no se supone que solo hay gases en saturno? dudo mucho que llegen a estudiar ese planeta.
Al menos Júpiter si sé que está formado de gases densos, pero no tan densos como el agua, si hubiera un océano tan grande como para meter a Júpiter, éste flotaría!!
Ambos planetas están más que recontra estudiados, claro que siempre hay misterios no develados o explorados, pero se tiene mucho conocimiento sobre todos los planetas del sistema solar.
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Saturno (planeta)1 INTRODUCCIÓN
Saturno (planeta), sexto planeta desde el Sol y el segundo más grande del Sistema Solar. La peculiaridad más conocida de Saturno es la de estar rodeado de un sistema de anillos, descubierto en 1610 por Galileo utilizando uno de los primeros telescopios. Galileo no comprendió que los anillos estuvieran separados del cuerpo central del planeta, así que los describió como “asas” (ansae). Fue el astrónomo holandés Christiaan Huygens el primero en describirlos correctamente. En 1655, para no perder su derecho de prioridad mientras verificaba sus propuestas, Huygens escribió un anagrama que, cuando se ordenaba, formaba una sentencia latina cuya traducción dice así: “Está circundado por un delgado anillo achatado, inclinado hacia la eclíptica y sin tocar en ningún punto al planeta”. Los anillos, que se nombraron por el orden en que se descubrieron, se conocen como los anillos D, C, B, A, F, G y E. Hoy se sabe que contienen más de 100.000 pequeños anillos, todos ellos girando en torno al planeta.
2 EXPLORACIÓN
Visto desde la Tierra, Saturno aparece como un objeto amarillento, uno de los más brillantes en el cielo nocturno. Observado a través de un telescopio, los anillos A y B se ven fácilmente, mientras que los D y E sólo se ven en condiciones atmosféricas óptimas. Con telescopios de gran sensibilidad situados en la Tierra se distinguen, en la niebla de la envoltura gaseosa de Saturno, pálidos cinturones y estructuras de bandas paralelas al ecuador.
Tres naves espaciales estadounidenses incrementaron enormemente el conocimiento del sistema de Saturno: la sonda Pioneer 11 y las Voyager 1 y 2, que sobrevolaron el planeta en septiembre de 1979, noviembre de 1980 y agosto de 1981, respectivamente. Estas naves espaciales llevaban cámaras e instrumentos para analizar las intensidades y polarizaciones de la radiación en las regiones visible, ultravioleta, infrarroja y de radio del espectro electromagnético (véase Radiación electromagnética). También estaban equipadas con instrumentos para el estudio de los campos magnéticos y para la detección de partículas cargadas y granos de polvo interplanetario. Véase también Astronáutica.
En octubre de 1997 fue lanzada la nave Cassini, con destino a Saturno, que incluía también la sonda Huygens para explorar Titán, la mayor y más interesante de las lunas del planeta. Se trata del último proyecto de gran presupuesto de la NASA, en colaboración con la Agencia Espacial Europea y la Agencia Espacial Italiana. Tras un viaje de casi siete años, está previsto que la Cassini recoja datos sobre Saturno y sus satélites durante otros cuatro años. En octubre de 2002 la nave obtuvo su primera fotografía del planeta, tomada a una distancia de 285 millones de kilómetros, y en la que aparece también Titán. En junio de 2004 la Cassini sobrevoló Febe, otro satélite de Saturno (el más alejado), obteniendo imágenes espectaculares de su superficie, llena de cráteres. En julio del mismo año, la nave entró en órbita de Saturno. En enero de 2005 la sonda Huygens atravesó la atmósfera de Titán y alcanzó su superficie, enviando a la Tierra datos e imágenes de gran interés del satélite.
