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Katherine Anne Rosier
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<<Katherine, Katherine... Cálmate. Todo irá bien.>> Se lo repitió tres veces interiormente. Sabía que tenía ciertas aptitudes, y aunque tratar con gente no era lo suyo, si que sabía transmitir conocimiento. Aún así, era su primera clase en la academia y, también, la tercera que se impartía en aquella Universidad. Su profesora había sido Roxanne Rambaldi, y le estaba agradecida por aquello.

Había pedido poder adecuar la sala a su manera. Y le gustaba el resultado. Era de noche, las once, así no debía preocuparse por la luz que pudiera entrar del exterior. El paisaje estrellado que se veía a fuera, era precioso. Pero lo más espectacular, se encontraba dentro del aula. Todos los planetas del sistema solar, incluidos el Sol, sus lunas, y Plutón, se encontraban allí dentro. En miniatura. Un encantamiento levitatorio, los mantenía a todos en el aire, de forma que el que estuviera dentro de la sala, tendría la impresión de encontrarse entre planetas realmente. Y no sólo eso. El mismo encantamiento que mantenía a los objetos celestes en el aire, permitía que los magos y brujas en ella, se pudieran elevar como astronautas, y observarlo todo de cerca.

Dando un paso hacia adelante, la Rosier se elevó del suelo grácilmente, con los brazos extendidos, y fue hacia Saturno, su planeta favorito. Se sentó encima de él, y una vez allí, sacó del interior de su único bolsillo un pequeño trozo de pergamino que citaba los nombres de sus dos y únicas alumnas.

Lyra Katara y Laurinda. A la segunda no la conocía de nada, ni por el nombre. Era la primera vez que oía hablar de ella. Y tampoco había sabido nada de su graduación, a pesar que se fijaba bastante en ellas, a medida que iban sucediendo.

En cambio, a Lyra la conocía muy bien. Era de sus familiares favoritos. Ella, sus hijos y su prima. Aunque no tenían relación sanguínea, Lyra la había tratado siempre como nieta, y Katherine la había considerado como tal. Pero, no podía tener favoritismos. Así que le había enviado una nota, haciéndole constar que le hablaría de “usted”, y la trataría como si no la conociera.

No la decepcionaba que hubiera tan pocos alumnos. Era una clase con poca demanda, y dos alumnas ya eran más de lo normal. Que supiera, siempre se habían impartido clases individuales de astronomía. Y además, como más alumnos hubieran, más nerviosa se hubiera puesto, y peor. Suponía que con el paso del tiempo, se acostumbraría, y se sentiría más segura, volviendo a adoptar su tradicional porte orgulloso.

Al oír unos pasos en la escalera de caracol, saltó de Saturno y, con suma elegancia, bajó planeando hacia el suelo, donde se mantuvo en pié, intentando tener un aspecto tranquilo. Aquel día, había vestido formal. Una túnica negra, que usaba para ocasiones especiales, y unos botines no muy altos del mismo color. El largo pelo negro, lo llevaba recogido en un bonito moño, detrás el cuello, y para rematar su “colorido” conjunto, llevaba un collar de plata largo, del que pendía una serpiente pequeña. Todo aquello contrastaba con su cara, muy pálida, y con sus ojos azul-gris claro.

No tuvo que esperar demasiado, porqué instantes más tardes, la puerta se abrió, y entraron las dos mujeres. Con un movimiento leve de mano, Rosier les indicó a ambas que se acercaran a ella, y habló con fingida tranquilidad.

- Buenas noches, señoritas – dijo sonriendo -, bienvenidas a la clase de astronomía. Primero de todo, me gustaría que nos presentásemos. Yo soy Katherine Rosier, y estoy aquí para enseñarles el bello arte de la astronomía. Porque la astronomía, a parte de ser una disciplina de la magia, es un arte. Observar el cielo, dibujar mapas, conocer a los dioses de antiguas mitologías, que nos han llevado a reconocer las constelaciones, calcular las diferentes rutas de los planetas y estrellas… -hablaba con suma suavidad, cuidando cada una de sus palabras, intentando resultar complaciente – Aquí, podrán considerar si son aptas para este arte, y sentirse atraídas por él. No estamos hablando, para nada, de adivinación – continuó, poniendo un deje de desprecio en su última palabra – ya que la adivinación, es una rama muy imprecisa, y aquí, conmigo, podrán trabajar otra rama, mucho más precisa y clara.

<<Por ahora, me gustaría que se presentaran, me dijeran que esperan sacar de ésta asignatura, y qué les ha llevado a escogerla. Y si, además, desean tratar algún tema concreto, que sea de su curiosidad, díganlo, que, al estar ustedes graduadas, tengo la obligación de hacer una clase más avanzada, más práctica, y menos teórica. Así que espero que hayan traído su capa de viaje, tal y como les indiqué.>>

Suponía que había hecho bien lo que llevaba, así que esperó que se presentaran, y les sonrió una a una.

Luego, señaló con un brazo extendido a los planetas que flotaban en aquella bonita sala. Sonrió, dio un paso adelante, y sintió elevarse del suelo, y subió, más o menos, un metro y medio, y allí, se mantuvo, preparada para dar la siguiente parte de su clase.

- Espero que sepan, que esto son planetas, y si alguna de las dos no lo sabía hasta ahora, le rogaría que cogiera la puerta y se fuera. Para algo han aprobado y se han graduado.- carcajeó para si misma, sin que la pudieran oír, y continuó hablando – Cada planeta es un cuerpo celeste, que gira alrededor de su estrella. Asimismo, cada uno de estos cuerpos, posee una, diversas, o ninguna luna. Algunos, como Júpiter – dijo señalando al planeta más cercano a sí – Son enormes, y tienen diversas lunas. Mayor gravedad. En un sistema, que es así como llamaríamos al sol, junto a sus planetas u otros cuerpos que giran en su órbita, también podemos encontrar muchos asteroides, o planetas enanos, como Plutón – y dicho eso, flotó lentamente, hacia el pequeño planeta, y sonrió complacida.

Le gustaba como lo estaba haciendo. Había esperado muchos más nervios, y en cambio, se sentía cómoda ante la presencia de sus alumnas. Quizás, eso se debía a que se encontraba perfectamente combinada con su materia, que tanto la había atraído des de muy chica. Cuando volvió a abrir los labios, fue para indicar a las alumnas su primera actividad.

- Bien, ahora me gustaría que se elevaran, más o menos a mi altura, y se acercaran hacia un planeta que les atraiga. Para “volar”, sólo deben entrar en el campo que alcanza el hechizo levitatorio. – con su blanca mano, sacó la varita, y de un movimiento suave, hizo aparecer una raya azul, en el suelo, justo en los lindes del hechizo. –Y quiero que, de éste planeta, me cuenten todo lo que saben, o que ven.

Era impresionante. Se había encontrado increíblemente insegura y nerviosa unos minutos antes, y en aquel preciso momento, sentía como si hubiera dado la clase toda su vida. Se sentía muy cómoda, y creía que podía acabar la clase positivamente.

 

Intentó contener todo su orgullo personal, para poder identificar sus errores, y esperó la reacción de las mujeres.

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Luu & Sofi + Eli & Katherine = Forever H'18❤️

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-Clases nocturnas.- Murmuré.

 

¿Cómo no lo había pensado? Al menos ya no trabajaba en el Ministerio, cosa que me alegraba, porque si duraba toda la noche, no aguantaría estar todo el día sin dormir y terminaría ocasionando desastres en el mismo. Me encontraba ya en los terrenos de la universidad, con el pequeño morral que llevaba colgando de la espalda y que tenía un encantamiento que hacia su interior más grande, como casi todos mis bolsillos.

 

Iba con la varita en la mano derecha, aunque dudaba que la llegarámos a necesitar en esa clase, pero nunca iba a ningún la do sin ella. Me agradaba la idea de tener una clase con pocos compañeros. Aunque mejor no dar por sentado que la clase sería calmada. Entre al cuarto y ahi estaba ya mi profesora, mejor para mi si había que fingir no conocernos, así no había problemaos de favoritismos.

 

-Buenas noches. Soy Lyra Katara Selwyn Ryddleturn. Me ha interesado la Astronomía porqué soy amante de las plantas y considero la materia un buen complemento de la Herbología. Hay muchas plantas mágicas que se deben recolectar en determinada pocisión de Saturno u otros planetas, por ejemplo. Hice una pausa para tomar aire.- Hasta ahora mis plantas han salido bastante bellas, pero quiero comprobar si con ayuda de la astronomía mejoran aún más.

 

La mayoría de los conocimientos estaban relacionados entre sí, por eso era bueno estudiar los que más relación tenían para así sacar el mayor provecho de las cosas.Decir que cada cosa era un mundo aparte y no teníamos que aprender con que más se relacionaba, era una tonteria.

 

-Eligiré a Saturno.- Comenté.

 

Entre al área dónde estaba el hechizo para elevarnos hasta donde estaban los planetas. Recordaba algunas cosas que había leído en alguna ocasión, además que lo había admirado muchas veces por medio del telescopio en la Selwyn, había muy buena vista ahi.

 

No tarde en llegar hasta encontrar el planeta, mencionado tantas veces al buscar información sobre algunas plantas, que por eso me había interesado tanto en el mismo.Eso y ver si el hecho de algunos que antes eran planetas y que después los astronómos muggles habían decidido que no lo eran, como con Plutón, afectaba algo a la Astronomía en sí. Suponía que no, pero ya nos lo explicaría la profesora.

 

-Como nos han enseñado, a Saturno se le puso ese nombre por ser un planeta aún más lejano que Jupiter, el equivalenta del antiguo titán griego Crono, que gobernaba el mundo de los dioses y los hombres, hasta que Zeús lo derroco. Pero no voy a hablar de mitología para no aburrirlas, aunque muchos de los planetas tienen nombres de estos dioses. - Señalaba al planeta mientras hablaba, admirando sus anillos. -Saturno es un planeta visiblemente achatado en los polos con un ecuador que sobresale formando un esferoide ovalado. Esta muy bien representado en este sistema solar, ¿ven como se refleja en los polos esa característica?

 

Me preguntaba si vendían esos sistemas planetarios en la Universidad como recuerdo, para poder llevarme uno a la Selwyn, pero moví negativamente la cabeza. Algo así no se encontraría tan fácilmente.

 

-Es importante mencionar que el periodo de rotación de Saturno es incierto dado que no posee superficie y su atmósfera gira con un periodo distinto en cada latitud Algo me dice que esto complicará un poco la materia si un cada planeta tiene un periodo de rotación diferente.- Suspiré.-Tenemos también la órbita del mismo. No recuerdo detalles tan técnicos, pero si que el periodo de traslación alrededor del Sol es de 29 años y 167 días, mientras que su período sinódico es de 378 días, de modo que, cada año, la oposición se produce con casi dos semanas de retraso respecto al año anterior. El período de rotación sobre su eje es corto, de 10 horas y 14 minutos, con algunas variaciones entre el ecuador y los polos.

 

Sabía que me estaba saltando muchas cosas, pero no quería parecer una de esas encciclopedias ambulantes, que logran aprenderse de memoria todo lo que leen. Además de encontrar la información en sus mentes en el momento en que lo necesitaban. Mi mente ya era de por si un desastre a veces.

 

Me acerqué aún más y señale con cuidado los satélites que tenía, era información interesante, igual que los anillos, podía olvidar de donde estaba con tan solo contemplarlos.

 

 

-Es importante meniconar que tiene un gran número de satélites. Los satélites más grandes, conocidos antes del inicio de la investigación espacial son: Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea, Titán, Hiperión, jápeta y Febe. Tanto Encélado como Titán son mundos especialmente interesantes para los científicos planetarios ya que en el primero se deduce la posible existencia de agua líquida a poca profundidad de su superficie a partir de la emisión de vapor de agua en géiseres y el segundo presenta una atmósfera rica en metano y similar a la de la primitiva Tierra.

 

Otros 30 satélites de Saturno tienen nombre pero el número exacto es incierto por existir una gran cantidad de objetos que orbitan este planeta. En el año 2000, fueron detectados 12 nuevos satélites, cuyas órbitas sugieren que son fragmentos de objetos mayores capturados por Saturno. La misión Cassini-Huygens también ha encontrado nuevos satélites, la última de ellas anunciada el 3 del marzo del 2009 y que hace la número 61 del planeta.

 

Me quede pensativa. ¿Qué tan detalle veríamos todo eso aquello, si contábamos a cada satélite que tenía cada planeta? No sabía si seguir hablando a grandes rasgos de los anilos del mismo, pero preferí dejar el tema para otra ocasión.

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Esperaba llegar a tiempo a la clase de Astronomía, era una de las cosas que más me gustaban aunque nunca había podido estar informada correctamente porque no me lo permitían y no tenía los recursos para hacerlo. Esperaba que los pocos conocimientos que había aprendido en el mundo muggle sobre esta asignatura me sirvieran de algo para no estar perdida durante la clase. Me prepare un bolso con un hechizo que hacía que pudiera guardar muchas más cosas de lo normal aunque no sabía si tendría que usarlo.

 

Llegue al aula indicada justo a las once de la noche como se me había indicado. No pude evitar tener una expresión de sorpresa al poner un pie en el aula; este no parecía un salón de clases, más bien parecía que estaba en el espacio con todos los planetas del sistema solar. Me acerque lentamente hacia la profesora porque así lo indicaba y me quede escuchando su presentación y la que hacia mi compañera, que, al parecer, sería la única.

 

Bunas noches—saludé a ambas con una leve sonrisa en mi rostro— Me llamo Laurinda Delacour. Me he inscripto a esta asignatura porque siempre me ha interesado todo sobre los planetas, la creación de estos y también del universo y todo lo que tenga que ver con él. Espero, al terminar la asignatura, tener un mayor conocimiento respecto al mundo de la Astronomía y poder seguir estudiando muchas de las cosas que la comprnden—termine de hablar esperando que eso fuera suficiente o por lo menos para mí lo era.

 

En ese momento me puse a recordar en todo lo que me había costado estos diecisiete años poder entender cómo funcionaba la Astronomía, mi tío no le permitía y cada vez que él veía que estaba con un libro o algo referente me lo sacaba y no me lo devolvía nunca más. Siempre tenía que arreglármela para poder hacer lo que quería, tener la libertad de elegir lo que iba o no a estudiar. Solo esperaba que los pocos conocimientos que había adquirido en el mundo muggle me sirvieran para la clase.

 

Escuche las indicaciones de la profesora y me acerque hasta el lugar que abarcaba el hechizo levitatorio y pude elevarme unos cuantos metros hasta estar a la altura de los planetas. Solo tenía que escoger uno de ellos y explicar todo lo que sabía de este. Por suerte no era tan difícil dar una explicación, y se me hacía mucho más fácil si hablaba de un tema que sabía y que me interesaba demasiado por lo que escuche la interesante explicación de mi compañera con atención y me acerque hasta uno de los planetas.

 

Me gustaría hablar de Marte, es uno de los planetas que siempre me ha interesado y me ha llamado la atención porque tiene un gran parecido con la Tierra—comencé la explicación esperando no ponerme nerviosa a la vez que contemplaba el planeta en su totalidad, esto me parecía fascinante. Había leído lo suficiente de este planeta y todavía recordaba a la perfección muchas cosas sobre este, solo esperaba no ponerme nerviosa y que todo me saliera mal no pudiendo expresarme bien. — Marte, también llamado “planeta rojo” porque tiene una apariencia rojiza, este planeta consta de dos satélites llamados Fobos y Deimo; se cree que ambos son asteroidescapturados . Se dice que es el planeta más parecido a la Tierra en muchos aspectos, porque este tiene una naturaleza rocosa al igual que el nuestro—dije haciendo una leve pausa para pensar bien en lo que iba a decir.

 

Lo que tarda Marte en dar una vuelta completa es de 24 horas 77 minutos y 22,7 segundos. El año en Marte dura 687 días terrestres por lo que un calendario marciano podría constar de dos años de 668 días por cada tres años de 669 días—. Continué con lo que me acordaba acerca de este planeta— Los polos de Marte están señalados por dos casquetes polares de color blanco deslumbrante— dije señalando ambos polos del planeta— La superficie de Marte tiene unas regiones brillantes— comenté a la vez que señalaba estas regiones— Estas son de un color naranja-rojizo. Estas zonas que abarcan una parte considerable de la superficie de este planeta, reciben el nombre de “desiertos” dándole su color rojizo característico—continué con la explicación esperando no estar alargándome mucho aunque solo llevaba unos minutos hablando.

 

Como se puede ver, en el hemisferio norte hay un enorme abultamiento que tiene un complejo volcánico. Cercano al Ecuador, hay un cañón que se formo por el hundimiento del terreno— primero señale el abultamiento y luego el cañón que se encontraba cerca de este— Estos valles— comenté señalándolos para después continuar— Se formaron por el viento y por el agua; de esta última hay menos evidencia porque las condiciones actuales del planeta no permiten la existencia de esta— termine de hablar esperando que la explicación que había dado fuera suficiente. Pero si tenía que explicar más estaba dispuesta a hacerlo.

 

Tengo una duda— dije mirando a la profesora— ¿Cómo se calcula la distancia entre un planeta y otro? — pregunte ya que eso siempre me había llamado la atención. Solo esperaba que se pudieran hacer preguntas, y que, a la profesora no le molestara responder.

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Escuchó presentarse a las chicas. De Lyra, la conocía mucho, pero le interesó saber que cogía aquel conocimiento por su relación con la herbología. Tenía un libro llamado "Astronomía y Herbología", que relacionaba ambas disciplinas con bastante acierto, y creía que se lo podía prestar, de ser de su interés.

 

Laurinda Delacour, parecía más interesada en la astronomía en si. Tal y como había estado Katherine un tiempo atrás, mientras cursaba aquella asignatura. Muy curiosa, eso sí. Además, otra cosa que le llamó la atención en esta, era que parecía querer seguir estudiando aquella disciplina. Sí. Podía ser una chica con futuro en este campo.

