La Galaxia de Andrómeda, también conocida como Objeto Messier 31, Messier 31 o NGC 224, es una galaxia espiral gigante. Es el objeto visible a simple vista más alejado de la Tierra.  Desde Pirataraul

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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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Este cometa fue descubierto por Yuji Hyakutake utilizando unos grandes binoculares 25X150. Aunque Hyakutake era un cometa pequeño, su cercanía a la Tierra favoreció para que superara las expectativas, después de 20 años que había sido observado el último cometa brillante, el cometa West en  1976.

Estudios posteriores utilizando la sonda espacial automática Ulises, revelaron que la longitud de la cola del cometa había excedido los 500 millones de kilómetros, más de tres veces la distancia de la Tierra al Sol.

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En un receso, Levy aprovechó para hacer una toma en las cercanías del planeta Júpiter. Asombrado, al revisar la imagen, denota un objeto nebuloso y alargado, con apariencia de cometa.  Decide llamar a su amigo Jim Scotti que observaba en el Observatorio Nacional de Kitt Peak para que con un telescopio mayor, obtuviera una imagen más definida del extraño objeto. Scotti confirma la presencia del  cometa que aparece fragmentado.

El descubrimiento se anuncia como el cometa Shoemaker-Levy 9, al ser el noveno descubierto. Posteriormente, cuando se determina su órbita, encuentran que el cometa no orbita alrededor del Sol, sino de Júpiter y que su órbita lo llevaría a impactarse con el cometa 16 meses después. Así fue como esta generación de astrónomos fue la primera en observar el impacto de un cuerpo celeste con otro.

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Cuando echamos a volar la imaginación y pensamos en un viaje a las estrellas, nos imaginamos fácilmente una larga travesía cruzando el espacio interestelar hasta la estrella más cercana a nosotros. Podemos suponer una visita al sistema Alfa Centauri y más aún, a su elemento más pequeño llamado Próxima Centauri: una estrella a 4.25 años-luz de distancia. Sin embargo, hemos pasado de largo junto a la que es verdaderamente la estrella más cercana a la Tierra: el Sol, el objeto celeste por excelencia. Es el astro más luminoso del firmamento y es visible desde toda la Tierra dependiendo de la hora y estación. A primera vista no parece estar emparentado con las estrellas que cada noche adornan la esfera celeste, sin embargo, gracias al Sol es que mejor conocemos los procesos que acontecen dentro y fuera de ellas. El Sol es la estrella que mejor conocemos. Nos parece que es la estrella más grande, más brillante y más caliente del cielo, pero sólo porque está muy “cerca” de nosotros, a casi 150 millones de Km. En realidad, cualquier estrella que veamos en la noche será más grande y brillante que el Astro Rey. Las estrellas se ven tan pequeñitas simple y sencillamente porque están a distancias increíblemente lejanas.

[quote_left]Básicamente el Sol es una esfera de gas luminoso, unido por su propio campo gravitatorio, cuya fuente de energía son los procesos de fusión nuclear en su interior.[/quote_left]

Así como una bomba H (de Hidrógeno) produce una cantidad portentosa de energía, una onda de choque expansiva, radiaciones dañinas para la vida, una cantidad de luz cegadora y abundante calor, así el Sol –como el resto de las estrellas- dedican toda su vida a hacer exactamente lo mismo. La única diferencia es que el Sol no se “revienta” o explota. ¿Por qué no? Porque su masa es de casi 333,000 veces la masa de la Tierra. El Sol es un objeto de peso completo. La pesada carga de sus capas externas pretende aplastar el núcleo del Sol, conteniendo la fuerza explosiva del núcleo. Mientras que el núcleo trata de reventarse y escapar hacia el exterior, las capas externas tratan de apachurrarlo. El resultado es un sistema en equilibrio que se mantiene a lo largo de la vida de la estrella. Una estrella como el Sol tiene una expectación de vida de unos 10,000 millones de años de los cuales lleva vividos ya unos 4,600 millones de años.

Técnicamente, el Sol es una estrella de tipo espectral G2V. En pocas palabras esto significa que tiene una temperatura superficial de casi 6,000 k (grados kelvin) y visualmente es de color amarillo. Se observan metales ionizados (es decir, cuyos electrones son desprendidos por la intensa radiación) en su atmósfera. En la emisión de su luz el calcio deja una huella dominante. G2 indica que es relativamente más fría que una estrella tipo G0 y “V”, que es una estrella relativamente enana, en la serie principal (reacciones de fusión nuclear que transforman Hidrógeno en Helio)

ANTECEDENTES

Casi en todas las culturas antiguas el Sol fue venerado como la máxima divinidad. En la mitología griega se le conoce como Helios. De ahí proviene el nombre del gas Helio, que fue descubierto primeramente en el Sol. Según la Leyenda, Helios tuvo 7 hijos (Helíades) quienes se encargaron de dividir el día en horas y el año en estaciones. Los caldeos le llamaban Baal, los cananeos Moloch, los moabitas Beelpeor, los fenicios Adonis, los egipcios lo conocían como Osiris y también como Rah, era Mithras para los persas y Dionius para los hindúes. Los romanos le llamaban Apolo.

El Sol fue utilizado por los primeros astrónomos-astrólogos para medir el tiempo. Grandes monumentos fueron levantados para marcar el paso del Sol a lo largo del día y a lo largo del año. El primer reloj de Sol “portátil” conocido es de origen egipcio, esculpido en piedra. Como es fácil adivinar y comprobar, se aprovechaba el juego de luces y sombras generado por los elementos arquitectónicos de los edificios o de las partes del reloj para indicar una determinada hora y fecha.

