La asombrosa Molécula


Moléculas comunes
Las moléculas están formadas por combinaciones específicas de átomos. Las sustancias comunes pueden dividirse teóricamente en moléculas simples, como aquí se representa, pero no se pueden dividir más sin alterar su naturaleza. Como en una receta en la que los átomos son los ingredientes, cada molécula tiene una fórmula química. Si se quita o cambia un ingrediente, la molécula resultante será completamente diferente.

Molécula, la partícula más pequeña de una sustancia, que mantiene las propiedades químicas específicas de esa sustancia. Si una molécula se divide en partes aún más pequeñas, éstas tendrán una naturaleza diferente de la sustancia original. Por ejemplo, una muestra de agua puede dividirse en dos partes, y cada una dividirse a su vez en muestras de agua más pequeñas. El proceso de división y subdivisión finaliza al llegar a la molécula simple de agua, que si se divide dará lugar a algo que ya no es agua: hidrógeno y oxígeno. Cada molécula se presenta independientemente de las demás. Si se encuentran dos moléculas, se suele producir un rebote sin que ocurran cambios fundamentales. En caso de encuentros más violentos se producen alteraciones en la composición de las moléculas, y pueden tener lugar transformaciones químicas.
Las moléculas de los compuestos están constituidas por átomos de los elementos que los forman. Se dice que una molécula es diatómica cuando está compuesta por dos átomos y poliatómica si tiene gran número de átomos. Existen moléculas compuestas de cientos, miles, incluso millones de átomos. Gran parte de la química moderna está dedicada al estudio de la composición, estructura y tamaño de las moléculas. Para estudiar las moléculas y sus reacciones se emplean descargas de rayos láser de cortísima duración.
Las moléculas simples son las de menor tamaño. Así, las moléculas de hidrógeno tienen un diámetro de unos 10-10 m, y una masa de unos 3 × 10-27 kg. Otras moléculas más complejas adoptan la forma de cadenas, anillos o hélices.
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TEORÍA MOLECULAR
El concepto de molécula, diferenciado del concepto de átomo, fue enunciado por el químico italiano Amedeo Avogadro en 1811. En la llamada ley de Avogadro se establece que bajo una temperatura y presión dadas, volúmenes iguales de dos gases cualesquiera contienen el mismo número de moléculas. Este planteamiento facilitó el modo de comparación de la masa relativa de las moléculas y la determinación comparativa de la masa de los átomos. Gran parte de la física y química modernas se basan en esta premisa. Véase Número de Avogadro.
Una ampliación de la teoría molecular de Avogadro es la teoría cinética, desarrollada por varios químicos, como el británico James Clerk Maxwell, el holandés Johannes Diderik van der Waals y el austriaco Ludwig Boltzmann. Según esta teoría, las moléculas se encuentran en constante movimiento que aumenta con la temperatura. Cuando la molécula está compuesta por más de un átomo se produce un fenómeno de vibración dentro de la misma y una rotación semejante a la de la Luna alrededor de la Tierra. Para percibir estos fenómenos de rotación y vibración internos se emplean diversos métodos como la espectroscopia o la medición del calor específico. En 1989, los físicos determinaron por primera vez el proceso completo de la reacción molecular más simple (interviniendo átomos de hidrógeno) en términos de la teoría cuántica.
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MASA MOLECULAR
La masa de una molécula puede determinarse a través de experimentos o el cálculo simple. La masa molecular de los átomos elementales, como el carbono 12, es la misma que su masa atómica, ya conocida (véase Átomo: Masa atómica). Si partimos de una molécula de estructura atómica conocida, podemos calcular su masa molecular. Así, el agua (H2O), que tiene dos átomos de hidrógeno (la masa atómica del átomo de hidrógeno es igual a uno) y un átomo de oxígeno (la masa atómica de un átomo de oxígeno es igual a 16), tiene una masa molecular igual a 18. Algunas moléculas más complejas pueden llegar a tener una masa molecular de cientos de millones. En la determinación experimental de la masa molecular de una sustancia, se calcula la masa real en gramos por mol.


jueves, 20 de enero de 2011

Asombrosos datos de el planeta Neptuno


En 1989 la misión Voyager 2 produjo esta imagen de Neptuno en falso color, mostrando los diferentes componentes de la atmósfera del planeta. El rojo muestra la luz del Sol dispersada por una capa de neblina alrededor del planeta, el azul verdoso indica el metano y las manchas blancas son nubes en la parte alta de la atmósfera.