 

Ambas, hicieron una muy buena actuación, ante la pregunta de la Rosier sobre los planetas. Extremadamente detallada, cosa que demostró que habían preparado un poco de temario antes de asistir a la clase. <<Buenas alumnas - pensó - sería maravilloso que continuaran así.>> Pero, a pesar de aquello, había encontrado un pequeño pero importante defecto en la explicación sobre Saturno de la Selwyn.

 

- Selwyn - dijo pausadamente - su explicación, me convence bastante, pero se ha dejado una cosa muy importante, que caracteriza más a Saturno que sus achatados polos. Sus anillos, Selwyn ¡sus anillos! Ha hablado usted de satélites en órbita, pero se ha dejado los anillos de hielo de Saturno. Son un total de ocho anillos, no todos observables con un telescopio simple, des de la tierra – hablaba manteniendo un semblante serio, queriéndose explicar bien-

 

 

- Tenemos un cuerpo principal de anillos, de 275.000 quilómetros de ancho – siguió, y se elevó un poco más, moviéndose hacia el planeta mencionado - , constituido por tres anillos, A, B, y C. Entre A y B hay una distancia aproximada de 5.000 km, y el anillo C, se encuentra dentro del B. Y dentro de éste, podemos encontrar a un último, y quizás menos importantes, el que nombraríamos D. El anillo A se divide en dos partes, separadas por la División de Encke.

<< Y por último, debemos hacer constar tres otros anillos, muy pálidos y que destacan mucho menos, el E, F y G. – entonces señaló al anillo más luminoso – Por lo que podemos diferenciar al anillo A, es por su singular brillo, frente a los otros.>>

La explicación de Laurinda, la complació visiblemente, y volvió a admirar el interés de la chica. Su curiosidad. Debía tenerse en cuenta. Asi como Lyra buscaba en la astronomía un soporte para otra materia, ella lo deseaba más en sí.

 

Su duda, la hizo buscar un poco entre sus conocimientos. El radar, el método Kepler, y la última, menos precisa. Respondió a su pregunta.

 

- Bien – dijo acercándose a Marte – Hablaremos de ellas de más precisa a menos. Primero, debo destacar el radar. Nos de las medidas precisas, tanto los muggles como los mágicos. Se puede incorporar en un telescopio el encantamiento radar, y así nos de medidas exactas.

<<Segundo – continuó tranquilamente, a pesar que avecinaba explicar el más difícil -, y menos preciso, el Método Kepler. Kepler fue una persona muy importante en el campo de la astronomía, y hablaremos un poco más tarde de él. A pesar que el método Kepler precisa gran exactitud, es poco fiable, ya que solo gente muy buena en aritmética puede completarlo, así que si te interesa, te recomendaría que cogieras la asignatura. En fin a la explicación – dijo, y sacó la varita, con la que empezó a dibujar en el aire – haremos ejemplo con la distancia de Marte a la Tierra. Primero, debemos saber la órbita de Marte, que es de 688 días, y dividirla entre 365, que es la órbita de la Tierra. Así, nos dará que un año en Marte es 1,88 años terrestres. Seguidamente, hacemos el cuadrado de el resultado, y nos da, aproximadamente, 3,54, que al hacer la raíz cúbica, se convertirá en 1,5. Así sabemos que, Marte está a una distancia de 1,5 veces la distancia de la Tierra al Sol. Luego, restamos 1 (que es la distancia de la tierra al Sol, y que equivale a una Unidad Astronómica-UA) a 1,5, que es la distancia de Marte al Sol, en UA. Y nos da 0,5. Para finalizar la operación, multiplicamos 0,5 por una UA, que es 149.598.000 quilómetros, y nos dará la distancia de la Tierra a Marte. – luego, hizo aparecer un pergamino de la nada, y las operaciones escritas en el aire, pasaron a tinta allí – Pero es difícil recordarlo, así que toma – y se lo dio.

 

- Y finalmente, el método más impreciso, ya que la velocidad y la órbita pueden variar, es el siguiente. Primero debemos saber la órbita de la Tierra y de Marte, que son 365 y 688 días. Más o menos, Marte es el doble. Cuando sabemos la distancia de la Tierra al sol, ponemos que es X, como la órbita de Marte es el doble, deberíamos multiplicar la distancia X por 2, y nos daría, aproximadamente, repito, la distancia de Marte al Sol. Finalmente, restamos X al resultado, y nos da la distancia Tierra-Marte.>>

 

Sonrió animadora. Sabía que era complicado. A ella, le había costado semanas entenderlo, y por eso le había entregado el papel a la interesada. Era muy difícil, aquello. Por eso había dicho aquello de la aritmética, un campo muy interesante para complementar la astronomía.

 

Miró su reloj. Las 00:00. Debían ir marchando si no querían hacer esperar a sus anfitriones. Bajó poco a poco, levitando, hasta el suelo, y fue hacia el colgador, al lado de la puerta.

 

Cogió una capa de color azul muy oscuro, con capucha. Su capa de viaje. No era lo mismo que las capas de su bando, un poco más incómoda, pero tampoco podía traerse las vestiduras mortífagas, ya que “quizás” despertaría sospechas.

 

Miró a las alumnas, y preguntó.

 

- ¿Y bien? ¿Han llevado las capas de viaje tal y como indiqué? - ? – y mientras esperaba respuesta, se fue hacia el escritorio del profesor, y cogió tres tinteros vacíos. Trasladadores. Era hora de partir.

Editado por Katherine Rosier

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-¡Claro que me olvide de detallar los anillos, profesora!- Protesté.-Si me inscribí en esta clase, es porque nunca he tomado clases de Astronomía y no me considero una encliclopedia ambulante, sino, ¿para que tomaría este curso?

 

Movi la cabeza negativamente, quizas se molestaría la profesora, pero como alumna, tenía derecho a expresar una opinión sana, igual que ella lo hacia conmigo. Por lo que busque las mejores palabras intentando no ofenderla.

 

-Además, se supone que usted nos debe dar la clase y si nos va a poner a investigar, al menos darnos el material de trabajo o dejarnos ir a la biblioteca en busca de libros, ¿no cree? Porqué aunque siempre vengo bien preparada, estoy segura que no traigo una enciclopedia de Astronomía y tampoco tengo una memoria fotográfica para recitar de memoria lo que lei en algún lado por curiosidad. - Comenté.- Si va a seguir queriendo que expliquemos sobre los planetas que nos interesan, pido permiso para ir por una enciclopedia a la biblioteca de la univerdad, porque estoy segura que no traigo nada de eso.

 

Me sali del campo de levitación en el que estábamos y me puse a buscar en mi mochila, sacando varios libros. Criaturas mágicas, herbología, maldiciones, pero ninguno de Astronomía.

 

-En cuánto a la capa, siempre la traigo, igual que mi mochila, la cual no dejaré.- Comenté, mientras sacaba la capa, la cual a pesar de estar doblada en la mochila, no tenía una sola arruga.-Espero que no quiera que pretenda que sea una sabelotoda, pofesora, y si la desilusione no lo siento. Por mi parte, esperaré también más explicaciones de usted, no todos tenemos los mismos conocimientos de Astronomía y no por eso tengo menos interés en la clase de mi compañera. Tan es así, que por eso es que tome la clase, independientemente de los motivos que tenga para tomarla, lo que importa es que estoy aquí, nada más.

 

Movi la cabeza negativamente, mientras buscaba donde sentarme Al menos saldríamos del salón de clases y esperaba que eso cambiaría la clase. No podía pedirme la profesora que llegara con amplios conocimientos de Astronomía, eso era seguro.

 

-Espero que no le moleste mis observaciones, profesora.- Comenté.- Pero el pretender sabelo todo, no es mi estilo ¿A dónde iremos? Si, tengo dudas, pero a mi no me interesa saber como se calcula la distancia entre un planeta y otro como a mi compañera. Me interesan cosas que puedan serme más útiles, como la relación de la astronomía con otras materias y si es verdad que los astros pueden ayudar a predecir que cosas pasaran, si bien no soy muy creyente en eso de la adivinación, todo mundo habla de eso.

 

Espere la respuesta de la profesora, había guardado los libros que saque de mi mochila, me la colgue en la espalda, acomodando los tirantes en mis hombros y poniendo encima la capa. ¿A dónde iríamos?

Editado por Lyra Katara Ryddleturn

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Escuché las respuestas dadas por la profesora hacía la pregunta que había hecho anteriormente, si bien tenía tres opciones para elegir, las que mejor me parecían eran la primera y la segunda. Se veían más certeras que la tercera opción. Tome el papel que me entregaba y lo guarde en el bolso que traía, pensaba usar esos cálculos para observaciones que haría en algún futuro porque siempre me había interesado todo lo relacionado a la Astronomía aunque no me dejaran estudiarlo.

 

Observe a mi compañera con atención, ¿Por qué reaccionaba así? ¿Solo porque la había corregido? No me atreví a decir nada, pero a la profesora podía parecerle una falta de respeto lo que le decía, la forma de expresarse y las palabras que usaba. Me quede en silencio sin decir absolutamente nada para ver si la profesora le decía algo, o simplemente ignoraba lo ocurrido.

 

Seguí sus indicaciones tomando la capa de viaje, la cual saque de mi bolsa. Era una capa negra con varios adornos de colores que yo misma le había puesto para que no pareciera tan aburrida. Me la puse cuidadosamente y guarde mi varita en uno de sus amplios bolsillos por si tenía que usarla en algún momento. ¿A dónde iríamos? Era la pregunta que estaba en mi mente en ese momento. Escuche que mi compañera le hacía una pregunta, por lo que espere atenta a su respuesta.

 

¿Para qué serían los tinteros que había tomado del escritorio, tendríamos que anotar algo? Y los objetos que tenía, ¿Eran trasladores? Pronto me enteraría; estaba ansiosa porque la clase continuara.

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-Bueno, profesora. Al parecer no piensa explicarme nada del tema que me interese, así que, ¿porqué no vemos la diferencia que hay entre los planetas y planetas enanos? Aunque si prefiere que me sepa todo de memoria, explicaré los planetas que faltan.- Comenté.

 

Me había quitado la mochila y saque un libro de Astronomía que finalmente encontré entre todos los que llevaba para la Academia. Me sorprendía que mi compañera no aportará más y se quedara esperando las indicaciones de la profesora.

 

-Primero, no olvidemos mencionar la definición de planeta, que es apenas una de las tantas cosas que nuestro conocimiento de Astronomía deberíamos tener del universo, que es tan amplio.

 

 

 

Un planeta es, según la definición adoptada por la Unión Astronómica Internacional el 24 de agosto de 2006, un cuerpo celeste que:1

1. Orbita alrededor de una estrella o remanente de ella.

2. Tiene suficiente masa para que su gravedad supere las fuerzas del cuerpo rígido, de manera que asuma una forma en equilibrio hidrostático (prácticamente esférica).

3. Ha limpiado la vecindad de su órbita de planetesimales, o lo que es lo mismo tiene dominancia orbital.

Según la definición mencionada, el Sistema Solar consta de ocho planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Plutón, que hasta 2006 se consideraba un planeta, ha pasado a clasificarse como planeta enano, junto a Ceres, también considerado planeta durante algún tiempo, ya que era un referente en la ley de Titius-Bode, y más recientemente considerado como asteroide, y Eris, un objeto transneptuniano similar a Plutón. Ciertamente desde los años setenta existía un amplio debate sobre el concepto de planeta a la luz de los nuevos datos referentes al tamaño de Plutón (menor de lo calculado en un principio), un debate que aumentó en los años siguientes al descubrirse nuevos objetos que podían tener tamaños similares. De esta manera, esta nueva definición de planeta introduce el concepto de planeta enano, que incluye a Ceres, Plutón, Haumea, Sedna, Makemake y Eris; y tiene la diferencia de definición , ya que no ha despejado la zona local de su órbita y no es un satélite de otro cuerpo.

Los cuerpos que giran en torno a otras estrellas se denominan generalmente planetas extrasolares o exoplanetas. Las condiciones que han de cumplir para ser considerados como tales son las mismas que señala la definición de planeta para el Sistema Solar, si bien giran en torno a sus respectivas estrellas. Incluyen además una condición más en cuanto al límite superior de su tamaño, que no ha de exceder las 13 masas jovianas y que constituye el umbral de masa que impide la fusión nuclear de deuterio

 

 

 

- Espero que la definición este bien, profesora. Lo saque de este libro, muy interesante. Se lo debería recomendar a sus próximos alumnos. Continuaré con el resto de las características de un planeta y que lo lean antes de llegar a clase, para que no los encuentre desprevenidos como a mi.

 

 

 

Clasificación general de los planetas del Sistema Solar

Los planetas del Sistema Solar se clasifican conforme a dos criterios: su estructura y su movimiento aparente.

Según su estructura

* Planetas terrestres o telúricos: pequeños, de superficie rocosa y sólida, densidad alta. Son Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. También son llamados planetas interiores.

*Planetas jovianos (similares a Júpiter): grandes diámetros, esencialmente gaseosos (hidrógeno y helio), densidad baja. Son Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, los planetas gigantes del Sistema Solar. También son llamados planetas exteriores.

*Plutón, según el acuerdo tomado el día 24 de agosto de 2006 por la Unión Astronómica Internacional sobre una nueva definición de planeta, se le considera dentro de la categoría de planeta enano. Los primeros asteroides descubiertos fueron también denominados temporalmente como planetas, como Ceres, que al igual que otros asteroides llegaron incluso a tener su símbolo planetario, hasta que fue evidente que formaban parte de toda una familia de objetos: el cinturón de asteroides.

 

Según sus movimientos en el cielo

La teoría geocéntrica clasificaba a los planetas según su elongación:

Los planetas inferiores son aquellos que no se alejaban mucho del Sol (ángulo de elongación limitado por un valor máximo) y que, por tanto, no pueden estar en oposición, como Mercurio y Venus.

Los planetas superiores son aquéllos que hacen oposición, y se toma como referencia a la Tierra. Es decir que, todos los que se alejan del Sol. Más allá de la órbita terrestre, son superiores, tienen órbitas más alejadas del Sol. Sus tamaños gigantescos y su composición líquida y gaseosa los hace muy diferentes de los planetas interiores, siendo bastantes menos densos que estos.

Suelen tener grandes atmósferas compuestas por helio e hidrógeno, con componentes de otras sustancias como agua, metano o amoníaco. Las configuraciones de un planeta exterior son:

Conjunción. El Sol se interpone entre la Tierra y el planeta, haciendo que este no se vea.

Oposición. Las direcciones del Sol y el planeta difieren en 180º, estando la Tierra entre ambos. La visión del planeta es óptima. A la puesta del Sol está en dirección Este, a medianoche al Sur, y al amanecer al Oeste. Es uno de los mejores momentos para observarlo. Además en la oposición la distancia planeta-Tierra es mínima.

Cuadratura oriental. Las direcciones del Sol y el planeta forman 90º hacia el Este. A la puesta del Sol el planeta está en la dirección Sur, y al amanecer en dirección Norte.

Cuadratura occidental. Las direcciones del Sol y el planeta forman 90º hacia el Oeste. A la puesta del Sol el planeta está en dirección Norte, y al amanecer en dirección Sur.

Los planetas interiores y exteriores, parten de un lugar de referencia que no es la Tierra: Es el cinturón de asteroides. Los planetas: Mercurio, Venus, La Tierra y Marte son internos. Los planetas: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno son exteriores.

Descubrimiento de los planetas exteriores

El año 1781 Herschel descubrió Urano, y en 1846 Johann Gottfried Galle y Urbain Le Verrier descubrieron Neptuno basándose en las perturbaciones gravitacionales ejercidas sobre Urano. Finalmente, en el año 1930 Clyde Tombaugh descubrió Plutón, clasificado a partir de agosto de 2006 como planeta enano. En los años 1970 se pudo descubrir un satélite orbitando Plutón, de nombre Caronte.

Anteriormente se consideraba planeta cualquier cuerpo que tuviera una masa entre 13 masas de Júpiter y la masa de Plutón, aunque esta definición era muy vaga. Con el descubrimiento de cuerpos cada vez mayores en el cinturón de Kuiper se puso en entredicho la catalogación de Plutón como planeta. Habiéndose descubierto varios candidatos a planeta más allá de la órbita de Neptuno, la Unión Astronómica Internacional tuvo que decidir si los incluía en el listado oficial de planetas. Puesto que se estima que aún faltan cientos de objetos nuevos por descubrir, y la UAI no deseaba que el listado se hiciera inacabable, se tomó la decisión de incluirlos en una categoría nueva, la de planeta enano. La UAI además tomó una postura oficial respecto a la definición de planeta, que ha de permitir la correcta clasificación de futuros descubrimientos.

Planetas externos al Sistema Solar

 

Representación artística del planeta OGLE-2005-BLG-390Lb, a 20 000 años luz de la Tierra.

Planetas extrasolares

Desde 1988 el descubrimiento de Gamma Cephei Ab, confirmó una serie de descubrimientos que se han hecho de planetas en órbita alrededor de estrellas distintas del Sol. Hasta octubre de 2011 se habían descubierto 567 sistemas planetarios que contienen un total de 692 cuerpos. La mayoría de ellos tienen masas que son comparables o mayores que Júpiter. Entre las excepciones se incluyen una serie de planetas descubiertos en órbita alrededor de los restos quemados de estrellas llamados púlsares, como PSR B1257 +12, los planetas en órbita alrededor de las estrellas: Mu Arae, 55 Cancri y GJ 436, que son aproximadamente del tamaño de Neptuno, y un sistema planetario que contiene al menos dos planetas en órbita alrededor de Gliese 876.

No está nada claro si los grandes planetas recién descubiertos se parecen a los gigantes gaseosos en el Sistema Solar o si son de un tipo de gas distinto aún no confirmado, como el amoníaco o el carbono. En particular, algunos de los planetas recién descubiertos, conocidos como jupiteres calientes, orbitan muy cerca de sus estrellas padre, en órbitas casi circulares, por lo que reciben mucho más la radiación estelar que los gigantes de gas en el Sistema Solar, lo que hace preguntarse si son absolutamente el mismo tipo de planeta. También existe una clase de jupiteres calientes que orbitan tan cerca de su estrella que sus atmósferas son lentamente arrancadas: los planetas Chthonianos.