3 INTERIOR
La densidad media de Saturno es una octava parte de la de la Tierra, debido a que el planeta está compuesto fundamentalmente de hidrógeno. El enorme peso de la atmósfera de Saturno hace que la presión atmosférica aumente con rapidez hacia el interior, donde el hidrógeno se hace líquido. Hacia el centro del planeta el hidrógeno líquido se condensa en hidrógeno metálico, que es un conductor eléctrico. Las corrientes eléctricas presentes en este hidrógeno metálico son las responsables del campo magnético del planeta. En el centro de Saturno se han consolidado, probablemente, elementos pesados formando un pequeño núcleo rocoso a una temperatura cercana a los 15.000 °C. Tanto Júpiter como Saturno continúan asentándose por la gravitación, siguiendo su original acreción de la nebulosa de gas y polvo de la que se formó el Sistema Solar hace más de 4.000 millones de años. Esta contracción genera calor, haciendo que Saturno lo irradie en el espacio en una proporción tres veces mayor que la que recibe del Sol.
4 ATMÓSFERA
Los principales componentes de la atmósfera de Saturno son el hidrógeno (88% en masa) y el helio (11%); el resto comprende trazas de metano, amoníaco y cristales de amoníaco, y otros gases, como etano, acetileno y fosfina. Las imágenes del Voyager mostraron remolinos y corrientes turbulentas de nubes que tenían lugar a gran profundidad en una niebla mucho más densa que la de Júpiter debido a la menor temperatura de Saturno. Las temperaturas de la parte superior de la nube de Saturno están cercanas a -176 °C, unos 27 °C más bajas que las de Júpiter en los mismos puntos.
Los movimientos de las nubes tormentosas de Saturno muestran que el periodo de rotación de la atmósfera cerca del ecuador es de 10 horas y 11 minutos. Las emisiones de radio que se han detectado procedentes del cuerpo del planeta indican que el cuerpo de Saturno y su magnetosfera tienen un periodo de rotación de 10 horas, 39 minutos y 25 segundos. La diferencia aproximada de 28,5 minutos entre estos dos periodos indica que los vientos ecuatoriales de Saturno alcanzan velocidades de 1.700 km/h aproximadamente.
En 1988, a partir del estudio de las fotografías del Voyager, los científicos determinaron un elemento atmosférico extraño alrededor del polo norte de Saturno. Lo que podría ser una configuración de onda estacionaria, reproducida seis veces alrededor del planeta, hace que parezca que las bandas de nubes, a cierta distancia del polo, forman un hexágono enorme y permanente.
5 MAGNETOSFERA
El campo magnético de Saturno es mucho más débil que el de Júpiter, y su magnetosfera es como una tercera parte de la de Júpiter. La magnetosfera de Saturno consta de un conjunto de cinturones de radiación toroidales en los que están atrapados electrones y núcleos atómicos. Los cinturones se extienden unos 2 millones de kilómetros desde el centro de Saturno, e incluso más, en dirección contraria al Sol, aunque el tamaño de la magnetosfera varía dependiendo de la intensidad del viento solar (el flujo desde el Sol de las partículas cargadas). El viento solar y los satélites y anillos de Saturno suministran las partículas que están atrapadas en los cinturones de radiación. El periodo de rotación de 10 horas, 39 minutos y 25 segundos del interior de Saturno fue medido por el Voyager 1 mientras atravesaba la magnetosfera, que gira de forma sincrónica con el interior de Saturno. La magnetosfera interactúa con la ionosfera, la capa superior de la atmósfera de Saturno, causando emisiones aurorales de radiación ultravioleta.
Rodeando la órbita de Titán, y extendiéndose hasta la órbita de Rea, se encuentra una enorme nube toroidal de átomos de hidrógeno neutro. Un disco de plasma, compuesto de hidrógeno y posiblemente de iones oxígeno, se extiende desde fuera de la órbita de Tetis hasta casi la de Titán. El plasma gira en sincronía casi perfecta con el campo magnético de Saturno.
6 SISTEMA DE ANILLOS
Los anillos visibles se extienden hasta una distancia de 136.200 km del centro de Saturno, pero en muchas regiones pueden tener sólo 5 m de grosor. Se cree que constan de agregados de roca, hielo de agua y gases helados en tamaños que pueden variar desde menos de 0,0005 cm de diámetro hasta 10 m (desde el tamaño de una partícula de polvo hasta el de una gran piedra). Un instrumento a bordo del Voyager 2 registró más de 100.000 anillos pequeños.