Neptuno (planeta), es el cuarto planeta en cuanto a tamaño y el octavo en cuanto a distancia al Sol. El descubrimiento de Neptuno fue uno de los éxitos de la astronomía matemática. En 1846, para explicar las alteraciones en la órbita de Urano, el astrónomo francés Urbain Le Verrier calculó la existencia y la posición de un planeta nuevo. El mismo año, el astrónomo alemán Johann Gottfried Galle descubrió el planeta a 1° de esa posición. La posición de Neptuno fue calculada, por otra parte, por el matemático británico John Couch Adams, pero los observadores británicos no actuaron con suficiente celeridad para anunciar el descubrimiento del planeta.
La distancia media de Neptuno al Sol es de 4.500 millones de kilómetros y su diámetro lineal medio es de aproximadamente 49.400 km, o sea, cerca de 3,8 veces el de la Tierra. Su volumen es aproximadamente 72 veces, su masa 17 veces y su densidad media 0,31 la de la Tierra o 1,7 veces la del agua. El albedo del planeta es alto: refleja el 84% de la luz que recibe. El periodo de rotación es de cerca de 16 horas y el periodo sideral de revolución es de 164,79 años. Su campo magnético está inclinado más de 50° respecto al eje de rotación. La magnitud estelar media del planeta es de 7,8 y casi nunca es visible a simple vista, aunque se puede observar con un pequeño telescopio, apareciendo como un pequeño disco azul verdoso. Los científicos creen que Neptuno debe tener alguna fuente interna de calor ya que la temperatura de su superficie es similar a la de Urano, que está a más de 1.500 km más cerca del Sol. La atmósfera se compone fundamentalmente de hidrógeno y helio, pero la presencia de más del 3% de metano da al planeta su sorprendente color azul. Su climatología se caracteriza, en términos generales, por sus violentas tormentas y sus vientos, los más fuertes del Sistema Solar, con velocidades de más de 1.400 km/h.
Características de Neptuno

Imágenes del planeta obtenidas por el telescopio espacial Hubble en 1996, 1998 y 2002 permitieron a un grupo de científicos estadounidenses observar un aumento progresivo del brillo y la anchura de las bandas nubosas en su hemisferio sur; otras imágenes anteriores de Neptuno parecen corroborar este aumento de brillo, que se vendría produciendo desde 1980. Los científicos llegaron a la conclusión de que estas variaciones respondían a un cambio estacional. La inclinación del eje de rotación de Neptuno con respecto al plano de su órbita solar sería la causa de la existencia de estaciones en el planeta; al igual que en la Tierra, serían cuatro, pero cada una de ellas con una duración de más de 40 años, dado el periodo sideral de Neptuno.
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SATÉLITES Y ANILLOS
Tritón, satélite de Neptuno
Tritón es el mayor de los satélites de Neptuno. En su superficie aparecen pocos cráteres, pero se observan numerosas grietas.

Se conocen trece satélites que giran alrededor de Neptuno, dos de los cuales se pueden observar desde la Tierra. El mayor y más brillante es Tritón, descubierto en 1846, el mismo año en que se observó Neptuno por vez primera. Tritón, con un diámetro de 2.705 km, es poco menor que la luna terrestre. Su órbita tiene un movimiento retrógado, esto es, opuesto a su dirección primaria de rotación, a diferencia de cualquier otro satélite importante del Sistema Solar. A pesar de su temperatura extremadamente fría, Tritón tiene una atmósfera de nitrógeno con algo de metano y una cierta neblina. También muestra una activa superficie de géiseres que arrojan una materia subterránea desconocida. Nereo, el segundo satélite (descubierto en 1949), tiene un diámetro de unos 340 km.
El Sistema Solar

La sonda planetaria Voyager 2 descubrió otros seis satélites en 1989. El estudio de múltiples imágenes del entorno de Neptuno obtenidas con dos telescopios terrestres, uno del Observatorio Interamericano de Cerro Tololo y otro del Observatorio Mauna Kea, permitió, en enero de 2003, descubrir otros tres satélites, con diámetros de entre 30 y 60 km. La sonda Voyager no pudo detectar estos satélites debido a su escaso brillo y a que se encuentran a una distancia considerable del planeta. En septiembre y octubre de 2003 la Unión Astronómica Internacional (IAU, siglas en inglés) anunció el descubrimiento de sendos satélites de Neptuno, aunque uno de ellos ya había sido observado en agosto de 2002.
Neptuno también está rodeado por cinco anillos.


Asombrosos datos de el planeta Urano


El color azul verdoso de Urano se debe al gas metano presente en su atmósfera fría y clara. Lo que en la imagen parece ser el extremo derecho del planeta es en realidad el límite entre el día y la noche. Por la forma de girar el planeta, la noche y el día duran 42 años cada uno. Los científicos se formaron esta visión de Urano por las imágenes enviadas por el Voyager 2 en 1986, en un momento en el que la sonda estaba a 9,1 millones de kilómetros del planeta.

