Mitológicamente Plutón es el dios del Inframundo (Hades para los griegos) Normalmente es el planeta más lejano de todos, de modo que algunos piensan –equivocadamente- que Plutón marca la frontera exterior del Sistema Solar. Plutón está representado por una “P” y una “L” unidos en un mismo símbolo. Son las iniciales de Percival Lowell, astrónomo que creyó firmemente en la existencia de este planeta y construyó un observatorio específicamente para su búsqueda y localización.

¿Por qué estuvo Percival Lowell tan convencido de la existencia de Plutón? Por el descubrimiento de Neptuno (1846) en función de la perturbación gravitacional de Urano. Como recordarás, el movimiento orbital de Urano era tan irregular que apuntaba a la existencia de otro planeta. Cuando lo buscaron, lo encontraron. Sin embargo, la masa de Neptuno no parecía ser suficiente para explicar la desviación observada. ¿El motivo? ¡Otro planeta, con seguridad! Y la búsqueda comenzó… y se extendió hasta 1930, cuando Clyde Tombaugh descubrió a Plutón.

Plutón resultó ser un “planeta” ultraligero, incapaz de alterar el curso de Urano y Neptuno. Si Plutón no era el culpable de tal movimiento, entonces otro planeta debía estar involucrado. Y así nació la leyenda del décimo planeta o Planeta X . Hoy sabemos que esa “desviación” de Urano y Neptuno no fue otra cosa que un error de cálculo. Recientemente se ha despertado una acalorada polémica respecto a la identidad de Plutón como planeta. Tiene atmósfera y tiene un satélite, pero hay asteroides que comparten estas mismas características y sin embargo fueron excluidos de las grandes ligas.

Ninguna sonda interplanetaria ha visitado este lejano planeta. Hasta ahora las imágenes más detalladas provienen del Telescopio Espacial Hubble y de los observatorios de gran apertura que observan en Infrarojo y que cuentan con corrección por turbulencia atmosférica. Aún así, solo se detectan algunas características de contraste muy sutil.

DISTANCIA AL SOL

La distancia promedio de Plutón al Sol es de 5,915.80 millones de Km., equivalentes a 39.5447 unidades astronómicas. Desde esa distancia el aspecto tímido del Sol es como de una estrella muy brillante. Tan lejos está, que la luz del Sol tiene que viajar 5 horas 28 minutos antes de llegar a este lejano mundo. La temperatura es frígida de –210 a –223°C. La distancia mínima entre Plutón y la Tierra es de unos 4,500 millones de Km.

DIÁMETRO ECUATORIAL 

Plutón es el planeta más pequeño del Sistema Solar. Con sólo 2,300 Km. de diámetro, se ocuparían 5.54 Plutones para cubrir el diámetro de nuestro planeta ( =12,756 Km) En otras palabras Plutón mide 0.18 diámetros  ó 18% del diámetro Terrestre.

MASA

La masa de Plutón es de 1.32 x 1022 Kg. Tiene 0.0022 veces la masa de la Tierra. (0.22 %) . Necesitaríamos 452.5 Plutones para alcanzar la masa de la Tierra.

DENSIDAD

En promedio cada metro cúbico de Plutón pesa 2,030 Kg., es decir, su densidad es de 2.03, ó 2.03 veces más denso que el agua. La Tierra tiene una densidad de 5.52.

COMPOSICIÓN

La composición de Plutón es muy parecida a la de los cometas (¿Tal vez demasiado parecida?) Está básicamente compuesto de hielo y polvo. Hielo de agua, dióxido de carbono, metano y polvo abundante en carbono. Estos gases congelados están tranquilos pues a esta distancia la energía del Sol apenas puede sublimar algunos gases en el perihelio. Si por algún motivo Plutón se acercara al Sol, estaría condenado a disipar violentamente sus gases al espacio.

ATMÓSFERA (¿o coma?)

Plutón tiene una atmósfera pasajera que se desarrolla cada vez que éste se acerca al Sol. Es muy sutil y se extiende de manera que tanto Plutón como su satélite Caronte terminan envueltos en ella. En los cometas esta atmósfera temporal se llama coma.

GRAVEDAD SUPERFICIAL (Relativa a la Tierra)

Es de 0.041 veces la de la Tierra. Si pudiéramos colocar una báscula sobre su superficie, notaríamos que nuestro peso se disminuye al 4.1% de nuestro peso habitual. En otras palabras, una persona que aquí en la Tierra pesa 70 Kg. pesa en Plutón casi 2.9 Kg.

VELOCIDAD DE ESCAPE

En Plutón la velocidad de escape es de 1.1 km/seg, 10 veces menor que la de la Tierra, que es de 11.2 km/seg.

PERIODO DE ROTACIÓN

Plutón tiene un día muy largo comparado el día terrestre. Su período de rotación es de 6.38721 días terrestres. Curiosamente el día de Plutón coincide con el período de traslación de su satélite Caronte, de tal modo que ambos se presentan siempre la misma cara.

PERIODO DE TRASLACIÓN

El año o período sideral de Plutón dura 248.54 años terrestres. Esto es igual a 90,777 días terrestres y a 14,212 días plutonianos. Como es el planeta más lejano del Sol su velocidad orbital promedio es muy lenta: 4.74 kilómetros por segundo.

PERIODO SINODICO

Es tan lento el movimiento de Plutón alrededor del Sol que prácticamente lo volvemos a encontrar en el mismo sitio después de un año. El período sinódico es de 366.73 años terrestres, es decir, después de 1 año y 1 día, Plutón vuelve a estar en oposición.

INCLINACIÓN DE SU EJE DE ROTACIÓN (Relativa al plano de su órbita)

En un principio fue difícil establecer su eje de rotación con precisión, por su pequeño tamaño y gran distancia que nos separa. Si consideramos que todos los planetas rotan en contra de las manecillas del reloj Plutón está casi invertido, no tanto como Venus pero sí más que Urano. Desde esta perspectiva el eje de rotación de Plutón es de 119.6°

INCLINACIÓN DE SU ORBITA (Relativa a la Tierra)

Está más inclinada que ningún otro planeta: 17.14°. Sólo los asteroides y los cometas se desplazan tan lejos de la eclíptica.

EXCENTRICIDAD DE SU ORBITA

Tiene la órbita más excéntrica de todos los planetas e=0.249. Es tan excéntrico que por cada vuelta al Sol pasa un tiempo (20 años) por dentro de la órbita de Neptuno, convirtiéndose temporalmente en el penúltimo planeta del Sistema Solar, cediendo el título del más lejano a Neptuno. La última vez que Plutón estuvo por dentro de la órbita de Neptuno fue de 1979 a 1999 ¿Existe acaso el riesgo de que al invadir carril, pueda chocar Plutón con Neptuno? Realmente no. Están en resonancia (2/3), de modo que nunca coinciden en el mismo lugar al mismo tiempo. Aún si se cruzaran, la órbita de Plutón está tan inclinada que su trayectoria lo lleva a pasar por arriba de la órbita de Neptuno. Cada 2 vueltas de Plutón alrededor del Sol, Neptuno efectúa 3 en el mismo período.

SATELITES

En 1978 se descubrió una sutil prominencia asomando por encima del borde del planeta en una fotografía muy ampliada. Se descartó que se tratara de una montaña porque la densidad de Plutón no podría sostener tal masa. Se dedujo entonces que era un satélite natural. Su nombre es Caronte (el barquero mítico que transporta las almas de los muertos sobre el río Styx a cambio de unas monedas…¿quién dijo que con la muerte se acaban las deudas?)

Caronte tiene un diámetro aproximado de 1,250 km y orbita a Plutón a una distancia de 19,640 km, para fines prácticos: a un tiro de piedra. Imagínate. Con todo y que es mucho más pequeño que nuestra Luna, su cercanía a Plutón hace que cubra 3.5° de diámetro angular. Esto es el equivalente a ver nuestra luna ¡7 veces más grande! De todos modos un plutoniano no podría ver nunca a Caronte salir por el horizonte. Plutón y Caronte están amarrados de modo que Caronte nunca se mueve de lugar en el cielo de Plutón.

ASPECTO A SIMPLE VISTA

Plutón es invisible a simple vista. Su brillo es muy sutil alcanzando un magnitud 13 a 14 en oposición por lo que es necesario un telescopio de 8” mínimo.

ASPECTO EN EL TELESCOPIO

En cualquier telescopio Plutón no pasa de ser un minúsculo puntito de luz. Sólo existe un reporte de observación en el cual se detectó Caronte visualmente. Las condiciones de observación eran inusuales: un telescopio de 39” de diámetro a más de 2,870 metros sobre el nivel del mar. Fuera de eso lo interesante en Plutón es observar el movimiento aparente entre las estrellas (ojo: el movimiento observado se debe a la Tierra y no a Plutón)

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La fiesta ya pasó. Los invitados: el Sol, Venus, la Tierra y millones de espectadores que esperaban ansiosos ser testigos de un evento -que habrá de repetirse más de un siglo después- suspiramos, aliviados; tras una avalancha de emociones e incertidumbre por un clima que –traicionero- amenazaba con arruinar el encuentro. Y algunos, lamentablemente, ya no tuvieron ocasión de espiar la breve visita que la diosa de la belleza hizo al astro rey.

Contento porque no he recibido reporte alguno de personas lesionadas en su vista, celebro que en mi ciudad cientos de visitantes se hayan dado cita en el Planetario Alfa, en la UDEM y en la UANL para contemplar el tránsito de Venus frente al Sol por medio de múltiples telescopios, filtros y sistemas de proyección. Mi agradecimiento para la Universidad de Monterrey por recibirnos como sede para la observación del tránsito.

La amenaza fantasma

Temprano en la mañana del martes 5 de junio, el pronóstico del clima era desalentador: cielo nublado y lluvias. Y no hacía falta ser especialista para esperar condiciones así: la mañana era oscura, bajo un cielo completamente cubierto de densas nubes. Pero, si algo he aprendido en tantos años de observación es que la historia no está escrita y el clima «no tiene palabra».

Nada menos, el día anterior al tránsito –el lunes 4 de junio- se esperaba un eclipse parcial de Luna, antes de amanecer. Lo mejor habría de acontecer entre 5 y 6 de la mañana. Publiqué que estaría en un parque, esperando a los interesados y　 cuando mi despertador sonó a las 4:30 AM y me asomé por la ventana, vi el cielo cerrado. Quise renunciar antes de tiempo pero ¿qué pasaría si algún optimista se presentaba a la cita? Más valía cumplir. Llegué al parque y con escepticismo me di cuenta de que de la Luna, sólo se veía su resplandor, atrás y arriba de las nubes. Ni siquiera su contorno. El eclipse inició ¡y ni quién lo viera! Ni siquiera yo. Seguía nublado. 5:15. 5:30. 5:45. Evidentemente nadie más vendría. Lo que yo no sabía era que en el momento de la centralidad, la protagonista del evento celeste sí se presentaría, puntual.

¡Sí, señor! Poco después de las 6:00 AM -en el mejor momento del eclipse- la Luna se dejó ver, con esa gran mordida que le hacía el oscuro contorno de la sombra terrestre. Lo dicho: «la fiesta no se acaba hasta que se acaba». Y ahí estaba sólo, pero bien acompañado.

Así que ver un cielo cerrado el martes, no me desanimó, a pesar de que todavía a mediodía, abundaban las nubes. A las 3:00 PM algunos me preguntaban: -¿Se verá el tránsito? -«No lo se, pero más vale estar preparados»

Y la espera no fue en vano: el Sol se veía rebonito ¡lleno de manchas!

El sitio de observación

Pedro Valdes Sada imparte la asignatura de Astronomía en la Universidad de Monterrey y amablemente nos invitó a presenciar el tránsito desde el edificio de Residencias e la UDEM. El Planetario Alfa, muy cercano a la Sierra Madre, vería interrumpido el tránsito mucho antes de llegar el Sol al horizonte; pero éste era un lugar indicado. Una semana antes ya habíamos establecido el punto por donde habría de ocultarse el Sol tras el horizonte y de paso determinamos la posición de la estrella polar respecto a la topografía circunvecina. De día no se puede ver Polaris y los telescopios debían estar perfectamente alineados, así que referimos una cañada del cerro de las Mitras como nuestro «norte».

Más de 20 telescopios e instrumentos se dispusieron en Residencias, en el jardín central y el corredor-balcón que está orientado hacia el oeste. Había todo tipo de telescopios: desde pequeños refractores, catadióptricos medianos, reflectores y sistemas de proyección para observación exclusiva del Sol. Los visitantes que llegaban a Residencias eran recibidos por una lona informativa con detalles del tránsito cortesía del Comité Nacional Noche de las Estrellas y Kosmos Scientific de México, S.A. de C.V.; quienes asimismo tuvieron a bien facilitar unos filtros para la observación del Sol.

A mí me acompañó el «viejo fiel»: un telescopio de 10″ Meade que serviría como montura glorificada para el PST (Personal Solar Telescope) de Coronado. Éste serviría para observar la estructura de la atmósfera solar y permitiría –tal vez- registrar la aproximación de Venus aún antes del primer contacto.