[quote_right]Los antiguos pensaban que el Sol estaba hecho de oro (¿has oído hablar de los rayos dorados del Sol?). Las monedas, de oro y redondas –como el Sol- honraban a la deidad máxima. El símbolo del oro, frecuentemente utilizado por los alquimistas en la Edad Media es el mismo utilizado para representar al Sol: un círculo con un punto en el centro.[/quote_right]

Por mucho tiempo se consideró que el Sol, las estrellas y los planetas revolucionaban alrededor de la Tierra. Esta idea se conoce como modelo geocéntrico y desafortunadamente fue popularizada por Ptolomeo, (200 d.C.) por tal motivo se le conoce también como Sistema Ptoloméico. Este sistema trascendió hasta 1543, cuando las ideas de Nicolás Copérnico fueron publicadas, estableciendo el modelo heliocéntrico ó Sistema Copernicano en el cual todos los planetas revolucionan alrededor del Sol.

DISTANCIA AL SOL.- 149’597,800 Km.

La distancia promedio al Sol es conocida comúnmente como unidad astronómica y equivale aproximadamente a 149,597,800 Km. Como la órbita de la Tierra es elíptica, la distancia varía. Curiosamente para nosotros –habitantes del hemisferio Norte- el invierno sucede cuando la Tierra está más cerca del Sol. Este punto de mínima distancia se llama perihelio. Seis meses después, la Tierra está en su punto más alejado, llamado afelio. El verano es más caliente a causa de la inclinación del eje de rotación de la Tierra que favorece una mejor iluminación del Sol: sus rayos caen a plomo, perpendicularmente al suelo, calentando más eficientemente.

Frecuentemente se redondea la unidad astronómica a 150 millones de Km.. El Sol está lo suficientemente lejos de la Tierra como para que el efecto de esta distancia sea sensible en la luz que recibimos de él. ¿De qué manera? En el hecho de que el Sol que vemos cada momento no representa su imagen en tiempo real. Estamos viendo hacia el pasado. Cuando escuchamos un avión pasar sobre nuestra cabeza a gran altura y volteamos a verlo ¡ya no está ahí! es porque el sonido tardó en llegar a nosotros. Cuando volteamos a ver el Sol tampoco está ahí, aunque su imagen parece indicarnos otra cosa, en realidad estamos viendo los rayos que salieron de su superficie hace 8.3 minutos, mismo tiempo que habrá “aprovechado” para avanzar en la bóveda celeste.

Con todo, el Sol es una estrella que está relativamente cerca. La siguiente estrella –Próxima Centauri- está casi ¡270,000 veces más lejos! (Para ser precisos.- 267,410 veces más lejos)

TAMAÑO.- 1,392,000 Km.

A pesar de su gran distancia, el Sol está lo suficientemente cerca como para apreciar un tamaño aparente que vemos en forma de disco solar. Cualquier otra estrella se verá siempre puntual hasta en el mejor de los telescopios. El Sol mide 1’392,000 Km. de diámetro, lo suficiente para que la Tierra lo cruce con su diámetro 109 veces. Es verdaderamente grande, sin embargo, todas las estrellas que se ven en el cielo a simple vista son más grandes que esto. Hay estrellas, como Mu Cephei que miden casi 1,000 veces el diámetro del Sol. Por otro lado hay estrellas que son 10 veces más pequeñas que el Sol, como Próxima Centauri, pero son tan oscuras que aún a poca distancia no son visibles.

El volumen del Sol es impresionante: aproximadamente 1’300,000 de Tierras caben en su interior.

El diámetro angular (aparente) del Sol en promedio es de 32’ 04” de arco, pero como la órbita de la Tierra es elíptica el Sol parece cambiar de tamaño. En el perihelio (cerca) el Sol mide angularmente 32’ 36” de arco. En el afelio (lejos) el Sol mide 31’ 32” de arco.

COMPOSICIÓN.- Hidrógeno y Helio: 98.1%

El Sol, como todas las estrellas y los planetas gigantes está básicamente hecho de la sustancia más abundante del Universo observable: Hidrógeno. Le siguen el Helio, Oxígeno, Carbono y otros distribuidos de la siguiente manera: De cada 100 átomos, 92.1 son de Hidrógeno, 7.8 de Helio y 0.1 otros elementos. Para fines prácticos podemos decir que el Sol está hecho de Hidrógeno y Helio.

En cuanto a porcentaje de masa, se conocen los siguientes datos:

Hidrógeno            71.0 %
Helio                   27.1 %
Oxígeno               0.97 %
Carbono              0.40 %
Nitrógeno            0.096 %
Silicio                 0.099 %
Magnesio            0.076 %
Neón                  0.058 %
Hierro                 0.14 %
Azufre                0.040 %
Otros                 0.021 %

ESTADO FISICO.- Plasma

Por costumbre decimos que el Sol es gaseoso, sin embargo, sería más apropiado precisar que se trata de un plasma. Un plasma es una sustancia hecha de una “sopa” de partículas subatómicas. A pesar de que el Sol está compuesto de una gran variedad de elementos, todos se encuentran en estado ionizado, les faltan sus electrones para  estar completos.

MASA.- 1.9891 x 1030 Kg.

Si el Sol es como un gas…¿Qué tan masivo puede ser? Su masa es de 1.9891 x 1030 Kg. o el equivalente a 332, 946 masas terrestres. No hay otro objeto tan masivo en el Sistema Solar y precisamente por eso todos los objetos que lo conforman están confinados a su campo gravitatorio. El siguiente objeto más masivo es Júpiter, sin embargo, sólo tiene una 317 masas terrestres.

DENSIDAD.- 1.41

Si su masa es de casi 333,000 veces la Tierra pero su volumen es más de un millón de veces el de la Tierra…¿Qué significa esto? Pues que el Sol es un objeto de baja densidad. En promedio, cada metro cúbico del Sol pesa 1,410 Kg. contra 5,520 Kg. de la Tierra. La densidad del Sol es de 1.41. Este valor –debemos recordar- es un promedio.

La “superficie” del Sol es tan poco densa que al tratar de tocarla no sentiríamos nada (haciendo a un lado –obviamente- el calor). Si penetráramos a 1/3 de su profundidad encontraríamos ya una presión muy semejante a la del agua de una alberca ¡podríamos nadar en el interior del Sol! Una vez en el núcleo, la presión es increíblemente alta, ¡estamos sometidos a la carga de 333,000 Tierras! La presión equivale a 250,000 millones de atmósferas terrestres y la densidad aquí es 8 veces superior a la del oro.