Urano (planeta), séptimo planeta en cuanto a distancia al Sol, que gira fuera de la órbita de Saturno y dentro de la órbita de Neptuno (véase Sistema Solar). Es de sexta magnitud, por lo que es poco observable a simple vista. Urano fue descubierto accidentalmente en 1781 por el astrónomo británico William Herschel y originariamente se le llamó Georgium Sidus (Estrella de Jorge) en honor a su mecenas real, Jorge III. Más tarde, durante un tiempo se le llamó Herschel en honor a su descubridor. El nombre Urano, que propuso por vez primera el astrónomo alemán Johann Elert Bode, se comenzó a utilizar a finales del siglo XIX.
Urano tiene un diámetro de 52.200 km y su distancia media al Sol es de 2.870 millones de kilómetros. Tarda 84 años en completar una órbita y 17 horas y 15 minutos en una rotación completa sobre su eje, que está inclinado 8° con relación al plano de la órbita del planeta alrededor del Sol. La atmósfera de Urano está compuesta fundamentalmente de hidrógeno y helio, con algo de metano. A través del telescopio, el planeta aparece como un disco verde azulado con un pálido contorno verde. En comparación con la Tierra, Urano tiene una masa 14,5 veces mayor, un volumen 67 veces mayor y una gravedad 1,17 veces mayor. No obstante, el campo magnético de Urano sólo es una décima parte más fuerte que el de la Tierra, con un eje inclinado 55° en relación con el eje de rotación. La densidad de Urano es aproximadamente 1,2 veces la del agua.
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ANILLOS Y SATÉLITES
En 1977, mientras se observaba la ocultación de una estrella detrás del planeta, el astrónomo estadounidense James L. Elliot descubrió la presencia de cinco anillos que rodeaban a Urano en el plano de su ecuador. Los llamó Alpha, Beta, Gamma, Delta y Epsilon (empezando por el anillo más interno). Forman un cinturón de 9.400 km de ancho, extendiéndose hasta una distancia de 51.300 km del centro del planeta. Imágenes obtenidas por el Voyager 2 permitieron descubrir seis anillos más, hasta un total de once. En diciembre de 2005 se anunció el descubrimiento de dos nuevos anillos en torno a Urano; fotografías realizadas por el telescopio espacial Hubble permitieron identificar estos dos anillos de polvo, mucho más alejados del planeta que el resto, formando lo que algunos científicos han denominado el “segundo sistema de anillos de Urano”.
Además de los 13 anillos, Urano tiene 27 satélites. Las dos lunas mayores, Oberon y Titania, las descubrió Herschel en 1787. Las dos siguientes, Umbriel y Ariel, fueron descubiertas por el astrónomo británico William Lassell en 1851. Miranda, el satélite más interior conocido antes del Voyager, fue descubierto en 1948 por el astrónomo estadounidense Gerard Pieter Kuiper.
En 1985 y 1986 el Voyager 2 permitió a los científicos descubrir 11 nuevas lunas, con diámetros inferiores a los 100 kilómetros. En noviembre de 1997, un equipo de científicos que trabajaba con el telescopio Hale en el Observatorio Monte Palomar anunció el descubrimiento de dos nuevas lunas de Urano. Se trataba de las dos lunas más distantes del planeta, con diámetros relativamente pequeños. En 1999 se descubrieron otras tres lunas, y en 2001 se detectaron otros dos pequeños satélites, uno de los cuales no se pudo volver a observar hasta un año después. En septiembre y octubre de 2003 la Unión Astronómica Internacional (IAU, siglas en inglés) anunció el descubrimiento de los otros cuatro satélites de Urano. Véase Astronáutica.


Asombrosos datos de Saturno


Saturno, que se distingue por sus anillos, es el segundo planeta más grande (Júpiter es el mayor) del Sistema Solar. En 1610, el físico y astrónomo italiano Galileo, al utilizar uno de los primeros telescopios, observó que el planeta tenía una forma extraña, pero no consiguió explicar qué eran los anillos. Aunque el planeta se formó hace más de 4.000 millones de años, sigue asentándose y contrayéndose, generando un calor tres veces mayor que el que recibe del Sol. El telescopio espacial Hubble obtuvo, el 26 de agosto de 1990, esta imagen de Saturno.

Saturno (planeta), sexto planeta desde el Sol y el segundo más grande del Sistema Solar. La peculiaridad más conocida de Saturno es la de estar rodeado de un sistema de anillos, descubierto en 1610 por Galileo utilizando uno de los primeros telescopios. Galileo no comprendió que los anillos estuvieran separados del cuerpo central del planeta, así que los describió como “asas” (ansae). Fue el astrónomo holandés Christiaan Huygens el primero en describirlos correctamente. En 1655, para no perder su derecho de prioridad mientras verificaba sus propuestas, Huygens escribió un anagrama que, cuando se ordenaba, formaba una sentencia latina cuya traducción dice así: “Está circundado por un delgado anillo achatado, inclinado hacia la eclíptica y sin tocar en ningún punto al planeta”. Los anillos, que se nombraron por el orden en que se descubrieron, se conocen como los anillos D, C, B, A, F, G y E. Hoy se sabe que contienen más de 100.000 pequeños anillos, todos ellos girando en torno al planeta.
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EXPLORACIÓN
Superficie de Titán
La sonda Huygens tomó esta fotografía de la superficie de Titán, la luna más grande de Saturno. La densa atmósfera de Titán da un tono naranja a la luz que proviene del Sol. Las rocas dispersas sobre la superficie pudieran ser bloques de hielo de agua.