Obervaciones «Ponchito»

Alejandro Correa –socio de muchos años de la SAPA y entrañable amigo- sorprendió como siempre con sus demostraciones de lo que un observador entusiasta puede hacer con recursos limitados. Y no que no disponga de un telescopio mayor (un Celestron 8 que también apuntaba al Sol) sino que disfruta ver a familias y niños curiosear el evento con una máscara de cartón + filtro de soldador de 14 sombras, unos binoculares de 10X con el mismo filtro, así como un pequeño refractor que proyectaba nítidamente el disco solar hacia la tapa semitransparente de un tubo de papas fritas.

La magia del H-Alpha

Lo prometo: estaré preparado para el próximo tránsito ¿de Venus? No, ja ja ja, ése ya pasó; pero Mercurio cruzará frente al Sol el 9 de mayo de 2016 (Anótenlo en su agenda) y no quiero cometer el mismo error. Veamos.

Mi telescopio H-alpha estaba listo para mostrar el primer contacto y tenía fuertes sospechas de que me permitiría verlo poco antes de que fuera evidente en el resto de los instrumentos. ¿Por qué? Porque la emisión del Sol en hidrógeno ionizado (es decir, la luz del hidrógeno excitado) permite ver la actividad de su atmósfera (llamada cromosfera) más allá de la superficie del Sol. La cromosfera se alza cuando menos 2000 kilómetros por encima de la superficie brillante del Sol (la fotosfera) así que muy probablemente vería el disco oscuro de Venus proyectado sobre la cromosfera, antes de llegar a la fotosfera. Tenía también perfectamente determinado el punto por dónde ingresaría Venus (en muchos telescopios es fácil perder la noción de arriba y abajo, o en este caso: norte y este)

Todo parecía en su lugar pero me falló el cálculo. Venus sí se vio sobre la cromosfera solar ¡pero mucho antes de lo que yo esperaba! Para cuando me di cuenta, una tercera parte del planeta ya estaba «mordiendo» las espículas solares y grité de emoción (y algo de frustración, ja ja ja). ¡No lo podía creer! Venus se había anticipado seis minutos ANTES del «primer contacto» oficial y era perfectamente visible con el telescopio H-alpha. Y yo que creía que eso sólo lo detectaban los telescopios de la NASA, ja ja ja. Siempre se aprende algo nuevo. Seis minutos parece poco, pero superó por mucho mis expectativas.

El corazón latía estrepitosamente pero Venus se tomó su tiempo. Lentamente, se deslizó frente al borde solar.

Las observaciones inesperadas no habían terminado: mucho antes del segundo contacto el efecto de gota negra –alimentado por la turbulencia atmosférica- pareció distorsionar la figura de Venus. Por unos momentos, no parecía una esferita ingresando al disco solar, sino uno de esos fantasmitas de videojuego que persiguen al apurado Pac Man, pero negro (ése vale más puntos).

Poco a poco, antes de cerrarse la separación que rodeaba a Venus, otro efecto fantástico: entre las puntas –cada vez más juntas- del contorno solar, se formó un arco tenue de luz rojiza: ¡Un crepúsculo extraterrestre, dibujado por las nubes de Venus, iluminadas a contraluz! Es decir, aún no terminaba Venus de ingresar al disco iluminado del Sol, cuando ya era evidente la circunferencia completa del planeta. Algo muy similar sucede cuando una persona tiene un foco atrás de su cabeza y sus cabellos parecen iluminarse. Lo mismo sucedió con Venus y otros los confirmaron también: Pedro Valdés Sada, Luis Manzanero y Jorge Elias Gutiérrez. Pedro describió atinadamente el fenómeno del copete venusino como un «puente chino» sobre el borde solar.

¡Segundo contacto! ¡No, todavía no!

Grité emocionado «-¡Segundo contacto!» y la respuesta fue un frío «-¡TODAVÍA NO!»

¿Cómo de que no? Clarito se ve el disco completo adentro de … ¡Ah, sí! Venus ya estaba englobado por la cromosfera solar, pero todavía no ingresaba completamente a la fotosfera ¡Que interesante! Me fui al telescopio de Rafael Chávez; y dicho y hecho: Venus era aún una gran muesca redonda, que aún no «cerraba». La vista en el telescopio de Ilsa Chapa también era genial: un Sol dorado, lleno de pecas con una perla negra invadiendo el borde del Sol. Así, sucedió algo insólito: pude observar dos veces el segundo contacto, en un mismo tránsito: primero en la cromosfera y la segunda ocasión en la fotosfera. Tomé todas las fotos que pude.

De ahí en delante, muchísimas personas se acercaron al pequeño telescopio. El PST parece un juguete pero el aspecto del Sol a través suyo era maravilloso. En el extremo opuesto del ingreso de Venus, dos grandes prominencias se levantaban perpendiculares a la superficie solar -como antenitas- y cuando menos otras 7 prominencias dibujaban rizos cerrados alrededor del Sol. A primera vista las «antenitas» no parecían muy grandes –es decir, comparadas con el Sol- pero no hay que olvidar que el Sol es ENORME: esos gases arrastrados por los campos magnéticos (que parecían, pero que no son llamaradas) alcanzaban una altura de ¡50,000 kilómetros! También se observaron –sobre el disco solar- largos filamentos de gas oscuro que se contorsionaban alrededor de las regiones activas.

Una hora antes del atardecer y el Sol se «transformó». El rumor –en broma- de que su aspecto se había tornado similar al de Júpiter se debía a unas líneas de tendido eléctrico que se cruzaron en nuestro camino. Algunos sintieron que su secuencia de fotos se había arruinado. Otros lo festejaron como un detalle estético, revelador del aspecto humano, en la observación del evento.

A medida que el Sol se acercaba al horizonte, otra transformación se hizo evidente: la atmósfera terrestre estaba cobrando su factura. Además de que el aire turbulento hacía vibrar el pequeño lunar oscuro, me sorprendí de ver que mi última foto con el PST mostraba un Sol muy distorsionado. Parecía una sandía. Al revisar la imagen en la cámara pensé que había tomado mal la foto, pero pronto caí en cuenta que la imagen aplastada obedecía a la cercanía al horizonte. Así como una pajilla parece doblarse en un vaso de agua –a causa de la refracción- la imagen del Sol se había «doblado» al cruzar las capas de aire terrestre.

Se corrió la voz y ya casi no pude observar a través del PST. El lado bueno es que muchos contemplaron asombrados el conjunto del Sol, las manchas, las prominencias y el disco negro azabache de Venus. Ya no me fue posible observarlo y fotografiarlo durante la puesta de Sol (con el PST), por lo que decidí usar el telefoto a secas para captar el atardecer. Las únicas nubes que se dejaron ver durante todo el transcurso del fenómeno fueron unas delgadas hebras blancas que enmarcaron al Sol justo antes de perderse tras una distante meseta.

El Sol finalmente se escondió de nuestra vista y un momento memorable –además del evento celeste- fue que mi hijo –casi tan alto como yo- me abrazó fuertemente, diciendo: -Gracias, papá, por dejar que te acompañara a ver este tránsito.

Tras la puesta del Sol: Un nuevo Venus

Procuramos estar preparados para resolver las dudas que puedan surgir de los fenómenos celestes, pero cuando -tras el clímax, las porras y los aplausos- estábamos ya guardando nuestros equipos, surgió la pregunta insólita: un amigo se detuvo a ver los colores del hermoso crepúsculo y preguntó inocente: -«¿Y Venus?». Lo miramos con una sonrisa, «peló» los ojos y estalló en una carcajada cuando cayó en cuenta de que ya conocía la respuesta. Y es que Venus ya ha dejado de ser «lucero de la tarde». Este mismo fin de semana se presentará con una nueva faceta: ahora será el «lucero de la mañana» en los próximos meses.

¡Busquen a Venus! Los primeros días estará rasando el horizonte pocos minutos antes de la salida del Sol y exhibirá un diámetro dilatado y una fase sorprendentemente delgada. Necesitarán un cielo libre de nubes y un horizonte plano hacia el este. Unos simples binoculares de 10 X serán suficientes para mostrar su fase creciente y cualquier telescopio pequeño ofrecerá una imagen increíble. Venus se asomará casi en el mismo punto por donde «sale» el Sol.

Pablo Lonnie Pacheco Railey
Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
www.astronomos.org

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El autor es socio (desde 1988) y miembro honorario de la Sociedad Astronómica del Planetario Alfa, así como director de ASTRONOMOS.ORG www.astronomos.org Puedes reproducir este artículo libremente de manera total o parcial, siempre que se de crédito al autor y se indiquen sus correos electrónicos: pablo@astronomos.org, pablolonnie@yahoo.com.mx . Si detectas un error, favor de enviar correcciones y sugerencias a estos mismos.

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En el siglo XVIII el alemán J. Daniel Titius (1729-1796), profesor de física en Wittenberg, encontró una relación numérica que reproduce con una buena aproximación los semi-ejes mayores de la órbitas planetarias. La publicó en 1772 en una nota a pie de página en un libro que tradujo. Esta serie pasó inadvertida hasta que Johan Elert Bode (1747-1826), director del Observatorio de Berlín, la dio a conocer en 1778 y ahora es referida como la «ley de Titius-Bode», o simplemente como ley de Bode, doble error pues no es una «ley» ni tampoco es de Bode.

Partiendo de una sucesión formada por el número 0 y los términos de una progresión geométrica de razón 2 y primer término 3 (0, 3, 6, 12, 24, 48, 96, 192, 384, …), si le agregamos 4 a cada término y luego dividimos por 10, resulta la serie: 0,4 0,7 1,0 1,6 2,8 5,2 10,0 19,6 38,8 … Esta serie representa muy bien las distancias de los planetas al Sol, desde Mercurio hasta Saturno, empezando en orden desde el primer término, pero omitiendo el quinto. [Las distancias media al Sol son: Mercurio 0,39; Venus 0,72; La Tierra 1,0; Marte: 1,52; Júpiter 5,20; Saturno: 9,54].

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En esta clasificación se incluyen Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Estos planetas, llamados también exteriores o Jovianos -en honor a Júpiter-, se caracterizan como su nombre lo indica, por ser masivos y de gran tamaño, por su constitución gaseosa (baja densidad), todos tienen anillos y tienen una gran cantidad de lunas a su alrededor. Por su gran distancia al Sol, los períodos de traslación son bastante prolongados, no sólo porque el camino a recorrer es más largo sino porque la velocidad orbital es menor. Su rotación es relativamente rápida, por lo que sus días son más cortos que los de la Tierra. El Voyager I visitó a Júpiter y Saturno. El Voyager II los visitó a los cuatro.

ANTECEDENTES

Urano es un planeta relativamente “nuevo”…fue descubierto accidentalmente por William Herschel en 1781, por lo tanto no está considerado en la astronomía antigua (ni en la astrología de tiempos clásicos). El aspecto de Urano en el telescopio era el de una nebulosa planetaria: un pequeño disco luminoso de color azul-verde sin mucho detalle. Cuando Herschel notó que esa “nebulosa” se movía con respecto a las estrellas del fondo cayó en cuenta de que había encontrado un planeta. Herchel quiso nombrarlo como su patrocinador y monarca (“La estrella de Jorge” en honor de Jorge III) para congraciarse pero afortunadamente la comunidad científica internacional no estuvo de acuerdo con romper la tradición de que los planetas recibieran el nombre de alguna deidad. Existen evidencias de que Urano ya había sido registrado un siglo antes pero con tan mala pata que lo confundieron con una estrella.

[quote_left]Urano es el tercer planeta más grande del Sistema Solar. Su símbolo representa una esfera y una flecha que apunta hacia el cielo, es decir, la esfera celeste. Urano era el dios de los cielos que cargaba sobre su lomo la esfera celeste de modo similar a Atlas, quien carga el globo terrestre.[/quote_left]

Urano fue visitado por la sonda Voyager II en 1986, continuando su camino hacia Neptuno, asistido por el impulso gravitacional del planeta.

DISTANCIA AL SOL

Urano está 2 veces más lejos del Sol que Saturno. La distancia promedio entre el Sol y Urano es de 2,870.99 millones de Km., equivalentes a 19.2184 unidades astronómicas, es decir, Urano está 19.2 veces más lejos del Sol que la Tierra. La distancia mínima entre la Tierra y Urano -en una oposición- es de unos 2,721.4 millones de Km. Urano está tan lejos del Sol, que su luz demora casi 2 horas y 40 minutos en llegar a este planeta.

DIÁMETRO ECUATORIAL

El diámetro ecuatorial del planeta es de 51,118 Km., 2.29% mayor que el diámetro entre sus polos (49,946 Km.) Se desvía tan poco de la esfera que no es fácilmente detectable el achatamiento de sus polos. El diámetro ecuatorial de Urano es 4.007 veces mayor que el de la Tierra.

MASA

Urano es 14.529 veces más masivo que la Tierra. En kilos, la masa de Urano es de 8.683 x 1025 Kg.

DENSIDAD

Urano tiene una densidad promedio de 1.318 (muy parecida a la de Júpiter, 1.33), es decir, cada metro cúbico de Urano pesa alrededor de 1,318 Kg. La densidad de la Tierra es de 5.52.

COMPOSICIÓN  Y ATMOSFERA

La composición de Urano es muy parecida al resto de los planetas gigantes y el Sol: básicamente Hidrógeno y Helio. El aspecto verde-azulado de su atmósfera se debe al metano, que absorbe los colores amarillos y rojos del Sol, y refleja el resto. La actividad de su atmósfera es casi nula debido a su distancia al Sol. Sus temperaturas son muy bajas, de 58 a 100 grados kelvin (de -215 a – 173°C). sus vientos corren a 630 km/hora.