Para una observación más detallada de planetas extrasolares será requerida una nueva generación de instrumentos, incluidos los telescopios espaciales. En la actualidad, la nave espacial CoRoT está a la búsqueda de variaciones de luminosidad estelar debido al tránsito de planetas. Varios proyectos han propuesto también la creación de un conjunto de telescopios espaciales para la búsqueda de planetas extrasolares con masas comparables a la de la Tierra. Estos incluyen el proyecto de la NASA Kepler Mission, Terrestrial Planet Finder, y programas de la Misión Espacial de Interferometría, el Darwin de la ESA, el CNES y la PEGASE. The New Worlds Misión es un dispositivo oculto que puede trabajar en conjunto con el telescopio espacial James Webb. Sin embargo, la financiación de algunos de estos proyectos sigue siendo incierto. La frecuencia de ocurrencia de tales planetas terrestres es una de las variables en la ecuación de Drake, que estima el número de planetas con seres inteligentes, con civilizaciones con las que comunicarnos nuestra galaxia.

Planetas interestelares

Varias simulaciones por ordenador de evolución estelar y formación de los sistemas planetarios han sugerido que algunos objetos de masa planetaria habrían sido expulsados al espacio interestelar. Algunos científicos han argumentado que esos objetos encontrados vagando en el espacio deben ser clasificados como "planetas". Sin embargo, otros han sugerido que podrían ser estrellas de baja masa. La definición de la UAI sobre planetas extrasolares no toma posición sobre la cuestión.

En 2005, los astrónomos anunciaron el descubrimiento de Cha 110913-773444, la enana marrón más pequeña encontrada hasta la fecha, con sólo siete veces la masa de Júpiter. Ya que no se encuentran en órbita alrededor de una estrella de detonación, es una sub-enana marrón, de acuerdo con la definición de la UAI. Sin embargo, algunos astrónomos creen que debería ser denominada como planeta. Durante un breve tiempo en 2006, los astrónomos creían que habían encontrado un sistema binario de objetos, Oph 162225-240515, que los descubridores describen como "planemos", u "objetos de masa planetaria". Sin embargo, los últimos análisis de los objetos ha determinado que sus masas son mayores que 13 veces la de Júpiter; que es el tope de masa que debe tener un planeta para que en su núcleo no se produzcan combustiones termonucleares, es decir, para que no sea una estrella.

Origen del nombre de los planetas

El nombre en castellano de los planetas del Sistema Solar, corresponde al nombre de algunas divinidades de las mitologías romana o griega:

Mercurio es el dios romano del comercio.

Venus es la diosa romana del amor y de la belleza.

Terra (o Tierra en castellano) es la diosa de la feminidad y la fecundidad.

Marte es el dios romano de la guerra.

Júpiter es el dios supremo del panteón romano.

Saturno es el dios romano de la agricultura.

Urano es el dios griego del cielo.

Neptuno es el dios romano de los mares.

En diferentes culturas los días de la semana provienen de los nombres de los dioses asociados con cada uno de estos astros. El lunes por la Luna, el martes por Marte, el miércoles por Mercurio, el jueves por Júpiter, el viernes por Venus, excepto sábado (por el Sabbath) y domingo por la resurrección de Jesucristo: die dómini (‘día del Señor’ en latín). En inglés aún se conserva la denominación saturday (día de Saturno) para el sábado, y sunday (día del Sol) para el domingo. Los satélites mayores de los diferentes planetas reciben su nombre de personajes mitológicos, excepto los satélites de Urano, cuyos nombres conmemoran personajes de obras clásicas de teatro. Otros cuerpos menores del Sistema Solar reciben su nombre de diversas fuentes: mitológicas (Plutón, Sedna, Eris, Varuna o Ceres), de sus descubridores (cometas como el Halley) o de códigos alfanuméricos relacionados con su descubrimiento.

 

 

 

Me detuve un poco para tomar aire, ahora la maestra no podría decir que no sabía que no conocía lo bassico de astronomía, o que no tenía intención de estudiar la materia como tal. Tal vez debía explicar lo que debía saber del Sistema Solar, antes de pasar a los planetas enanos.

 

-Continuaré con lo que es un sistema solar, profesora, antes de irnos.

 

 

 

El Sistema Solar es el sistema planetario en el que se encuentra la Tierra. Consiste en un grupo de objetos astronómicos que giran en una órbita, por efectos de la gravedad, alrededor de una única estrella conocida como el Sol de la cual obtiene su nombre. Dicha estrella, que concentra el 99,75 % de la masa del mismo, es el único cuerpo celeste que emite luz propia, la cual es producida por la combustión de hidrógeno y su transformación en helio por la fusión nuclear. El sistema solar se formó hace 4568 millones de años a partir del colapso de una nube molecular que lo creó. El material residual originó un disco circumestelar protoplanetario en el que ocurrieron los procesos físicos que llevaron a la formación de los planetas. El Sistema solar se ubica en la actualidad en la Nube Interestelar Local que se halla en la Burbuja Local del Brazo de Orión, de la galaxia espiral Vía Láctea, a unos 28 000 años luz del centro de esta.

 

De los numerosos objetos que giran alrededor de la estrella, gran parte de la masa restante se concentra en ocho planetas cuyas órbitas son prácticamente circulares y transitan dentro de un disco casi llano llamado plano eclíptico.Los cuatro más cercanos, considerablemente más pequeños Mercurio, Venus, Tierra y Marte, también conocidos como los planetas terrestres, están compuestos principalmente por roca y metal.Mientras que los planetas externos, gigantes gaseosos nombrados también como "planetas jovianos", son sustancialmente más masivos que los terrestres. Los dos más grandes, Júpiter y Saturno, están compuestos principalmente de helio e hidrógeno; los gigantes helados, como también se suele llamar a Urano y Neptuno, están formados mayoritariamente por agua congelada, amoniaco y metano.

 

El Sistema Solar es también el hogar de varias regiones compuestas por objetos pequeños. El Cinturón de asteroides, ubicado entre Marte y Júpiter, es similar a los planetas terrestres ya que está constituido principalmente por roca y metal, en este se encuentra el planeta enano Ceres. Más allá de la órbita de Neptuno está el Cinturón de Kuiper y el Disco disperso, dos zonas vinculadas de objetos transneptúnicos formados por agua, amoníaco y metano principalmente. En este lugar existen cuatro planetas enanos Haumea, Makemake, Eris y Plutón, el cual hasta hace poco fue considerado el noveno miembro del sistema solar. Este tipo de cuerpos celestes ubicados más allá de la órbita de Neptuno son también llamados plutoides, los cuales junto a Ceres, poseen el suficiente tamaño para que se hayan redondeado por efectos de su gravedad, pero que se diferencian principalmente de los planetas porque no han vaciado su órbita de cuerpos vecinos.

 

Adicionalmente a los miles de objetos pequeños de estas dos zonas, algunas docenas de los cuales son candidatos a planetas enanos, existen otros grupos como cometas, centauros y polvo cósmico que viajan libremente entre regiones. Seis planetas y tres planetas enanos poseen satélites naturales. El viento solar, un flujo de plasma del Sol, crea una burbuja de viento estelar en el medio interestelar conocido como heliosfera, la que se extiende hasta el borde del disco disperso. La Nube de Oort, de la cual se cree es la fuente de los cometas de período largo, es el límite del sistema solar y su borde está ubicado a un año luz desde el Sol.

 

 

 

-Ahora, la explicación de los planetas que faltan, excepto Plutón, ya que como sabe esta clasificado ahora como planeta.

 

Mercurio

 

 

Mercurio es el planeta del Sistema Solar más próximo al Sol y el más pequeño. Forma parte de los denominados planetas interiores o rocosos y carece de satélites. Se conocía muy poco sobre su superficie hasta que fue enviada la sonda planetaria Mariner 10 y se hicieron observaciones con radar y radiotelescopios.

Antiguamente se pensaba que Mercurio siempre presentaba la misma cara al Sol, situación similar al caso de la Luna con la Tierra; es decir, que su periodo de rotación era igual a su periodo de traslación, ambos de 88 días. Sin embargo, en 1965 se mandaron impulsos de radar hacia Mercurio, con lo cual quedó definitivamente demostrado que su periodo de rotación era de 58,7 días, lo cual es 2/3 de su periodo de traslación. Esto no es coincidencia, y es una situación denominada resonancia orbital.

Al ser un planeta cuya órbita es inferior a la de la Tierra, Mercurio periódicamente pasa delante del Sol, fenómeno que se denomina tránsito astronómico. Observaciones de su órbita a través de muchos años demostraron que el perihelio gira 43" de arco más por siglo de lo predicho por la mecánica clásica de Newton. Esta discrepancia llevó a un astrónomo francés, Urbain Le Verrier, a pensar que existía un planeta aún más cerca del Sol, al cual llamaron Vulcano, que perturbaba la órbita de Mercurio. Ahora se sabe que Vulcano no existe; la explicación correcta del comportamiento del perihelio de Mercurio se encuentra en la Teoría General de la Relatividad.

 

Estructura interna.

Mercurio es uno de los cuatro planetas sólidos o rocosos; es decir, tiene un cuerpo rocoso como la Tierra. Este planeta es el más pequeño de los cuatro, con un diámetro de 4879 km en el ecuador. Mercurio está formado aproximadamente por un 70 % de elementos metálicos y un 30 % de silicatos. La densidad de este planeta es la segunda más grande de todo el sistema solar, siendo su valor de 5430 kg/m³, solo un poco menor que la densidad de la Tierra. La densidad de Mercurio se puede usar para deducir los detalles de su estructura interna. Mientras la alta densidad de la Tierra se explica considerablemente por la compresión gravitacional, particularmente en el núcleo, Mercurio es mucho más pequeño y sus regiones interiores no están tan comprimidas. Por tanto, para explicar esta alta densidad, el núcleo debe ocupar gran parte del planeta y además ser rico en hierro,2 material con una alta densidad.3 Los geólogos estiman que el núcleo de Mercurio ocupa un 42 % de su volumen total (el núcleo de la Tierra apenas ocupa un 17 %). Este núcleo estaría parcialmente fundido,4 5 lo que explicaría el campo magnético del planeta.

Rodeando el núcleo existe un manto de unos 600 km de grosor. La creencia generalizada entre los expertos es que en los principios de Mercurio un cuerpo de varios kilómetros de diámetro (un planetesimal) impactó contra él deshaciendo la mayor parte del manto original, dando como resultado un manto relativamente delgado comparado con el gran núcleo.6 (Otras teorías alternativas se discuten en la sección Formación de Mercurio).

La superficie de Mercurio, como la de la Luna, presenta numerosos impactos de meteoritos que oscilan entre unos metros hasta miles de kilómetros. Algunos de los cráteres son relativamente recientes, de algunos millones de años de edad, y se caracterizan por la presencia de un pico central. Parece ser que los cráteres más antiguos han tenido una erosión muy fuerte, posiblemente debida a los grandes cambios de temperatura que en un día normal oscilan entre 623 K (350 °C) por el día y 103 K (–170 °C) por la noche.

Al igual que la Luna, Mercurio parece haber sufrido un período de intenso bombardeo de meteoritos de grandes dimensiones, hace unos 4000 millones de años. Durante este periodo de formación de cráteres, Mercurio recibió impactos en toda su superficie, facilitado por la práctica ausencia de atmósfera que pudiera desintegrar o frenar multitud de estas rocas. Durante este tiempo, Mercurio fue volcánicamente activo, formándose cuencas o depresiones con lava del interior del planeta y produciendo planicies lisas similares a los mares o marías de la Luna; una prueba de ello es el descubrimiento por parte de la sonda MESSENGER de posibles volcanes.8

Las planicies o llanuras de Mercurio tienen dos distintas edades; las jóvenes llanuras están menos craterizadas y probablemente se formaron cuando los flujos de lava enterraron el terreno anterior. Un rasgo característico de la superficie de este planeta son los numerosos pliegues de compresión que entrecruzan las llanuras. Se piensa que, como el interior del planeta se enfrió, se contrajo y la superficie comenzó a deformarse. Estos pliegues se pueden apreciar por encima de cráteres y planicies, lo que indica que son mucho más recientes.9 La superficie mercuriana está significativamente flexada a causa de la fuerza de marea ejercida por el Sol. Las fuerzas de marea en Mercurio son un 17 % más fuertes que las ejercidas por la Luna en la Tierra.10

Destacable en la geología de Mercurio es la Cuenca de Caloris, un cráter de impacto que constituye una de las mayores depresiones meteóricas de todo el sistema solar; esta formación geológica tiene un diámetro aproximado de 1550 km (antes del sobrevuelo de la sonda MESSENGER se creía que su tamaño era de 1300 km). Contiene, además, una formación de origen desconocido no antes vista ni en el propio Mercurio ni en la Luna, y que consiste en aproximadamente un centenar de grietas estrechas y de suelo liso conocida como La Araña; en el centro de esta se encuentra un cráter, desconociéndose si dicho cráter está relacionado con su formación o no. Interesantemente, también el albedo de la Cuenca de Caloris es superior al de los terrenos circundantes (al revés de lo que ocurre en la Luna). La razón de ello está siendo investigada.11

Justo en el lado opuesto de esta inmensa formación geológica se encuentran unas colinas o cordilleras conocidas como Terreno Extraño, o Weird Terrain. Una hipótesis sobre el origen de este complejo geomorfológico es que las ondas de choque generadas por el impacto que formó la Cuenca de Caloris atravesaron toda la esfera planetaria convergiendo en las antípodas de dicha formación (180 °), fracturando la superficie12 y formando esta cordillera.

Al igual que otros astros de nuestro sistema solar, como el más semejante en aspecto, la Luna, la superficie de Mercurio probablemente ha incurrido en los efectos de procesos de desgaste espaciales, o erosión espacial. El viento solar e impactos de micrometeoritos pueden oscurecer la superficie cambiando las propiedades reflectantes de ésta y el albedo general de todo el planeta.

A pesar de las temperaturas extremadamente altas que hay generalmente en su superficie, observaciones más detalladas sugieren la existencia de hielo en Mercurio. El fondo de varios cráteres muy profundos y oscuros cercanos a los polos que nunca han quedado expuestos directamente a la luz solar tienen una temperatura muy inferior a la media global. El hielo (de agua) es extremadamente reflectante al radar, y recientes observaciones revelan imágenes muy reflectantes en el radar cerca de los polos;13 el hielo no es la única causa posible de dichas regiones altamente reflectantes, pero sí la más probable. Se especula que el hielo tiene sólo unos metros de profundidad de estos cráteres, conteniendo alrededor de una tonelada de esta sustancia. El origen del agua helada en Mercurio no es conocido a ciencia cierta, pero se especula que o bien se condensó de agua del interior del planeta o vino de cometas que impactaron

 

Magnetosfera

El estudio de la interacción de Mercurio con el viento solar ha puesto en evidencia la existencia de una magnetosfera en torno al planeta. El origen de este campo magnético no es conocido. En 2007 observaciones muy precisas realizadas desde la Tierra mediante radar, demostraron un bamboleo del eje de rotación compatible sólo con un núcleo del planeta parcialmente fundido.4 5 Un núcleo parcialmente fundido con materiales ferromagnéticos podría ser la causa de su campo magnético.

La intensidad del campo magnético es de 220 nT.15

Órbita y rotación

 

Órbita de Mercurio (en amarillo).

La órbita de Mercurio es la más excéntrica de los planetas menores, con la distancia del planeta al Sol en un rango entre 46 millones y 70 millones de kilómetros. Tarda 88 días terrestres en dar una traslación completa. Presenta además una inclinación orbital (con respecto al plano de la eclíptica) de 7°.

En la imagen anexa se ilustran los efectos de la excentricidad, mostrando la órbita de Mercurio sobre una órbita circular que tiene el mismo semieje. La elevada velocidad del planeta cuando está cerca del perihelio hace que cubra esta mayor distancia en un intervalo de sólo cinco días. El tamaño de las esferas, inversamente proporcional a la distancia al Sol, es usado para ilustrar la distancia variable heliocéntrica. Esta distancia variable al Sol, combinada con la rotación planetaria de Mercurio de 3:2 alrededor de su eje, resulta en complejas variaciones de la temperatura de su superficie, pasando de los -185°C durante las noches hasta los 430 °C durante el día.

La oblicuidad de la eclíptica es de solo 0,01° (grados sexagesimales), unas 300 veces menos que la de Júpiter, que es el segundo planeta en esta estadística, con 3,1° (en la Tierra es de 23,5°). De esta forma un observador en el ecuador de Mercurio durante el mediodía local nunca vería el Sol más que 0.01° al norte o al sur del cenit. Análogamente, en los polos el sol nunca pasa 0.01° por encima del horizonte.

Amanecer doble

En Mercurio existe el fenómeno de los amaneceres dobles, donde el Sol sale, se detiene, se esconde nuevamente casi exactamente por donde salió y luego vuelve a salir para continuar su recorrido por el cielo; esto solo ocurre en algunos puntos de la superficie: por el mismo procedimiento, en el resto del planeta se observa que el Sol aparentemente se detenga en el cielo y realice un movimiento de giro. Esto se debe a que aproximadamente cuatro días antes del perihelio, la velocidad angular orbital de Mercurio iguala su velocidad angular rotatoria, lo que hace que el movimiento aparente del Sol cese; justo en el perihelio, la velocidad angular orbital de Mercurio excede la velocidad angular rotatoria. De esta forma se explica este movimiento aparente retrógrado del Sol. Cuatro días después del perihelio, el Sol vuelve a tomar un movimiento aparente normal pasando por estos puntos.