Visto desde la Tierra, Saturno aparece como un objeto amarillento, uno de los más brillantes en el cielo nocturno. Observado a través de un telescopio, los anillos A y B se ven fácilmente, mientras que los D y E sólo se ven en condiciones atmosféricas óptimas. Con telescopios de gran sensibilidad situados en la Tierra se distinguen, en la niebla de la envoltura gaseosa de Saturno, pálidos cinturones y estructuras de bandas paralelas al ecuador.
Tres naves espaciales estadounidenses incrementaron enormemente el conocimiento del sistema de Saturno: la sonda Pioneer 11 y las Voyager 1 y 2, que sobrevolaron el planeta en septiembre de 1979, noviembre de 1980 y agosto de 1981, respectivamente. Estas naves espaciales llevaban cámaras e instrumentos para analizar las intensidades y polarizaciones de la radiación en las regiones visible, ultravioleta, infrarroja y de radio del espectro electromagnético (véase Radiación electromagnética). También estaban equipadas con instrumentos para el estudio de los campos magnéticos y para la detección de partículas cargadas y granos de polvo interplanetario. Véase también Astronáutica.
En octubre de 1997 fue lanzada la nave Cassini, con destino a Saturno, que incluía también la sonda Huygens para explorar Titán, la mayor y más interesante de las lunas del planeta. Se trata del último proyecto de gran presupuesto de la NASA, en colaboración con la Agencia Espacial Europea y la Agencia Espacial Italiana. Tras un viaje de casi siete años, está previsto que la Cassini recoja datos sobre Saturno y sus satélites durante otros cuatro años. En octubre de 2002 la nave obtuvo su primera fotografía del planeta, tomada a una distancia de 285 millones de kilómetros, y en la que aparece también Titán. En junio de 2004 la Cassini sobrevoló Febe, otro satélite de Saturno (el más alejado), obteniendo imágenes espectaculares de su superficie, llena de cráteres. En julio del mismo año, la nave entró en órbita de Saturno. En enero de 2005 la sonda Huygens atravesó la atmósfera de Titán y alcanzó su superficie, enviando a la Tierra datos e imágenes de gran interés del satélite.
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INTERIOR
La densidad media de Saturno es una octava parte de la de la Tierra, debido a que el planeta está compuesto fundamentalmente de hidrógeno. El enorme peso de la atmósfera de Saturno hace que la presión atmosférica aumente con rapidez hacia el interior, donde el hidrógeno se hace líquido. Hacia el centro del planeta el hidrógeno líquido se condensa en hidrógeno metálico, que es un conductor eléctrico. Las corrientes eléctricas presentes en este hidrógeno metálico son las responsables del campo magnético del planeta. En el centro de Saturno se han consolidado, probablemente, elementos pesados formando un pequeño núcleo rocoso a una temperatura cercana a los 15.000 °C. Tanto Júpiter como Saturno continúan asentándose por la gravitación, siguiendo su original acreción de la nebulosa de gas y polvo de la que se formó el Sistema Solar hace más de 4.000 millones de años. Esta contracción genera calor, haciendo que Saturno lo irradie en el espacio en una proporción tres veces mayor que la que recibe del Sol.
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ATMÓSFERA
Los principales componentes de la atmósfera de Saturno son el hidrógeno (88% en masa) y el helio (11%); el resto comprende trazas de metano, amoníaco y cristales de amoníaco, y otros gases, como etano, acetileno y fosfina. Las imágenes del Voyager mostraron remolinos y corrientes turbulentas de nubes que tenían lugar a gran profundidad en una niebla mucho más densa que la de Júpiter debido a la menor temperatura de Saturno. Las temperaturas de la parte superior de la nube de Saturno están cercanas a -176 °C, unos 27 °C más bajas que las de Júpiter en los mismos puntos.
Los movimientos de las nubes tormentosas de Saturno muestran que el periodo de rotación de la atmósfera cerca del ecuador es de 10 horas y 11 minutos. Las emisiones de radio que se han detectado procedentes del cuerpo del planeta indican que el cuerpo de Saturno y su magnetosfera tienen un periodo de rotación de 10 horas, 39 minutos y 25 segundos. La diferencia aproximada de 28,5 minutos entre estos dos periodos indica que los vientos ecuatoriales de Saturno alcanzan velocidades de 1.700 km/h aproximadamente.
En 1988, a partir del estudio de las fotografías del Voyager, los científicos determinaron un elemento atmosférico extraño alrededor del polo norte de Saturno. Lo que podría ser una configuración de onda estacionaria, reproducida seis veces alrededor del planeta, hace que parezca que las bandas de nubes, a cierta distancia del polo, forman un hexágono enorme y permanente.
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MAGNETOSFERA
El campo magnético de Saturno es mucho más débil que el de Júpiter, y su magnetosfera es como una tercera parte de la de Júpiter. La magnetosfera de Saturno consta de un conjunto de cinturones de radiación toroidales en los que están atrapados electrones y núcleos atómicos. Los cinturones se extienden unos 2 millones de kilómetros desde el centro de Saturno, e incluso más, en dirección contraria al Sol, aunque el tamaño de la magnetosfera varía dependiendo de la intensidad del viento solar (el flujo desde el Sol de las partículas cargadas). El viento solar y los satélites y anillos de Saturno suministran las partículas que están atrapadas en los cinturones de radiación. El periodo de rotación de 10 horas, 39 minutos y 25 segundos del interior de Saturno fue medido por el Voyager 1 mientras atravesaba la magnetosfera, que gira de forma sincrónica con el interior de Saturno. La magnetosfera interactúa con la ionosfera, la capa superior de la atmósfera de Saturno, causando emisiones aurorales de radiación ultravioleta.
Rodeando la órbita de Titán, y extendiéndose hasta la órbita de Rea, se encuentra una enorme nube toroidal de átomos de hidrógeno neutro. Un disco de plasma, compuesto de hidrógeno y posiblemente de iones oxígeno, se extiende desde fuera de la órbita de Tetis hasta casi la de Titán. El plasma gira en sincronía casi perfecta con el campo magnético de Saturno.
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SISTEMA DE ANILLOS
Anillos de Saturno
Los anillos de Saturno son unas bandas muy anchas y muy planas formadas por fragmentos de rocas, gas helado y hielo. Hay más de 100.000 bandas que giran y forman los anillos que se ven con los telescopios desde la Tierra. La división Cassini, entre los anillos A y B, tiene unos 4.800 km de ancho. El Voyager 2 captó esta imagen, ampliada posteriormente por ordenador o computadora, desde una distancia de 8,9 millones de km cuando, en 1981, pasó por este planeta.