GRAVEDAD SUPERFICIAL.- 27.9 Terrestres

Aunque no existe una superficie sólida en el Sol contra la cual pisar, la atracción gravitatoria en la “superficie” del Astro Rey es 27.9 veces superior a la de la Tierra. Si pudiéramos colocar una báscula milagrosamente en el “suelo” del Sol, notaríamos que una persona que pesa 70 Kg. en la Tierra, ¡allá pesa casi 2 toneladas!

VELOCIDAD DE ESCAPE.- 617.5 km/seg

Con una masa tan grande, resulta muy difícil escapar de la prisión gravitatoria ejercida por el Sol. La velocidad necesaria para poder desatarse de sus lazos, es decir, su velocidad de escape, es de 617.5 km/seg. Si el Sol fuera más denso, aún con la misma masa, la velocidad de escape sería mayor. Como referencia, recuerda que la velocidad de escape de la Tierra es de 11.2 km/seg.

ROTACIÓN.- 25.38 días Terrestres

El primero en tener pistas sobre la rotación solar fue Galileo. El observó que el Sol presentaba -aquí y allá- manchas que parecían deslizarse sobre su superficie. En promedio, estas manchas dan una vuelta alrededor del Sol cada 25.38 días terrestres y son nuestra referencia a la hora de medir la rotación solar.

Una observación detallada nos permitirá notar además, que las manchas que están cerca del ecuador solar se desplazan a mayor velocidad que aquellas que están cerca de los polos. Esto es porque el Sol es gaseoso, de tal manera que no da vueltas de una pieza –como la Tierra- y los polos se van atrasando. Este fenómeno es conocido como rotación diferencial.

Observando el movimiento de las manchas solares, podemos contar desde la Tierra 26.87 días que tarda el ecuador solar en dar una vuelta y hasta 29.65 días a una latitud de 40°. Más allá de esta latitud, hacia el norte o hacia el sur, no se ven manchas. El promedio es de 27.2753 días, pero descontando la traslación de la Tierra esto queda en una rotación o período sideral de 25.38 días. Con otros métodos se ha podido medir la rotación de los polos solares de 31 a 35 días.

TRASLACIÓN

Así como los planetas no sólo rotan, sino que dan vueltas alrededor del Sol en un movimiento que llamamos traslación, el Sol también experimenta un movimiento de traslación alrededor del núcleo de la Galaxia (la Vía Láctea) a una velocidad aproximada de 200 km/seg. La órbita de Sol seguramente es también elíptica aunque su trayectoria puede ser modificada sutilmente por la interacción con otras estrellas de la Galaxia. Considerando su velocidad orbital y que el núcleo de la Galaxia está a unos 25,000 años-luz, el Sol debe tardar unos 225 a 250 millones de años en dar una vuelta alrededor de la Galaxia. Este período recibe el nombre de Año Cósmico.

LA LUZ DEL SOL  m = -26.7

El Sol es el objeto más brillante del cielo alcanzando una magnitud aparente de m = -26.7.  La Magnitud Absoluta del Sol, es decir, la que apreciaríamos desde una distancia de 10 parsecs ó 32.6 años-luz sería de M = 4.85, por lo que no es ni de broma una de las estrellas más brillantes de la Galaxia. Después del Sol, la estrella más brillante que vemos es Sirius, en Canis Major, con una  m = -1.46.   Independientemente de que el Sol se ve brillante porque está muy cerca, es intrínsecamente un objeto muy luminoso.

A pesar de la distancia a la que nos encontramos del Sol, cada segundo la Tierra recibe 1,400 watts por metro cuadrado, esto es conocido como Constante Solar. Tal vez no parezca mucho pero sumando toda la superficie del planeta, ¡estamos hablando de 127.8 millones de watts por segundo!  Esto es lo que recibe la Tierra, pero si consideramos toda la luz que es emitida por el Sol, los números alcanzan cifras increíbles. La Luminosidad del Sol es de 3.85 x 1026 watts.

LA ENERGIA DEL SOL

¿Cómo puede generar tanta energía? ¿De dónde la extrae? La respuesta es relativamente simple: de su propia masa. Apelamos a la famosa ecuación de la Energía de Einstein, en la cual se describe E=mc2 donde “E” es energía, “m” es masa y “c” es la velocidad de la luz. De acuerdo con esta ecuación, una cantidad muy pequeña de masa puede generar una cantidad espantosa de energía, pues se multiplica por la velocidad de la luz al cuadrado, y como la velocidad de la luz es elevadísima, la energía resultante lo es también. El Sol -y todas las estrellas de la Galaxia- están constantemente transformando una parte de su masa en energía.

La energía es producida en el núcleo del Sol y llega hasta la superficie, donde se emite en forma de luz blanca y otras formas de luz invisible: ondas de radio, infrarrojo, rayos ultravioleta, rayos X, gama, etc. Los astrofísicos aprovechan todas estas formas de energía (longitudes de onda) para examinar los procesos internos y externos del Sol y comprender mejor su funcionamiento. También saben los astrofísicos que el color dominante de una estrella es correspondiente a la temperatura de su superficie. Una estrella como el Sol que visualmente presenta un color amarillo, corresponde a una temperatura superficial de 5,770 k (grados kelvin).

Isaac Newton descubrió que podía descomponer un rayo luminoso del Sol con un prisma para formar –artificialmente- un arco iris. Hoy, de modo similar, los astrofísicos analizan la luz del Sol y la descomponen separando sus longitudes de onda (o colores): una banda multicolores llamado espectro. La suma de todas las formas de radiación (luz visible e invisible) se conoce como espectro electromagnético. El espectro solar tiene la cualidad de mostrar a los astrofísicos la huella dejada por los elementos presentes en él. Una vez separadas las longitudes de onda en forma de un espectro, no sólo queda en evidencia la composición del Sol, es posible además observar la abundancia de cada elemento así como la presencia e intensidad de campos magnéticos, la temperatura, la velocidad en distintas partes del Sol, etc. El estudio del espectro se conoce como espectroscopía y se utiliza en todo tipo de objetos celestes.

