrógeno; es decir hidrocarburos. Es fácil imaginar una lluvia helada de gasolina cayendo sobre Titán, con la superficie cubierta por grandes extensiones de un océano de nitrógeno o metano líquido.

 

 
Clima atmosférico

 

Destacaremos algunos rasgos principales producidos por y en las atmósferas planetarias

 

Composición, Temperaturas ambientes y Vientos

 

Las temperaturas ambientes a las que estaríamos expuestos, de hacernos un paseo por cada mundo planetario, dependen básicamente de 3 circunstancias:

- Su cercanía al astro rey, el Sol. Esto hace que puedan recibir más o menos calor de esta estrella. En la actividad 1 se dibuja la esfera solar vista desde la superficie de cada planeta, por lo que pueden imaginar de ello, cuánto calor recibe el planeta.

- La rapidez de su rotación. Todos los cuerpos planetarios tienen un lado expuesto a la luz del Sol, y otro a la oscuridad. Pero, cuanto más lentamente roten, el lado iluminado por el Sol tiene mucho más tiempo para calentarse, y el lado oscuro, mucho más tiempo para enfriarse.

- Su atmósfera. Si su atmósfera es escasa (de poca consistencia), el calor producido en el lado diurno, puede escapar al espacio fácilmente. Cuanto más densa sea la atmósfera, más calor puede retener, y aún, si es muy densa, puede alcanzar el fenómeno producido en un invernadero, como sucede en nuestro vecino planeta Venus. También los vientos son factores que ayudan a suavizar las diferencias de temperaturas entre el lado iluminado y el oscuro, ya que van distribuyendo el calor por todo el planeta. Los vientos, claro está, son un fenómeno exclusivo de aquellos cuerpos que tienen atmósferas respetables. Mercurio, los asteroides, nuestra Luna o cualquiera de las lunas de otros planetas a excepción de Titán, no conocen el poder del viento. Por la pequeñez de sus cuerpos, no son capaces de retener los gases que forman una atmósfera.

He aquí una breve reseña de las condiciones ambientales en cada cuerpo de la familia solar:

Mercurio: Es el que recibe más calor directo del Sol en virtud de su mayor cercanía. Pero rota sobre su propio eje muy lentamente, por lo que el lado oscuro tiene bastante tiempo para enfriarse. Sus temperaturas diurnas son tan altas (unos 430º C), que fundirían a una cacerola de estaño o a una bala de plomo. Sus noches congeladas de unos 210 º bajo cero, convertirían en líquido el oxígeno (si hubiera).  

Mercurio apenas tiene una cubierta de gases muy tenue. El mejor vacío conseguido en la Tierra, contiene más gases que los que hay en Mercurio. El calor intenso hace que los gases volátiles como el sodio y el potasio que se encuentran en las rocas sean literalmente “cocidos”. Pero estos gases, creados a diario por el intenso calor, son también barridos todos los días por el viento de partículas que eyecta el Sol. También Mercurio tiene una atmósfera “prestada” por el Sol, quien le envía con su viento, partículas de gases livianos como hidrógeno y helio, que más tarde se escapan al no poder ser retenidos por la gravedad del planeta.

Nuestra Luna tiene características muy similares a la de Mercurio. Tiene una rotación lenta (coincide con los 28 días de tiempo de traslación alrededor de nuestro mundo, por lo que siempre se la ve con una misma cara). Si a esto se le suma su ausencia de clara atmósfera que distribuya el calor, sus diferencias de temperaturas entre la parte iluminada y la oscura, son muy marcadas (desde 138º C a 115º C bajo cero)

        Venus: Medalla de honor por ser el planeta con rotación más lenta, con lo cual se esperaría grandes diferencias de temperaturas entre el día y la noche venusina. Y aún más, por su posición más alejada del Sol, debería ser un poco más frío que Mercurio. Sin embargo, ninguna de las dos predicciones resulta válida. Lo cierto es que la temperatura no varía demasiado a través de todo el globo, y es muy superior a lo que pueda experimentarse en Mercurio. De hecho es el planeta más caliente de todo el sistema solar. Con sus aproximadamente 500º C en todo el planeta, algunos vidrios se derretirían hasta volverse líquidos. ¿Qué hace emparejar las temperaturas diurnas y nocturnas? Vientos fuertes y altos en la atmósfera que distribuyen en forma muy eficiente este calor fantástico. ¿Porqué es más caliente que Mercurio, si está más lejos que éste del Sol? Una espesa atmósfera con densas nubes de polvo de azufre, dióxido de sulfuro y ácido sulfúrico cobijan la superficie y actúan como los vidrios en un invernadero: la luz del Sol entra a través de ellos sin problemas hasta el suelo, calienta el ambiente, pero el calor no puede escapar por la espesura del manto cobertor.