Los anillos visibles se extienden hasta una distancia de 136.200 km del centro de Saturno, pero en muchas regiones pueden tener sólo 5 m de grosor. Se cree que constan de agregados de roca, hielo de agua y gases helados en tamaños que pueden variar desde menos de 0,0005 cm de diámetro hasta 10 m (desde el tamaño de una partícula de polvo hasta el de una gran piedra). Un instrumento a bordo del Voyager 2 registró más de 100.000 anillos pequeños.
La aparente separación entre los anillos A y B se denomina división de Cassini, en honor a su descubridor, el astrónomo francés Jean-Dominique Cassini. Las cámaras de televisión del Voyager reflejaron cinco nuevos anillos débiles dentro de la división de Cassini. Los anchos anillos B y C parece que constan de cientos de pequeños anillos, algunos ligeramente elípticos, que muestran variaciones de densidad ondulante. La interacción gravitacional entre anillos y satélites, que produce estas ondas de densidad, sigue sin comprenderse del todo. El anillo B aparece brillante cuando se ve desde el lado iluminado por el Sol, pero oscuro desde el otro lado porque es lo bastante denso como para bloquear la mayor parte de la luz solar. Las imágenes del Voyager revelaron también configuraciones radiales en este anillo. Observaciones realizadas por la sonda Cassini permitieron descubrir un nuevo anillo dentro de los anillos E y G, y aportaron interesantes datos sobre la naturaleza de este último.
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SATÉLITES
Tetis, luna de Saturno
Esta imagen del polo sur de Tetis se ha obtenido a partir de nueve fotografías realizadas por la sonda espacial Cassini en septiembre de 2005, cuando la sonda sobrevoló el satélite a unos 1.500 km de su superficie.

Saturno tiene 60 satélites conocidos. Sus diámetros van de 3 a 5.150 km. Constan, fundamentalmente, de las sustancias heladas más ligeras que predominaron en las partes externas de la nebulosa de gas y polvo de la que se formó el Sistema Solar. Los cinco mayores satélites interiores —Mimas, Encélado, Tetis, Dione y Rea— son más o menos de forma esférica y compuestos en su mayor parte de hielo de agua. El material rocoso puede constituir hasta un 40% de la masa de Dione. Las superficies de los cinco presentan cráteres producidos por impactos de meteoritos. Encélado tiene una superficie más lisa que los otros y la zona que presenta menos cráteres tiene algunos cientos de millones de años. La sonda Cassini detectó géiseres de hielo y agua en el polo sur del satélite. Los astrónomos creen que Encélado presenta un vulcanismo activo y que suministra partículas al anillo E, el cual está muy cerca de la órbita del satélite. Mimas, con una superficie nada lisa, muestra un cráter cuyo diámetro es igual a la tercera parte del diámetro del propio satélite. Tetis tiene también un gran cráter y un valle de 100 km de ancho que se extiende más de 2.000 km a través de su superficie. Tanto Dione como Rea tienen pequeñas bandas brillantes en sus superficies ya muy reflectivas. Algunos científicos suponen que fueron causadas por hielos expulsados de cráteres por impactos meteóricos, o por hielo puro procedente del interior.
Dione, satélite de Saturno
Esta imagen de la superficie de Dione se ha obtenido a partir de una serie de fotografías realizadas por la sonda espacial Cassini en octubre de 2005.

Se han descubierto diversos satélites pequeños fuera del anillo A y cerca de los anillos F y G. Así mismo, se han descubierto dos satélites Troyanos de Tetis, y otros dos de Dione. El término Troyano se aplica a cuerpos como los satélites o asteroides que se producen en regiones de estabilidad que preceden o siguen a un cuerpo en su órbita alrededor del Sol o de un planeta, en este caso Saturno.
Hiperión, satélite de Saturno
Fotografías realizadas por la sonda Cassini en septiembre de 2005, cuando se encontraba a unos 62.000 km de Hiperión, permitieron obtener esta sorprendente imagen, en falso color, del satélite. Diferencias de color podrían representar diferencias en la composición de los materiales de la superficie.

Los satélites externos Hiperión y Jápeto también constan, fundamentalmente, de hielo de agua. Jápeto tiene una región muy oscura que contrasta con la mayor parte de su superficie, que es brillante. Esta región oscura y la rotación del satélite son la causa de las variaciones de brillo que observó Cassini en 1671. El satélite Febe, muy oscuro (refleja sólo un 6% de la luz solar) y con un diámetro estimado de 220 km, se mueve en una órbita retrógrada muy inclinada hacia el ecuador de Saturno; es muy probable que se trate de un cometa capturado por el campo gravitatorio del planeta.
Jápeto, luna de Saturno
Esta imagen en falso color de Jápeto fue obtenida por la sonda espacial Cassini, y en ella se observa la región de transición entre la cara brillante y la cara oscura del satélite.