Según la abundancia molecular, encontraremos en Urano:

Hidrógeno molecular ( H2 )                 83 %
Helio ( He )                                          15 %
Agua ( H2O )                                       ¿?
Metano ( CH4 )                                    2 %

En Urano el Hidrógeno molecular está en estado gaseoso. El amoníaco está congelado. El núcleo estaría hecho básicamente de hielo de agua y un insignificante subnúcleo rocoso.

GRAVEDAD SUPERFICIAL (Relativa a la Tierra)

La atracción superficial de Urano es 0.7945 veces la de la Tierra, es decir, si pudiéramos colocar allí un báscula notaríamos que una persona de 70 Kg. reduce su peso a 55.61 Kg. Aunque Urano tenga una masa mayor que la Tierra, su baja densidad hace que nuestro peso sea menor en su superficie.

VELOCIDAD DE ESCAPE

Aunque la atracción gravitacional de Urano disimula la verdadera masa del planeta, su velocidad de escape refleja más fielmente la masa involucrada. Escapar de Urano requiere un impulso de 21.3 Km/seg. En la Tierra la velocidad de escape es de 11.2 km/seg.

PERIODO DE ROTACIÓN

Como todos los planetas gaseosos, Urano rota más rápido que la Tierra. Su período de rotación en el ecuador es de 17.9 horas. Urano también presenta rotación diferencial. Internamente el planeta sufre un ligero retraso y rota a razón de 1 vuelta cada 17.240 horas.

PERIODO DE TRASLACIÓN

El tiempo que necesita Urano para completar su período de traslación alrededor del Sol es de 84.01 años terrestres, es decir, 30,685 días terrestres ó ¡41,142 días uranianos! Urano se desplaza a una velocidad orbital promedio de 6.81 Km/seg.

PERIODO SINODICO

Después de un año, la Tierra no vuelve a encontrar a Urano en la misma posición, pues en ese intervalo Urano tiene la oportunidad de avanzar en su órbita. El período sinódico, es decir, el tiempo en que vuelven a quedar alineados Sol-Tierra-Urano es de 369.66 días terrestres.

INCLINACIÓN DE SU EJE DE ROTACIÓN (Relativa al plano de su órbita)

Urano tiene una inclinación sorprendente: el ángulo que describen sus polos con respecto a la vertical de su traslación es de ¡97.86 grados! Con esto, pareciera que Urano rota sobre su costado. No sólo eso, sino que sus anillos y sus satélites se desplazan de la misma manera. ¿Cómo explican los astrónomos esto? Existe la teoría de que posiblemente Urano haya sido impactado por otro planeta durante su formación, noqueándolo. Hubiera requerido otro impacto similar, en sentido opuesto, para devolverlo a una rotación vertical, pero como no sucedió y Urano ya se quedó así. Curiosamente, el eje del campo magnético de Urano está muy inclinado con respecto a su eje de rotación (60°). Además, no pasa por el centro del planeta.

INCLINACIÓN DE SU ORBITA (Relativa a la Tierra)

El plano orbital de Urano no lo aleja mucho de la eclíptica pues es de sólo 0.77°

EXCENTRICIDAD DE SU ORBITA

La órbita de Urano ( e=0.046) es parecida a la de Júpiter ( e= 0.0483)

SATELITES

Hasta hace poco se hablaba de que Urano poseía 17 satélites, pero se han descubierto varios más acercando la cifra a 25. Muy lejos del Sol y de Urano los objetos se mueven muy lentamente, por lo que es indispensable rastrear estos cuerpos por largo tiempo para asegurar que no sean descalificados posteriormente. Tal vez sean núcleos cometarios (Centauros) que pasaban por ahí, sufriendo modificaciones en su órbita por influencia de Urano.

Uno de los satélites más inquietantes es Miranda. Es el Frankenstein del Sistema Solar: su rostro está marcado por profundas cicatrices y su topografía parece estar parchada aquí y allá. O Miranda fue víctima y sobreviviente de un colosal impacto o su presión interna tiene la capacidad de extruir hielo de su interior y exponerlo a la superficie. Imagina que colocas un poco de masilla adentro de tu puño y luego aprietas hasta que parte de ella empieza a escapar entre los dedos. Los geólogos planetarios están desconcertados con su compleja estructura.

SATELITES MAYORES EN URANO

NOMBRE            TAMAÑO            DESCUBRIDOR

Cordelia            26 Km.            (1986) Voyager II
Ophelia            32 km              (1986) Voyager II
Bianca              44 Km.            (1986) Voyager II
Cressida            66 Km.            (1986) Voyager II
Desdemona      58 km                (1986) Voyager II
Julieta               84 km              (1986) Voyager II
Portia               110 Km.     (1986) Voyager II
Rosalinda            58 Km.            (1986) Voyager II
Belinda 68        (1986) Voyager II
Puck                154 Km.     (1986) Voyager II
Miranda            480 x 466 Km.(1948) G. Kuiper
Ariel                 1,159 km       (1851) W. Lassell
Umbriel            1,170 Km.     (1851) W. Lassell
Titania              1,580 km       (1787) W. Herschel
Oberon            1,520 Km.     (1787) W. Herschel
Caliban            60 km
Sycorax            120 km

SISTEMA DE ANILLOS

Los anillos de Urano fueron detectados por vez primera en 1977 cuando éstos produjeron una sombra intermitente en una estrella que se vio pasar por detrás del planeta. (En realidad la ocultación se debió al movimiento de Urano, que se atravesó frente a la estrella)  En aquel entonces encontraron que la estrella fue ocultada intermitentemente por un complejo de 9 anillos. Cuando la sonda Voyager II sobrevoló este planeta, encontró estructura más fina. Son muy delgados. Están compuestos por hielo y polvo oscuro muy fino. Son tan oscuros como el carbón y no son visibles en ningún telescopio. El Telescopio Espacial Hubble los ha captado usando técnicas avanzadas de procesamiento de imágenes.

NOMBRE                   ANCHO            DISTANCIA DEL CENTRO DE SATURNO

1986U 2R                   2,500 Km.     38,000 Km..
6                                  1 – 3 Km.     41,840 Km..
5                                  2 – 3 Km.     42,230 Km..
4                                  2 – 3 Km.     42,580 Km.
Alfa                             7 -12 Km.     44,720 Km.
Beta                             7 – 12 Km.     45,670 Km.
Eta                               0 – 2 Km.     47,190 Km.
Gama                           1 – 4 Km.     47,630 Km.
Delta                            3 – 9 Km.     48,290 Km.
1986U 1R                               1 – 2 Km.     50,020 Km.
Epsilon                         20 – 100 Km.            51,140 Km.

ASPECTO VISUAL A SIMPLE VISTA

Es increíble que no se haya descubierto Urano antes de 1781 ¿Por qué? ¡Pues porque Urano es visible a simple vista! Tan es así, que como ya comentamos, efectivamente Urano ya había sido observado, pero por descuido fue interpretado como una de tantas estrellas más. No es sobresaliente. De hecho, su brillo se encuentra en el límite de la capacidad del ojo humano, algunos aseguran poder verlo sin necesidad de binoculares: su magnitud en condiciones favorables (oposición) es de m=6. En condiciones de tan poca luz es difícil detectar a simple vista color alguno en Urano.

ASPECTO VISUAL EN EL TELESCOPIO

El diminuto disco de Urano a través de un telescopio es muy modesto. No revela estructura. El color verde-azulado es evidente. Se requieren telescopios mayores a 6” para observar sus elusivos satélites. Una práctica posible con este planeta consiste en registrar su posición exacta entre las estrellas del fondo y verificar su movimiento contra ellas. De este modo estarías compartiendo el experimento que Herschel realizó para comprobar que estaba observando un planeta nuevo en el Sistema Solar.

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Hoy martes 12 de julio de 2011, Neptuno, desde su descubrimiento en la media noche del 23 de septiembre de 1846, ha completado un vuelta completa alrededor del Sol. El descubrimiento de Neptuno está marcado como uno de los momentos más memorables de la astronomía.

CARACTERÍSTICAS GENERALES DE LOS PLANETAS GASEOSOS
Por Lonnie Pacheco Railey

En esta clasificación se incluyen Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Estos planetas, llamados también exteriores o Jovianos -en honor a Júpiter-, se caracterizan como su nombre lo indica, por ser masivos y de gran tamaño, por su constitución gaseosa (baja densidad), todos tienen anillos y tienen una gran cantidad de lunas a su alrededor. Por su gran distancia al Sol, los períodos de traslación son bastante prolongados, no sólo porque el camino a recorrer es más largo sino porque la velocidad orbital es menor. Su rotación es relativamente rápida, por lo que sus días son más cortos que los de la Tierra. El Voyager I visitó a Júpiter y Saturno. El Voyager II los visitó a los cuatro.

ANTECEDENTES

El descubrimiento de Neptuno es un triunfo de la ciencia. La existencia de Neptuno fue predicha por los astrónomos antes de tenerlo frente a sus ojos (algo que no hubieran podido hacer los astrólogos). Recordarás que Urano fue descubierto en 1781. Este planeta fue cuidadosamente monitoreado por algunos años y para 1840 los observadores no tuvieron alternativa: tuvieron que admitir que “algo” le estaba pasando a Urano. Su movimiento no concordaba con las leyes de Newton. O Newton estaba equivocado o “Algo” –un intruso- estaba desviando a Urano de la trayectoria predicha. Los astrónomos y matemáticos se dieron a la tarea de calcular la posición que debía tener este intruso invisible. Urbain LeVerrier, de Francia, y John Couch Adams, de Inglaterra, calcularon la posición del planeta fantasma que perturbaba la trayectoria de Urano. Los franceses respondieron primero a la búsqueda del misterioso planeta y el 23 de septiembre de 1846 descubrieron a Neptuno ¡¡¡a menos de 30 minutos iniciada la búsqueda!!!.(Qué bueno que fuera así de fácil realizar cualquier hallazgo, sin embargo, no debemos minimizar el mérito de haber predicho la existencia de un planeta) Los descubridores -visuales- de Neptuno fueron Johann Galle y Heinrich d’Arrest en el observatorio de Berlín.

Hubo serias confrontaciones entre los ingleses, culpándose unos a otros por no haber descubierto Neptuno antes que los franceses. A la larga, Adams recibió crédito –de todos modos- por haber predicho la ubicación del nuevo planeta.

Con este descubrimiento, el Sistema Solar creció. Se tenía por hecho que su diámetro era de 40 unidades astronómicas (la órbita de Urano) pero ahora, con Neptuno, el Sistema Solar medía ¡60 u.a. de diámetro!

Neptuno es el menor de los gigantes gaseoso. Su color azul dio a los astrónomos la idea del que el planeta estaba cubierto por un océano global y por lo tanto lo nombraron en honor del dios del mar: Neptuno. Su símbolo representa el tridente que lleva sobre su mano el también dios del Agua. Los griegos conocían a Neptuno con el nombre de Poseidón.

Neptuno fue visitado por la sonda Voyager II en 1989, el último planeta visitado por esta sonda en lo que la NASA llamó el Gran Tour.

DISTANCIA AL SOL

Neptuno está a  4,497.07 millones de Km. del Sol, equivalentes a 30.0611 unidades astronómicas, es decir, Neptuno está 30 veces más lejos del Sol que la Tierra. La distancia mínima entre la Tierra y Neptuno -en una oposición- es de unos 4,347.5 millones de Km. Neptuno está tan lejos que un rayo de luz solar toma 4 horas y 10 minutos para llegar a este planeta.

DIÁMETRO ECUATORIAL

Urano y Neptuno tienen casi el mismo tamaño. El diámetro ecuatorial de Neptuno es de 49,552 Km. contra 51,118 km de Urano. El diámetro entre sus polos (como en todos los planetas gaseosos) es menor y mide 48,600 km., una diferencia del 2.00 %. La Tierra cabe 3.885 veces en el diámetro ecuatorial de Neptuno.

MASA

A pesar de que Neptuno es más pequeño que Urano, es notorio que su masa es mayor que la de Urano. Entonces su densidad debe ser mayor. Neptuno es 17.135 veces más masivo que la Tierra. En kilogramos, la masa de Neptuno es de 1.024 x 1026 Kg.

DENSIDAD

Como ya se comentó, Neptuno es más denso que Urano. Su densidad promedio es de 1.638, es decir, cada metro cúbico de Neptuno pesa alrededor de 1,638 Kg. La densidad de la Tierra es de 5.52.

COMPOSICIÓN  Y ATMOSFERA

La composición de Neptuno es similar a la de Urano y es más frío, pero su alta densidad contribuye a una actividad atmosférica mayor. Su composición básica: Hidrógeno y Helio. El color azulado de su atmósfera se debe al metano, que absorbe los colores amarillos y rojos del Sol, y refleja el resto. También posee algo de amoníaco. Sus temperaturas son extremadamente bajas, de 33 a 59 K (-240 a -214°C) en las nubes más altas. A pesar de su baja temperatura, Neptuno emite el doble del calor que recibe del Sol. Los vientos en el ecuador se desplazan 1,500 km/hora de este a oeste.