        Marte: La atmósfera marciana es muy tenue comparada con la de la tierra. El aire está compuesto principalmente de dióxido de carbono (CO2) (95%), seguido de nitrógeno y argón. La presión del aire en Marte es semejante a lo que significa el vacío para nosotros, es decir, es casi nula. La transparencia de la atmósfera marciana ha revelado con nitidez figuras geológicas importantes a las naves espaciales orbitales. Esto sucede cuando no sobrevienen la inmensas tormentas de polvo, que aparecen usualmente durante los veranos marcianos, cuando pueden crecer hasta cubrir la mitad del planeta. Es entonces cuando la faz de Marte cambia de aspecto, y los terrenos oscuros se cubren o se descubren por las tormentas ventosas y en apariencia, cambian de lugar. Los vientos están siempre presentes, y tienen velocidades de 35-50 km/h llegando a alcanzar 200 km/h.

Puesta de Sol en Marte.

Cielo gris pardusco como lo vería un observador sobre Marte. Imagen en color real tomado por el módulo Mars Pathfinder. Los picos gemelos pueden verse en el horizonte. El cielo cerca del Sol es de un color azul pálido

        La temperatura promedio del aire en el año es de unos 30º C bajo cero durante el día y 100º C bajo cero durante la noche. En un día veraniego puede llegar a 27º C, y una fría noche invernal, alcanzar unos 130º C bajo cero. Pero aún cuando la superficie marciana está caliente, el aire marciano permanece frío, y rara vez es más caliente que el punto de congelación. Por esta razón, aunque existan nubes en la atmósfera marciana (nubes blancas formadas por cristales helados de agua y CO2) no llueve. Sin embargo ¡nieva en Marte! Como la mayor parte del agua marciana esta congelada en los casquetes polares o combinada químicamente en la tierra, las tormentas de nieve son principalmente compuestas de partículas de hielo seco (CO2).

        Sus condiciones climáticas son bastante adversas: su tenue atmósfera deja pasar la totalidad de los mortales rayos ultravioletas. La temperatura superficial es muy baja, la presión atmosférica varía entre los tres y los quince milibares (en la tierra es de mil milibares), suficiente para evaporar instantáneamente el agua, y el gas letal de combustión de dióxido de carbono es el principal componente atmosférico. Estas condiciones actuales inhóspitas para el humano, probablemente no fueron siempre igual. Se cree que hubo un tiempo, hace dos mil millones de años, en que las condiciones climáticas fueron más benéficas como para permitir la presencia de grandes cantidades de agua.  

        Los compuestos atmosféricos de los gigantes Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno son muy parecidos y bastante distintivos del resto del sistema. Son compuestos de los gases más livianos de hidrógeno y helio, principalmente, como el hidrógeno molecular, el metano (el gas de los pantanos) y el amoníaco. En Urano, por sus temperaturas más bajas, el amoníaco quizá se ha condensado en forma sólida y precipitado a su interior. El color azul-verdoso tanto de Urano como de Neptuno se produce por el metano, que absorbe la luz roja.

Nubes blancas de metano en la atmósfera de Neptuno. Foto de Voyager 2

La nave Voyager 2 se aproximó bastante a Neptuno, lo suficiente como para descubrir una turbulenta atmósfera con enormes nubes blancas de cristales de hielo de metano o gas natural congelado y una cadena de tormentas siguiendo un enorme ciclón del tamaño de la Tierra.

Mancha oscura de Neptuno, producida por una enorme tormenta ciclónica de gases. Voyager 2

        Estos cuerpos planetarios gigantes y gaseosos que se encuentran más allá del cinturón de asteroides, se llevan la gloria por su gran velocidad de rotación. Este hecho, junto con fuertes vientos en las altas atmósferas, hacen que el poco calor diurno se disemine por todo el planeta, y las diferencias de temperaturas entre la faz iluminada y la oscura, no sean significativas. Esto los convierte en el mejor “sistema de aire acondicionado”, al menos para tres de los cuatro gigantes, y Júpiter es el más efectivo en este sistema. En la zona ecuatorial de Júpiter los vientos soplan a una velocidad de 360 km./h, y en la misma zona de Saturno, los vientos alcanzan a 1800 km/h.

        En Júpiter, las temperaturas oscilan entre 120 y 130º C bajo cero, por lo que el gas de éter, de existir allí, sería convertido en líquido.