Entre los satélites interiores y exteriores orbita Titán, la luna mayor de Saturno. Su diámetro es de unos 5.150 km, mayor, incluso, que el del planeta Mercurio. Sin embargo, el diámetro de Titán no es bien conocido porque tiene una densa niebla anaranjada que oculta su superficie. La atmósfera de Titán tiene un espesor de unos 300 km, y está compuesta de nitrógeno con trazas de metano, etano, acetileno, etileno, cianuro de hidrógeno, monóxido de carbono y dióxido de carbono. La temperatura en la superficie es de -182 °C, y el metano o etano pueden estar presentes en forma de lluvia, nieve, hielo o vapor. El interior de Titán consta, probablemente, de hielo de agua y rocas en las mismas cantidades. No se han detectado campos magnéticos. El hemisferio sur es algo más brillante, y el único detalle visible es un anillo oscuro en la región del polo norte.
Titán, satélite de Saturno
El Voyager 2 tomó esta imagen de Titán, la mayor luna de Saturno. La superficie del satélite está oculta bajo espesas nubes anaranjadas.

En marzo de 2006, un grupo de científicos descubrió un nuevo tipo de pequeños satélites, inmersos en los anillos de Saturno. Detectaron cuatro pequeñas lunas, de unos 100 m de diámetro, en unas fotografías de alta resolución tomadas por la sonda Cassini en julio de 2004. En las imágenes no observaron los satélites directamente, sino el efecto que produce su presencia en el material del anillo: huecos con forma de hélice. Los científicos calculan que podría haber unos 10 millones de estos cuerpos en un solo anillo, y creen que su descubrimiento ayudará a esclarecer el origen de los anillos de Saturno.


Asombrosos datos de Júpiter


Júpiter y sus lunas
Júpiter es el mayor de los planetas, con un volumen de 1.400 veces el de la Tierra. Las franjas de color son cinturones de nubes que revelan corrientes atmosféricas fuertes. El planeta (arriba a la derecha) se ve aquí con sus cuatro mayores satélites conocidos: Europa (centro), Ío (arriba a la izquierda), Calisto (abajo a la izquierda) y Ganimedes (abajo a la derecha).

Júpiter (planeta), quinto planeta desde el Sol, y el mayor del Sistema Solar; es el primero de los llamados gigantes o exteriores. Recibió el nombre del rey de los dioses de la mitología romana. Júpiter es 1.400 veces más voluminoso que la Tierra, pero su masa es sólo 318 veces la de nuestro planeta. La densidad media de Júpiter es una cuarta parte de la densidad de la Tierra, lo que indica que este planeta gigante debe estar formado por gases más que por metales y rocas como la Tierra y otros planetas interiores.
Da una vuelta alrededor del Sol cada 11,9 años a una distancia orbital media de 778 millones de kilómetros (unas cinco veces la distancia del Sol a la Tierra). Tarda 9,9 horas en dar una vuelta alrededor de su eje. Esta rápida rotación produce un engrosamiento ecuatorial que se aprecia cuando se mira el planeta a través de un telescopio. La rotación no es uniforme. Las bandas que se ven en Júpiter se deben a la presencia de fuertes corrientes atmosféricas que reflejan los diferentes periodos de rotación en las distintas latitudes. Estas bandas se aprecian más debido a las tonalidades pastel de las nubes. Este colorido se observa también en la llamada Gran Mancha Roja, un ciclón gigantesco de forma oval con matices que varían desde el rojo ladrillo hasta el rosa. Los colores proceden de rastros de compuestos formados por la luz ultravioleta, las tormentas y el calor. Algunos de estos compuestos pueden ser similares a los de las moléculas orgánicas que se desarrollaron en la Tierra como preludio del origen de la vida.
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COMPOSICIÓN, ESTRUCTURA Y CAMPO MAGNÉTICO
Bombardeo de Júpiter por un cometa (1994)
Fragmentos del cometa Shoemaker-Levy 9 chocaron con Júpiter entre el 16 y el 22 de julio de 1994, alterando la atmósfera del planeta. El cometa se rompió en 21 fragmentos el 8 de julio de 1992, cuando se acercó demasiado a Júpiter. Atrapados por la fuerte gravedad del planeta, estos fragmentos lo bombardearon a velocidades de unos 210.000 km/h. Esta imagen, tomada por el telescopio espacial Hubble de la NASA, revela los impactos (puntos oscuros cerca del centro de la imagen) provocados por dos de los fragmentos del cometa.