Avance del perihelio

El avance del perihelio de Mercurio fue notado en el siglo XIX por la lenta precesión de la órbita del planeta alrededor del Sol, la cual no se explicaba completamente por las leyes de Newton ni por perturbaciones por planetas conocidos (trabajo muy notable del matemático francés Urbain Le Verrier). Se supuso entonces que otro planeta en una órbita más interior al Sol era el causante de estas perturbaciones (se consideraron otras teorías como un leve achatamiento de los polos solares). El éxito de la búsqueda de Neptuno a consecuencia de las perturbaciones orbitales de Urano hicieron poner mucha fe a los astrónomos para esta hipótesis. Este planeta desconocido se le denominaría planeta Vulcano. Sin embargo, a comienzos del siglo XX, la Teoría General de la Relatividad de Albert Einstein explicaba la precesión observada, descartando al inexistente planeta (véase órbita planetaria relativista). El efecto es muy pequeño: el efecto de dicha relatividad en el avance del perihelio mercuriano excede en justo 42,98 arcosegundos por siglo, tanto que necesita 12 millones de órbitas para exceder un turno completo. Similar, pero con efectos mucho menores, opera para otros planetas, siendo 8,52 arcosegundos por siglo para Venus, 3,84 para la Tierra, 1,35 para Marte, y 10,05 para el asteroide Apolo (1566) Ícaro.16 17

 

En una órbita, Mercurio rota 1,5 veces, después de dos órbitas el mismo hemisferio vuelve a ser iluminado.

Resonancia orbital

Durante muchos años se pensó que la misma cara de Mercurio miraba siempre hacia el Sol, de forma sincrónica, similar a como lo hace la Luna. No fue hasta 1965 cuando observaciones por radio (ver Observación con Grandes Telescopios) descubrieron una resonancia orbital de 2:3, rotando tres veces cada dos años mercurianos; la excentricidad de la órbita de Mercurio hace esta resonancia estable en el perihelio, cuando la marea solar es más fuerte, el Sol está todavía en el cielo de Mercurio. La razón por la que los astrónomos pensaban que Mercurio giraba de manera sincrónica era que siempre que el planeta estaba en mejor posición para su observación, mostraba la misma cara. Ya que Mercurio gira en un 3:2 de resonancia orbital, un día solar (la duración entre dos tránsitos meridianos del Sol) son unos 176 días terrestres. Un día sideral es de unos 58,6 días terrestres.

Simulaciones orbitales indican que la excentricidad de la órbita de Mercurio varía caóticamente desde 0 (circular) a 0,47 a lo largo de millones de años. Esto da una idea para explicar la resonancia orbital mercuriana de 2:3, cuando lo más usual es 1:1, ya que esto es más razonable para un periodo con una excentricidad tan alta.18

Observación en el cielo y tránsito de Mercurio

La magnitud aparente de Mercurio varía entre -2,0 (brillante como la estrella Sirio) y 5,5.19 La observación de Mercurio es complicada por su proximidad al Sol, perdido en el resplandor de la estrella madre durante un período muy grande. Mercurio solo se puede observar por un corto período durante el crepúsculo de la mañana o de la noche. El Telescopio Espacial Hubble no puede observar Mercurio del todo, ya que por procedimientos de seguridad se evita un enfoque tan cercano al Sol.

Observación de las fases mercurianas

Como la Luna, Mercurio exhibe fases vistas desde la Tierra, siendo nueva en conjunción inferior y llena en conjunción superior. El planeta deja de ser invisible en ambas ocasiones por la virtud de este ascenso y ubicación acuerdo con el Sol en cada caso. La primera y última fase ocurre en máxima elongación este y oeste, respectivamente, cuando la separación de Mercurio del rango del Sol es de 18,5° en el periastro y 28,3 en el apoastro. En máxima elongación oeste, Mercurio se eleva antes que el Sol y en la este después que el Sol.

Mercurio alcanza una conjunción inferior cada 116 días de media, pero este intervalo puede cambiar de 111 a 121 días por la excentricidad de la órbita del planeta. Este periodo de movimiento retrógrado visto desde la Tierra puede variar de 8 a 15 días en cualquier lado de la conjunción inferior. Esta larga variación de tiempo es consecuencia también de la elevada excentricidad orbital.

Mercurio es más fácil de ver desde el hemisferio sur de la Tierra que desde el hemisferio norte; esto se debe a que la máxima elongación del oeste posible del Sol siempre ocurre cuando es otoño en el hemisferio sur, mientras que la máxima elongación del este ocurre cuando es invierno en el hemisferio norte. En ambos casos, el ángulo de Mercurio incide de manera máxima con la eclíptica, permitiendo elevarse varias horas antes que el Sol y no se pone hasta varias horas después del ocaso en los países situados en latitudes templadas del hemisferio sur, como Chile, Argentina y Nueva Zelanda. Por contraste, en las latitudes templadas del hemisferio norte, Mercurio nunca está por encima del horizonte en más o menos a media noche. Mercurio puede, como otros muchos planetas y estrellas brillantes, ser visto durante un eclipse solar.

 

Tránsito de Mercurio (8 de noviembre de 2006). Imagen captada por el SOHO.

Además, Mercurio es más brillante visto desde la Tierra cuando se encuentra entre la fase creciente o la menguante y la llena. Aunque el planeta está más lejos en ese momento que cuando está creciente, el área iluminada visible mayor compensa esa mayor distancia. Justo al contrario que Venus, que aparece más brillante cuando está en cuarto creciente, porque está mucho más cerca de la Tierra.

Tránsito de Mercurio

El tránsito de Mercurio es el paso, observado desde la Tierra, de este planeta por delante del Sol. La alineación de estos tres astros (Sol, Mercurio y la Tierra) produce este particular efecto, sólo comparable con el tránsito de Venus. El hecho de que Mercurio esté en un plano diferente en la eclíptica que nuestro planeta (7° de diferencia) hace que sólo una vez cada varios años ocurra este fenómeno. Para que el tránsito se produzca, es necesario que la Tierra esté cerca de los nodos de la órbita. La Tierra atraviesa cada año la línea de los nodos de la órbita de Mercurio el 8-9 de mayo y el 10-11 de noviembre; si para esa fecha coincide una conjunción inferior habrá paso. Existe una cierta periodicidad en estos fenómenos aunque obedece a reglas complejas. Es claro que tiene que ser múltiplo del periodo sinódico. Mercurio suele transitar el disco solar un promedio de unas 13 veces al siglo en intervalos de 3, 7, 10 y 13 años.

Estudio de Mercurio

Astronomía antigua

Las primeras menciones conocidas de Mercurio, hechas por los los sumerios, datan del tercer milenio a. C. Los babilonios (2000-500 a. C.) hicieron igualmente nuevas observaciones sobre el planeta, denominándolo como Nabu o Nebu, el mensajero de los dioses en su mitología.

Los observadores de la Antigua Grecia llamaron al planeta de dos maneras: Apolo cuando era visible en el cielo de la mañana y Hermes cuando lo era al anochecer. Sin embargo, los astrónomos griegos se dieron cuenta que se referían al mismo cuerpo celeste, siendo Pitágoras el primero en proponer la idea.

Estudio con grandes telescopios

Las primeras observaciones con telescopio de Mercurio datan de Galileo en el siglo XVII. Aunque él observara las fases planetarias cuando miraba a Venus, su telescopio no era lo suficientemente potente para distinguir las fases de Mercurio. En 1631 Pierre Gassendi realizó las primeras observaciones del tránsito de Mercurio cruzando el Sol cuando vio el tránsito de Mercurio predicho por Johannes Kepler. En 1639 Giovanni Zupi usó un telescopio para descubrir que el planeta tenía una fase orbital similar a la de Venus y la Luna. La observación demostró de manera concluyente que Mercurio orbitaba alrededor del Sol.

Un hecho extraño en la astronomía es que un planeta pase delante de otro (ocultación), visto desde la Tierra. Mercurio y Venus se ocultan cada varios siglos, y el 28 de mayo de 1737 ocurrió el único e histórico registrado. El astrónomo que lo observó fue John Bevis en el Real Observatorio de Greenwich.22 La próxima ocultación ocurrirá en 2133.

En 1800 Johann Schröter pudo hacer algunas observaciones de la superficie, pero erróneamente estimó que el planeta tenía un periodo de rotación similar a la terrestre, de unas 24 horas. En la década de 1880 Giovanni Schiaparelli realizó un mapa de Mercurio más correcto, y sugirió que su rotación era de 88 días, igual que su período de traslación (Rotación síncrona).23

La teoría por la cual la rotación de Mercurio era sincrónica se hizo extensamente establecida, y fue un giro de 180° cuando los astrónomos mediante observaciones de radio en los años 1960 cuestionaron la teoría. Si la misma cara de Mercurio estuviera dirigida siempre hacia el Sol, la parte en sombra estaría extremadamente fría, pero las mediciones de radio revelaron que estaba mucho más caliente de lo esperado. En 1965 se constató que definitivamente el periodo de rotación era de 59 días. El astrónomo italiano Giuseppe Colombo notó que este valor era sobre dos terceras partes del período orbital de Mercurio, y propuso una forma diferente de la fuerza de marea que hizo que los períodos orbitales y rotatorios del planeta se quedasen en 3:2 más bien que en 1:1 (resonancia orbital).24 Más tarde la Mariner 10 lo confirmó.25

Las observaciones por grandes telescopios en tierra no arrojaron mucha luz sobre este mundo difícil de ver, y no fue hasta la llegada de sondas espaciales que visitaron Mercurio cuando se descubrieron y confirmaron grandes e importantes propiedades del planeta. No obstante, recientes avances tecnológicos han llevado a observaciones mejoradas: en 2000, el telescopio de alta resolución del Observatorio Monte Wilson de 1500 mm proporcionó las primeras imágenes que resolvieron algunos rasgos superficiales sobre las regiones de Mercurio que no fueron fotografiadas durante las misiones del Mariner.26 Imágenes recientes apuntan al descubrimiento de una cuenca de impacto de doble anillo más largo que la Cuenca de Caloris, en el hemisferio no fotografiado por la Mariner. Es informalmente conocido como Cuenca de Shinakas.

 

 

 

Venus

 

 

Venus es el segundo planeta del Sistema Solar en orden de distancia desde el Sol, y el tercero en cuanto a tamaño, de menor a mayor. Recibe su nombre en honor a Venus, la diosa romana del amor. Se trata de un planeta de tipo rocoso y terrestre, llamado con frecuencia el planeta hermano de la Tierra, ya que ambos son similares en cuanto a tamaño, masa y composición, aunque totalmente diferentes en cuestiones térmicas y atmosféricas. La órbita de Venus es una elipse con una excentricidad de menos del 1 %, formando la órbita más circular de todos los planetas; apenas supera la de Neptuno. Su presión atmosférica es 90 veces superior a la terrestre; es por tanto la mayor presión atmosférica de todos los planetas rocosos. A pesar de estar situado más lejos del Sol que Mercurio, Venus posee la atmósfera más caliente, pues ésta atrapa mucho más calor del Sol, debido a que está compuesta principalmente por gases de invernadero, como el dióxido de carbono. Este planeta además posee el día más largo del sistema solar: 243 días terrestres, y su movimiento es dextrógiro, es decir, gira en el sentido de las manecillas del reloj, contrario al movimiento de los otros planetas. Por ello, en un día venusiano el sol sale por el Oeste y se oculta por el Este. Sus nubes, sin embargo, pueden dar la vuelta al planeta en cuatro días. De hecho, hace muchos años, antes de estudiar el planeta enviando a su superficie naves no tripuladas y estudiar su superficie con radar, se pensaba que el período de rotación de Venus era de unos cuatro días.

Al encontrarse Venus más cercano al Sol que la Tierra (es un planeta interior), siempre se puede encontrar en las inmediaciones del Sol (su mayor elongación es de 47,8°), por lo que desde la Tierra se puede ver sólo durante unas pocas horas antes del orto (salida del Sol), en unos determinados meses del año, o también durante unas pocas horas después del ocaso (puesta del Sol), en el resto del año. A pesar de ello, cuando Venus es más brillante, puede ser visto durante el día, siendo uno de los tres únicos cuerpos celestes que pueden ser vistos de día a simple vista, además de la Luna y el Sol. Venus es normalmente conocido como la estrella de la mañana (Lucero del Alba) o la estrella de la tarde (Lucero Vespertino) y, cuando es visible en el cielo nocturno, es el segundo objeto más brillante del firmamento, tras la Luna.

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

Los adjetivos venusiano/a, venusino/a y venéreo/a (poéticamente) son usados para denotar las características habitualmente atribuidas a Venus-Afrodita. El adjetivo venéreo suele asociarse a las enfermedades de transmisión sexual. Es junto a la Tierra (diosa Gea de la antigüedad) el único planeta del Sistema Solar con nombre femenino, aparte de dos de los planetas enanos, Ceres y Eris.

Características orbitales

Órbita

Aunque todas las órbitas planetarias son elípticas, la órbita de Venus es la más parecida a una circunferencia, con una excentricidad inferior a un 1 %.

El ciclo entre dos elongaciones máximas (período orbital sinódico) dura 584 días. Después de esos 584 días Venus aparece en una posición a 72° de la elongación anterior. Dado que hay 5 períodos de 72° en una circunferencia, Venus regresa al mismo punto del cielo cada 8 años (menos dos días correspondientes a los años bisiestos). Este periodo se conocía como el ciclo Sothis en el Antiguo Egipto.

En la conjunción inferior, Venus puede aproximarse a la Tierra más que ningún otro planeta. El 16 de diciembre de 1850 alcanzó la distancia más cercana a la Tierra desde el año 1800, con un valor de 39 514 827 kilómetros (0,26413854 UA). Desde entonces nunca ha habido una aproximación tan cercana. Una aproximación casi tan cercana será en el año 2101, cuando Venus alcanzará una distancia de 39 541 578 kilómetros (0,26431736 UA).

Rotación

Venus gira sobre sí mismo muy lentamente en un movimiento retrógrado, en el mismo sentido de las manecillas del reloj si se toma como referencia el polo norte, de Este a Oeste en lugar de Oeste a Este como el resto de los planetas (excepto Urano, que está muy inclinado), tardando en hacer un giro completo sobre sí mismo 243,0187 días terrestres. No se sabe el porqué de la peculiar rotación de Venus. Si el Sol pudiese verse desde la superficie de Venus aparecería subiendo desde el Oeste y posándose por el Este, con un ciclo día-noche de 116,75 días terrestres1 y un año venusiano de menos de dos días (1,92 días venusianos).

Además de la rotación retrógrada, los periodos orbital y de rotación de Venus están sincronizados de manera que siempre presenta la misma cara del planeta a la Tierra cuando ambos cuerpos están a menor distancia. Esto podría ser una simple coincidencia pero existen especulaciones sobre un posible origen de esta sincronización como resultado de efectos de marea afectando a la rotación de Venus cuando ambos cuerpos están lo suficientemente cerca.

Características físicas

Atmósfera de Venus

Venus tiene una densa atmósfera, compuesta en su mayor parte por dióxido de carbono y una pequeña cantidad de nitrógeno. La presión al nivel de la superficie es 90 veces superior a la presión atmosférica en la superficie terrestre (una presión equivalente en la Tierra a la presión que hay sumergido en el agua a una profundidad de un kilómetro). La enorme cantidad de dióxido de carbono de la atmósfera provoca un fuerte efecto invernadero que eleva la temperatura de la superficie del planeta hasta cerca de 464 °C en las regiones menos elevadas cerca del ecuador. Esto hace que Venus sea más caliente que Mercurio, a pesar de hallarse a más del doble de la distancia del Sol que éste y de recibir sólo el 25 % de su radiación solar (2 613,9 W/m² en la atmósfera superior y 1 071,1 W/m² en la superficie). Debido a la inercia térmica de su masiva atmósfera y al transporte de calor por los fuertes vientos de su atmósfera, la temperatura no varía de forma significativa entre el día y la noche. A pesar de la lenta rotación de Venus (menos de una rotación por año venusiano, equivalente a una velocidad de rotación en el Ecuador de sólo 6,5 km/h), los vientos de la atmósfera superior circunvalan el planeta en un intervalo de sólo 4 días, distribuyendo eficazmente el calor. Además del movimiento zonal de la atmósfera de Oeste a Este, hay un movimiento vertical en forma de célula de Hadley que transporta el calor del Ecuador hasta las zonas polares e incluso a latitudes medias del lado no iluminado del planeta.

La radiación solar casi no alcanza la superficie del planeta. La densa capa de nubes refleja al espacio la mayoría de la luz del Sol y la mayor parte de la luz que atraviesa las nubes es absorbida por la atmósfera. Esto impide a la mayor parte de la luz del Sol que caliente la superficie. El albedo bolométrico de Venus es de aproximadamente el 60 %, y su albedo visual es aún mayor, lo cual concluye que, a pesar de encontrarse más cercano al Sol que la Tierra, la superficie de Venus no se calienta ni se ilumina como era de esperar por la radiación solar que recibe. En ausencia del efecto invernadero, la temperatura en la superficie de Venus podría ser similar a la de la Tierra. El enorme efecto invernadero asociado a la inmensa cantidad de dióxido de carbono en la atmósfera atrapa el calor provocando las elevadas temperaturas de este planeta.

Los fuertes vientos en la parte superior de las nubes pueden alcanzar los 350 km/h, aunque a nivel del suelo los vientos son mucho más lentos. A pesar de ello, y debido a la altísima densidad de la atmósfera en la superficie de Venus, incluso estos flojos vientos ejercen una fuerza considerable contra los obstáculos. Las nubes están compuestas principalmente por gotas de dióxido de azufre y ácido sulfúrico, y cubren el planeta por completo, ocultando la mayor parte de los detalles de la superficie a la observación externa. La temperatura en la parte superior de las nubes (a 70 km sobre la superficie) es de -45 °C. La medida promedio de temperatura en la superficie de Venus es de 464 °C. La temperatura de la superficie nunca baja de los 400 °C, lo que lo hace el planeta más caliente del sistema solar.