        Saturno goza de temperaturas todavía algo más bajas (unos 180º C bajo cero), y en Neptuno, con sus 220º C bajo cero, el oxígeno, si existiera, se hallaría en estado sólido.

        Sin embargo, lo que sucede en Urano, es todavía un misterio. Este gigante posee una característica única en toda la familia solar: su eje (imaginario) de rotación está totalmente acostado, en posición horizontal en relación al plano que forma este cuerpo con el Sol, de modo que durante la mitad de su propio año (42 años terrestres), uno de los polos está permanentemente iluminado, quedando el otro en la más absoluta oscuridad. Durante la otra mitad del año sucede lo opuesto. Es decir, gracias a la dirección que toma el eje de rotación, la velocidad misma de rotación no es la que determina los momentos de día y noche, como en todos los demás planetas. De modo que uno esperaría grandes diferencias de temperaturas entre las partes iluminadas y oscuras. Pero no es así. Algo desconocido distribuye el calor por todos los lugares, haciendo que su temperatura (unos 210º C bajo cero con pequeñas diferencias de unos 4º dentro del globo) sea similar en cualquier lado.

        Plutón y su compañero de viaje, Caronte, con sus 230º C bajo cero, se pueden considerar verdaderos mundos “super-refrigerados”. Están tan lejos del Sol, y este astro aparece en su cielo como una estrella, muy luminosa, pero al fin una estrella lejana. Por su período de rotación (cerca de 6 días y medio) el calor que reciben no tiene mucho tiempo de acumularse antes de que sea radiado al espacio. Y el calor que reciben es muy poco. La Tierra recibe más luz de la Luna llena, que lo que recibe Plutón y Caronte del Sol.

 

Auroras

Aurora Boreal Terrestre

Las auroras no son eventos exclusivos del planeta Tierra. En los últimos 20 años, se han observado también en los cuatro gigantes: Júpiter (y su satélite Io), Saturno, Urano y Neptuno.

 

El Telescopio Espacial Hubble (HST) ha capturado desde 1990 vistas completas de las auroras del norte y del sur de Júpiter

Las auroras son cortinas brillantes de luz producidas en la atmósfera superior de Júpiter. Las tormentas aurorales jovianas se desarrollan, como en la Tierra, cuando partículas cargadas eléctricamente son atrapadas por el campo magnético que rodea al planeta, y en forma de espiral caen a altas energías hacia los polos magnéticos sur y norte. Cuando estas partículas golpean la atmósfera superior, exictan los átomos y moléculas de esta atmósfera haciendo que brillen. Es el mismo proceso que sucede con las luces de la calle. Los electrones que golpean la atmósfera de la Tierra provienen del viento solar.

 

En esta foto reciente del Telescopio Espacial Hubble tomada en luz ultravioleta, las auroras parecen una lámina anular alrededor del polo. A diferencia de las auroras en la Tierra, las auroras de Júpiter incluyen varias líneas y nudos brillantes. Estas marcas son causadas por tubos de flujo magnético que conectan a Júpiter con sus lunas mayores. Especialmente Io produce la línea brillante situada al extremo izquierdo, Ganímedes causa el nudo brillante abajo en el centro, y Europa provoca el nudo de la derecha.

Las auroras de Júpiter son las más energéticas conocidas en el sistema solar. De hecho son de unas 100 a 1000 veces más energéticas que en la Tierra. 

 

Imágen de Io obtenida por la nave Galileo, Cuando la luna estaba oculta en la sombra de Júpiter. 

Esta Imágen de Io revela que Io se sumerge en una luz de aurora débil. Sin embargo, en lugar de alcanzar el máximo en los polos, las auroras son más fuertes en aquellas regiones que apuntan directamente hacia y fuera de Júpiter. Estas regiones corresponden a aquellas por donde el satélite Io está "conectado" a Júpiter, por una tremenda corriente eléctrica. Un billón de vatios de energía cursan a través del satélite por esta corriente, y la electricidad hace que el gas tenue en la atmósfera de Io brille.

Ésta es la primera imagen de la aurora de Saturno tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1997, cuando Saturno estaba a una distancia de 1.300 millones de kilómetros de la Tierra. Las imágenes revelan detalles nunca antes vistos en las cortinas de luz auroral que abrazan los polos norte y sur de Saturno.

A diferencia de la Tierra, las auroras de Saturno sólo se ven en luz ultravioleta. Como la luz ultravioleta no es visible desde la superficie de la Tierra (la atmósfera no deja pasar esta luz), las auroras de Saturno sólo puede observarse del espacio. Pero a semejanza de la Tierra, las auroras se producen por la interacción entre el campo magnético de Saturno y el flujo de partículas cargadas procedentes del Sol.

 

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