El conocimiento científico de Júpiter se enriqueció mucho en 1979 a partir de los satisfactorios lanzamientos realizados por la NASA de las sondas espaciales Voyager 1 y Voyager 2. Las observaciones espectroscópicas llevadas a cabo desde la Tierra habían demostrado que la mayor parte de la atmósfera de Júpiter estaba compuesta de hidrógeno molecular, H2. Los estudios de infrarrojos de la sonda espacial Voyager indicaron que el 87% de la atmósfera de Júpiter estaba compuesta de H2, y que el helio, He, formaba la mayor parte del 13% restante. Por la baja densidad observada se deduce que el interior de Júpiter ha de tener, esencialmente, la misma composición que la atmósfera. Por tanto, en apariencia, este inmenso mundo está compuesto de los dos elementos más ligeros y más abundantes del Universo, una composición similar a la del Sol y a la de otras estrellas. En consecuencia, Júpiter puede corresponder a una condensación directa de una parte de la nebulosa solar primordial, la gran nube de gas y polvo interestelar a partir de la que se formó todo el Sistema Solar hace unos 4.700 millones de años.
Los científicos también recogieron una gran cantidad de información sobre Júpiter cuando los fragmentos del cometa Shoemaker-Levy 9 se estrellaron contra el planeta en julio de 1994. Las colisiones agitaron la atmósfera de Júpiter, calentando los gases interiores hasta la incandescencia y sacándolos a la superficie. Los astrónomos capturaron imágenes detalladas de estos gases desde telescopios situados en la Tierra y en el espacio. Utilizaron espectroscopios para el análisis de los gases con el fin de verificar y ampliar sus conocimientos sobre la composición de la atmósfera del planeta.
Júpiter emite más o menos el doble de energía que la que recibe del Sol. La fuente de esta energía es aparentemente una lenta contracción gravitacional de todo el planeta. Júpiter tendría que ser 100 veces mayor para que su masa pudiera iniciar reacciones nucleares como las que tienen lugar en el Sol y las estrellas.
La atmósfera turbulenta y con muchos tipos de nubes de Júpiter es, por tanto, fría. Con gran abundancia de hidrógeno, predominan las moléculas que contienen este elemento, como el metano, el amoníaco y el agua. Las fluctuaciones periódicas de temperatura en la atmósfera superior de Júpiter revelan una pauta en el cambio de los vientos como la de la región ecuatorial de la estratosfera terrestre. Las fotografías con cambios secuenciales de las nubes jovianas sugieren el nacimiento y deterioro de gigantescos sistemas tormentosos ciclónicos. En octubre de 1998 se detectó un gran “óvalo blanco” al noroeste de la Gran Mancha Roja; se identificó como una tormenta gigantesca (del tamaño de nuestro planeta) formada probablemente por la fusión de otras dos.
Gran Mancha Roja
La atmósfera de Júpiter está compuesta principalmente de hidrógeno y helio, con cantidades más pequeñas de otros gases. Blancas nubes de cristales de amoníaco helado, junto con nubes de color de otros compuestos, se arremolinan en corrientes atmosféricas conducidas por la rotación del planeta. La Gran Mancha Roja es un ciclón gigantesco: aquí lo vemos en una fotografía realizada en 1979 por el Voyager 1.

El amoníaco se congela a las bajas temperaturas de la atmósfera superior (-125 °C) formando las nubes blancas de cirros que se ven en muchas fotografías del planeta transmitidas por la sonda espacial Voyager. El hidrosulfuro de amonio se puede condensar a niveles más bajos. Las nubes de esta sustancia, coloreadas por otros compuestos, pueden contribuir a la capa de nubes oscuras que se extiende por el planeta. La temperatura en la parte superior de estas nubes es de -50 °C y la presión atmosférica es alrededor del doble de la presión atmosférica de la Tierra a nivel del mar. A través de agujeros en esta capa de nubes se escapa la radiación de una región en donde se alcanzan temperaturas de 17 °C. Mediante radiotelescopios sensibles a la radiación que atraviesa las nubes se ha detectado que la temperatura aumenta al descender hacia las capas más profundas.
Aunque sólo se puede ver directamente la parte más externa de Júpiter, los cálculos muestran que la temperatura y la presión aumentan hacia el interior del planeta. La presión alcanza valores en los que el hidrógeno se licúa y después adopta un estado metálico altamente transmisor. El análisis de las señales de radio enviadas por las sondas espaciales indica que en el centro puede existir un núcleo de material rocoso o metálico parecido al de la Tierra.
En la profundidad de estas capas se genera el campo magnético joviano. En la superficie de Júpiter este campo es 14 veces más fuerte que el de la Tierra. Su polaridad es opuesta a la de la Tierra, de forma que una brújula terrestre que se trasladara a Júpiter apuntaría al Sur. El campo magnético es el responsable de que enormes cinturones de radiación de partículas cargadas retenidas rodeen el planeta a una distancia de 10 millones de kilómetros.
A mediados de 2005 la NASA autorizó el inicio de la fase de diseño de una nueva misión al planeta Júpiter: la sonda Juno. Aunque el proyecto volverá a ser examinado antes del comienzo de su fase de desarrollo, su lanzamiento está ya previsto para 2010. Juno orbitará Júpiter intentando aportar nuevos datos sobre su núcleo, su atmósfera y su campo magnético.
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SATÉLITES Y ANILLOS
Ío, satélite de Júpiter
La nave espacial Voyager 1 lanzada por la NASA, fotografió en 1979 los dos hemisferios de Ío, la luna más interior de Júpiter. El hemisferio de la izquierda siempre mira hacia Júpiter porque el periodo de revolución de Ío alrededor del planeta es igual al periodo de rotación alrededor de su eje. Los colores de la luna los producen las extensas corrientes de lava y nieve de dióxido de azufre resultantes de la intensa actividad volcánica de Ío. En los tres meses que transcurrieron entre las visitas del Voyager 1 y el Voyager 2, la superficie de la luna cambió drásticamente —la erupción de algunos volcanes se detuvo, mientras que otros, antes inactivos, entraron en erupción.