 

Geología de Venus

 

Venus tiene una lenta rotación retrógrada, lo que significa que gira de Este a Oeste, en lugar de hacerlo de Oeste a Este como lo hacen la mayoría de los demás planetas mayores (Urano también tiene una rotación retrógrada, aunque el eje de rotación de Urano, inclinado 97,86°, prácticamente descansa sobre el plano orbital). Se desconoce por qué Venus es diferente en este aspecto, aunque podría ser el resultado de una colisión con un asteroide en algún momento del pasado remoto. Además de esta inusual rotación retrógrada, el período de rotación de Venus y su órbita están casi sincronizados, de manera que siempre presenta la misma cara a la Tierra cuando los dos planetas se encuentran en su máxima aproximación (5001 días venusianos entre cada conjunción inferior). Esto podría ser el resultado de las fuerzas de marea que afectan a la rotación de Venus cada vez que los planetas se encuentran lo suficientemente cercanos, aunque no se conoce con claridad el mecanismo.

Venus tiene dos mesetas principales a modo de continentes, elevándose sobre una vasta llanura. La meseta Norte se llama Ishtar Terra y contiene la mayor montaña de Venus (aproximadamente dos kilómetros más alta que el Monte Everest), llamada Maxwell Montes en honor de James Clerk Maxwell. Ishtar Terra tiene el tamaño aproximado de Australia. En el hemisferio Sur se encuentra Aphrodite Terra, mayor que la anterior y con un tamaño equivalente al de Sudamérica. Entre estas mesetas existen algunas depresiones del terreno, que incluyen Atalanta Planitia, Guinevere Planitia y Lavinia Planitia. Con la única excepción del Monte Maxwell, todas las características distinguibles del terreno adoptan nombres de mujeres mitológicas.

La densa atmósfera de Venus provoca que los meteoritos se desintegren bruscamente en su descenso a la superficie, aunque los más grandes pueden llegar a la superficie, originando un cráter si tienen suficiente energía cinética. A causa de esto, no pueden formarse cráteres de impacto más pequeños de 3,2 kilómetros de diámetro.

Aproximadamente el 90 % de la superficie de Venus parece consistir en un basalto recientemente solidificado (en términos geológicos) con muy pocos cráteres de meteoritos. Las formaciones más antiguas presentes en Venus no parecen tener más de 800 millones de años, siendo la mayor parte del suelo considerablemente más joven (no más de algunos cientos de millones de años en su mayor parte), lo cual sugiere que Venus sufrió un cataclismo que afectó a su superficie no hace mucho tiempo en el pasado geológico.

El interior de Venus es probablemente similar al de la Tierra: un núcleo de hierro de unos 3000 km de radio, con un manto rocoso que forma la mayor parte del planeta. Según datos de los medidores gravitatorios de la sonda Magallanes, la corteza de Venus podría ser más dura y gruesa de lo que se había pensado. Se piensa que Venus no tiene placas tectónicas móviles como la Tierra, pero en su lugar se producen masivas erupciones volcánicas que inundan su superficie con lava «fresca». Otros descubrimientos recientes sugieren que Venus todavía está volcánicamente activo.

 

El campo magnético de Venus es muy débil comparado con el de otros planetas del Sistema Solar. Esto se puede deber a su lenta rotación, insuficiente para formar el sistema de «dinamo interno» de hierro líquido. Como resultado de esto, el viento solar golpea la atmósfera de Venus sin ser filtrado. Se supone que Venus tuvo originalmente tanta agua como la Tierra pero que, al estar sometida a la acción del Sol sin ningún filtro protector, el vapor de agua en la alta atmósfera se disocia en hidrógeno y oxígeno, escapando el hidrógeno al espacio por su baja masa molecular. El porcentaje de deuterio (un isótopo pesado del hidrógeno que no escapa tan fácilmente) en la atmósfera de Venus parece apoyar esta teoría. Se supone que el oxígeno molecular se combinó con los átomos de la corteza (aunque grandes cantidades de oxígeno permanecen en la atmósfera en forma de dióxido de carbono). A causa de esta sequedad, las rocas de Venus son mucho más pesadas que las de la Tierra, lo cual favorece la formación de montañas mayores, profundos acantilados y otras formaciones.

Durante algún tiempo se creyó que Venus poseía un satélite natural llamado Neith, llamado así por la diosa Sais del Antiguo Egipto, cuyo velo ningún mortal podía levantar. Fue aparentemente observado por primera vez por Giovanni Cassini en 1672. Otras observaciones esporádicas continuaron hasta 1892, pero estos avistamientos fueron desacreditados (eran en su mayor parte estrellas tenues que parecían estar en el lugar correcto en el momento correcto), y hoy se sabe que Venus no tiene ningún satélite, si bien el asteroide 2002 VE68 casi lo es.

Estructura interna

Sin información sísmica o detalles, momento de inercia, existen pocos datos directos sobre la geoquímica y la estructura interna de Venus. Sin embargo, la similitud en tamaño y densidad entre Venus y la Tierra sugiere que ambos comparten una estructura interna afín: un núcleo, un manto, y una corteza planetaria. Al igual que la Tierra, se especula que el núcleo de Venus es al menos parcialmente líquido. El menor tamaño y densidad de Venus indica que las presiones en su interior son considerablemente menores que en la Tierra. La diferencia principal entre los dos planetas es la carencia de placas tectónicas en Venus, probablemente debido a la sequedad del manto y la superficie. Como consecuencia, la pérdida de calor en el planeta es escasa, evitando su enfriamiento y proporcionando una explicación viable sobre la carencia de un campo magnético interno.

 

Observación y exploración de Venus[/size[

Observaciones históricas

Venus es el astro más característico en los cielos de la mañana y de la tarde de la Tierra (después del Sol y la Luna), y es conocido por el hombre desde la prehistoria. Uno de los documentos más antiguos que sobreviven de la biblioteca babilónica de Ashurbanipal, datado sobre el 1600 a. C., es un registro de 21 años del aspecto de Venus (que los primeros babilonios llamaron Nindaranna). Los antiguos sumerios y babilonios llamaron a Venus «Dil-bat» o «Dil-i-pat»; en la ciudad mesopotámica de Akkad era la estrella de la madre-diosa Ishtar, y en chino su nombre es «Jīn-xīng» (金星), el planeta del elemento metal. Venus se consideró como el más importante de los cuerpos celestes observados por los mayas, que lo llamaron «Chak ek» (la gran estrella). Los antiguos griegos pensaban que las apariciones matutinas y vespertinas de Venus eran dos cuerpos diferentes, y les llamaron Hesperus cuando aparecía en el cielo del Oeste al atardecer y Phosphorus cuando aparecía en el cielo del Este al amanecer.

 

Fases de Venus observadas desde la Tierra.

Al encontrarse la órbita de Venus entre la Tierra y el Sol, desde la Tierra se pueden distinguir sus diferentes fases de una forma parecida a las de la Luna. Galileo Galilei fue la primera persona en observar las fases de Venus en diciembre de 1610, una observación que sostenía la entonces discutida teoría heliocéntrica de Copérnico. También anotó los cambios en el tamaño del diámetro visible de Venus en sus diferentes fases, sugiriendo que éste se encontraba más lejos de la Tierra cuando estaba lleno y más cercano cuando se encontraba en fase creciente. Estas observaciones proporcionaron una sólida base al modelo heliocéntrico.

Venus es más brillante cuando el 25 % de su disco (aproximadamente) se encuentra iluminado, lo que ocurre 37 días antes de la conjunción inferior (en el cielo vespertino) y 37 días después de dicha conjunción (en el cielo matutino). Su mayor elongación y altura sobre el horizonte se produce aproximadamente 70 días antes y después de la conjunción inferior, momento en el que muestra justo media fase; entre estos intervalos, Venus es visible durante las primeras o últimas horas del día si el observador sabe dónde buscarlo. El período de movimiento retrógrado es de veinte días en cada lado de la conjunción inferior.

En raras ocasiones, Venus puede verse en el cielo de la mañana y de la tarde el mismo día. Esto sucede cuando se encuentra en su máxima separación respecto a la eclíptica y al mismo tiempo se encuentra en la conjunción inferior; entonces desde uno de los hemisferios terrestres se puede ver en los dos momentos. Esta oportunidad se presentó recientemente para los observadores del Hemisferio Norte durante unos días sobre el 29 de marzo de 2001, y lo mismo sucedió en el Hemisferio Sur el 19 de agosto de 1999. Estos eventos se repiten cada ocho años conforme al ciclo sinódico del planeta.

En el siglo XIX, muchos observadores atribuyeron a Venus un período de rotación aproximado de 24 horas. El astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli fue el primero en predecir un período de rotación significativamente menor, proponiendo que la rotación de Venus estaba bloqueada por el Sol (lo mismo que propuso para Mercurio). Aunque realmente no es verdad para ninguno de los dos cuerpos, era una estimación bastante aproximada. El período de rotación de Venus fue observado por primera vez durante la conjunción de 1961 con radar desde una antena de 26 metros en Goldstone, California, desde el observatorio de radioastronomía ***rell Bank en el Reino Unido y en las instalaciones de espacio profundo de la Unión Soviética de Yevpatoria. La precisión fue refinada en las siguientes conjunciones, principalmente desde Goldstone y Yevpatoria. El hecho de que la rotación era retrógrada no fue confirmado sino hasta 1964.

Antes de las observaciones de radio de los años sesenta, muchos creían que Venus contenía un entorno como el de la Tierra. Esto era debido al tamaño del planeta y su radio orbital, que sugerían claramente una situación parecida a la de la Tierra, así como por la gruesa capa de nubes que impedían ver la superficie. Entre las especulaciones sobre Venus estaban las de que éste tenía un entorno selvático o que poseía océanos de petróleo o de agua carbonatada. Sin embargo, las observaciones mediante microondas en 1956 por C. Mayer et al, indicaban una alta temperatura de la superficie (600 K). Extrañamente, las observaciones hechas por A.D. Kuzmin en la banda milimétrica indicaban temperaturas mucho más bajas. Dos teorías en competición explicaban el inusual espectro de radio: una de ellas sugería que las altas temperaturas se originaban en la ionosfera y la otra sugería una superficie caliente.

Uno de los fenómenos de la atmósfera de Venus observado por astrónomos desde la Tierra y aún no explicado es el de las llam

Tránsitos de Venus

 

Los tránsitos de Venus acontecen cuando el planeta cruza directamente entre la Tierra y el Sol y son eventos astronómicos relativamente raros. La primera vez que se observó este tránsito astronómico fue en 1639 por Jeremiah Horrocks y William Crabtree. El tránsito de 1761, observado por Mijaíl Lomonosov, proporcionó la primera evidencia de que Venus tenía una atmósfera, y las observaciones de paralaje del siglo XIX durante sus tránsitos permitieron obtener por primera vez un cálculo preciso de la distancia entre la Tierra y el Sol. Los tránsitos sólo pueden ocurrir en junio o diciembre, siendo éstos los momentos en los que Venus cruza la eclíptica (al plano en el que la Tierra orbita alrededor del Sol), y suceden en pares a intervalos de ocho años, separados dichos pares de tránsitos por más de un siglo. El anterior par de tránsitos sucedió en 1874 y 1882, y el presente par de tránsitos son los de 2004 y 2012.

El tránsito de Venus ocurre porque la órbita de Venus está inclinada 3.5 grados respecto a la de la Tierra de modo que el plano de la órbita de Venus se interseca con el de la Tierra en dos puntos que son opuestos, a modo de los puntos equinocciales de la órbita de la Tierra en relación con su propio plano ecuatorial. Venus pasa con frecuencia regular cada 584 días entre la Tierra y el Sol, pero el tránsito ocurre cuando Venus y la Tierra coinciden en alinearse en algo de esos dos puntos de intersección y pueden hacerlo dos veces seguidas en 8 años, como el caso de los tránsitos de 2004 y 2012. Dado que los encuentros de Venus y Tierra al mismo lado del Sol acusan una precesión de unos 2 días cada 8 años, la coincidencia de ambos en el punto de intersección ocurre cada un poco más de un centenar de años.

Exploración espacial de Venus

La órbita de Venus es un 28 % más cercana al Sol que la de la Tierra. Por este motivo, las naves que viajan hacia Venus deben recorrer más de 41 millones de kilómetros adentrándose en el pozo gravitatorio del Sol, perdiendo en el proceso parte de su energía potencial. La energía potencial se transforma entonces en energía cinética, lo que se traduce en un aumento de la velocidad de la nave. Por otro lado, la atmósfera de Venus no invita a las maniobras de frenado atmosférico del mismo tipo que otras naves han efectuado sobre Marte, ya que para ello es necesario contar con una información extremadamente precisa de la densidad atmosférica en las capas superiores y, siendo Venus un planeta de atmósfera masiva, sus capas exteriores son mucho más variables y complicadas que en el caso de Marte.

La primera sonda en visitar Venus fue la sonda espacial soviética Venera 1 el 12 de febrero de 1961, siendo la primera sonda lanzada a otro planeta. La nave resultó averiada en su trayecto y la primera sonda exitosa en llegar a Venus fue la americana Mariner 2, en 1962. El 1 de marzo de 1966, la sonda soviética Venera 3 se estrelló sobre Venus, convirtiéndose en la primera nave espacial en alcanzar la superficie del planeta. A continuación diferentes sondas soviéticas fueron acercándose cada vez más en el objetivo de posarse sobre la superficie venusiana. La Venera 4 entró en la atmósfera de Venus el 18 de octubre de 1967 y fue la primera sonda en transmitir datos medidos directamente en otro planeta. La cápsula midió temperaturas, presiones y densidades, y realizó once experimentos químicos para analizar la atmósfera. Sus datos mostraban un 95 % de dióxido de carbono, y en combinación con los datos de ocultación de la sonda Mariner 5, mostró que la presión en la superficie era mucho mayor de lo previsto (entre 75 y 100 atmósferas). El primer aterrizaje con éxito en Venus lo realizó la sonda Venera-7 el 15 de diciembre de 1970. Esta sonda reveló unas temperaturas en la superficie de entre 457 y 474 grados Celsius. La Venera-8 aterrizó el 22 de julio de 1972. Además de dar datos sobre presión y temperaturas, su fotómetro mostró que las nubes de Venus formaban una capa compacta que terminaba a 35 kilómetros sobre la superficie.

 

La multisonda Pioneer con su orbitador principal y las tres sondas atmosféricas (recreación).

La sonda soviética Venera 9 entró en la órbita de Venus el 22 de octubre de 1975, convirtiéndose en el primer satélite artificial de Venus. Una batería de cámaras y espectrómetros devolvieron información sobre la capa de nubes, la ionosfera y la magnetosfera, así como mediciones de la superficie realizadas por radar. El vehículo de descenso de 660 kilogramos de la Venera 9 se separó de la nave principal y aterrizó, obteniendo las primeras imágenes de la superficie y analizando la corteza con un espectrómetro de rayos gamma y un densímetro. Durante el descenso realizó mediciones de presión, temperatura y fotométricas, así como de la densidad de las nubes. Se descubrió que las nubes de Venus formaban tres capas distintas. El 25 de octubre, la Venera 10 realizó una serie similar de experimentos.

En 1978, la NASA envió la sonda espacial Pioneer Venus. La misión Pioneer Venus consistía en dos componentes lanzados por separado: un orbitador y una multisonda. La multisonda consistía en una sonda atmosférica mayor y otras tres más pequeñas. La sonda mayor fue desplegada el 16 de noviembre de 1978, y las tres pequeñas lo fueron el 20 de noviembre. Las cuatro sondas entraron en la atmósfera de Venus el 9 de diciembre, seguidas por el vehículo que las portaba. Aunque no se esperaba que ninguna sobreviviera al descenso, una de las sondas continuó operando hasta 45 minutos después de alcanzar la superficie. El vehículo orbitador de la Pioneer Venus fue insertado en una órbita elíptica alrededor de Venus el 4 de diciembre de 1978. Transportaba 17 experimentos y funcionó hasta agotar su combustible de maniobra, momento en el que perdió su orientación. En agosto de 1992 entró en la atmósfera de Venus y fue destruida. Los estudios que se llevaron a cabo con el Pioneer Venus fueron principalmente sobre la Interacción de la Ionosfera de Venus con el Viento Solar.

La exploración espacial de Venus permaneció muy activa durante finales de los 70 y los primeros años de la década de los 80. Se comenzó a conocer en detalle la geología de la superficie de Venus, y se descubrieron volcanes ocultos inusualmente masivos denominados como «coronae» y «arachnoids». Venus no presenta evidencias de placas tectónicas, a menos que todo el tercio norte del planeta forme parte de una sola placa. Las dos capas superiores de nubes resultaron estar compuestas de gotas de ácido sulfúrico, aunque la capa inferior está compuesta probablemente por una solución de ácido fosfórico. Las misiones Vega desplegaron globos aerostáticos que flotaron a unos 53 kilómetros de altitud durante 46 y 60 horas respectivamente, viajando alrededor de un tercio del perímetro del planeta. Estos globos midieron velocidades del viento, temperaturas, presiones y densidad de las nubes. Se descubrió un mayor nivel de turbulencias y convección de lo esperado, incluyendo ocasionales baches con caídas de uno a tres kilómetros de las sondas.

 

El 10 de agosto de 1990, la sonda estadounidense Magallanes llegó a Venus, realizando medidas por radar de la superficie del planeta y obteniendo mapas de una resolución de 100 m en el 98 % del planeta. Después de una misión de cuatro años, la sonda Magallanes, tal como estaba planeado, se sumergió en la atmósfera de Venus el 11 de octubre de 1994 y se vaporizó en parte, aunque se supone que algunas partes de la misma alcanzaron la superficie del planeta. Desde entonces, varias sondas espaciales en ruta hacia otros destinos han usado el método de sobrevuelo de Venus para incrementar su velocidad mediante el impulso gravitacional. Esto incluye a las misiones Galileo a Júpiter, la Cassini-Huygens a Saturno (con dos sobrevuelos) y la Messenger a Mercurio (dos sobrevuelos).

La Agencia Espacial Europea maneja una misión llamada Venus Express, que estudia la atmósfera y las características de la superficie desde la órbita. La Venus Express fue lanzada desde el Cosmódromo de Baikonur (Kazajistán) el 9 de noviembre de 2005, y pese a que se esperaba que permanezca operativa hasta diciembre de 2009, la ESA decidió prolongar oficialmente la misión hasta 2015.2 La Agencia Japonesa de Exploración Espacial (JAXA) lanzó la misión PLANET-C el 20 de mayo de 2010, pero debido a que la sonda no desaceleró lo suficiente para entrar en la órbita del planeta Venus, paso de largo y entró en órbita solar.