ESTRUCTURA GENERAL DEL SOL

El Sol está formado por 8 regiones que aparecen ordenadas desde el interior hacia afuera:

INTERIOR DEL SOL

I.- Núcleo: es donde suceden las reacciones de fusión nuclear
II.- Zona de Radiación: es donde la energía es transportada por radiación electromagnética.
III.- Zona de Convección: la energía es transportada por los gases que ascienden hacia la superficie

SUPERFICIE

IV.- Fotosfera: es la “superficie” solar donde su luz se libera al espacio.

SU ATMOSFERA

V.- Cromosfera: es una atmósfera de baja temperatura inmediatamente encima de la fotosfera.
VI.- Zona de transición: donde la temperatura se dispara nuevamente.
VII.- Corona: Atmósfera exterior del Sol, sumamente enrarecida, luminosa y de muy alta temperatura
VII.- Viento Solar: es la parte externa de la Corona, se extiende por todo el Sistema Solar, no es luminosa.

¿Cómo conocemos la estructura interior del Sol? Existen modelos que explican la producción de energía basándose en su masa y densidad. Además, se puede sondear el interior del Sol utilizando las mismas técnicas empleadas para sondear el interior de la Tierra: los sismos. La ciencia de interpretar la propagación de las ondas sísmicas para sondear el interior del Sol se llama heliosismología.

EN EL INTERIOR DEL SOL:

I.- EL NÚCLEO

Es el centro del Sol, la fuente de calor donde acontecen las reacciones de fusión nuclear generando energía. Es aquí donde la presión supera a la presión atmosférica terrestre por 250,000 millones de veces. En este lugar la densidad es de 150,000 kg/m3 y la temperatura asciende de 10’000,000 a 15’000,000 k. En estas condiciones los átomos de hidrógeno colisionan violentamente entre sí produciendo rayos gama, neutrinos y otras partículas exóticas. El diámetro estimado del núcleo es de aproximadamente 400,000 Km.

La fusión nuclear en el Sol consiste básicamente en que 4 átomos de Hidrógeno (o 4 núcleos, para ser precisos) se combinan para formar un átomo (núcleo) de Helio.

En el proceso, sucede algo extraño: el átomo de helio tiene una masa 0.7% menor que la suma de los 4 hidrógenos ¿Qué pasa con esa masa? De acuerdo con la ecuación E=mc2 , se convierte en energía. Basta muy poca materia para generar una cantidad formidable de energía. En el Sol, cada segundo 600 a 700 millones de toneladas de hidrógeno son transformadas en helio. De esta cantidad 5 millones de toneladas “desaparecen” en forma de energía pura. Sorprendentemente, el interior del Sol es tan turbulento que la radiación generada en su interior toma caminos muy erráticos, tanto así que un rayo luminoso originado en el núcleo puede tardar millones de años antes de llegar a la superficie. Por otro lado, los neutrinos reaccionan tan poco con la materia que antes de 2 segundos ya están afuera del Sol, viajando por el espacio.

Los neutrinos son partículas exóticas. No tienen carga eléctrica. Su masa es casi igual a cero. Su velocidad es ligeramente menor a la de la luz. Su interacción con la materia es casi nula (salen despedidos del Sol sin que nada los detenga) Para estudiar los neutrinos provenientes del Sol y otras estrellas, se han instalado bajo Tierra detectores especiales ultra-sensibles que, sin embargo, han fallado en registrar la cantidad de neutrinos esperada. O algo falta por entender acerca de los procesos internos del Sol o los detectores no son lo suficientemente sensibles.

¿De qué color es el interior del Sol?

¿Blanco?¿Rojo?¿Amarillo? Recuerda que el color dominante de un objeto dependerá de su temperatura. Si el interior del Sol está a 15 millones de grados…¿Qué color domina? Ya mencionamos que la producción de energía es en forma de rayos gamma, una forma de radiación invisible, por lo tanto el Sol -en su interior- es NEGRO. La energía se dispersa hacia el exterior de modo que para cuando llega a la fotosfera, es emitida en todo el espectro.

II.- LA ZONA DE RADIACIÓN o RADIATIVA

A 200,000 Km. del centro del Sol, la energía generada en el núcleo es transportada hacia fuera por medio de la radiación electromagnética. Su temperatura desciende a aproximadamente 7 millones k y se estima su espesor en 300,000 Km. La densidad es mucho menor que en el núcleo: 15,000 kg/m3.

III.- LA ZONA DE CONVECCION o CONVECTIVA

A  500,000 Km. del centro del Sol inicia la Zona de Convección. Aquí la energía es arrastrada hacia fuera por medio del movimiento de los gases. El gas de alta temperatura asciende y cuando ha liberado calor, -enfriándose un  poco- retorna hacia el interior. Su temperatura promedio es de 2 millones k y su densidad es muy reducida: 150 kg/m3. El espesor de la zona convectiva es de unos 196,000 Km.