Según la abundancia molecular, encontraremos en Urano:

Hidrógeno molecular ( H2 )                        79 %

Helio ( He )                                          18 %

Agua ( H2O )                                       ¿?

Metano ( CH4 )                                    3 %

En Neptuno el Hidrógeno molecular es gaseoso. El amoníaco está congelado. Se cree que existe un gran núcleo de hielo de agua y en su interior, un insignificante núcleo rocoso. Una sutil bruma envuelve al planeta y nubes blancas de hielo de metano adornan los cielos azules de Neptuno.

¿Recuerdas el enorme huracán de Júpiter, la Gran Mancha Roja? Bueno, pues cuando el Voyager II sobrevoló a Neptuno encontró la llamada Gran Mancha Oscura, tan grande como la Tierra y de carácter temporal; cuando el Telescopio Espacial Hubble asomó a este lejano planeta (1995) la mancha ya había desaparecido.

GRAVEDAD SUPERFICIAL (Relativa a la Tierra)

La atracción superficial de Neptuno es 1.12 veces la de la Tierra, es decir, si pudiéramos colocar allí un báscula notaríamos que una persona de 70 Kg. aumenta su peso a 78.4 Kg.

VELOCIDAD DE ESCAPE

La velocidad de escape de Neptuno se parece mucho a la de Urano. Escapar de Urano requiere un impulso de 21.3 Km/seg. mientras que en Neptuno es de 23.5 km/seg. En la Tierra la velocidad de escape es de 11.2 km/seg.

PERIODO DE ROTACIÓN

Como todos los planetas gaseosos, Neptuno también rota más rápido que la Tierra. Su período de rotación en el ecuador es a su vez muy parecido al de Urano. En Urano la rotación es de 17.9 horas y en Neptuno, de 19.20 horas. Neptuno presenta rotación diferencial. Internamente el planeta sufre un retraso y rota a razón de 1 vuelta cada 16.11 horas.

PERIODO DE TRASLACIÓN

El tiempo que necesita Neptuno para completar su período de traslación alrededor del Sol es de 164.79 años terrestres, es decir, 60,190 días terrestres ó ¡75,237 días neptunianos! Neptuno se desplaza a una velocidad orbital promedio de 5.43 Km/seg.

PERIODO SINODICO

Después de un año, la Tierra no vuelve a encontrar a Neptuno en la misma posición, pues en ese intervalo el planeta gaseoso tiene la oportunidad de avanzar un poco en su órbita. El período sinódico, es decir, el tiempo en que vuelven a quedar alineados Sol-Tierra-Neptuno es de 367.49 días terrestres.

INCLINACIÓN DE SU EJE DE ROTACIÓN (Relativa al plano de su órbita)

Neptuno tiene una inclinación de 29.56°, parecida a los 26.73° de Saturno. Como detalle curioso, el eje del campo magnético de Neptuno está muy inclinado con respecto a su eje de rotación (46°). Además, no pasa por el centro del planeta.

INCLINACIÓN DE SU ORBITA (Relativa a la Tierra)

El plano orbital de Neptuno es de 1.774°

EXCENTRICIDAD DE SU ORBITA

Su excentricidad es de e=0.0097. La órbita de Neptuno es casi circular, sólo Venus tiene una órbita más redonda (e=0.0068).

SATELITES

Antes de un mes, después del hallazgo de Neptuno, William Lassell descubrió Tritón: el satélite más grande de Neptuno. Y hasta 1949, Gerald Kuiper descubrió a Nereida. Según la mitología, Tritón es hijo de Poseidón y Nereida es una ninfa del mar. Mucho después, en 1989, el Voyager descubriría 6 lunas más.

La superficie de Tritón fue una sorpresa. Se encontraron lagos de metano congelado y escarchas de nitrógeno. No es necesariamente inesperado encontrar tanto hielo en un cuerpo tan alejado del Sol. Lo que no tenía precedentes fueron las muestras de vulcanismo…¿en hielo?

La presión interna de Tritón produce escapes de gas congelado. Tritón tiene estructuras temporales que a manera de géiseres que arrojan nitrógeno gélido a 8 km. de altura. El viento (¡SI! ¡Tritón tiene atmósfera!) arrastra los cristales de hielo formando plumas de 100 km de longitud, que terminan por depositarse en el suelo de este asombroso satélite. Desde esta perspectiva, Tritón está geológicamente activo. La atmósfera del satélite está compuesta de nitrógeno y metano.

Tritón es tan grande que mide 2/3 de nuestra Luna. Su órbita es retrógrada, indicando que tal vez haya sido capturado del cinturón de Kuiper por la atracción gravitacional de Neptuno. Su constitución es un poco más rocosa que un cometa, y más denso por ende.

SATELITES MAYORES DE NEPTUNO

NOMBRE            TAMAÑO            DESCUBRIDOR

Naiad               58 Km.               (1989) Voyager II

Thalassa            80 km               (1989) Voyager II

Despina            150 Km.             (1989) Voyager II

Galatea            160 Km.              (1989) Voyager II

Larissa             208 x 178 km      (1989) Voyager II

Proteus            436 x 402 km       (1989) Voyager II

Tritón               2,706 Km.          (1846) W. Lassell

Nereida            340 Km.             (1949) G. Kuiper

SISTEMA DE ANILLOS

Alrededor de los 70´s y 80´s hubo indicios de lo que hoy conocemos como los anillos de Neptuno, pero nadie había llegado a una conclusión definitiva hasta que el Voyager II confirmó su existencia. La causa de las dudas quedó clara: los anillos de Neptuno son tan irregulares que parecen más bien describir círculos incompletos o arcos. Son muy delgados. Están compuestos por hielo y polvo oscuro muy fino. Son prácticamente negros e invisibles en cualquier telescopio. El Telescopio Espacial Hubble los ha captado usando técnicas avanzadas de procesamiento de imágenes.

NOMBRE                   ANCHO            DISTANCIA DEL CENTRO DE SATURNO

Galle                         15 Km.            41,900 Km..

LeVerrier                    110 Km.            53,200 Km..

Lassell                       4,000 Km.         53,200 – 59,100 Km..

Arago                        <100 Km.         57,200 Km.

Adams                       <50 Km.          62,930 Km.

ASPECTO VISUAL A SIMPLE VISTA

Neptuno es invisible a simple vista, sin embargo, aparece sutilmente como una estrella azul si es localizado con unos binoculares 10 X 50 o 7 X 50. Su magnitud aproximada es de m=8.

ASPECTO VISUAL EN EL TELESCOPIO

El diminuto disco azul de Neptuno es muy modesto a través de un telescopio (casi 2.5”) No revela estructura. Se requieren telescopios de 8“ o mayores para observar a Tritón. Una práctica posible con este planeta consiste en registrar su posición exacta entre las estrellas del fondo y verificar su movimiento contra ellas. Por su mayor distancia al Sol que Urano, el movimiento entre las estrellas es más sutil.

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En esta clasificación se incluyen Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Estos planetas, llamados también exteriores o Jovianos -en honor a Júpiter-, se caracterizan como su nombre lo indica, por ser masivos y de gran tamaño, por su constitución gaseosa (baja densidad), todos tienen anillos y tienen una gran cantidad de lunas a su alrededor. Por su gran distancia al Sol, los períodos de traslación son bastante prolongados, no sólo porque el camino a recorrer es más largo sino porque la velocidad orbital es menor. Su rotación es relativamente rápida, por lo que sus días son más cortos que los de la Tierra. El Voyager I visitó a Júpiter y Saturno. El Voyager II los visitó a los cuatro.

ANTECEDENTES
Saturno es el planeta más bello del Sistema Solar… y aquí interviene la Tierra y nos pregunta: ¿Y yo qué?…BUENO, Saturno es el Segundo Planeta más bello del Sistema Solar. Un vistazo a este planeta por el telescopio y el mortal más indiferente y soso quedará seducido por la magia de sus anillos. (Fue el primer objeto que vi por un telescopio cuando era un adolescente). El primero en ser seducido –o mejor dicho: confundido- por los anillos de Saturno fue Galileo Galilei (1610). El no tenía la más remota idea de lo que estaba viendo y sólo atinó a describir lo que veían sus ojos: -veo un planeta con orejas…Evidentemente Galileo no creyó que Saturno tuviera “orejas”. De hecho, su interpretación del aspecto de Saturno era que estaba observando dos grandes satélites situados a cada lado del planeta. Lo que no tenía sentido era que ambos cuerpos permaneciesen siempre allí…¿Por qué no orbitaban alrededor de Saturno, apareciendo y desapareciendo alternadamente? A esta confusión se añadió el hecho de que tiempo después esas grandes orejas o satélites ¡desaparecieron del todo! ¿Qué les pasó? Hoy sabemos que lo que sucedió fue que el movimiento natural de Saturno lo ubicó de modo tal que sus anillos estaban perfectamente de canto hacia nuestro planeta, perdiéndose de vista temporalmente. Poco a poco otros observadores -con mejores telescopios- pudieron descifrar el enigma de los anillos.

Saturno es el segundo planeta más masivo del Sistema Solar.

Es también el segundo más grande. Su símbolo representa una T de “tiempo” y una hoz estilizada, pues Saturno era el dios del tiempo y de las cosechas o agricultura. Para los pueblos anglosajones el día sábado (Saturday) recibe su nombre en honor de este planeta. Para los griegos su nombre era Cronos. ¿Por qué escogieron este planeta para representar al dios del tiempo? Pues porque era el planeta que más lentamente se movía por la esfera celeste (No conocían a Urano, Neptuno ni Plutón) Aparentemente, Saturno tenía todo el tiempo del Mundo. Su período de traslación es de casi 30 años. Por mucho tiempo Saturno fue el planeta más alejado conocido, hasta 1781, cuando Urano fue descubierto.

Saturno fue visitado por la sonda Pionero 11 en 1979.

En 1980 fue sobrevolado por Voyager I y luego modificó su rumbo para captar detalles en Titán, su satélite más grande. Después de esta maniobra, la sonda se alejó rápidamente del plano del Sistema Solar, de modo que ya no visitó más ningún planeta. El Voyager II lo sobrevoló en 1981 y continuó su camino hacia Urano, asistido por el impulso gravitacional que le dio Saturno. La sonda Cassini llegará en el 2004 y dejará caer la sub-sonda Huygens sobre Titán. El Voyager I no pudo detectar detalles en la superficie de este satélite debido a su opaca atmósfera, por lo tanto, la intención de la misión Huygens es explorar una superficie que ha permanecido velada por mucho tiempo.

DISTANCIA AL SOL
Saturno está casi 2 veces más lejos que Júpiter. La distancia promedio al Sol es de 1,426.98 millones de Km, equivalentes a 9.5549 unidades astronómicas, es decir, Saturno está 9.5 veces más lejos del Sol que la Tierra. La distancia mínima entre la Tierra y Saturno -en una oposición- será de unos 1,277.41 millones de Km. Saturno está tan lejos del Sol, que su luz demora casi 1 hora y 20 minutos en llegar a este planeta.

DIÁMETRO ECUATORIAL
Su veloz rotación, baja densidad y constitución gaseosa se combinan de tal manera que la fuerza centrífuga afecta la figura del planeta en su ecuador, ensanchándolo en su circunferencia horizontal. Se observa entonces un achatamiento de los polos. Todos los planetas están achatados en los polos, pero Saturno es el más afectado. El diámetro ecuatorial del planeta es de 120,536 Km., 9.80% mayor que el diámetro entre sus polos (108,728 Km.). El diámetro ecuatorial de Saturno es 9.449 veces mayor que el de la Tierra.

MASA
Saturno es tan masivo que supera la masa de la Tierra por 95.181 veces. En Kilogramos, la masa de Saturno es de 5.685 x 1026 Kg.

DENSIDAD
Saturno tiene la densidad más baja de todos los planetas. En promedio cada metro cúbico de Saturno pesa 690 Kg., es decir, su densidad es de 0.69, ó 0.69 veces la densidad del agua. El agua tiene una densidad igual a 1. Esto quiere decir que si existiera un océano lo suficientemente grande para contener a este gran planeta…¡¡¡flotaría sobre el agua!!! La densidad de la Tierra es de 5.52.

COMPOSICIÓN  Y ATMOSFERA
La composición de Saturno es muy parecida a la del Sol: básicamente Hidrógeno y Helio. Las diversas tonalidades en su atmósfera se deben a sutiles trazas de metano y amoníaco, pero su coloración es muy sutil pues una bruma global cubre al planeta. Las bajas temperaturas reducen la actividad química de su atmósfera con respecto a Júpiter. El Telescopio Espacial Hubble ha captado auroras en sus polos. Su atmósfera no parece tan turbulenta como la de Júpiter, sin embargo sus vientos son ¡cuatro veces más veloces!: hasta 1,710 km/hora. Raras veces aparece en Saturno la Gran Mancha Blanca, un huracán que aparece sobre su ecuador.

Según la abundancia molecular, encontraremos en Saturno:
Hidrógeno molecular ( H2 )  97 %
Helio ( He )    < 3 %
Agua ( H2O )    ¿?
Metano ( CH4 )   0.2 %
Amoníaco ( NH3 )   0.03 %

En las capas externas el Hidrógeno molecular está en estado gaseoso y dos veces más profundo que en Júpiter el Hidrógeno se vuelve metálico. Se cree que hay hielo de agua distribuido en el planeta y un pequeño núcleo rocoso. Al igual que Júpiter, este planeta gigante emite radiación Infrarroja a mayor razón de la que recibe del Sol, si bien el exceso no es tan marcado. La temperatura promedio en la atmósfera de Saturno es de 95 K (-178°C).