 

 

 

- Lo siento, necesito tomar un poco de aire y agua, tanta charla me dio sed, ¿pero le parece ahora bien mis explicaciones? Supongo que eso compensa que no le haya hablado de los anillos de Saturno y me extraña que haya aprobado y dada como buena la definición de Laurinda, porque si bien menciono los satélites de siento que le falto descripción y más explicación de porque se supone que no tiene agua o que tiene.- Comenté. Saque una botella de agua y di un trago, cerrandola y dejándola en mi mano junto mi varita, empecé a dar todas las características completas de Marte, la explicación de mi compañera no me bastaba.

 

Marte

 

 

Marte es el cuarto planeta del Sistema Solar más cercano al Sol. Llamado así por el dios de la guerra de la mitología romana Marte, recibe a veces el apodo de planeta rojo debido a la apariencia rojiza que le confiere el óxido de hierro que domina su superficie. Tiene una atmósfera delgada formada por dióxido de carbono, y dos satélites: Fobos y Deimos. Forma parte de los llamados planetas telúricos (de naturaleza rocosa, como la Tierra) y es el planeta interior más alejado del Sol. Es, en muchos aspectos, el más parecido a la Tierra.

Aunque en apariencia podría parecer un planeta muerto, no lo es. Sus campos de dunas siguen siendo mecidos por el viento marciano, sus casquetes polares cambian con las estaciones e incluso parece que hay algunos pequeños flujos estacionales de agua.

Tycho Brahe midió con gran precisión el movimiento de Marte en el cielo. Los datos sobre el movimiento retrógrado aparente (los llamados "lazos")nota 1 permitieron a Kepler hallar la naturaleza elíptica de su órbita y determinar las leyes del movimiento planetario conocidas como leyes de Kepler.

Forma parte de los planetas superiores a la Tierra, que son aquellos que nunca pasan entre el Sol y la Tierra. Sus fases (porción iluminada vista desde la Tierra) están poco marcadas, hecho que es fácil de demostrar geométricamente. Considerando el triángulo Sol-Tierra-Marte, el ángulo de fase es el que forman el Sol y la Tierra vistos desde Marte. Alcanza su valor máximo en las cuadraturas cuando el triángulo STM es rectángulo en la Tierra. Para Marte, este ángulo de fase no es nunca mayor de 42°, y su aspecto de disco giboso es análogo al que presenta la Luna 3,5 días antes o después de la Luna llena. Esta fase, visible con un telescopio de aficionado, no logró ser vista por Galileo, quien solo supuso su existencia.

Características físicas

Tiene forma ligeramente elipsoidal, con un diámetro ecuatorial de 6794 km y polar de 6750 km. Medidas micrométricas muy precisas han mostrado un achatamiento de 0,01, tres veces mayor que el de la Tierra. A causa de este achatamiento, el eje de rotación está afectado por una lenta precesión debida a la atracción del Sol sobre el abultamiento ecuatorial del planeta. La precesión lunar, que en la Tierra es dos veces mayor que la solar, no tiene su equivalente en Marte.

Con este diámetro, su volumen es de 15 centésimas el terrestre y su masa solamente de 11 centésimas. En consecuencia, la densidad es inferior a la de la Tierra: 3,94 en relación con el agua. Un cuerpo transportado a Marte pesaría 1/3 de su peso en la Tierra, debido a la poca fuerza gravitatoria.

Traslación y rotación

Rotación de Marte (en movimiento retrógrado, no real), en la imagen el planeta da la rotación en segundos, pero en la realidad tarda más de 24 horas.

Rotación

Se conoce con exactitud lo que tarda la rotación de Marte debido a que las manchas que se observan en su superficie, oscuras y bien delimitadas, son excelentes puntos de referencia. Fueron observadas por primera vez en 1659 por Christiaan Huygens que asignó a su rotación la duración de un día. En 1666, Giovanni Cassini la fijó en 24 h 40 min, valor muy aproximado al verdadero. Trescientos años de observaciones de Marte han dado por resultado establecer el valor de 24 h 37 min 22,7 s para el día sideral (el periodo de rotación de la Tierra es de 23 h 56 min 4,1 s). Marte rota en sentido antihorario, al igual que la Tierra.4

De la duración del día sideral se deduce que el día solar tiene en Marte una duración de 24 h 39 min 35,3 s.

El día solar medio o tiempo entre dos pasos consecutivos del Sol medio por el meridiano del lugar, dura 24 h 41 min 18,6 s. El día solar en Marte tiene, igual que el de la Tierra, una duración variable. No obstante, en Marte la variación es mayor por su elevada excentricidad.

Para mayor comodidad operativa, los responsables de las misiones norteamericanas de exploración de Marte mediante sondas robóticas han decidido unilateralmente dar al día marciano el nombre de sol, pese a tener otros significados en otros idiomas ("suelo" en francés; o el nombre de nuestra estrella en español).

Traslación

El año marciano dura 687 días terrestres. Un calendario marciano podría constar de dos años de 668 días por cada tres años de 669 días.

Oblicuidad orbital

Los polos de Marte están señalados por dos casquetes polares de color blanco deslumbrante, que han facilitado mucho la determinación del ángulo que forma el ecuador del planeta con el plano de su órbita, ángulo equivalente para Marte a la oblicuidad de la eclíptica en la Tierra. Las medidas hechas por Camichel sobre clichés obtenidos en el observatorio francés del Pic du Midi, han dado para este ángulo 24° 48’. Desde la exploración espacial se acepta un valor de 25,19°[cita requerida], un poco mayor que la oblicuidad de la eclíptica (23° 27’), motivo por el cual, Marte tiene períodos estacionales similares a los de la Tierra, aunque sus estaciones son más largas, dado que un año marciano es casi dos veces más largo que un año terrestre.

Geología

La ciencia que estudia la superficie de Marte se llama areografía (no confundir con aerografía), nombre que proviene de Ares (dios de la guerra entre los griegos).

Marte es un planeta notablemente más pequeño que la Tierra. Sus principales características, en proporción con las del globo terrestre, son las siguientes: diámetro 53 %, superficie 28 %, masa 11 %. Como los océanos cubren alrededor del 70 % de la superficie terrestre y Marte carece de mares, ambos planetas poseen aproximadamente la misma cantidad de superficie pisable.

Gracias a las imágenes tomadas por la cámara HiRISE, que viaja a bordo de la Mars Reconaissance Orbiter, en órbita del planeta rojo desde marzo de 2006, se han puesto de manifiesto muchas de las principales características morfológicas de su superficie.5 La superficie de Marte presenta características morfológicas tanto de la Tierra como de la Luna: cráteres de impacto, campos de lava, volcanes, cauces secos de ríos y dunas de arena. Su composición es fundamentalmente basalto volcánico con un alto contenido en óxidos de hierro que proporcionan el característico color rojo de la superficie. Por su naturaleza, se asemeja a la limonita, óxido de hierro muy hidratado. Así como en las cortezas de la Tierra y de la Luna predominan los silicatos y los aluminatos, en el suelo de Marte son preponderantes los ferrosilicatos. Sus tres constituyentes principales son, por orden de abundancia, el oxígeno, el silicio y el hierro. Contiene: 20,8 % de sílice, 13,5 % de hierro, 5 % de aluminio, 3,8 % de calcio, y también titanio y otros componentes menores.

 

Desde la Tierra, mediante telescopios, se observan unas manchas oscuras y brillantes que no se corresponden a accidentes topográficos sino que aparecen si el terreno está cubierto de polvo oscuro (manchas de albedo). Éstas pueden cambiar lentamente cuando el viento arrastra el polvo. La mancha oscura más característica es Syrtis Major, una pendiente menor del 1 % y sin nada resaltable.

La superficie de Marte presenta también unas regiones brillantes de color naranja rojizo, que reciben el nombre de desiertos, y que se extienden por las tres cuartas partes de la superficie del planeta, dándole esa coloración rojiza característica. Estos desiertos en realidad se asemejan más a un inmenso pedregal, ya que el suelo se halla cubierto de piedras, cantos y bloques.

Un enorme escalón, cercano al ecuador, divide a Marte en dos regiones claramente diferenciadas: un norte llano, joven y profundo y un sur alto, viejo y escarpado, con cráteres similares a las regiones altas de la Luna. En contraste, el hemisferio norte tiene llanuras mucho más jóvenes, y con una historia más compleja. Parece haber una brusca elevación de varios kilómetros en el límite. Las razones de esta dicotomía global son desconocidas.

Hay cráteres de impacto distribuidos por todo Marte, pero en el hemisferio sur hay una vieja altiplanicie de lava basáltica semejante a los mares de la Luna, sembrada de cráteres de tipo lunar. Sin embargo el aspecto general del paisaje marciano difiere al que presenta nuestro satélite como consecuencia de la existencia de atmósfera. En concreto, el viento cargado de partículas sólidas produce una ablación que, en el curso de los tiempos geológicos, ha arrasado muchos cráteres. Éstos son, por consiguiente, mucho menos numerosos que en la Luna y la mayor parte de ellos tienen las murallas más o menos desgastadas por la erosión. Por otra parte, los enormes volúmenes de polvo arrastrados por el viento cubren los cráteres menores, las anfractuosidades del terreno y otros accidentes poco importantes del relieve. Entre los cráteres de impacto destacados del hemisferio sur está la cuenca de impacto Hellas Planitia, con 6 km de profundidad y 2000 km de diámetro. Muchos de los cráteres de impacto más recientes tienen una morfología que sugiere que la superficie estaba húmeda o llena de barro cuando ocurrió el impacto.

El campo magnético marciano es muy débil, con un valor de unas 2 milésimas del terrestre y polaridad invertida respecto a la de la Tierra.

Geografía

Mapa topográfico de Marte. Accidentes notables: Volcanes de Tharsis al oeste (incluyendo el Monte Olimpo), Valles Marineris al este de Tharsis, y Hellas en el hemisferio sur.

La superficie de Marte conserva las huellas de grandes cataclismos que no tienen equivalente en la Tierra:

Una característica del hemisferio norte, es la existencia de un enorme abultamiento que contiene el complejo volcánico de Tharsis. En él se encuentra el Monte Olimpo, el mayor volcán del Sistema Solar. Tiene una altura de 25 km (más de dos veces y media la altura del Everest sobre un globo mucho más pequeño que el de la Tierra) y su base tiene una anchura de 600 km. Las coladas de lava han creado un zócalo cuyo borde forma un acantilado de 6 km de altura. Hay que añadir la gran estructura colapsada de Alba Patera. Las áreas volcánicas ocupan el 10 % de la superficie del planeta. Algunos cráteres muestran señales de reciente actividad y tienen lava petrificada en sus laderas. A pesar de estas evidencias, no fue hasta mayo de 2007 cuando el Spirit, descubrió, con un grado alto de certeza, el primer depósito volcánico signo de una antigua actividad volcánica en la zona denominada Home Plate,6 (una zona con lecho rocoso de unos dos metros de altura y fundamentalmente basáltica, que debió formarse debido a flujos de lava en contacto con el agua líquida), situada en la base interior del cráter Gusev. Una de las mejores pruebas es la que los investigadores llaman "bomb sag" (la marca de la bomba). Cuando se encuentran la lava y el agua, la explosión lanza trozos de roca por el aire. Uno de esos trozos que explotan en el aire vuelve a caer y se encaja en depósitos más blandos.

Cercano al Ecuador y con una longitud de 2700 km, una anchura de hasta 500 km y una profundidad de entre 2 y 7 km, Valles Marineris es un cañón que deja pequeño al Cañón del Colorado. Se formó por el hundimiento del terreno a causa de la formación del abultamiento de Tharsis.7

Hay una clara evidencia de erosión en varios lugares de Marte tanto por el viento como por el agua. Existen en la superficie largos valles sinuosos que recuerdan lechos de ríos (actualmente secos pues el agua líquida no puede existir en la superficie del planeta en las actuales condiciones atmosféricas). Esos inmensos valles pueden ser el resultado de fracturas a lo largo de las cuales han corrido raudales de lava y, más tarde, de agua.

La superficie del planeta conserva verdaderas redes hidrográficas, hoy secas, con sus valles sinuosos entallados por las aguas de los ríos, sus afluentes, sus brazos, separados por bancos de aluviones que han subsistido hasta nuestros días. Todos estos detalles de la superficie sugieren un pasado con otras condiciones ambientales en las que el agua causó estos lechos mediante inundaciones catastróficas. Algunos sugieren la existencia, en un pasado remoto, de lagos e incluso de un vasto océano en la región boreal del planeta. Todo parece indicar que fue hace unos 4000 millones de años y por un breve período, en la denominada era Noeica.

Al igual que la Luna y Mercurio, Marte no presenta tectónica de placas activa, como la Tierra. No hay evidencias de movimientos horizontales recientes en la superficie tales como las montañas por plegamiento tan comunes en la Tierra. No obstante la Mars Global Surveyor en órbita alrededor de Marte ha detectado en varias regiones del planeta extensos campos magnéticos de baja intensidad. Este hallazgo inesperado de un probable campo magnético global, activo en el pasado y hoy desaparecido, puede tener interesantes implicaciones para la estructura interior del planeta.

 

Aproximación a la imagen de colores reales, tomada por el Mars Exploration Rover Opportunity, muestra la vista del cráter Victoria desde Cabo Verde. Fue capturada durante un período de tres semanas, desde el 16 de octubre hasta el 6 de noviembre de 2006.

Recientemente, estudios realizados con ayuda de las sondas Mars Reconnaissance Orbiter y Mars Global Surveyor han mostrado que muy posiblemente el hemisferio norte de Marte es una enorme cuenca de impacto de forma elíptica conocida cómo Cuenca Borealis de 8500 kilómetros de diámetro que cubre un 40 % de la superficie del planeta -la mayor del Sistema Solar, superando con mucho a la Cuenca Aitken de la Luna- que pudo haberse formado hace 3900 millones de años por el impacto de un objeto de 2000 kilómetros de diámetro. Posteriormente a la formación de dicha cuenca se formaron volcanes gigantes a lo largo de su borde, que han hecho difícil su identificación.8

Características atmosféricas

La atmósfera de Marte es muy tenue, con una presión superficial de solo 7 a 9 hPa frente a los 1013 hPa de la atmósfera terrestre. Esto representa una centésima parte de la terrestre. La presión atmosférica varía considerablemente con la altitud, desde casi 9 hPa en las depresiones más profundas, hasta 1 hPa en la cima del Monte Olimpo. Su composición es fundamentalmente: dióxido de carbono (95,3 %) con un 2,7 % de nitrógeno, 1,6 % de argón y trazas de oxígeno molecular (0,15 %) monóxido de carbono (0,07 %) y vapor de agua (0,03 %). La proporción de otros elementos es ínfima y escapa su dosificación a la sensibilidad de los instrumentos hasta ahora empleados. El contenido de ozono es 1000 veces menor que en la Tierra, por lo que esta capa, que se encuentra a 40 km de altura, es incapaz de bloquear la radiación ultravioleta.

La atmósfera es lo bastante densa como para albergar vientos muy fuertes y grandes tormentas de polvo que, en ocasiones, pueden abarcar el planeta entero durante meses. Este viento es el responsable de la existencia de dunas de arena en los desiertos marcianos. La nubes pueden presentarse en tres colores: blancas, amarillas y azules. Las nubes blancas son de vapor de agua condensada o de dióxido de carbono en latitudes polares. Las amarillas, de naturaleza pilosa, son el resultado de las tormentas de polvo y están compuestas por partículas de tamaño en torno a 1 micra. La bóveda celeste marciana es de un suave color rosa salmón debido a la dispersión de la luz por los granos de polvo muy finos procedentes del suelo ferruginoso.

En invierno, en las latitudes medias, el vapor de agua se condensa en la atmósfera y forma nubes ligeras de finísimos cristales de hielo. En las latitudes extremas, la condensación del anhídrido carbónico forma otras nubes que constan de cristales de nieve carbónica.

La débil atmósfera marciana produce un efecto invernadero que aumenta la temperatura superficial unos 5 grados; mucho menos que lo observado en Venus y en la Tierra.

La atmósfera marciana ha sufrido un proceso de evolución considerable por lo que es una atmósfera de segunda generación. La atmósfera primigenia, formada poco después que el planeta, ha dado paso a otra, cuyos elementos provienen de la actividad geológica del planeta. Así, el vulcanismo vierte a la atmósfera determinados gases, entre los cuales predominan el gas carbónico y el vapor de agua. El primero queda en la atmósfera, en tanto que el segundo tiende a congelarse en el suelo frío. El nitrógeno y el oxígeno no son producidos en Marte más que en ínfimas proporciones. Por el contrario, el argón es relativamente abundante en la atmósfera marciana. Esto no es de extrañar: los elementos ligeros de la atmósfera (hidrógeno, helio, etc.) son los que más fácilmente se escapan en el espacio interplanetario dado que sus átomos y moléculas alcanzan la velocidad de escape; los gases más pesados acaban por combinarse con los elementos del suelo; el argón, aunque ligero, es lo bastante pesado como para que su escape hidrodinámico hacia el espacio interplanetario sea difícil y, por otra parte, al ser un gas neutro o inerte, no se combina con los otros elementos por lo que va acumulándose con el tiempo.

 

Distribución desigual del gas metano en la atmósfera de Marte.En los inicios de su historia, Marte pudo haber sido muy parecido a la Tierra. Al igual que en nuestro planeta la mayoría de su dióxido de carbono se utilizó para formar carbonatos en las rocas. Pero al carecer de una tectónica de placas es incapaz de reciclar hacia la atmósfera nada de este dióxido de carbono y así no puede mantener un efecto invernadero significativo.

No hay cinturón de radiación, aunque sí hay una débil ionosfera que tiene su máxima densidad electrónica a 130 km de altura.