EN LA SUPERFICIE DEL SOL

IV.- LA FOTOSFERA

A 696,000 Km. del centro solar está la Fotosfera. Su nombre significa “esfera de luz” pues es la porción o “superficie” brillante del Sol: el llamado también disco solar. Aquí la luz (llamada radiación electromagnética) escapa al espacio. La fotosfera no es una superficie sólida y tiene un espesor de 500 Km. Su temperatura es de sólo 5,770 k. La densidad en esta capa es de 2 x 10 –4 kg/m3 (unos 0.2 gr/m3)

La Fotosfera exhibe estructuras secundarias muy singulares que se consideran fenómenos transitorios. Estas son:

1.- Granulación
2.- Machas Solares (que a su vez se subdividen en Umbra y Penumbra)
3.- Regiones activas
4.- Fulguraciones
5.- Fáculas

1.- GRANULACIÓN

La Granulación es la manifestación externa de la Zona de Convección. Se trata de células de convección de aproximadamente 1000 Km. de diámetro. Se comportan como burbujas de gas caliente que borbotean en la superficie del Sol, despiden calor y al “enfriarse” se vuelven a zambullir hacia el interior. Su desarrollo es muy semejante al de las células de convección que se observan cuando un líquido está en ebullición. Cada célula dura 5 minutos cuando mucho antes de desaparecer bajo la Fotosfera. El centro de cada célula de calor es más brillante porque su temperatura es mayor, sus bordes son 300° más “fríos” y por lo tanto, son oscuros.

2.- MANCHAS SOLARES

Son regiones de la Fotosfera donde se localizan concentradamente los intensos campos magnéticos del Sol. Esto impide que la superficie se caliente tanto como el resto de la fotosfera. Como su temperatura es menor. Su emisión de energía también es reducida y se ven menos brillantes que el resto del Sol. Cuando se observan a través de filtros dan la impresión de ser negras, sin embargo, son sólo menos brillantes que el área circunvecina. Se ven así de oscuras por el contraste, mas no porque sean negras. Los primeros en registrar estas manchas en la superficie del Sol fueron los chinos, en el año 800 a. C.. Las observaban al amanecer, cuando la luz solar se atenuaba por el polvo atmosférico o durante el día, cuando una nube disminuía el brillo del disco solar. (ADVERTENCIA: ESTOS NO SON METODOS RECOMENDADOS PARA OBSERVAR AL SOL, SON DAÑINOS PARA LA VISTA )

En promedio miden alrededor de 10,000 Km. pero se manifiestan en una amplia variedad de formas y tamaños. A veces se forman individualmente y otras parecen agruparse dando el aspecto de islotes oscuros. Suelen aparecer en parejas quedando de manifiesto su estructura bipolar: una mancha representará el polo positivo y otra el negativo (un invisible lazo magnético las conecta). El campo magnético en las manchas solares es hasta 1000 mayor que en el resto de la superficie. La polaridad de las manchas es opuesta en los hemisferios norte y sur del Sol. Cada 11 años, aproximadamente, la polaridad del Sol se invierte. Este cambio es anunciado por una creciente actividad que se manifiesta visiblemente en la superficie del Sol por el incremento de manchas. Este período de 11 años se conoce como ciclo solar. Después de otros 11 años el Sol vuelve a tener la misma polaridad, por lo tanto el ciclo completo dura alrededor de 22 años.

La parte central de una mancha es siempre más oscura y “fría” (4,500 k). Recibe el nombre de Umbra. La parte externa no es tan oscura, pues su temperatura es mayor (5,500 k). Se llama Penumbra.

La rotación diferencial de Sol, en la que el ecuador solar se deslaza a mayor velocidad que los polos es la causante de las manchas solares. Las líneas de magnetismo que comunican los dos polos (y pasan por debajo de la superficie del Sol) se “enredan” alrededor del ecuador, pues éste las arrastra consigo. Después de una serie de rotaciones, las líneas del campo magnético solar están tan distorsionadas y envueltas alrededor del ecuador que emergen por la fotosfera, “perforándola” y produciendo las manchas ya mencionadas.

Entre 1640 y 1710 se observó que las manchas solares disminuyeron drásticamente. Este período se conoce como el Mínimo de Maunder . “Casualmente” en el mismo período Europa experimentó la llamada Pequeña Era Glacial que aparentemente estuvo relacionada con la caída de actividad en el Sol. Todavía es un asunto que despierta polémica.

3.- REGIONES ACTIVAS

Cerca de las manchas solares se pueden liberar súbitamente cantidades masivas de energía y partículas eléctricamente cargadas. Esto sucede en regiones controladas por campos magnéticos intensos y son conocidas como regiones activas.

4.-FULGURACIONES

Destellos súbitos y pequeños, de corta duración. Suceden casi siempre en los bordes de las manchas solares, donde los campos magnéticos son más intensos y  representan una emisión explosiva de radiación y partículas a manera de un oleaje o rociador (ver más delante)

5.- FACULAS

Generalmente visibles cerca del borde del Sol con el aspecto de manchas claras, “ríos”de luz o grietas luminosas. Es gas más caliente y brillante que generalmente anuncia un incremento en la actividad de la superficie solar. Su estructura está visiblemente por encima de la granulación.

EN LA ATMOSFERA DEL SOL

V.- LA CROMOSFERA

La Cromosfera es una atmósfera de baja temperatura (4,500 k) inmediatamente encima de la Fotosfera. Su altura aproximada es de 2,000 a 10,000 Km. Empieza a 696,500 Km. del núcleo. Su densidad es de 5×10 –6 kg/m3. Está compuesta básicamente de Hidrógeno ionizado por lo que es sensible a los campos magnéticos localizados en las manchas solares. Su color es un rojo magenta encendido muy hermoso. La única forma natural de poder apreciar la Cromosfera es durante un eclipse total de Sol, cuando el disco lunar ha ocultado completamente la Fotosfera y por unos segundos tenemos a la vista el fulgor rojo de esta estructura. Existen también filtros muy e$pecializado$ que permiten observar la Cromosfera en cualquier día despejado.

La Cromosfera exhibe estructuras secundarias también consideradas fenómenos transitorios. Estas son:

1.- Prominencias
2.- Filamentos (Flóculos oscuros)
3.- Espículas
4.- Plages (Flóculos brillantes)
5.- Oleajes (“surges”en inglés)
6.- Rociadores (“sprays” en inglés)

1.- PROMINENCIAS

Nubes de hidrógeno ionizado que sobresalen de la cromosfera. Son muy notorias cuando sobresalen del disco solar. Su temperatura es inferior al medio y su densidad, más alta. Las prominencias –o protuberancias- se alzan arrastradas por las líneas de los campos magnéticos. Por tal motivo, es frecuente observarlas encima de las regiones activas, dibujando estructuras filamentarias y conectando manchas solares, aunque también aparecen en los polos del Sol, donde no hay manchas. La gente las confunde con llamaradas, pero recuerda: EL SOL NO ESTA EN COMBUSTION.