GRAVEDAD SUPERFICIAL (Relativa a la Tierra)
Si pudiéramos colocar un báscula sobre su superficie, notaríamos que nuestro peso se multiplica por un factor de 0.925 veces. En otras palabras, una persona de 70 Kg. pesa en Saturno unos 64.75 Kg. Recuerda: la atracción gravitacional actúa en función de la masa y de la distancia. Saturno tiene mucha masa (95 veces la Tierra) pero estamos a gran distancia de su centro (más de 60,000 Km.) . Por eso en Saturno pesamos menos que en la Tierra.

VELOCIDAD DE ESCAPE
Escapar de los lazos gravitacionales de Saturno requiere un impulso de 35.5 Km/seg. En la Tierra la velocidad de escape es de 11.2 km/seg.

PERIODO DE ROTACIÓN
Saturno rota casi tan rápido como Júpiter. En parte, por eso está tan achatado de los polos. Su período de rotación en el ecuador es de 10.233 horas. Sorprende que, a pesar de su tamaño, pueda dar una vuelta en tan poco tiempo. Así como en el Sol y en Júpiter, Saturno presenta rotación diferencial. El interior del planeta sufre un ligero retraso y rota a razón de 1 vuelta cada 10.675 horas.

PERIODO DE TRASLACIÓN
El año de Saturno es de unos 29.458 años terrestres, es decir,  10,759.5 días terrestres ó ¡25,233 días saturnianos! Saturno se desplaza alrededor del Sol a una velocidad orbital promedio de 9.64 Km/seg.

PERIODO SINODICO
Después de un año, la Tierra no vuelve a encontrar a Saturno en la misma posición, pues en ese intervalo Saturno tiene la oportunidad de avanzar en su órbita. El tiempo en que vuelven a quedar alineados Sol-Tierra-Saturno, es decir, su período sinódico, es de 378.09 días terrestres.

INCLINACIÓN DE SU EJE DE ROTACIÓN (Relativa al plano de su órbita)
Afortunadamente Saturno tiene una inclinación muy marcada. ¿Qué tiene de afortunado? Pues que de ese modo podemos ver los anillos desde arriba o desde abajo. Si Saturno se desplazara vertical en su órbita, jamás veríamos sus anillos por telescopio. ¿Te acuerdas de lo que le pasó a Galileo? La inclinación de su eje de rotación es de 26.73°.

INCLINACIÓN DE SU ORBITA (Relativa a la Tierra)
El plano orbital de Saturno es de 2.488°

EXCENTRICIDAD DE SU ORBITA
La órbita de Saturno ( e=0.0560) es aún más excéntrica que la de Júpiter ( e= 0.0483)

SATELITES
Saturno posee más de 30 satélites naturales (2003) El primer y más grande satélite de Saturno –Titán- fue descubierto por Huygens en 1655. Titán ha inquietado a más de uno, pues posee una atmósfera opaca que ejerce una presión similar a la presión atmosférica de la Tierra. Digamos que el único inconveniente de Titán es el gélido aire y la ausencia de oxígeno respirable, pero fuera de eso el cuerpo humano no estaría sujeto a condiciones que lo harían reventar o aplastarse. Algunos suponen que Titán pudiera proveer un medio adecuado para la vida. En su atmósfera encontramos Nitrógeno, Metano y Argón, principalmente. La sonda Huygens –a llegar el año 2004- habrá de dar algunas respuestas.

Prácticamente todos los satélites de Saturno están hechos de hielo y roca. Un buen número de ellos tienen tan poca masa que, en consecuencia, se alejan de la figura esférica clásica con la que uno asocia a las “lunas”. El campo gravitacional de estos cuerpos es tan sutil que no es capaz de atraer los extremos más distantes hacia el centro de masa.

ALGUNOS SATELITES DE SATURNO

NOMBRE TAMAÑO DESCUBRIDOR
Pan  20 Km.
Atlas  36 x 28 km (1980) R. Terrile
Prometheus 148 x 68 Km. (1980) S. Collins y otros
Pandora 110 x 62 Km. (1980) S. Collins y otros
Epithemeus 138 x 106 km (1966) R. Walker
Janus  198 x 152 Km.(1966) A . Dollfus
Mimas  398 Km. (1789) William Herschel
Encedalus 498 Km. (1789) William Herschel
Tethys  1,058 Km. (1684) G. Cassini
Telesto  30 x 16 Km. (1980) B. Smith y otros
Calypso 30 x 16 Km. (1980) B. Smith y otros
Dione  1,120 km (1684) G. Cassini
Helene  32 Km. (1980) P. Laques y J. Lecacheux
Rhea  1,528 km (1672) G. Cassini
Titán  5,150 Km. (1655) C. Huygens
Hyperion 370 x 226 km (1848) W. Bond
Iapetus  1,440 km (1671) G. Cassini
Phoebe  230 x 210 Km.(1914) W. Pickering

SISTEMA DE ANILLOS
Por encima de todos los planetas gaseosos, los anillos de Saturno son los más vistosos. Son visibles desde la Tierra con cualquier telescopio (siempre y cuando no queden perfectamente alineados con la Tierra). Galileo pensó que eran satélites y no estaba tan equivocado, ya que están conformados por una multitud de pequeños satélites que orbitan al planeta sobre su ecuador. Están compuestos por hielo, fragmentos de roca y polvo. El tamaño de estos cuerpos va desde granos muy finos hasta objetos del tamaño de una casa. Son tan delgados que si su dimensión fuera reducida a un campo de fútbol, el espesor correspondiente sería igual ¡a una hoja de papel!

NOMBRE   ANCHO DISTANCIA DEL CENTRO DE SATURNO
D    7,500 Km.. 67,000 – 74,500 Km..
C    17,500 Km.. 74,500 – 92,000 Km..
División Maxwell  270 Km.. 87,500 Km..
B    25,500 km. 92,000 – 117,500 km.
División Cassini  4,700 Km.. 117,500 – 122,200 Km..
A    14,600 Km.. 122,200 – 136,800 Km..
División Encke  325 Km.. 133,570 Km..
División Keeler  35 km.  136,530 km.
F    30-500 km 140,210 km.
G    8,000 km. 165,800 – 173,800 km.
E    300,000 Km.. 180,000 – 480,000 Km..

A principio de los 70`s se conocían sólo 6 anillos pero la visita de los Voyager I y II demostró que éstos se podían subdividir en estructuras mucho más finas. Bajo esta perspectiva, Saturno tiene miles de anillos.

ASPECTO VISUAL A SIMPLE VISTA
En condiciones favorables Saturno se distingue como una “estrella” brillante, de magnitud visual   m= 0.0. Bastan ayudarse con unos binoculares 10 x 50 para detectar la sutil luz de Titán a un lado del planeta. El color de Saturno es amarillo pálido.

ASPECTO VISUAL EN EL TELESCOPIO
La estructura observada en Saturno es muy sutil: una esfera ligeramente aplastada de color amarillo pálido apastelado con bandas ligeramente oscuras que rodean al planeta. El polo visible aparecerá también oscurecido. Muy ocasionalmente es posible detectar tormentas blancas cerca del ecuador. El achatamiento producido por la veloz rotación del planeta es evidente. A diferencia de Júpiter, en quien encontramos sólo los cuatro satélites más grandes, Saturno puede exhibir en condiciones favorables hasta 7 satélites en telescopios de 6 a 8” de apertura. Si un observador le sigue la pista a Saturno durante varios años, podrá apreciar la alternancia de ver ambos polos del planeta, pasando por el período en que los anillos parecen esfumarse. La última vez que sucedió esto fue en 1995-96.

Para saber más del Señor de los Anillos, Saturno >>

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En el nacimiento de la astronomía, hace más de 4,000 años– sólo se conocían 5 planetas: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno. Con el advenimiento del telescopio, Herschel descubrió a Urano en 1781 y 65 años después (1846) Le Verrier y Adams localizaron Neptuno.

A duras penas Plutón se dejó descubrir en 1930; todo para que en 2006 perdiera su categoría de planeta. Fue en 1995 cuando los sistemas planetarios ajenos al nuestro dejaron de ser materia de ciencia ficción: se dio el anuncio de un objeto –más grande que la Tierra, pero más pequeño que Júpiter- orbitando a una estrella semejante al Sol (51 Pegasi). En los últimos 15 años y hasta finales de 2010 se han descubierto más de 520 planetas extrasolares (a razón de un planeta cada 10 días, en promedio) pero el hallazgo de planetas pequeños semejantes a la Tierra es muy difícil.

La mayoría son gigantes gaseosos, planetas masivos, calientes o cuerpos de hielo. La mayoría de los planetas se parecen a Monterrey: están ardiendo o se están congelando, de manera que se excluye que puedan estar habitados, pero –por vez primera- una misión espacial ha encontrado decenas de planetas en condiciones aceptables para la vida (tal y como la conocemos). Un equipo de astrónomos ha anunciado más de 1000 planetas semejantes al nuestro, apoyados en un telescopio espacial llamado Kepler.

La sonda Kepler fue nombrada en honor del astrónomo Johannes Kepler quien intuyó las tres leyes del movimiento planetario. En breve: que los planetas se desplazan en órbitas elípticas, que se desplazan a mayor velocidad cerca del Sol y que su distancia al astro rey se relaciona con su período orbital.

La Misión
La sonda Kepler es la primera misión de la NASA capaz de detectar planetas del tamaño de la Tierra en la zona de habitabilidad de un sistema planetario, es decir, donde el agua puede existir en forma líquida. Kepler es un artefacto orbital; la misión número 10 de las asignadas a la serie Discovery y consiste en un fotómetro que mide con una precisión altísima la cantidad de luz proveniente de miles de estrellas.

Nuevos planetasLa observación de Kepler se efectúa hacia el brazo galáctico de Orion y cube más de 150,000 estrellas en un rango de 600 a 3000 años-luz.

El objetivo de la misión Kepler es explorar la estructura y diversidad de sistemas planetarios ¿Cómo lo logra? Estudiando numerosos sistemas y en ellos:
– Determina la frecuencia de planetas semejantes o mayores a la Tierra, que orbiten en regiones habitables alrededor de estrellas parecidas al Sol.
– Determina el tamaño y períodos orbitales de los planetas descubiertos.
– Establece si existen planetas (y cuántos) en los sistemas binarios.
– Determina la variedad de órbitas, albedos, tamaños, masas y densidades de los planetas.
– Localiza planetas adicionales no antes detectados, en sistemas ya conocidos.
– Determina las propiedades de las estrellas que poseen planetas.

La Misión Kepler fue lanzada el 6 de marzo de 2009 desde el complejo 17-B en Cabo Cañaveral, Florida, sobre un cohete Delta II.
Kepler consiste básicamente en un telescopio de 95 cm de apertura efectiva con un fotómetro y sus detectores cubren 105 grados cuadrados. Como comparación, consideremos que un telescopio normal cubre alrededor de 1 grado cuadrado. Combinados, los detectores CCD funcionan como una cámara de 95 mega píxeles.

El Ames Research Center es responsable del sistema de desarrollo en tierra, de operar la misión y análisis de datos.
El sistema de vuelo corrió a cargo de Ball Aerospace and Technologies Corporation junto con el Laboratorio de Física Atmosférica y Espacial de la Universidad de Colorado. Las observaciones del Kepler son ratificadas y extendidas mediante el Telescopio Espacial Spitzer y varios observatorios terrestres: Keck I en Hawaii; Hobby-Ebberly y Harlan J. Smith de 2.7 m en Texas; Observatorios Hale y Shane en California; WIYN, MMT y Tillinghast en Arizona, así como el Nordic Optical en Islas Canarias. Kepler cuenta con propulsores que lo reorientan cada 3 meses, para que sus paneles solares estén siempre iluminados

Tránsitos en el espacio
Cuando un sistema planetario se presenta de perfil, existe la posibilidad que uno o varios planetas crucen frente a la estrella en un fenómeno conocido como “tránsito”. La observación de tránsitos repetidos por el mismo planeta ofrece información abundante y confiable sobre el sistema planetario: período, órbita, tamaño del planeta, tamaño de la estrella, masa, densidad y temperatura. Este último factor determina si es posible o no la vida en determinado planeta.

¡Suena prometedor! Peeeero…
Hay un problema: la probabilidad de que un sistema planetario sea visible de perfil es muy baja: 0.5% para planetas terrestres y 10% para planetas gigantes cercanos, de manera que se tienen que estudiar muchísimas estrellas para tener la oportunidad de estudiar este tipo de eventos. Se requiere un detector de alta sensibilidad, pues cuando un planeta terrestre transita frente a una estrella, disminuye su luz en sólo 1/10000 (imposible de distinguir a simple vista). En general, los tránsitos duran de 1 a 16 horas, por lo que se requiere una observación continua y escrupulosa para determinar con precisión el inicio, el comportamiento de la luz y el final del tránsito. Los períodos deben ser regulares, pero en sistemas de varios planetas, el tirón gravitatorio al que se someten mutuamente es capaz de atrasar o adelantar los tránsitos. Este efecto, lejos de ser un obstáculo es una ventaja: permite medir directamente la masa de los planetas involucrados.