Aunque no hay evidencia de actividad volcánica actual, recientemente la nave europea Mars Express y medidas terrestres obtenidas por el telescopio Keck desde la Tierra han encontrado trazas de gas metano en una proporción de 10 partes por 1000 millones. Este gas solo puede tener un origen volcánico o biológico. El metano no puede permanecer mucho tiempo en la atmósfera; se estima en 400 años el tiempo en desaparecer de la atmósfera de Marte, ello implica que hay una fuente activa que lo produce. La pequeña proporción de metano detectada, muy poco por encima del límite de sensibilidad instrumental, impide por el momento dar una explicación clara de su origen, ya sea volcánico y/o biológico. La misión del aterrizador Mars Science Laboratory (Curiosity) incluye equipo para comparar las proporciones de los isótopos C-12, C-13, y C-14 presentes en dióxido de carbono y en metano, para así determinar el origen del metano.

El agua en Marte

No hay pruebas concluyentes acerca de la existencia de agua en Marte, aunque un estudio publicado en septiembre de 2013, basado en los datos recogidos por el rover Curiosity, afirma que en su superficie habría entre un 1,5 y un 3 % de agua.10

A lo largo del tiempo se han realizado numerosos descubrimientos de indicios que sugieren la probable existencia de agua en el pasado. Un estudio publicado en 2015 por la NASA concluyó que hace 4300 millones de años y durante 1500 millones de años,11 el planeta tuvo un extenso océano en el hemisferio norte,12 con un volumen mayor que el del Ártico,13 suficiente para cubrir todo el territorio marciano con 130 m de agua.14

 

Con las imágenes aportadas por la sonda orbital Mars Reconnaissance Orbiter, se han detectado en las colinas marcianas vetas superficiales descendentes con variaciones estacionales, lo que se ha interpretado como el indicio más prometedor de la existencia de corrientes de agua líquida en el planeta.15 En diciembre de 2013, se anunció la posibilidad de que hace unos 3600 millones de años, en la denominada Bahía Yellowknife, en el cráter Gale, cerca del ecuador del planeta, habría existido un lago de agua dulce que pudo albergar algún tipo de vida microbiana.

La posibilidad de agua en Marte está condicionada por varios aspectos físicos. El punto de ebullición depende de la presión y si ésta es excesivamente baja, el agua no puede existir en estado líquido. Eso es lo que ocurre en Marte: si ese planeta tuvo abundantes cursos de agua fue porque contaba también con una atmósfera mucho más densa que proporcionaba también temperaturas más elevadas. Al disiparse la mayor parte de esa atmósfera en el espacio, y disminuir así la presión y bajar la temperatura, el agua desapareció de la superficie de Marte. Ahora bien, subsiste en la atmósfera, en estado de vapor, aunque en escasas proporciones, así como en los casquetes polares, constituidos por grandes masas de hielos perpetuos.

Todo permite suponer que entre los granos del suelo existe agua congelada, fenómeno que, por lo demás, es común en las regiones muy frías de la Tierra. En torno de ciertos cráteres marcianos se observan unas formaciones en forma de lóbulos cuya formación solamente puede ser explicada admitiendo que el suelo de Marte está congelado. También se dispone de fotografías de otro tipo de accidente del relieve perfectamente explicado por la existencia de un gelisuelo. Se trata de un hundimiento del suelo de cuya depresión parte un cauce seco con la huella de sus brazos separados por bancos de aluviones.

Se encuentra también en paredes de cráteres o en valles profundos donde no incide nunca la luz solar, accidentes que parecen barrancos formados por torrentes de agua y los depósitos de tierra y rocas transportados por ellos. Solo aparecen en latitudes altas del hemisferio Sur.

La comparación con la geología terrestre sugiere que se trata de los restos de un suministro superficial de agua similar a un acuífero. De hecho, la sonda Mars Reconnaissance Orbiter ha detectado grandes glaciares enterrados con extensiones de docenas de kilómetros y profundidades del orden de 1 kilómetro, los cuales se extienden desde los acantilados y las laderas de las montañas y que se hallan a latitudes más bajas de lo esperado. Esa misma sonda también ha descubierto que el hemisferio norte de Marte tiene un mayor volumen de agua helada.

Otra prueba a favor de la existencia de grandes cantidades de agua en el pasado marciano, en la forma de océanos que cubrían una tercera parte del planeta ha sido dada por el espectrómetro de rayos gamma de la sonda Mars Odyssey, el cual ha delimitado lo que parece ser las líneas de costa de dos antiguos océanos.

También subsiste agua marciana en la atmósfera del planeta, aunque en proporción tan ínfima (0,01 %) que, de condensarse totalmente sobre la superficie de Marte, formaría sobre ella una película líquida cuyo espesor sería aproximadamente de la centésima parte de un milímetro. A pesar de su escasez, ese vapor de agua participa de un ciclo anual. En Marte, la presión atmosférica es tan baja que el vapor de agua se solidifica en el suelo, en forma de hielo, a la temperatura de –80 °C. Cuando la temperatura se eleva de nuevo por encima de ese límite el hielo se sublima, convirtiéndose en vapor sin pasar por el estado líquido.

El análisis de algunas imágenes muestra lo que parecen ser gotas de agua líquida que salpicaron las patas de la sonda Phoenix tras su aterrizaje.

Casquetes polares

Animación de una zanja excavada el día 15 de junio de 2008 por la sonda Phoenix cerca del Polo Norte de Marte. Unos trozos de material subliman en la esquina inferior izquierda.

La superficie del planeta presenta diversos tipos de formaciones permanentes, entre las cuales las más fáciles de observar son dos grandes manchas blancas situadas en las regiones polares, una especie de casquetes polares del planeta. Cuando llega la estación fría, el depósito de hielo perpetuo empieza por cubrirse con una capa de escarcha debido a la condensación del vapor de agua atmosférico. Luego, al seguir bajando la temperatura desaparece el agua congelada bajo un manto de nieve carbónica que extiende al casquete polar hasta rebasar a veces el paralelo de los 60°. Ello es así porque se congela parte de la atmósfera de CO2. Recíprocamente en el hemisferio opuesto, la primavera hace que la temperatura suba por encima de –120 °C, lo cual provoca la sublimación de la nieve carbónica y el retroceso del casquete polar; luego, cuando el termómetro se eleva a más de – 80 °C, se sublima, a su vez, la escarcha; solo subsisten entonces los hielos permanentes, pero ya el frío vuelve y éstos no sufrirán una ablación importante.

La masa de hielo perpetuo tiene un tamaño de unos 100 km de diámetro y unos 10 m de espesor. Así pues los casquetes polares están formados por una capa muy delgada de hielo de CO2 ("hielo seco") y quizá debajo del casquete Sur haya hielo de agua. En cien años de observación el casquete polar Sur ha desaparecido dos veces por completo, mientras el Norte no lo ha hecho nunca.

Los casquetes polares muestran una estructura estratificada con capas alternantes de hielo y distintas cantidades de polvo oscuro.

La masa total de hielo del casquete polar Norte equivale a la mitad del hielo que existe en Groenlandia. Además el hielo del polo Norte de Marte se asienta sobre una gran depresión del terreno estando cubierto por «hielo seco».

El 19 de junio de 2008 la NASA afirmó que la sonda Phoenix debió haber encontrado hielo al realizar una excavación cerca del Polo Norte de Marte. Unos trozos de material sublimaron después de ser descubiertos el 15 de junio por un brazo de robot.

El 31 de julio de 2008 la NASA confirma que una de las muestras de suelo marciano introducidas en uno de los hornos del TEGA (Thermal and Evolved-Gas Analyzer), un instrumento que forma parte de la sonda, contenía hielo de agua.

Géisers en el polo sur

Durante 1998-1999, el sistema orbital Mars Global Surveyor de la NASA detectó manchas oscuras en las dunas de la capa de hielo del polo sur, entre las latitudes 60°- 80°. La peculiaridad de estas manchas, es que el 70 % de ellas recurre anualmente en el mismo lugar del año anterior. Las manchas de las dunas aparecen al principio de cada primavera y desaparecen al principio de cada invierno, por lo que un equipo de científicos de Budapest, ha propuesto que estas manchas podrían ser de origen biológico y de carácter extremófilo.23 24

Por su parte, la NASA ha concluído que las manchas son producto de erupciones frías de géisers, los cuales son alimentados no por energía geotérmica sino por energía solar. Científicos de la NASA explican que la luz del sol calienta el interior del hielo polar y lo sublima a una profundidad máxima de 1 metro, creando una red de túneles horizontales con gas de dióxido de carbono (CO2) bajo presión. Eventualmente, el gas escapa por una fisura y acarrea consigo partículas de arena basáltica a la superficie.25 26 27 28 29

Climatología

No se dispone todavía de datos suficientes sobre la evolución térmica marciana. Por hallarse Marte mucho más lejos del Sol que la Tierra, sus climas son más fríos, y tanto más por cuanto la atmósfera, al ser tan tenue, retiene poco calor: de ahí que la diferencia entre las temperaturas diurnas y nocturnas sea más pronunciada que en nuestro planeta. A ello contribuye también la baja conductividad térmica del suelo marciano.

La temperatura en la superficie depende de la latitud y presenta variaciones estacionales. La temperatura media superficial es de unos 218 K (-55 °C). La variación diurna de las temperaturas es muy elevada como corresponde a una atmósfera tan tenue. Las máximas diurnas, en el ecuador y en verano, pueden alcanzar los 20 °C o más, mientras las mínimas nocturnas pueden alcanzar fácilmente -80 °C. En los casquetes polares, en invierno las temperaturas pueden bajar hasta -130 °C.

Enormes tormentas de polvo, que persisten durante semanas e incluso meses, oscureciendo todo el planeta pueden surgir de repente. Están causadas por vientos de más de 150 km/h. Dichas tormentas pueden alcanzar dimensiones planetarias.

Durante un año marciano parte del CO2 de la atmósfera se condensa en el hemisferio donde es invierno, o se sublima del polo a la atmósfera cuando es verano. En consecuencia la presión atmosférica tiene una variación anual.

Las estaciones en Marte

Al igual que en la Tierra, el ecuador marciano está inclinado respecto al plano de la órbita un ángulo de 25°,19. La primavera comienza en el hemisferio Norte en el equinoccio de primavera cuando el Sol atraviesa el punto Vernal pasando del hemisferio Sur al Norte (Ls=0 y creciendo). En el caso de Marte esto tiene también un sentido climático. Los días y las noches duran igual y comienza la primavera en el hemisferio Norte. Esta dura hasta que LS=90° solsticio de verano en que el día tiene una duración máxima en el hemisferio Norte y mínima en el Sur.

Análogamente, , 180°, y 270° indican para el hemisferio Norte el solsticio de verano, equinoccio otoñal, y el solsticio invernal, respectivamente mientras que en el hemisferio Sur es al revés. Por ser la duración del año marciano aproximadamente doble que el terrestre también lo es la duración de las estaciones.

La diferencia entre sus duraciones es mayor porque la excentricidad de la órbita marciana es mucho mayor que la terrestre. La comparación con las estaciones terrestres muestra que, así como la duración de éstas difiere a lo sumo en 4,5 días, en Marte, debido a la gran excentricidad de la órbita, la diferencia llega a ser primeramente de 51 soles.

Actualmente el hemisferio Norte goza de un clima más benigno que el hemisferio Sur. La razón es evidente: el hemisferio Norte tiene otoños e inviernos cortos y además cuando el Sol está en el perihelio lo cual dada la excentricidad de la órbita del planeta, hace que sean más benignos. Además la primavera y el verano son largos, pero estando el Sol en el afelio son más fríos que los del hemisferio Sur. Para el hemisferio Sur la situación es la inversa. Hay pues una compensación parcial entre ambos hemisferios debido a que las estaciones de menos duración tienen lugar estando el planeta en el perihelio y entonces recibe del Sol más luz y calor. Debido a la retrogradación del punto Vernal y al avance del perihelio, la situación se va decantando cada vez más.

Clima marciano en el pasado

Hay un gran debate respecto a la historia pasada de Marte. Para unos, Marte albergó en un pasado grandes cantidades de agua y tuvo un pasado cálido, con una atmósfera mucho más densa, el agua fluyendo por la superficie y excavando los grandes canales que surcan su superficie.

La orografía de Marte presenta un hemisferio norte que es una gran depresión y donde los partidarios de Marte húmedo sitúan al Oceanus Borealis, un mar cuyo tamaño sería similar al Mar Mediterráneo.

El agua de la atmósfera marciana posee cinco veces más deuterio que en la Tierra.30 31 Esta anomalía, también registrada en Venus, se interpreta como que los dos planetas tenían mucha agua en el pasado pero que acabaron perdiéndola. (El agua de mayor peso tiene mayor tendencia a permanecer en el planeta y no perderse en el espacio).

Los recientes descubrimientos del robot de la NASA Opportunity, avalan la hipótesis de un pasado húmedo.

A finales de 2005 surgió la polémica sobre las interpretaciones dadas a determinadas formaciones de rocas que exigían la presencia de agua, proponiéndose una explicación alternativa que rebajaba la necesidad de agua a cantidades mucho menores y reducía el gran mar o lago ecuatorial a una simple charca donde nunca había existido más de un palmo de agua salada. Algunos científicos han criticado el hecho de que la NASA solo investiga en una dirección buscando evidencias de un Marte húmedo y descartando las demás hipótesis.

Así pues tendríamos en Marte tres eras. Durante los primeros 1000 millones de años un Marte calentado por una atmósfera que contenía gases de efecto invernadero suficientes para que el agua fluyese por la superficie y se formaran arcillas, la era Noeica que sería el anciano reducto de un Marte húmedo y capaz de albergar vida. La segunda era duró de los 3800 a los 3500 millones de años y en ella ocurrió el cambio climático, y la era más reciente y larga que dura casi toda la historia del planeta y que se extiende de los 3500 millones de años a la actualidad con un Marte tal como lo conocemos en la actualidad frío y seco.[cita requerida]

En resumen el paradigma de un Marte húmedo que explicaría los accidentes orográficos de Marte está dejando paso al paradigma de un Marte seco y frío donde el agua ha tenido una importancia mucho más limitada.

Órbita

La órbita de Marte32 es muy excéntrica (0,09): entre su afelio y su perihelio, la distancia del planeta al Sol difiere en unos 42,4 millones de kilómetros. Gracias a las excelentes observaciones de Tycho Brahe, Kepler se dio cuenta de esta separación y llegó a descubrir la naturaleza elíptica de las órbitas planetarias consideradas hasta entonces como circulares.

Este efecto tiene una gran influencia en el clima marciano, la diferencia de distancias al Sol causa una variación de temperatura de unos 30 °C en el punto subsolar entre el afelio y el perihelio.

Si dentro de esa órbita se dibuja la de la Tierra, cuya elipse es mucho menos alargada, puede observarse también que la distancia de la Tierra a Marte se halla sujeta a grandes variaciones. En el momento de la conjunción, es decir, cuando el Sol está situado entre ambos planetas, la distancia entre éstos puede ser de 399 millones de kilómetros y el diámetro aparente de Marte es de 3,5". Durante las oposiciones más favorables esa distancia queda reducida a menos de 56 millones de kilómetros y el diámetro aparente de Marte es de 25", alcanzando una magnitud de -2,8 (siendo entonces el planeta más brillante con excepción de Venus). Dada la pequeñez del globo marciano, su observación telescópica presenta interés especialmente entre los períodos que preceden y siguen a las oposiciones.

Satélites naturales

 

Fobos y Deimos (comparación de tamaño)

Marte posee dos pequeños satélites naturales, llamados Fobos y Deimos. Su órbita está muy próxima al planeta. Se cree que son dos asteroides capturados.

Ambos satélites fueron descubiertos en 1877 por Asaph Hall.

Sus nombres fueron puestos en honor a los personajes de la mitología griega que acompañaban a Ares (Marte para la mitología romana).

Desde la superficie de Marte, Deimos, el más lejano y pequeño sale por el este como la Luna. Sin embargo, Fobos, más grande y cercano, se mueve alrededor del planeta más rápido de lo que el mismo planeta rota. Por este motivo aparece en el occidente, se mueve comparativamente, en forma rápida a través del cielo (en 4 horas 15 minutos o menos) y se pone al este, aproximadamente dos veces por cada día marciano (cada 11 horas y 6 minutos).

Asteroides troyanos

Marte posee, como Júpiter, algunos asteroides troyanos en los puntos de Lagrange L4 y L5; los tres asteroides reconocidos oficialmente por la Unión Astronómica Internacional y el Minor Planet Center son: 5261 "Eureka", 101429 VF31 y el 121514 UJ7. También se han descubierto en Marte los siguientes asteroides troyanos: 1999 UJ7 (en el punto L 4),1998 VF31, 2001 DH47, 2001 FG24, y 2001 FR127 (en el punto L 5). Los asteroides coorbitales 1998 QH56 y 1998 SD4 no se consideran como Troyanos porque no son estables y serán alejados por la gravitación de Marte en los próximos 500 000 años.

Vida

Las teorías actuales que predicen las condiciones en las que se puede encontrar vida, requieren la disponibilidad de agua en estado líquido. Es por ello tan importante su búsqueda. Un estudio publicado en 2015 por la NASA concluyó que hace 4300 millones de años y durante 1500 millones de años,33 el planeta tuvo un extenso océano en el hemisferio norte,34 con un volumen mayor que el del Ártico,35 suficiente para cubrir todo el territorio marciano con 130 m de agua.36

Trazas de gas metano fueron detectadas en la atmósfera de Marte en 200337 38 39 40 41 lo cual es considerado un misterio, ya que bajo las condiciones atmosféricas de Marte y la radiación solar, el metano es inestable y desaparece después de varios años, lo que indica que debe de existir en Marte una fuente productora de metano que mantiene esa concentración en su atmósfera, y que produce un mínimo de 150 toneladas de metano cada año.42 43 Se planea que la futura sonda Mars Science Laboratory, incluya un espectrómetro de masas capaz de medir la diferencia entre 14C y 12C para determinar si el metano es de origen biológico o geológico.44

No obstante, en el pasado existió agua líquida en abundancia y una atmósfera más densa y protectora; éstas son las condiciones que se creen más favorables que hubo de desarrollarse la vida en Marte. El meteorito ALH84001 que se considera originario de Marte, fue encontrado en la Antártida en diciembre de 1984 por un grupo de investigadores del proyecto ANSMET y algunos investigadores consideran que las formas regulares podrían ser microorganismos fosilizados.45 46 47

 

 

 

-¿Ve cómo si le faltaban más datos a mi compañera y no solamente a mi? Espero que este contesta con mi curiosidad, porque me puse a revisar la información que nos dio. Y si,se que me falto información de Saturno y que ahorita me falto de la Tierra, Júpiter, Urano, Neptuno y los planetas enanos, pero me canse de hablar.- Comenté, para tomar después otro trago de agua.-Creo que me gane mi participación ahora si, ¿no lo cree?