La aparente separación entre los anillos A y B se denomina división de Cassini, en honor a su descubridor, el astrónomo francés Jean-Dominique Cassini. Las cámaras de televisión del Voyager reflejaron cinco nuevos anillos débiles dentro de la división de Cassini. Los anchos anillos B y C parece que constan de cientos de pequeños anillos, algunos ligeramente elípticos, que muestran variaciones de densidad ondulante. La interacción gravitacional entre anillos y satélites, que produce estas ondas de densidad, sigue sin comprenderse del todo. El anillo B aparece brillante cuando se ve desde el lado iluminado por el Sol, pero oscuro desde el otro lado porque es lo bastante denso como para bloquear la mayor parte de la luz solar. Las imágenes del Voyager revelaron también configuraciones radiales en este anillo. Observaciones realizadas por la sonda Cassini permitieron descubrir un nuevo anillo dentro de los anillos E y G, y aportaron interesantes datos sobre la naturaleza de este último.
7 SATÉLITES
Saturno tiene 60 satélites conocidos. Sus diámetros van de 3 a 5.150 km. Constan, fundamentalmente, de las sustancias heladas más ligeras que predominaron en las partes externas de la nebulosa de gas y polvo de la que se formó el Sistema Solar. Los cinco mayores satélites interiores —Mimas, Encélado, Tetis, Dione y Rea— son más o menos de forma esférica y compuestos en su mayor parte de hielo de agua. El material rocoso puede constituir hasta un 40% de la masa de Dione. Las superficies de los cinco presentan cráteres producidos por impactos de meteoritos. Encélado tiene una superficie más lisa que los otros y la zona que presenta menos cráteres tiene algunos cientos de millones de años. La sonda Cassini detectó géiseres de hielo y agua en el polo sur del satélite. Los astrónomos creen que Encélado presenta un vulcanismo activo y que suministra partículas al anillo E, el cual está muy cerca de la órbita del satélite. Mimas, con una superficie nada lisa, muestra un cráter cuyo diámetro es igual a la tercera parte del diámetro del propio satélite. Tetis tiene también un gran cráter y un valle de 100 km de ancho que se extiende más de 2.000 km a través de su superficie. Tanto Dione como Rea tienen pequeñas bandas brillantes en sus superficies ya muy reflectivas. Algunos científicos suponen que fueron causadas por hielos expulsados de cráteres por impactos meteóricos, o por hielo puro procedente del interior.
Se han descubierto diversos satélites pequeños fuera del anillo A y cerca de los anillos F y G. Así mismo, se han descubierto dos satélites Troyanos de Tetis, y otros dos de Dione. El término Troyano se aplica a cuerpos como los satélites o asteroides que se producen en regiones de estabilidad que preceden o siguen a un cuerpo en su órbita alrededor del Sol o de un planeta, en este caso Saturno.
Los satélites externos Hiperión y Jápeto también constan, fundamentalmente, de hielo de agua. Jápeto tiene una región muy oscura que contrasta con la mayor parte de su superficie, que es brillante. Esta región oscura y la rotación del satélite son la causa de las variaciones de brillo que observó Cassini en 1671. El satélite Febe, muy oscuro (refleja sólo un 6% de la luz solar) y con un diámetro estimado de 220 km, se mueve en una órbita retrógrada muy inclinada hacia el ecuador de Saturno; es muy probable que se trate de un cometa capturado por el campo gravitatorio del planeta.
Entre los satélites interiores y exteriores orbita Titán, la luna mayor de Saturno. Su diámetro es de unos 5.150 km, mayor, incluso, que el del planeta Mercurio. Sin embargo, el diámetro de Titán no es bien conocido porque tiene una densa niebla anaranjada que oculta su superficie. La atmósfera de Titán tiene un espesor de unos 300 km, y está compuesta de nitrógeno con trazas de metano, etano, acetileno, etileno, cianuro de hidrógeno, monóxido de carbono y dióxido de carbono. La temperatura en la superficie es de -182 °C, y el metano o etano pueden estar presentes en forma de lluvia, nieve, hielo o vapor. El interior de Titán consta, probablemente, de hielo de agua y rocas en las mismas cantidades. No se han detectado campos magnéticos. El hemisferio sur es algo más brillante, y el único detalle visible es un anillo oscuro en la región del polo norte.