El mínimo requerido para validar un planeta son 4 tránsitos y el tiempo de espera mínimo (duración de la misión) es de 3.5 años. Dependiendo de la salud de Kepler, concluyendo este período, se le otorgará una extensión de misión.

Funcionamiento
Para el censo, se seleccionaron estrellas enanas en secuencia principal cuyo brillo y tamaño es óptimo para la búsqueda de planetas pequeños. Son estrellas de magnitudes 9 a 16. Las estrellas gigantes o súper gigantes han sido desechadas para este estudio. De poseer planetas, es probable que ya los hayan envuelto en su fotósfera. La sonda Kepler tiene la capacidad para establecer el tamaño de las estrellas, su masa y su edad.

¿Existe el riesgo de que Kepler se confunda con sistemas binarios eclipsantes?
Este riesgo se tomó en cuenta, y de hecho, se descubrieron más sistemas eclipsantes que tránsitos planetarios. Éstos se han clasificado aparte y se siguen monitoreando para saber si también ellos poseen sistemas planetarios.

La misión Kepler monitorea cada 30 minutos más de 100,000 estrellas en una región compartida por Cygnus y Lyra.
El experimento no se realiza desde la Tierra porque la turbulencia atmosférica produce variaciones de brillo mayores que las que se busca detectar.  Desde la Tierra se pueden detectar cambios de brillo equivalentes a 1/1000, pero Kepler es 10 veces más preciso. Además, ningún observatorio en Tierra puede monitorear las estrellas las 24 horas a causa de la luz del día, de la Luna y los días nublados.

Ninguna otra misión de la NASA tiene tal velocidad de transferencia de datos: de 10 a 4.3 millones de bits por segundo.
Es tanta la información que hay para analizar, que se abrió el “programa de Cazadores de Planetas del Zoológico Galaxia” para que cualquier persona pueda contribuir con su tiempo y recursos para detectar nuevos planetas. En los primeros 3 meses el público contribuyó a clasificar 1.3 millones de datos. Debra Fischer, profesora de Astronomía en la Universidad de Yale, dirige el programa “Cazadores de Planetas”. Hasta el momento hay más de 16,000 usuarios participando en el programa

Tras analizar la luz de más de 100,000 estrellas, la misión Kepler habría de detectar en el peor de los casos:
50 planetas de tamaño terrestre
185 planetas 30% > que la Tierra
135 planetas gigantes interiores
30 planetas gigantes exteriores

En otras palabras, un recuento de 400 planetas “no estaría mal”

Primeros resulatados
En una rueda de prensa dictada el 2 de febrero de 2011, se dio a conocer un nuevo sistema planetario parecido al nuestro. Los responsables de este hallazgo son William Borucki (investigador principal de la Misión Kepler), Jack Lissauer (co-investigador) y Daniel Fabrycky. Douglas Hudgins es el científico programador de la Misión Kepler.

Apenas 1 mes antes, en enero de 2011 se había dado a conocer que la Misión Kepler había encontrado el planeta más pequeño descubierto fuera del Sistema Solar. Se llama Kepler 10b y tiene 1.4 veces el tamaño de la Tierra. El problema con éste es que está sometido a temperaturas que derriten su superficie; pero ahora –con el nuevo anuncio- se conocen 68 planetas con condiciones mucho más agradables.

La rueda de prensa reveló un estudio preliminar que incluye la observación continua de 156,453 estrellas desde el 2 de mayo hasta el 16 de septiembre de 2009. En ese período se detectaron tránsitos correspondientes a 1235 planetas distribuidos en 997 sistemas planetarios. Mientras no concluya el estudio de 3.5 años, los planetas encontrados se manejarán como “candidatos” en el entendido que la cifra pueden variar.

Gracias al fotómetro de Kepler, encontraron:
68 candidatos cuyo tamaño es menos a 1.25 diámetros terrestres.
288 candidatos cuyo tamaño es entre 1.25 y 2 diámetros terrestres. (Las llamaron “súper Tierras”)
662 candidatos cuyo tamaño es entre 2 y 6 diámetros terrestres
165 candidatos cuyo tamaño es entre 6 y 15 diámetros terrestres
19 candidatos cuyo tamaño es entre 15 y 22 diámetros terrestres
15 candidatos cuyo tamaño es mayor a 22 diámetros terrestres

De los planetas que Kepler encontró 170 se localizan en sistemas planetarios con más de 1 planeta y cuando menos uno se encuentra poblado con 6 planetas o más.
Los sistemas múltiples hallados por Kepler
Sistemas con 2 planetas.- 115
Sistemas con 3 planetas.- 45
Sistemas con 4 planetas.- 8
Sistemas con 5 planetas.- 1
Sistemas con 6 planetas.- 1

El sistema de Kepler 11 –con 6 planetas- acaparó los titulares la primera semana de febrero de 2011. Sólo en otro sistema planetario–llamado Gliese 581- se ha encontrado una cantidad semejante de planetas. Gliese 581 está 100 veces más cerca que Kepler-11, pero es una enana roja, muy distinta al Sol.

Los nuevos datos sugieren que hay más planetas pequeños de lo que se creía y que los sistemas planetarios con más de un planeta son frecuentes (y esto sólo es basado en planetas cuyo período es de unos meses. Para planetas con períodos de 1 año -como la Tierra- o más, la cifra se multiplicará. Los astrónomos creen que los planetas con mayores probabilidades de vida son aquellos cuya masa está entre 0.5 y 10 masas terrestres. Además, los astrónomos se sorprendieron por encontrar planetas con densidades muy variadas: algunos más densos que el hierro y otros tan livianos como el poliuretano expandido.

[quote_left]En 15 años se descubrieron 500 planetas pero la sonda Kepler sola ha detectado más de 1200 planetas en los primeros 4 meses y medio, cifra que se multiplicará cuando concluya el estudio de 3.5 años.[/quote_left]

En los primeros 4.4 meses del estudio se descubrieron 54 planetas que están en la “zona de habitabilidad”, es decir, donde el agua se encuentra líquida. Esto incluye 5 súper Tierras y 40 planetas menores que Neptuno. En base a este hallazgo, se estima que existen alrededor de 30,000 planetas habitables a 1000 años-luz a la redonda. “Habitable” no es lo mismo que “habitado” pero las expectativas se vuelven optimistas a este respecto. Además “habitado” no es lo mismo que “civilizado”: que un planeta tenga vida no significa que tenga seres pensantes.

Kepler demostró que para planetas con tamaño de 1 a 4 diámetros terrestres:
– Su período orbital es típicamente de 8 a 50 días.
– Casi todos los planetas encontrados tienen períodos menores a 25 días.
– Su distancia promedio a la estrella que orbitan es de 0.05 a 0.3 unidades astronómicas.
– La estrella que orbitan tiene una temperatura superficial de 4800 a 6500 kelvin.
– La temperatura en la superficie de estos planetas es de 250 a 1200 kelvin.

El estudio sugiere que, de los planetas que existen en la Galaxia 6% son del tamaño de la Tierra.
Lissauer estaba tan contento en dar la nueva que mencionó que sólo había una manera de expresar adecuadamente su asombro: ¡Supercalifragilistoexpialidoso! (Seguramente vio la película Mary Poppins de niño)

El Sistema Kepler-11
Este sistema planetario extraordinario orbita a una estrella llamada Kepler-11 y está orbitada –cuando menos- por seis planetas. Kepler 11 es una estrella de magnitud 14, más tenue que Plutón, por lo que es muy difícil verla directamente. Kepler 11 es una estrella un poco más masiva, grande (dilatada) y vieja que el Sol y durará menos tiempo: no pasará de 8,000 millones de años.

El sistema se encuentra a 2000 años-luz en la constelación de Cygnus
Por el porcentaje de luz que cada planeta obstruye al transitar frente a la estrella, se puede establecer su tamaño. Los planetas de Kepler-11 son relativamente pequeños, de 2.3 a 13.5 diámetros terrestres.

[quote_left]A diferencia del Sistema Solar, los 6 planetas de Kepler 11 están confinados a un espacio muy reducido: todos orbitan a su estrella en un diámetro menor a la órbita de Venus y 5 de ellos están más cerca de su estrella que Mercurio del Sol.[/quote_left]

Antes de este hallazgo, hubiera sido difícil de creer que tantos planetas podrían convivir en un espacio tan limitado. Pero son buenas noticias que esté tan próximos entre sí: estos planetas se perturban mutuamente cada vez que un par de ellos se alinean del mismo lado, modificando ligeramente su patrón de movimiento. El registro escrupuloso de estas acciones ofrece a los astrónomos la oportunidad de medir algunas propiedades como la masa de cada uno y la forma de su órbita. Se observó que las órbitas de los planetas son casi circulares y están apenas 1 ó 2° del ecuador de la estrella, lo que contribuye a la estabilidad del sistema.

[quote_right]Los primeros 5 planetas tienen períodos menores de 50 días, y el planeta exterior tarda 118 días en orbitar a Kepler-11. Lissauer señaló que la perturbación gravitatoria entre los primeros 5 planetas es suficiente para retrasar algunos tránsitos entre 10 y 20 minutos.[/quote_right]

Sorprendentemente los planetas no están atrapados en resonancias orbitales, como sucede con los satélites de Júpiter, o los planetas del Sistema Solar. Esto al parecer es consecuencia de que migraron desde órbitas superiores, algo que se sospecha sucederá con el Sistema Solar hacia el final de su existencia. Posiblemente la influencia de un disco de gas y escombros –similares a asteroides- haya contribuido en redondear las órbitas y evitar su resonancia.

Gracias a la medición de su tamaño y su masa, se ha establecido que se trata de planetas de baja densidad, pero definitivamente no son 100% gaseosos. El menos denso de los 6 tiene una densidad menor que Saturno (0.50 g/cm3 Vs. 0.68 g/cm3) y el más denso es poco menor que la Luna (3.10 g/cm3 Vs. 3.34 g/cm3). La densidad de los planetas que orbitan a Kepler 14 sugiere que están compuestos por una mezcla de roca y gases. Lissauer los comparó con un dulce de caramelo envuelto por un gran malvavisco. La densidad de los planetas de Kepler 11 son tan bajas comparadas con la Tierra, que Jack Lissauer sugiere que los planetas son más bien mini-Neptunos que súper-Tierras.

En prespectiva
Los más pesimistas pensarán que 68 planetas de un sondeo de 156,000 estrellas significa que sólo el 0.000436% de las estrellas tienen planetas habitables, pero… un aspecto sobresaliente de este hallazgo es que la misión Kepler sólo puede estudiar planetas que transiten a su estrella, así que para poder registrarlos depende de una geometría privilegiada (que la órbita del planeta no se desvíe más de 2 grados del ecuador estelar). Esto es completamente aleatorio: no hay manera de saber qué estrellas tienen esta orientación precisa. Si hay un sistema planetario cercano, cuyos planetas NO crucen frente al disco estelar, Kepler no los descubrirá. Desafortunadamente esto excluye aproximadamente al 98% de los sistemas planetarios existentes.

[quote_left]Si tomamos en consideración que la esfera celeste es 400 veces más grande que el área estudiada, y que la misión Kepler no estudió estrellas más allá de 3000 años-luz, entonces podemos afirmar que tan sólo en los 3000 años-luz a la redonda hay cuando menos medio millón de planetas que transitan sus estrellas.[/quote_left]

Y si tomamos en cuenta que sólo se pueden detectar tránsitos entre el 0.05 y 10% de las estrellas, entonces la cifra se incrementa a cuando menos 5 millones de planetas a 3000 años-luz a la redonda. Y si añadimos que nuestra Galaxia tiene un diámetro que se extiende hasta 120,000 años-luz, se puede afirmar que existen -cuando menos- 5,000 millones de planetas en la Vía Láctea.

… tenías razón, Carl Sagan.

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Presentación en PP

Enlaces consultados

http://kepler.nasa.gov/
http://kepler.nasa.gov/files/mws/FebDataRelease_revised_020211.pdf
http://www.nasa.gov/mission_pages/kepler/news/kepler_data_release.html
http://www.skyandtelescope.com/news/home/115102594.html
http://www.huffingtonpost.com/seth-shostak/a-bucketful-of-worlds_b_817921.html
http://www.space.com/10742-kepler-exoplanets-data.html
http://eltamiz.com/2009/03/24/mision-kepler-para-que-como-donde-cuando/
http://www.universetoday.com/83012/kepler-discovers-first-earth-sized-planets-inside-habitable-zone/

*-*-*-*

El autor es miembro honorario de la Sociedad Astronómica del Planetario Alfa, así como director de ASTRONOMOS.ORG www.astronomos.org Puedes reproducir este artículo libremente de manera total o parcial, siempre que se de crédito al autor y se indiquen sus correos electrónicos: pablo@astronomos.org, pablolonnie@yahoo.com.mx . Si detectas un error, favor de enviar correcciones y sugerencias a estos mismos.