 

Al fin y al cabo, la profesora quería que parecieramos enciclopedias ambulantes, ¿quién era yo para negarle eso, después de todo? Parecía que tenía tiempo de hablar de más planetas, pero antes de hacerlo, encontré otra sección de plantas relacionadas con los planetas, encontrando una definición interesante.

 

Las especies mágicas que aquí se presentan fueron empleadas en algún tiempo para realizar magias o hechizos con los más variados y variopintos fines. Muchas de las creencias y poderes mágicos de las plantas fueron recogidas por Paracelso, un alquimista, médico y astrólogo suizo nacido en el siglo XV en su Botánica oculta; todavía hoy día en muchos lugares continúan empleándose las plantas con fines similares.

Me quede pensativa. Si fueron recgidas por un astrológo, seguramente podría encontrar que planta estaba asociada con algún planeta y vi que asi era.

 

 

Culantrillo de pozo: asociado con Saturno.

Nueza : asociada con Mercurio.

Campanilla: asociada a Júpiter y el sol

Hiel de la tierra: Asociada con Júpiter en Leo

Celidonia mayor: Asociada con el Sol y Sagitario

Haya: asociada a Júpiter y Saturno

Higuera: Mercurio

Fresa silvestre: Júpiter

Gentiana Lutea: asociada con el sol

Enebro rastrero: asociada con Venus

Eso estaba interesante, pero surgió una duda en mi mente, la cual agradaría a la profesora proque era exclusiva de Astronomía.

 

-¿A qué se refieren cuando dicen que un planeta esta en posición? Imaginó que es por el recorrido que hacen mientras giran alrededor del sol y llegan al punto de partida, pero entonces, ¿cuál es la posición inicial de cada planeta? - Pregunté.-Un mapa astral ayudaría a saber la posición de los mismos, ¿no?

 

Había más plantas asociadas a los planetas, pero era importante resolver esa cuestión primero, la de la posición de los mismos. No tenía caso describirlas en la clase y me había quedado callada mientras leia, pero el hecho de conocer las posiciones de los planetas y de dibujar un mapa astral, era algo que me intersaba bastante.

Editado por Lyra Katara Ryddleturn

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La reacción de Lyra soprendió a Katherine. ¿Enciclopedias ambulantes? ¿Materia que no estaba dando? La Rosier movió negativamente la cabeza, ligeramente molesta. Sí, tenían muy buena relación, pero no pensaba acostubmrarse a que le hablara de tal forma.

 

 

 

- Selwyn – dijo tan tranquilamente como le fue posible, intentando conservar los nervios – Le agradecería que se calmara. Y que escuchara un momento, por favor. Usted está aquí para aprender de astronomía, y yo aquí, para enseñarle sobre esta matéria. Si hace el favor, tranquilícese. - serenó el rostro, que empezaba a crisparse por momentos,por los nervios - Le he corregido a usted, y no a Laurinda, al estar su explicación más clara en los detalles más importantes. Es decir, cosas más irrelevantes sobre marte, pero quizás más complicadas, las ha omitido, pero al estar aquí para estudiar, por eso no se lo he mencionado. En cambio, usted se ha dejado uno de los detalles más importantes de Saturno, los anillos, que se ven perfectamente, y así usted habría podido preguntar. - levantó las cejas, y vió como la chica sacaba el libro.

 

 

 

Demasiado lanzada. A ella nunca se le huberia acudido cuestionar al profesor, y menos, ponerse a leer un libro en voz alta, en medio de la clase, cuestionando su manera de enseñar. Pero escuchó casi los veinte minutos que la Selwyn estuvo hablando en voz alta, reteniendo ciertas cosas de las que mencionaba.

 

 

 

Cuando acabó, escuchó la pregunta de Lyra, y recordando lo que le había explicado una vez Roxanne Rambaldi, se dispuso a responder. Posición. Hacía un tiempo que no recorria a este termino, más usado en herbología, o adivinación, pero no le fue difícil encontrarlo en su mente.

 

 

- Muchas grácias por su explicación, Selwyn, y si le parece, ahora voy responderle su pregunta – dijo - y espero que la respuesta la complazca – añadió con cierta frialdad. – Hablamos de que un planeta está en posición cuando està lo más cerca del planeta azul. Y es cuando se pueden plantar bien muchas plantas, o hacer predicciones, si se está interesado en la Adivinación. – cuando la volvió a mirar, y luego a Laurinda, pensó que debían ir ya donde las esperaban.Espero haber resuelto su duda. Ahora, les agradecería que tomaran las capas, y cogieran los tinteros. Debemos partir a Gizeh, hace unos 4000 años.

 

 

 

Dicho esto, cogió su capa, que antes había dejado colgada de nuevo al hablar con Lyra, se la puso, e hizo volar un par de tinteros vacíos hacia las dos chicas, y cuando tocaron sus manos, empezaron a brillar azulado. Rosier, cogió el suyo, y apenas lo tocó, sintió un tirón de estómago, y desapareció girando, hasta posarse con suavidad sobre la arena del desierto.

 

 

 

Miró a su alrededor. Se encontraban en medio de un pequeño campamento, lleno de tiendas de tela blanca, en plena noche. Sólo había un sitio iluminado. Una hoguera chispotorreaba, produciendo una luz irregular, que producía una luz fantasmagórica a los dos hombres que se encontraban sentados a su lado. Uno, era muy moreno, completamente calvo, y solo vestia una pequeña falda blanca, poco adecuada para el frío que hacía. El otro, también calvo, vestía una túnica larga marrón, y murmuraba coses en un extraño lenguaje, y mientras movía una varita, de la que surgían líneas te tinta, que él iba poniendo sobre un pergamino.

 

 

 

<<Sólo él habla el inglés>> les dijo Katherine a sus dos alumnas, mientras se acercaban a ellos. Al estar a unos metros, el más viejo, el mago, alzó la cabeza, y al reconocer a la Rosier, hizo un ademán con la mano, ordenando a su compañero que se fuera. Se conocían. De una vez, unos meses atrás, hacía unos pocos días para el astrónomo. Katherine había viajado allí, en motivo de una pequeña investigación.

 

 

 

- Un placer, Khalid, hijo de Zaid, de nuevo – habló, vocalizando mucho, con sumo respeto. – Estoy aquí para que mis alumnas, Lyra y Laurinda – siguió, señalando a las chicas – ,puedan aprender algo más sobre la astronomia que tratan ustedes junto a los griegos, que si mis recuerdos son correctos, se encuentran al campamento de al lado, però también creo que Akakios, hijo de Aesop, se encuentra entre ustedes. ¿Cree que nos podria explicar algo? – e hizo una pequeña reverencia.

 

 

 

El hombre se levantó con lentitud, mostrando un porte muy elegante, e hizo una pequeña reverencia en dirección a las mujeres. Cuando habló, lo hizo con un acento extraño.

 

 

 

- Katherine, hija de Evan – dijo pronunciando su nombre como “Katrrina”. – Es una gran alegria tenerte de nuevo aquí. ¿Así te lleva esto? Llamaremos a Akakios, que no dudo que nos ayude – y silbando con fuerza, llamó a un esclavo, al que habló rápidamente en egipcio antiguo. Luego, se dirigió de nuevo a ellas, invitándolas a andar tres sí, hacia lo más imponente que se encontraba junto a ellos. Las tres pirámides de Gizeh, una de ellas aun se encontraba en construcción. Eran realemente bellas, y se podia apreciar la belleza que habían poseído antes de que fueran tocadas por el hombre blanco. – Pregunten lo que deseen, señoritas.

http://i.imgur.com/chADgSE.gifhttp://i.imgur.com/Yk6f1.gifCarool :ninja:

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Luu & Sofi + Eli & Katherine = Forever H'18❤️

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Me mordí los labios, esa clase ya no me estaba gustando. Era obvio que no me llevaría bien con la profesora, que además, se tardaba muchisimo en continuar con la clase, más de lo que yo me había tardado en leer. No estaba de acuerdo con los métodos de la profesora en la clase, que al parecer prefería tener a alguien que estuviera de acuerdo en todo con ella.

 

No tome el tintero, me habia dado mucho sueño además esperando la respuesta de la clase, por lo que me quede en el salón con mis cosas. No tendría derecho a reprobarme si lo intentaba, pero ¿para estar con puros regaños? ¡Qué aburrido!

 

Todo por unos anillos, claro que los había visto, no estaba ciega tampoco, pero no me sabía de memoria las características de los mismos, y si no sabía las características, veia absurdo mencionarlos. ¿Qué quería, que señalara el planetario y dijera “¡Ay! Mire, profesora, que bonitos son los anillos de Saturno”, sin que le recitará sus características ni nada? Era absurdo que exigiera eso la profesora. Y además, había respondido de forma tan breve la pregunta que le hice, que no tenía sentido preguntar más cosas.

 

-Yo no la sigo. Prefiero quedarme en la biblioteca de la Universidad y leer un buen libro de Astronomía, que se relacione con los temas que quiero ver. Mas si siempre van a hacer puros regaños y respuestas tan breves.- Pensé.

 

Estando en la biblioteca, buscando en los libros que tenían, encontré mucho mejor explicado lo de la posición de los planetas, ¡sabía que podía encontrar algo más que la respuesta tan simple de la profesora, siendo que la anterior de la distancia, la dio más amplia.

 

 

 

En el latín y en el griego respectivamente es donde se encuentra el origen etimológico de las dos palabras que dan forma al término que ahora vamos a analizar en profundidad. Así, posición es fruto de la unión latina del vocablo positio, que significa “puesto”, y del sufijo –ción, que es la “acción de poner”.

Astronómica, por su parte, es una palabra que viene del griego y que procede de la palabra astronomía que surge como consecuencia de la suma de astro, que es sinónimo de “estrella”, y de nomos que equivale a “norma o regla”.

El concepto de posición astronómica puede entenderse de dos formas diferentes. Por un lado, se trata de la localización de un lugar en la superficie de la Tierra; por otro, la noción refiere a la localización de los astros en relación a la Tierra. Este segundo caso también se conoce como astronomía de posición.

La posición astronómica, por lo tanto, puede ser un punto situado en las coordenadas terrestres (como 60°20’N 0° 9’E). Estas coordenadas marcan una ubicación exacta y precisa de un cierto lugar en la superficie de nuestro planeta.

Otra manera de comprender la posición astronómica, en cambio, está vinculada a la astronomía de posición (también conocida como astrometría), una rama astronómica que estudia y mide la movilización, las paralajes y la posición de los astros.

Dicha rama científica es importante subrayar que, además de lo expuesto y para cumplir sus objetivos y funciones, se encarga de analizar y estudiar en profundidad cuestiones tales como el movimiento de los satélites y de los planetas, el movimiento durante el día que realizan las estrellas y también el Sol, o el desarrollo de fenómenos metereológicos tales como los eclipses.

A través de la astronomía de posición, es posible desarrollar un modelo que muestre el movimiento de los astros al medir ciertos ángulos en función de planos fundamentales. La posición astronómica, pues, tiene vínculo con las coordenadas astronómicas.

Asimismo hay que dejar patente que la astronomía de posición o astrometría se divide en dos ramas claramente delimitadas. De esta forma, en primer lugar, está la conocida como la astrometría de campo pequeño, que es la que se encarga de llevar a cabo la observación y delimitación de posiciones relativas.

Y, en segundo lugar, está la que recibe el nombre de global. En su caso, su objeto de estudio no es otro que la determinación y posterior clasificación de las posiciones que tienen lugar en lo que son extensas y amplias partes del cielo.

La posición astronómica de la Tierra, entendida como la localización del planeta en el Sistema Solar, resulta clave para la existencia de la vida. Si la Tierra tuviera otra posición astronómica (es decir, si estuviera más lejos o más cerca del Sol), el agua no estaría presente de manera simultánea en sus distintos estados (sólido, líquido, gaseoso) y, por lo tanto, la atmósfera terrestre presentaría otras características. La masa de la Tierra, de hecho, tiene una vinculación directa con la distancia entre el planeta y el Sol.

 

Era obvio que la profesora y yo no congeniabamos y lo mejor era estudiar la materia por mi cuenta, así no interferencia en sus métodos de enseñanza e igual aprendía, motivo por el cual seguí buscando la información de los planetas que faltaban, Tierra, Júpiter, Urano y Neptuno.

 

Había salido de la biblioteca y me dirigí a la azotea de la Universidad. Todavía no la conocía bien. Llevaba mi telescopio y todo el material necesario para hacer mapas estelares, con la pocisión de los planetas al día de hoy, al menos esperaba lograrlo y era mejor practicar que solo sentarse a hacer preguntas. La información que había leido sobre los mismos era interesante.

 

 

 

MAPAS ESTELARES Y VOCABULARIO ASTRONÓMICO.

Al igual que en la Tierra necesitamos mapas para encontrar un sitio en una ciudad, también necesitamos mapas para auscultar el cielo. Un mapa estelar puede mostrarnos con exactitud dónde se encuentra un objeto, dentro de una miríada de objetos en el cielo. Es bueno tener un buen Atlas para realizar buenas observaciones astronómicas. Hoy hay programas de computador gratuitos tales como Stellarium, que pueden ser utilizados en computadores portátiles, tabletas e ipods, en cualquier lugar y cualquier hora, siempre y cuando tengamos conexión de internet. Hay muchos Atlas buenos para observaciones a ojo limpio. Se estima que en hay cerca de 6000 estrellas que son visibles a ojo limpio, siempre y cuando las condiciones climáticas nos lo permitan. Cuando utilicemos un Atlas, asegurémonos de orientarlo en la misma forma en que nosotros veríamos el objeto en el cielo. Para principiantes como yo, el Atlas virtual de Stellarium o los de Norton o Will Tirion’s Bright Star son muy útiles.

 

Escala de brillo de las estrellas

Los astrónomos han dividido el brillo de las estrellas y objetos estelares entre brillantes y débiles. Han definido una variable llamada magnitud aparente para referirse al brillo de una estrella. Cada escala de magnitud es 2.5 veces más brillante o débil que la anterior. La escala es tal que la magnitud aparente 6 es 100 veces más débil que una estrella de magnitud 1. Una estrella de magnitud -1 es 2.5 veces más brillante que la de magnitud 0 y una de magnitud 0 es 2.5 veces más brillante que otra de magnitud 1.

En las áreas urbanas y en sus alrededores, nuestro ojo limpio tiene capacidad de ver objetos estelares cuya magnitud aparente sea inferior a 2.5. En el pasado, cuando la atmósfera era más limpia, los observadores griegos y aquellos de la edad moderna cómo Galileo, Kepler y Copérnico, podían observar estrellas y objetos estelares de magnitudes inferiores a 6. Hoy eso es casi imposible, salvo en lugares muy alejados de las grandes ciudades y dónde no hay industrias ni polución.

El Sol tiene una magnitud aparente de -27, La Luna llena es -12, Venus en su máxima aproximación es -4.4, Júpiter es --2, Sirio es -1.5, Vega es 0 y Polaris (Polo Norte Celeste) NCP aproximadamente 2.

 

PUNTOS CARDINALES

Afortunadamente alguien inventó la brújula y con ella nos podemos orientar Norte - Sur - Este - Oeste, en forma más o menos aproximada, ya que el norte magnético y el norte celeste nunca coinciden, pero son muy cercanos, suficientemente cercanos para realizar observaciones astronómicas a ojo desnudo. El Sol no es una buena guía para determinar los puntos cardinales, ya que, aunque teoría sale por el Este y se pone por el Oeste, esto no es cierto, ya que dependiendo de la latitud y del periodo del año (de las estaciones) estos puntos son variables. Digamos que el Sol sale por los lados del Este y se pone por la vecindad del Oeste.

La noche es mejor guía para determinar los puntos cardinales. En el Sur, a latitudes superiores a 40º la constelación Cruz del Sur, que es visible todo el año en las noches, nos permite ubicar el polo sur celeste. Basta tomar lo que llamaríamos el eje mayor de la cruz y tomar una medida igual a 4.5 veces esta distancia a partir de A Cruz.

Todas las estrellas y constelaciones que están dentro del circulo mostrado en la figura, son visible todo el año, de día y de noche, desde Melbourne. De día con aparatos especiales y de noche a ojo desnudo.

En el Norte, la estrella polar “Polaris” casi coincide con el Polo Norte Celeste NCP. En la figura , que corresponde al cielo de Nueva York el 22 de febrero de 2011 a las 8 de la noche, vemos la estrella Polar alfa. Polaris y todas las estrellas que están dentro del círculo mostrado, se ven todo el año, de día y de noche. La Osa Mayor, que es como una cuchara invertida tratando de tomar a Polaris, nos ayuda en las noches a identificar a Polaris. Merak y Dubhe, dos estrellas de magnitud aparente 2, dentro del asterismo de la Osa Mayor, que es fácilmente reconocible, nos ayudan a ubicara Polaris. Cinco veces la distancia Merak – Dubhe, desde Dubhe, nos determina la posición de Polaris. La constelación Casiopea, fácilmente reconocible por ser una w, también nos ayuda a ubicar a Polaris.

 

 

 

 

-Qué complicado es esto- Pensé.

 

Era mucha información. Comparaba los dibujos que había hecho contra el mapa que había comprado en un observatorio, sin embargo no lograban parecerse en mucho. Los puntitos que señalaban donde estaba cada estrella entre otras cosas, empezaban a mareame, pero segui.

Editado por Lyra Katara Ryddleturn

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