En marzo de 2006, un grupo de científicos descubrió un nuevo tipo de pequeños satélites, inmersos en los anillos de Saturno. Detectaron cuatro pequeñas lunas, de unos 100 m de diámetro, en unas fotografías de alta resolución tomadas por la sonda Cassini en julio de 2004. En las imágenes no observaron los satélites directamente, sino el efecto que produce su presencia en el material del anillo: huecos con forma de hélice. Los científicos calculan que podría haber unos 10 millones de estos cuerpos en un solo anillo, y creen que su descubrimiento ayudará a esclarecer el origen de los anillos de Saturno.
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Júpiter (planeta)1 INTRODUCCIÓN
Júpiter (planeta), quinto planeta desde el Sol, y el mayor del Sistema Solar; es el primero de los llamados gigantes o exteriores. Recibió el nombre del rey de los dioses de la mitología romana. Júpiter es 1.400 veces más voluminoso que la Tierra, pero su masa es sólo 318 veces la de nuestro planeta. La densidad media de Júpiter es una cuarta parte de la densidad de la Tierra, lo que indica que este planeta gigante debe estar formado por gases más que por metales y rocas como la Tierra y otros planetas interiores.
Da una vuelta alrededor del Sol cada 11,9 años a una distancia orbital media de 778 millones de kilómetros (unas cinco veces la distancia del Sol a la Tierra). Tarda 9,9 horas en dar una vuelta alrededor de su eje. Esta rápida rotación produce un engrosamiento ecuatorial que se aprecia cuando se mira el planeta a través de un telescopio. La rotación no es uniforme. Las bandas que se ven en Júpiter se deben a la presencia de fuertes corrientes atmosféricas que reflejan los diferentes periodos de rotación en las distintas latitudes. Estas bandas se aprecian más debido a las tonalidades pastel de las nubes. Este colorido se observa también en la llamada Gran Mancha Roja, un ciclón gigantesco de forma oval con matices que varían desde el rojo ladrillo hasta el rosa. Los colores proceden de rastros de compuestos formados por la luz ultravioleta, las tormentas y el calor. Algunos de estos compuestos pueden ser similares a los de las moléculas orgánicas que se desarrollaron en la Tierra como preludio del origen de la vida. Véase Exobiología.
2 COMPOSICIÓN, ESTRUCTURA Y CAMPO MAGNÉTICO
El conocimiento científico de Júpiter se enriqueció mucho en 1979 a partir de los satisfactorios lanzamientos realizados por la NASA de las sondas espaciales Voyager 1 y Voyager 2. Las observaciones espectroscópicas llevadas a cabo desde la Tierra habían demostrado que la mayor parte de la atmósfera de Júpiter estaba compuesta de hidrógeno molecular, H2. Los estudios de infrarrojos de la sonda espacial Voyager indicaron que el 87% de la atmósfera de Júpiter estaba compuesta de H2, y que el helio, He, formaba la mayor parte del 13% restante. Por la baja densidad observada se deduce que el interior de Júpiter ha de tener, esencialmente, la misma composición que la atmósfera. Por tanto, en apariencia, este inmenso mundo está compuesto de los dos elementos más ligeros y más abundantes del Universo, una composición similar a la del Sol y a la de otras estrellas. En consecuencia, Júpiter puede corresponder a una condensación directa de una parte de la nebulosa solar primordial, la gran nube de gas y polvo interestelar a partir de la que se formó todo el Sistema Solar hace unos 4.700 millones de años.