2.- FILAMENTOS

Cuando las prominencias suceden en el disco del Sol y se observan desde arriba, se ven oscuras y filamentarias. Las prominencias y los filamentos son lo mismo desde una perspectiva distinta, unas de perfil y otros de frente.

3.- ESPICULAS

Son filamentos de gas cromósferico caliente que siguen líneas de magnetismo verticales. Sobre el borde de la fotósfera tienen el aspecto una capa de hierba roja y corta, como muchas púas o pestañas. En las espículas el gas –de 10,000 a 20,000 k- fluye hacia arriba a una velocidad de 20 a 30 km/seg alcanzando alturas superiores a 3,000 km para luego dispersarse o colapsarse. Cada espícula dura sólo unos 5 a 10 minutos.

4.- PLAGES

Llamados en el pasado flóculos brillantes, son manchones luminosos de la cromosfera solar (su temperatura es más alta) Indican un incremento de actividad en las líneas de magnetismo verticales y coinciden con las fáculas que aparecen en la fotosfera. Son regiones activas.

5.- OLEAJES o SURGES

Eventos eruptivos que dispersan radialmente gas cromosférico a velocidades de 100 a 200 km/seg. Suceden en regiones activas, junto con las fulguraciones o los mostachos (llamados también bombas de Ellerman) que son de erupciones menores. También acontecen en el borde penumbral de las manchas solares. Algunos oleajes levantan material hasta a 200,000 km de la fotosfera. ¡BOMBA! Su duración es de 10 a 20 minutos y son recurrentes.

6.- ROCIADORES o SPRAYS

Si los oleajes parecían violentos, imagínate los rociadores, cuyo material es lanzado a más de 618 km/seg…¡La velocidad de escape del Sol! Cuando este material sale despedido del Sol, no regresa jamás. Son producidos en la fase más violenta de las fulguraciones. La estructura de un rociador se fragmenta a medida que se aleja de Sol. A veces parece que el material fue expulsado por algún látigo invisible.

VI.- LA ZONA DE TRANSICIÓN

Es una región –sin estructura- en la que la temperatura asciende dramáticamente a alrededor de 8,000 k. Su densidad es de 2×10 –10 kg/m3. Está a 698,000 Km. del centro solar.

VII.- LA CORONA

Es la atmósfera exterior del Sol. Es terriblemente caliente (1 a 2 millones k) de modo que emite Rayos X abundantemente. En promedio, inicia a 706,000 Km. del centro solar. Es sumamente enrarecida, con una densidad muy baja (10 –12 kg/m3). Se extiende generalmente de 10,000 Km. sobre la fotosfera hasta 9,304,000 Km. de altura. Su altura varía con la actividad en la superficie del Sol. En los eclipses es una estructura espectacular.

La Corona Solar exhibe estructuras secundarias. Estas son:

1.- Corona Interior
2.- Corona Exterior
3.- Agujeros Coronales
4.- Emisiones Coronales Masivas

1.- CORONA INTERIOR (Corona K)

Consiste básicamente de electrones libres moviéndose a gran velocidad y alcanza temperaturas de 2 millones de grados a una altura de 75,000 km. Emite un espectro continuo.

2.- CORONA EXTERIOR (Corona F)

Formada principalmente por partíclas de polvo interplanetario moviéndose a velocidades moderadas. Esta porción de la corona se extiende a millones de km. del Sol hasta perderse en el medio interplanetario. Emite un espectro de absorción: el polvo absorbe parte de la energía.

3.- AGUJEROS CORONALES

Son regiones de la corona con una densidad y temperatura inusualmente bajas. Presentan campos magnéticos monopolares y débiles. Son la fuente principal de los torrentes de alta velocidad de partículas cargadas de alta energía, que se observan en el viento solar.

4.- EMISIONES CORONALES MASIVAS

Son erupciones colosales de la corona solar hacia el medio interplanetario. Justo antes del evento, los filamentos asociados se pierden de vista o se detecta una fulguración. Hasta 10,000 millones de toneladas de material coronal son lanzados violentamente hacia fuera y la onda de choque le da el aspecto de una gigantesca burbuja que crece a velocidades de 200 a 1,000 km/seg.

VIII.- EL VIENTO SOLAR

Es la continuación de la Corona hacia el medio interplanetario. Es un torrente de partículas subatómicas –básicamente protones y electrones- que se extiende por todo el Sistema Solar. No es luminoso y es más disperso que la Corona, pero más caliente. Su temperatura es de 2 a 3 millones k y su densidad –que se dispersa con la distancia- es de 10 –23 kg/m3. Cuando el viento solar llega al vecindario terrestre lleva una velocidad de 200 a 900 km/seg. El viento solar no llega hasta la Tierra, nuestro campo magnético lo desvía, sin embargo, la interacción de los dos produce las auroras.

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Mitológicamente Venus es la diosa de la belleza y del Amor (Afrodita para los griegos) Es el planeta más brillante de todos, a tal grado que ha recibido el nombre de Lucero de la Mañana o del Atardecer.  De hecho, los griegos le dieron dos nombres distintos creyendo que estaban viendo dos planetas en lugar de uno: Phosphorus (significa el que trae la luz, la estrella matutina) y Hesperus ( la estrella vespertina). Los alquimistas asociaron este planeta con el metal cobre y el símbolo de Venus está representado por un espejo de mano (de cobre). Los primeros espejos eran hechos de cobre bruñido. El símbolo de Venus es utilizado también para representar al género femenino.

La NASA envió al Mariner 10 y obtuvo imágenes del planeta en 1974/75. En 1990 Venus recibió al Magellan, sonda orbital que se encargó de mapear – mediante radar -la superficie de planeta con una resolución altísima.