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Desde la antigüedad, Júpiter representa al Rey de los dioses, el monarca del Olimpo ¿Por qué?
Porque…

1.- Júpiter es el único planeta que pasa un año completo en cada constelación del Zodíaco. Mercurio, veloz, lo ilustraban los antiguos como un jovencito con mucha carga de adrenalina, que salta de una constelación a otra con mucha prisa. Saturno en cambio, lento y pausado, era un paciente anciano, dios del tiempo. Marte, cuyo color recuerda a la enrojecida sangre, era el dios de la Guerra. Y Júpiter, ordenado, disciplinado, era el único planeta que “dedicaba” un año entero a cada constelación. Era visto como el supervisor o administrador del Zodíaco. Para los astrólogos, Júpiter es un planeta muy importante.
Ver http://www.lpi.usra.edu/education/skytellers/constellations/images/zodiak_band.jpg

Júpiter fue el primer planeta en ser espiado indiscretamente porque:
2.- Júpiter fue el primer planeta visto por un telescopio. Esto es, a través del pequeño telescopio de 25 a 30 aumentos que usó Galileo Galilei el 7 de enero de 1610.
Ver http://academic.evergreen.edu/curricular/scirev/Galileo01.jpg

¡Y no estaba solo! Porque:
3.- Júpiter es el primer planeta (ajeno a la Tierra) al que se descubrieron satélites naturales (también por Galileo, en enero de 1610). Primero vio tres, y luego cayó en cuenta que hasta cuatro se podían distinguir revoloteando alrededor del brillante planeta. Sus nombres son Io, Europa, Ganymede y Callisto.
Ver http://wps.prenhall.com/wps/media/objects/679/695877/galileo_moon_obs.jpeg
Ver http://catholicsensibility.files.wordpress.com/2008/06/galilean-moons1.jpg

En cualquier telescopio Júpiter deja de verse como una estrella, se distingue como una pelotita iluminada (a pesar de su gran distancia) porque:
4.- Júpiter es el planeta más grande del Sistema Solar. Su diámetro ecuatorial es de 142,984 Km., lo que sería equivalente a 11.2 diámetros terrestres. La circunferencia de Júpiter en el ecuador (su perímetro) es de 449,198 Km. Si no te parece que es mucho, considera lo siguiente: Sería más tardado darle una vuelta a Júpiter que hacer un viaje a la Luna (viajando a la misma velocidad).
Ver http://solarsystem.springnote.com/pages/2084834/attachments/962404

PESADO. Júpiter es el planeta que vale lo que pesa, porque:
5.- Júpiter es el planeta más masivo del Sistema Solar. Contiene tanto material en su interior, como si le hubieran retacado casi 320 Tierras…en consecuencia…
Ver http://odyssespace.free.fr/Images/structure_jupiter.gif

Tus piernas se quebrarían si pudieran apoyarse en suelo sólido, porque:
6.- Júpiter es el planeta cuya gravedad superficial es más alta (2.64 veces mayor que la atracción superficial de la Tierra) Así, un terrícola de 90 Kg. pesaría allá en Júpiter casi 240 Kg. Tomando en cuenta la masa y el tamaño del planeta, la velocidad de escape en Júpiter es de 59.6 Km./s. Esta es la velocidad que necesitaríamos alcanzar a partir de la superficie del planeta para salir al espacio, sin que la gravedad nos devuelva al planeta. En cambio, aquí en la Tierra, los artefactos escapan a una velocidad de “sólo” 11.2 Km. /s.
Ver http://images.spaceref.com/news/2009/oo366207main_mlas-launch_fu.jpg

Hay quienes aseguran que Júpiter es una estrella fallida, porque:
7.- Júpiter es el planeta cuya densidad se asemeja más a la del Sol. Veamos: en promedio, cada metro cúbico del Sol contiene 1,400 Kg. y Júpiter casi lo alcanza, con 1,330 Kg. por metro cúbico. Sin embargo, la densidad en el núcleo del Sol es mucho mayor, así que Júpiter necesitaría tener una masa 80 veces mayor y sólo entonces sería una estrella…pero no una estrella como el Sol. No. Sería una estrella chiquita y débil, de aquellas que llamamos enanas rojas, y que logran “encenderse” a pesar de contar apenas con el 10% de la masa del Sol. Con el perdón de Arthur C. Clark, ni con 100,000 monolitos Júpiter podría convertirse en estrella.
Ver http://schools-wikipedia.org/images/245/24598.png

Júpiter es un planeta con mucho pegue, y tiene con qué demostrarlo pues:
8.- Júpiter es el planeta con el mayor número de satélites naturales conocidos. Más de 63. Objetos de hielo y roca que circundan al planeta en órbitas muy variadas. La gran mayoría son tan pequeños que no se ven en ningún telescopio (fueron descubiertos mediante artefactos espaciales o detectores sofisticados) Los satélites naturales más conocidos en Júpiter son los llamados Satélites Galileanos: Io, Europa, Ganymede y Callisto. Nombrados en honor de las conquistas amorosas de Júpiter.
Ver http://www.mipagina.cantv.net/aquilesr/images/NewOrbits.jpg

De las compañeras sentimentales de Júpiter, seguramente la más candente era Io. Así es, pues:
9- Júpiter es el único planeta con un satélite natural –Io– que posee volcanes activos. Sus calderas arrojan con fuerza penachos de azufre que inmediatamente se enfrían en el gélido espacio y llueven nuevamente sobre el suelo en forma de una blanquecina escarcha azufrosa. Las erupciones de Io alimentan un toroide. El toroide es una nube con forma de dona que rodea a Júpiter y que está constituida por iones de azufre y oxígeno. Cada segundo, Io descarga al espacio más de una tonelada de partículas candentes que se distribuyen en este toroide.
Ver http://www.justinshull.us/uploaded_images/io_walkerNH-716427.jpg

Al parecer, Júpiter e Io le hacen una mala pasada a otro satélite. La gravedad combinada del planeta y otros satélites estruja el corazón de Europa. Frágil, se convierte en un “mar de lágrimas” ¿Cómo es eso? Pues sí:
10.- Júpiter es el único planeta del Sistema Solar con un satélite natural que posee un gran océano de agua salada. Europa sufre las consecuencias de la marea gravitatoria: cada vez que se alinea con Júpiter y alguno otro de los satélites galileanos, sufre deformaciones, se abulta y se aplasta; la presión produce calor y el calor funde el hielo en agua, y los minerales disueltos en ella la hacen salada. Sí; como el agua de mar en la Tierra.
Ver http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b7/Celestia_Europe_Io_Jupiter.jpg
Ver http://math.ucr.edu/home/baez/europa_models.gif

Tomando en cuenta que al parecer los primeros organismos de nuestro planeta se desarrollaron en el agua salada del mar, no es descabellado suponer que Europa ofrece un ambiente apto para la vida. El agua de Europa no está expuesta al espacio; está atrapada bajo una gruesa capa de hielo quebradizo.
Ver http://sos.noaa.gov/images/Solar_System/europa.jpg
Ver http://www.astro.virginia.edu/class/oconnell/astr121/im/europa-rafts-1127.jpg

Júpiter no sólo es el planeta más grande del Sistema Solar, también:
11.- Júpiter es el planeta con el satélite más grande del Sistema Solar. Se llama Ganymede y es más grande que el planeta Mercurio, pero se considera satélite natural porque orbita a un planeta, no al Sol. Ganymede exhibe muestras de una antigua actividad tectónica y sus cráteres son blancos, revelando el abundante hielo que esconde su superficie oscura.
Ver http://sos.noaa.gov/images/Solar_System/ganymede.jpg
Ver http://zuserver2.star.ucl.ac.uk/~idh/apod/image/pr47065.jpg

En contraste con Io y Europa, cuya superficie se regenera continuamente, el cuarto satélite galileano es totalmente opuesto. Así:
12.- Júpiter es el único planeta con el satélite que posee la erosión más lenta del Sistema Solar. Se llama Callisto y no está expuesto a erupciones volcánicas como Io ni a capas de hielo que “cicatricen” cualquier anomalía. La superficie de Callisto es inerte, no pasa nada. Si acaso, su superficie se expone a una lenta sublimación que le da un aspecto muy accidentado. Callisto posee la más alta densidad de impactos intactos, es por tanto, una de las superficies más antiguas e intactas del Sistema Solar. Callisto es el más externo de los satélites galileanos
Ver http://sos.noaa.gov/images/Solar_System/callisto.jpg
Ver http://www.jpl.nasa.gov/webcast/galileo/art/07_Callisto_Surface_lg.jpg

Los asteroides del cinturón que se desplazan entre Júpiter y Marte no están solos, porque:
13.- Júpiter es el único planeta que cuenta con un séquito masivo de asteroides “esclavos”. Son llamados Troyanos y se encuentran en puntos de Lagrange, es decir, puntos gravitatoriamente estables que les permite desplazarse (vistos desde el Sol) 60° adelante y atrás del planeta, en la misma trayectoria de Júpiter. Recientemente se han encontrado en Neptuno también, pero se conoce apenas un puñado de ellos
Ver http://astronomy.swin.edu.au/cms/imagedb/albums/userpics/mainasteroidbelt1.gif

Saturno, hazte a un lado, porque:
14.- Júpiter es el planeta del Sistema Solar con los anillos más grandes. Síp, así es. Nada se compara con la belleza de los anillos de Saturno, que se extienden a un diámetro aproximado de medio millón de kilómetros. Sin embargo, los anillos de Júpiter tienen un diámetro de 900,800 Km. Los anillos de Saturno se ven con facilidad a causa de su blancura (son trozos de hielo) pero los anillos de Júpiter son oscuros como el carbón. Están hechos de polvo.
Ver http://www.phys.ncku.edu.tw/~astrolab/mirrors/apod_e/image/0801/jupring1_gal_big.jpg

Hay cometas que visitan a la Tierra por cortesía de Júpiter, pues:
15.- Júpiter es el principal planeta que captura los cometas y transforma sus trayectorias a órbitas menores.
El resultado es que muchos cometas de período corto se deben a Júpiter. Son cometas cuya trayectoria se vio modificada por la presencia de Júpiter. A esta familia de cometas les llamamos cometas jovianos.
Ver http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d2/Borrelly.jpg

¿Cómo se verá el impacto fresco de un cometa sobre un planeta?
Júpiter nos lo ha mostrado no una, sino dos veces, porque
16.- Júpiter es el único planeta en el que se ha observado el impacto de un cometa. Esto sucedió en 1992 cuando el cometa Shoemaker Levy 9 quedó atrapado en una órbita alrededor de Júpiter. Su período era de 2 años, al cabo del cual, su punto más cercano a Júpiter (el “perijoveo”) le obligaba a impactarse contra su superficie. El planeta sufrió alrededor de 20 impactos en julio de 1994, tras lo cual quedó con una serie de depósitos de polvo, que tenían el aspecto de moretones gigantescos, más grandes que la Tierra.
Ver http://alexis.m2osw.com/images/jupiter_impact.jpg

Por si fuera poco, el 19 de julio de 2009 un astrofotógrafo aficionado –Anthony Wesley– de Australia, captó la huella de impacto de un asteroide o cometa cerca del polo sur del planeta. La manchita oscura que resultó de la destrucción del intruso se ha estado dispersando desde entonces.
Ver http://www.newsguide.us/images/200972011.jpg
Evolución de impacto http://spaceweather.com/swpod2009/09aug09/polar_334.gif?PHPSESSID=msf8ean6cjqq4n5dottb4v8ts6

Hasta experimentos de física se pueden hacer con el planeta gigante. Así pues:
17.- Gracias a Júpiter se pudo medir por vez primera la velocidad de la luz. Todo empezó cuando los astrónomos notaron que los satélites eran muy precisos al orbitar el planeta (Hasta Galileo pensó que se podrían utilizar como un reloj) Pero algo raro pasaba. Cuando la Tierra se acercaba a Júpiter, los satélites cumplían con precisión su período, sin embargo, al alejarnos, su movimiento parecía aletargarse. En septiembre de 1679 Olaf Christensen Roemer dio a conocer un experimento sencillo: el creyó que la demora se debía a que la señal luminosa se atrasaba por tener que lidiar con una mayor distancia (es decir, que la luz estaba limitada por una velocidad determinada) Entonces midió el retraso y la distancia recorrida. Si la demora era de 1000 segundos para cubrir el diámetro de la órbita terrestre (la distancia adicional) entonces hacemos la operación: 300 millones de Km. entre 1000 segundos, obtenemos 300,000 Km/s ¡La velocidad de la luz! El detalle es que Roemer no tenía relojes tan precisos ni se conocía con exactitud el tamaño de la órbita terrestre. Con los datos datos disponibles en ese entonces lo más aproximado que pudo determinar Roemer fue una velocidad de 225,000 Km/s ¡Nada mal!, considerando que hizo el experimento en 1679.
Ver http://laser.phys.ualberta.ca/~egerton/roemer.gif

Allá el tiempo pasa volando, ¿por qué? Porque:
18.- Júpiter es el planeta con la rotación más veloz del Sistema Solar y como consecuencia, el día más corto. Su día dura 9.9 horas. Compáralo con Saturno (10.7 horas), Urano (17.2 horas) y Neptuno (16.1 horas)
Ver http://www.iceinspace.com.au/downloads/Dennis-Jupiter-GRS-Rotation-20060504.gif

En consecuencia…
19.- Júpiter es el planeta del Sistema Solar con la atmósfera más activa. Los vientos de Júpiter extienden las nubes a una misma latitud y una gran cantidad de remolinos se forman en su atmósfera.
Ver http://www.jmoudesluys.com/wp-content/uploads/2009/05/pia02855.gif
(se tarda en descargar, pero vale la pena)