Júpiter tiene 63 satélites conocidos; es el planeta del Sistema Solar con más satélites girando a su alrededor.
En 1610, Galileo descubrió los cuatro mayores. Fueron recibiendo los nombres de los amantes mitológicos de Júpiter (o Zeus en el panteón griego): Ío, Europa, Ganimedes y Calisto. Esta tradición se ha seguido para denominar los demás satélites o lunas. Observaciones más recientes han demostrado que las densidades medias de las lunas mayores siguen la tendencia aparente del propio Sistema Solar. Ío y Europa, cercanos a Júpiter, son densos y rocosos como los planetas interiores. Ganimedes y Calisto, que se encuentran a más distancia, están compuestos principalmente de hielo de agua y tienen densidades más bajas. Durante la formación de satélites y planetas, su proximidad al cuerpo central (el Sol o Júpiter) evita, claramente, que se condensen las sustancias más volátiles.
Europa, satélite de Júpiter
Europa es una de las cuatro lunas más grandes de Júpiter. La superficie veteada de este satélite se parece a los mares helados de los polos de la Tierra.

Calisto es casi tan grande como Mercurio, y Ganimedes es mayor que Mercurio. Si estos cuerpos describieran sus órbitas alrededor del Sol en vez de alrededor de Júpiter, serían considerados planetas. Las cortezas heladas de estos dos cuerpos están marcadas por numerosos cráteres, las marcas de un antiguo bombardeo, probablemente del núcleo de un cometa, similar al bombardeo de asteroides que dejó señales en la Luna de la Tierra. Por el contrario, la superficie de Europa es muy llana. Está cubierta por una capa de hielo (que puede que cubra una zona global de agua) que emergió del interior del satélite después del bombardeo meteorítico primordial. Una intrincada red de estrías poco profundas se extiende por la superficie de hielo.
Un equipo de astrónomos de la Universidad Johns Hopkins (Estados Unidos) descubrió que Ganimedes tiene una atmósfera de oxígeno muy tenue, con una presión comparable a la de la atmósfera terrestre a una altura de unos 400 kilómetros. Antes de este descubrimiento, estos mismos científicos habían detectado también un tenue velo de oxígeno alrededor de Europa.
Calisto, luna de Júpiter
Calisto, la segunda mayor luna de Júpiter, es el satélite más alejado de los cuatro más grandes del planeta. En su superficie se han ido acumulando cráteres de impacto durante más de 4.000 millones de años. Los cuerpos chocan contra la superficie del satélite, perforando su oscura y helada corteza.

El satélite más notable es, sin duda, Ío. Su superficie presenta grandes contrastes: del amarillento al castaño oscuro y áreas blancas con manchas negras. Ío es sacudido por un vulcanismo impulsado por la dispersión de la energía del interior del satélite. Diez volcanes estaban en erupción durante los vuelos espaciales del Voyager en 1979 y, desde entonces, se han detectado otras erupciones. Los orificios emiten dióxido de azufre (SO2), y éste se condensa en la superficie formando una atmósfera local y transitoria. Las regiones blancas son SO2 sólido; las otras marcas están producidas, presumiblemente, por otros compuestos de azufre.
Las restantes lunas son mucho más pequeñas y se han estudiado menos que estos cuatro satélites, aunque en 1998 la sonda espacial Galileo (que entró en órbita de Júpiter en diciembre de 1995) envió imágenes de las cuatro lunas más próximas al planeta: Metis, Adrastea, Amaltea y Tebe. En general, presentan superficies oscuras, de color rojizo, y aparecen cubiertas de cráteres.
Tras el análisis de los datos obtenidos por la Galileo en su acercamiento a Amaltea, los científicos dedujeron que se trata de un cuerpo poroso y helado, en contra de lo que cabría esperar dada su proximidad a Júpiter. Su naturaleza helada hace pensar entonces que se formó en una región más fría del espacio y que luego se desplazó hasta su posición actual.
La nave espacial Voyager también descubrió ya en 1979 un débil sistema de anillos cerca del planeta. Las imágenes del Voyager revelaron dos anillos: uno principal, plano, y otro interior (el halo) con forma de nube. Una de las imágenes parecía mostrar un tercer anillo, exterior y muy tenue. En septiembre de 1998, la sonda Galileo confirmó la existencia de este tercer anillo que, en realidad, resultó ser doble (uno dentro de otro). Además, los datos enviados por esta sonda indican que el sistema de anillos se formó a partir de enormes cantidades de polvo producidas por el choque de meteoritos con las lunas interiores de Júpiter. Las órbitas del anillo principal y de los anillos exteriores corresponden a las de las lunas que los alimentan de polvo. El material del anillo principal proviene de Metis y Adrastea, mientras que los anillos exteriores están formados por materiales de Amaltea y Tebe.


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