Las primeras imágenes del planeta mostraban un planeta cubierto de nubes. Venus tiene un tamaño, masa y densidad muy parecidos a los de la Tierra, Por tal motivo, la imaginación de los primeros astrónomos se disparó y visualizaron un planeta muy húmedo con grandes pantanos y vida abundante, con saurios y criaturas acuáticas. Tiempo después quedó evidente que nada podía ser más lejos que esto. Venus es un planeta árido e inhóspito.

DISTANCIA AL SOL

La distancia promedio de Venus al Sol es de 108.2 millones de Km., equivalentes a 0. 7233 unidades astronómicas. Su órbita, aunque excéntrica es casi circular, por lo que no varía mucho su distancia al Sol a lo largo del año. Aunque el Sol no es visible desde ninguna parte del planeta –por su densa atmósfera- la temperatura es terriblemente alta, rebasando los 500°C de día ¡y de noche! Venus es tan caliente que el plomo puede fundirse sobre su superficie.

DIÁMETRO ECUATORIAL 

Venus es el planeta “gemelo” de la Tierra. Nuestro planeta tiene 12,756 Km. de diámetro y Venus poco menos que eso: 12,102 Km.. Su diámetro es el 94.9 % del de la Tierra.

MASA

La masa de Venus es de 4.870 x 1024 Kg. Tiene 0.8149 veces la masa de la Tierra. (81.49 %)

DENSIDAD

En promedio cada metro cúbico de Venus pesa 5,250 Kg., es decir, su densidad es de 5.25, ó 5.25 veces más denso que el agua. La Tierra tiene una densidad de 5.52.

COMPOSICIÓN

La composición de Venus es muy parecida a la de la Tierra: básicamente hierro, níquel y silicatos. Su núcleo es –proporcionalmente- muy parecido al de nuestro planeta. Aunque no se detectaron cambios importantes durante la visita del Magellan, es posible que esté geológicamente activo. La superficie está caracterizada por una gran cantidad de volcanes y flujos ígneos. No hay muchos cráteres de impacto.

ATMÓSFERA

Venus tiene la atmósfera más densa del Sistema Solar. Es tan opaca que no nos permite ver la superficie. Es 90 veces más densa que la terrestre. Está compuesta por dióxido de carbono, nitrógeno y a gran altura hay una llovizna constante de ácido sulfúrico. La densidad de la atmósfera se encarga de distribuir muy efectivamente el clima a todo el planeta. A gran altura hay vientos casi huracanados pero en la superficie corre sólo una leve brisa de aire abrasador. Venus experimenta un efecto de invernadero mediante el cual su atmósfera deja entrar cierta radiación solar que luego no puede escapar al espacio, quedando “atrapada”. La severa turbulencia generada por estas condiciones hace que los objetos se pierdan de vista a distancia y el paisaje -visiblemente enrojecido-esté débilmente iluminado por el Sol. Del Sol sólo se ve una mancha luminosa de color rojo en el cielo.

GRAVEDAD SUPERFICIAL (Relativa a la Tierra)0.878

Es de 0.878 veces la de la Tierra. Si pudiéramos colocar una báscula sobre su superficie, notaríamos que nuestro peso se disminuye al 87.8% de nuestro peso habitual. En otras palabras, una persona que aquí en la Tierra pesa 70 Kg. pesa en Venus casi 61.5 Kg..

VELOCIDAD DE ESCAPE

En Venus la velocidad de escape es de 10.4 km/seg, similar a la de la Tierra, que es de 11.2 km/seg.

PERIODO DE ROTACIÓN

Venus tiene el día más largo de todos los planetas. Su período de rotación es de 243.01 días terrestres. No sólo eso…¡El día de Venus es más largo que su año! (224.70 días terrestres) ¡Genial! Antes de que termine el día ya se está festejando Navidad (¿a 500°C?). Una consecuencia de que el día sea más largo que el año es que el Sol “sale” por el occidente y se oculta por el oriente. (Suponiendo que fuera visible). También significa que Venus rota a favor de las manecillas del reloj, en sentido opuesto a todos los demás planetas. En otras palabras, su rotación es retrógrada.

PERIODO DE TRASLACIÓN

El año o período sideral de Venus dura 224.701 días terrestres. Como está más cerca del Sol que la Tierra, su año concluye antes que el nuestro.

PERIODO SINODICO

El tiempo en que la Tierra es alcanzada por Venus es de 583.92 días, tras los cuales vuelven a quedar alineados el Sol, Venus y la Tierra. Al igual que Mercurio, puede suceder que al arranque de un período sinódico, Venus pase justo frente al Sol (Este fenómeno recibe el nombre de tránsito). No puede producir un eclipse ya que se ve muy pequeño (Aunque visiblemente más grande que Mercurio). Lo que vemos –si protegemos nuestra vista apropiadamente con un filtro especialmente diseñado para esa función) es una mota negra cruzando al Sol. El planeta se acerca tanto a la Tierra en la conjunción inferior que su diámetro aparente sería claramente visible. El próximo tránsito a observarse será el 8 de junio del año 2004.

INCLINACIÓN DE SU EJE DE ROTACIÓN (Relativa al plano de su órbita)177.3

En un principio fue difícil establecer su eje de rotación con precisión, puesto que la superficie del planeta está oculta y el movimiento de sus nubes no es el mismo. En alguna literatura se menciona que ese eje es de 2.7°, sin embargo, aquellos que desean mantener el concepto de que todos los planetas rotan en contra de las manecillas del reloj y apoyados por lo inusual de su comportamiento, sugieren que Venus ¡está invertido!!! ¡Sí! ¡De cabeza! Desde esta perspectiva el eje de rotación de Venus es de 177.3°. La explicación a esta situación es que –en un pasado remoto- Venus fue impactado por otro planeta con tanta fuerza que lo volteó. Debido a que rota casi verticalmente y a su cálida atmósfera, Venus no presenta estaciones.