Hablando de remolinos:
20.- Júpiter posee la mancha (algunos le llaman huracán) más grande y longeva del Sistema Solar. Se llama la Gran Mancha Roja, aunque su color suele ser muy pálido, amarillento, rosado o naranja, a veces algo café. Puede variar mucho a través de los años. Una serie de ovalos blancos se fusionaron entre sí para formar lo que coloquialmente es llamado la Mancha Roja Júnior.
Ver http://www.mmedia.is/~bjj/3dtest/jupiter_cassini_new.jpg

Una atmósfera así de activa produce suficiente electricidad estática como para hacer que:
21.- Júpiter posea las tormentas eléctricas más grandes del Sistema Solar.
Ver http://www.jpl.nasa.gov/webcast/galileo/art/09_Jupiter_Lightning_lg.jpg
Imágenes tomadas con una diferencia de 75 minutos, desde el lado nocturno, iluminado por Io

Su veloz rotación tiene otros efectos:
22.- Júpiter es el planeta que posee el campo magnético más fuerte del Sistema Solar: 20,000 veces más potente que la Tierra. A su vez Júpiter es el único planeta del Sistema Solar que produce radiación sincrotrónica: es decir, electrones que son acelerados a velocidades cercanas a la de la luz y terminan por producir luz propia. Los electrones se desplazan rápidamente y en espiral  a lo largo de líneas magnéticas
Ver http://www.spacetoday.org/images/SolSys/Jupiter/JupiterRadio/JupiterRadioImage13cm.jpg
Radioemisión de Júpiter producida por radiación sincrotrónica

Las auroras en la Tierra son bellas. Allá también, pues:
23.- Júpiter posee las primeras auroras vistas fuera de la Tierra, aunque en honor a la verdad, allá sólo brillan en ultravioleta. Fueron detectadas por el Telescopio Espacial Hubble.
Ver http://juno.wisc.edu/Images/using/Science/Objectives/Jupiter_Aurora.jpg

Júpiter no sólo emite luz UV, también:
24.- Y Júpiter es la fuente más potente de rayos X en el Sistema Solar (después del Sol). Fueron detectadas por el Telescopio Espacial Chandra.
Ver http://photography.si.edu/upload/Images/md_5349_Image_jupiter.jpg

Y entre los gaseosos…
25.- Júpiter es el planeta gaseoso cuyo eje de rotación es casi perfectamente vertical (3.1°) contra 26.7° de Saturno, 97.8° de Urano y 28.3° de Neptuno. A otros planetas les podemos ver los polos desde la Tierra, a Júpiter no. Por otro lado, utilizando software de proyección tridimensional, nos podemos “asomar” a regiones difícilmente observables.
Ver http://www.fas.org/irp/imint/docs/rst/Sect19/Nineplanets460.jpg

26.- Júpiter es el planeta gaseoso con la órbita más pequeña y de ellos, el más cercano al Sol
Ver http://www.lunarplanner.com/Images/Comet-Holmes/Earth-Holmes-orbits.gif

…en consecuencia…
27.- Júpiter es el planeta gaseoso más cercano a la Tierra a 778 millones de Km. Contra 1,433 millones de Km. de Saturno, 2,872 millones de Km. de Urano, y 4,495 millones de Km. de Neptuno.
Ver http://www.areavoices.com/astrobob/images/thumbnail/JupiterOpposition.jpg

28.- Júpiter es el planeta gaseoso con el período más corto. Se tarda poco menos de 12 años en dar una vuelta alrededor del Sol

29.- Júpiter es el planeta gaseoso más “caliente”; es decir, menos frío. Su temperatura promedio en la superficie es de –110°C (bajo cero) contra  –140 °C de Saturno, -195 °C de Urano y –200 °C de Neptuno
Ver http://cineydoblaje.blogspot.es/img/freeze.jpg

Exploración espacial
30.- Júpiter fue el primer planeta gaseoso penetrado por una sonda de origen terrestre: La cápsula del Galileo, el 7 de diciembre de 1995 y luego, tras años de estudio, la nave principal Galileo el 21 de septiembre de 2003.
Ver http://www.jpl.nasa.gov/images/spacecraft/galileo_jupiter_browse.jpg

31.- Es el planeta gaseoso más visitado del Sistema Solar
(Pionero 10, Pionero 11, Viajero 1, Viajero 2, Galileo, Ulysses, Cassini y New Horizons)
Pionero 10 http://es.wikipedia.org/wiki/Pioneer_10
Pionero 11 http://es.wikipedia.org/wiki/Pioneer_11
Viajero 1 http://es.wikipedia.org/wiki/Voyager_1
Viajero 2 http://es.wikipedia.org/wiki/Voyager_2
Galileo http://es.wikipedia.org/wiki/Galileo_(misi%C3%B3n_espacial)
Ulises http://es.wikipedia.org/wiki/Ulysses_(sonda)
Cassini http://es.wikipedia.org/wiki/Cassini-Huygens
New Horizons http://es.wikipedia.org/wiki/New_Horizons

32.- Júpiter es el único planeta que muestra tanto detalle al observador celeste, armado con telescopio: el achatamiento del planeta, su rotación, el movimiento de sus satélites naturales, sus cinturones (franjas oscuras), zonas (franjas blancas), en condiciones ideales ver a los satélites de distinto color y tamaño, remolinos,
Ver http://photos.lacoccinelle.net/32/69/43269.jpg

33.- Gracias a su veloz rotación, Júpiter es el único planeta que en una sola noche puede mostrar todas sus características superficiales
Ver http://www.astrokraai.nl/dump/20090705_Jupiter_animatie_kleiner.gif de Emil Kraaikamp

Y 34.- Júpiter es el primer planeta fotografiado con detalle desde… ¡otro planeta!
El telescopio espacial más potente puesto en el espacio interplanetario orbitando a Marte, con la cámara HiRISE que está instalada en el Mars Reconnaissance Orbiter
Ver http://telescopelab.com/images/2007/jupiter_from_mars.jpg

Cualquier porción de este texto puede ser reproducida libremente siempre y cuando se acredite a su autor.

OBSERVANDO JÚPITER CON TU TELESCOPIO
Pablo Lonnie Pacheco Railey
ASTRONOMOS.ORG
pablo@astronomos.org

Júpiter fue el primer planeta que vi con nubes y satélites, con un pequeño telescopio desde la terraza de mi casa. Apenas tenía 15 años y mi telescopio (que aún conservo) era un pequeño refractor de 60 Mm. de aspecto inofensivo. Ahora tengo un telescopio mucho más grande (250 Mm.). ¿Lo veo mejor? Sin duda. Pero una de las vistas más impresionantes que tuve de este planeta fue con un telescopio de 70mm, apenas un centímetro mayor que mi primer telescopio. La enorme diferencia era la calidad del telescopio, la atmósfera y oculares apropiados.

¿En qué condiciones se ve Júpiter mejor?
La calidad del cielo debe ser muy buena. Estabilidad perfecta.
Si las estrellas titilan, no es buena señal, quiere decir que hay turbulencia: Júpiter se verá como una masa borrosa, gelatinosa y temblorosa.
La presencia de bruma suave puede ser indicación de una atmósfera estable ¡saca el telescopio!

¿Dónde se ve Júpiter mejor?
Júpiter se puede ver desde la ciudad. No es necesario salir al campo para verlo más detallado. Es importante, sin embargo, que el telescopio esté “cobijado” por una estructura que impida que el viento sople sobre el telescopio. No quiere decir que necesitas un domo de observatorio. Simplemente que –si intentas ver a Júpiter con altas magnificaciones- la más suave brisa lo pondrá a tambalearse frenéticamente.

En general el planeta se verá mejor cuando está más alejado del horizonte, pues el efecto que tiene nuestra atmósfera aumenta gradualmente hacia el horizonte. Es evidente también cómo el Sol y la Luna parecen cambiar de tamaño, forma y color cerca del horizonte. Así, cuanto más alto, mejor se verá el planeta.

¿Cuándo se ve Júpiter mejor?
La observación de detalles a color (muy sutiles) salta a la vista cuando se procura a Júpiter mientras hay luz del atardecer o del amanecer. Con el cielo azul y atenuando el fuerte contraste, curiosamente, los colores de Júpiter cobran vida.

¿Qué equipo necesito?
Júpiter se verá mucho mejor si el telescopio es de muy buena calidad óptica.
En telescopios que funcionan con espejos, éstos deben estar alineados perfectamente.
Los oculares deben ser de muy buena calidad y de gran aumento (5, 6 o 7 Mm.). Utiliza el ocular que brinde la mayor magnificación posible, dependiendo de las condiciones atmosféricas. Un buen ocular con pésima turbulencia atmosférica no revelará más detalle.

Los expertos prefieren los telescopios refractores apocromáticos o los telescopios reflectores de relación focal larga (y espejo secundario pequeño).
¿Y si sólo tienes un catadióptrico? No es para desanimarse: siempre que esté bien colimado y la atmósfera coopere, puedes obtener vistas fantásticas. Mi telescopio es catadióptrico y he visto excepcionalmente a los satélites como “pelotitas” cruzando frente al disco del planeta, arrojando sus sombras, claramente circulares.

En cuanto a apertura del telescopio (el diámetro): las nubes del planeta y sus satélites son visibles en cualquier telescopio, pero para ver más detalle en su atmósfera, los más experimentados prefieren telescopios de 120 a 150 Mm. (5 o 6 pulgadas) de apertura, en delante.

Indispensable es que la montura del telescopio sea estable, que no rebote el telescopio como diapasón cada vez que lo tocas. En otras palabras, el telescopio debe ser lo suficientemente rígido para disipar las vibraciones. Si le das un tope al telescopio, no deben pasar más de tres segundos para que la imagen deje de sacudirse. Un truco fácil para estabilizar el telescopio es colgar del centro del tripié un galón de agua. Otros amigos usan un “six”: funciona igual. Hay también quienes cuelgan una cadena de 50 cm. del extremo del telescopio. ¿Funcionará?

Los filtros de color hacen que Júpiter adquiera colores ago-gó pero también son capaces de destacar detalles sutiles. Por ejemplo, un filtro verde hará que la mancha roja se oscurezca, contrastando con las nubes blancas aledañas. Yo no acostumbro usar filtros, pero para quienes los quieran utilizar les paso la información al costo:

+ Para la mancha roja y cinturones se recomiendan los filtros de color azul Wratten 82A (azul pálido), 80A (azul), or 38A (azul oscuro).
+ Para acentuar los listones (que parecen púas diagonales que salen de los cinturones) se recomiendan los filtros de color rojo Wratten 21 (naranja-rojizo), 23 (rojo pálido), y 25 (rojo)
+ Para acentuar óvalos (remolinos blancos) y las brumas de los polos de Júpiter los filtros Wratten 12 (amarillo) y 8 (amarillo pálido), son adecuados.

Dicho lo anterior, conviene aclarar que con el paso de los años nuestra percepción de los colores cambia, por lo que cada quién juzgará lo que mejor funcione en cada caso.

Los oculares de campo ultra amplio son muy cómodos de utilizar pero hay quienes prefieren oculares tipo Plossl, debido a que poseen menos lentes en su interior y transmiten más luz y mejor contraste. Es altamente deseable que el ocular tenga recubrimientos múltiples en todas sus superficies. Éstas son capas finísimas de metales que contribuyen a una mayor transmisión de luz. Producen reflejos verdes o morados.

Los bocetos
La disciplina de dibujar, con lápiz sobre papel, los detalles que ves en cada ocasión, te ayudará a desarrollar una agudeza visual envidiable. Dibuja varias elipses (casi circulares) que representen a Júpiter y luego traza los detalles que puedas ver en el telescopio, cada 15 minutos (Júpiter gira tan rápido que si te tardas más, estarás distorsionando su aspecto) Anota la fecha, hora, telescopio, ocular y filtro utilizado. Notarás que día con día, tus ojos captarán más detalle en el planeta, siempre que haya estabilidad atmosférica.

¿Cómo identificar cada uno de los satélites galileanos?
Consulta el Solar System Simulator http://space.jpl.nasa.gov/

Júpiter es tan dinámico, que cada noche, a lo largo de la noche, su aspecto cambiará. Estos cambios pueden suceder en cuestión de horas o de meses. Su mancha roja palidece u oscurece. Alguno de sus cinturones desaparece. Un cinturón cambia de rojo a café, y luego se vuelve naranja. Se desarrollan óvalos nuevos o algunos colisionan entre sí. Muchas cosas pueden suceder, pero tú eliges: las puedes ver en vivo en primera fila, o enterarte a través de Internet o revistas especializadas, cuando lo mejor ya pasó. Yo prefiero la emoción de ver a Júpiter cada noche, sin conocer de antemano las sorpresas que me esperan.

También puedes llevarte una imagen a tu computadora. ¿Cómo?
Entérate visitando el sitio http://www.astronomos.org/?p=2086

Cualquier porción de este texto puede ser reproducida libremente siempre y cuando se acredite a su autor.

Tránsito de Callisto sobre Júpiter (se tarda en cargar)
http://www.astronomycamerasblog.com/wp-content/uploads-extra/20080531-jupiter_anim.gif

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