INCLINACIÓN DE SU ORBITA (Relativa a la Tierra)

Está inclinada por 03° 23’ 40”. Si su órbita estuviera en el mismo plano que la órbita terrestre (la eclíptica), observaríamos tránsitos de Venus cada 583.92 días.

EXCENTRICIDAD DE SU ORBITA

Venus tiene la órbita menos excéntrica de todas. Se desvía muy poco de ser un círculo perfecto. Su excentricidad es de  e=0.0068.

SATELITES

Venus no posee satélites naturales.

ASPECTO A SIMPLE VISTA

Venus aparece siempre en los amaneceres o atardeceres, ya que su órbita es interior (más pequeña que la nuestra). Su máxima elongación (separación angular del Sol) puede ser de 48°, permitiendo que en condiciones ideales se pueda observar en plena noche. Cuando está en conjunción inferior es invisible durante un período de 3 semanas, a menos que nos toque presenciar un tránsito. Cuando está en conjunción superior es también invisible a menos que coincida con un eclipse total de sol. Su blanca atmósfera y su cercanía al Sol hacen que se vea brillante, de color blanco refulgente, y alcance una magnitud de –4.26.   35 días antes de su máxima elongación oeste, Venus alcanza su máximo brillo y sale por el este antes de amanecer. En la máxima elongación este, Venus es visible después del atardecer y alcanza su máximo brillo 35 días después, para luego perderse nuevamente en el resplandor del Sol.

Venus es lo suficientemente grande y cercano como para que una persona con excelente vista se deleite viendo sus fases, antes y después de la conjunción inferior. De no ser así, cualquier binocular será suficiente para observar este bello fenómeno. Especialmente recomendables para este efecto son los binoculares de 10X50. Un buen observador puede aprender a localizar este planeta a simple vista aún a la luz del día.

ASPECTO EN EL TELESCOPIO

Venus presenta fases por el hecho de tener una órbita más pequeña que la de la Tierra. Cerca de la conjunción inferior su diámetro aparente aumenta y la fase iluminada es más esbelta. Aunque Venus es lo suficientemente grande como para ver detalles en la superficie, es imposible hacerlo por el hecho de que su atmósfera que cubre perpetuamente las características superficiales. Teniendo cuidado de no apuntar el telescopio hacia el Sol, es posible observarlo durante el día, si sabemos hacia dónde buscar.

ASPECTO SUPERFICIAL

No hay manera de enviar una sonda que pueda fotografiar globalmente su superficie debido a su densa atmósfera. Sin embargo, se las ingeniaron en la NASA para enviar la sonda Magellan, misma que vio a través de las nubes y determinó su topografía utilizando técnicas ya probadas en cartografiar el fondo marino de la Tierra. El aspecto final no revela los colores naturales del terreno ni su brillantez, sino su capacidad de reflectancia a las ondas de radio. Con el uso de un altímetro que medía el tiempo que un rayo luminoso tardaba en ser reflejado sobre la superficie, pudieron modelar su topografía y determinar la ubicación de volcanes, domos y cráteres. Los flujos volcánicos reflejan muy eficientemente las ondas de radio, por lo tanto, en las radio imágenes emitidas y representadas por colores falsos, aparecen muy brillantes, aunque topográficamente nos signifiquen mucho. Por computadora se ha sintetizado el aspecto de los paisajes venusinos, con la ventaja de evitar la  turbulencia que empaña los objetos a distancia.

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Hay dos cuerpos en el sistema solar que poseen una atmósfera sumamente densa, que impide ver su superficie. Uno de ellos es el planeta Venus. Por siglos, la superficie de Venus estuvo vedada por la densa capa de nubes de dióxido de carbono que envuelve al planeta y que contribuye, en gran parte, a su intenso brillo que lo hace, desde la Tierra, ser el tercer cuerpo más brillante en el cielo después del Sol y la Luna. Las primeras y pocas imágenes de la superficie venusina fueron logradas por sondas automáticas soviéticas que descendieron a su suelo y por pocos minutos, sobreviviendo a una temperatura de 470 grados centígrados, lograron ver el suelo circundante, muy parecido a un escenario volcánico en la Tierra.

“2009: AÑO INTERNACIONAL DE LA ASTRONOMÍA”… El Universo para que lo descubras. Contribución del Área de Astronomía de la Universidad de Sonora.

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La nave espacial de Hayabusa, anteriormente conocida como MUSES-C , se lanzó el 9 de mayo de 2003. A la llegada a Itokawa, la nave espacial Hayabusa lanzó un pequeño aterrizador llamado Minerva que estudió la forma del asteroide, giro, topografía, color, composición, densidad, e historia. La sonda llegó a las proximidades de Itokawa el 12 de septiembre de 2005, permaneciendo inicialmente a una distancia de 20 km del asteroide. Más tarde se aproximó a apenas 7 km del mismo. El 20 de noviembre la sonda se posó sobre el asteroide durante 30 minutos. El 25 de noviembre, en un segundo descenso, la sonda tomó muestras del suelo del asteroide.
http://es.wikipedia.org/wiki/Sonda_Hayabusa

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Los planetas giran alrededor del Sol, pero… ¿El Sol hacia dónde se mueve? Algo que no fue fácil descubrir, pero ahora sabemos que nuestra estrella, arrastrando a todos los cuerpos del Sistema Solar, gira en torno a la gran concentración de estrellas, polvo y gas que conforma nuestra galaxia: La Vía Láctea. Se estima que nos movemos alrededor del núcleo de la Vía Láctea a una velocidad de 230 km/seg y que tardamos en completar una órbita alrededor de la misma en 250 millones de años aproximadamente. Considerando que el Sol tiene una edad cercana a los cinco mil millones de años, entonces hemos dado 20 vueltas alrededor de la Vía Láctea.

“2009: AÑO INTERNACIONAL DE LA ASTRONOMÍA”… El Universo para que lo descubras. Contribución del Área de Astronomía de la Universidad de Sonora.

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