Los científicos también recogieron una gran cantidad de información sobre Júpiter cuando los fragmentos del cometa Shoemaker-Levy 9 se estrellaron contra el planeta en julio de 1994. Las colisiones agitaron la atmósfera de Júpiter, calentando los gases interiores hasta la incandescencia y sacándolos a la superficie. Los astrónomos capturaron imágenes detalladas de estos gases desde telescopios situados en la Tierra y en el espacio. Utilizaron espectroscopios para el análisis de los gases con el fin de verificar y ampliar sus conocimientos sobre la composición de la atmósfera del planeta.
Júpiter emite más o menos el doble de energía que la que recibe del Sol. La fuente de esta energía es aparentemente una lenta contracción gravitacional de todo el planeta. Júpiter tendría que ser 100 veces mayor para que su masa pudiera iniciar reacciones nucleares como las que tienen lugar en el Sol y las estrellas.
La atmósfera turbulenta y con muchos tipos de nubes de Júpiter es, por tanto, fría. Con gran abundancia de hidrógeno, predominan las moléculas que contienen este elemento, como el metano, el amoníaco y el agua. Las fluctuaciones periódicas de temperatura en la atmósfera superior de Júpiter revelan una pauta en el cambio de los vientos como la de la región ecuatorial de la estratosfera terrestre. Las fotografías con cambios secuenciales de las nubes jovianas sugieren el nacimiento y deterioro de gigantescos sistemas tormentosos ciclónicos. En octubre de 1998 se detectó un gran “óvalo blanco” al noroeste de la Gran Mancha Roja; se identificó como una tormenta gigantesca (del tamaño de nuestro planeta) formada probablemente por la fusión de otras dos.
El amoníaco se congela a las bajas temperaturas de la atmósfera superior (-125 °C) formando las nubes blancas de cirros que se ven en muchas fotografías del planeta transmitidas por la sonda espacial Voyager. El hidrosulfuro de amonio se puede condensar a niveles más bajos. Las nubes de esta sustancia, coloreadas por otros compuestos, pueden contribuir a la capa de nubes oscuras que se extiende por el planeta. La temperatura en la parte superior de estas nubes es de -50 °C y la presión atmosférica es alrededor del doble de la presión atmosférica de la Tierra a nivel del mar. A través de agujeros en esta capa de nubes se escapa la radiación de una región en donde se alcanzan temperaturas de 17 °C. Mediante radiotelescopios sensibles a la radiación que atraviesa las nubes se ha detectado que la temperatura aumenta al descender hacia las capas más profundas.
Aunque sólo se puede ver directamente la parte más externa de Júpiter, los cálculos muestran que la temperatura y la presión aumentan hacia el interior del planeta. La presión alcanza valores en los que el hidrógeno se licúa y después adopta un estado metálico altamente transmisor. El análisis de las señales de radio enviadas por las sondas espaciales indica que en el centro puede existir un núcleo de material rocoso o metálico parecido al de la Tierra.
En la profundidad de estas capas se genera el campo magnético joviano. En la superficie de Júpiter este campo es 14 veces más fuerte que el de la Tierra. Su polaridad es opuesta a la de la Tierra, de forma que una brújula terrestre que se trasladara a Júpiter apuntaría al Sur. El campo magnético es el responsable de que enormes cinturones de radiación de partículas cargadas retenidas rodeen el planeta a una distancia de 10 millones de kilómetros.
A mediados de 2005 la NASA autorizó el inicio de la fase de diseño de una nueva misión al planeta Júpiter: la sonda Juno. Aunque el proyecto volverá a ser examinado antes del comienzo de su fase de desarrollo, su lanzamiento está ya previsto para 2010. Juno orbitará Júpiter intentando aportar nuevos datos sobre su núcleo, su atmósfera y su campo magnético.
3 SATÉLITES Y ANILLOS
Júpiter tiene 63 satélites conocidos; es el planeta del Sistema Solar con más satélites girando a su alrededor.
En 1610, Galileo descubrió los cuatro mayores. Fueron recibiendo los nombres de los amantes mitológicos de Júpiter (o Zeus en el panteón griego): Ío, Europa, Ganimedes y Calisto. Esta tradición se ha seguido para denominar los demás satélites o lunas. Observaciones más recientes han demostrado que las densidades medias de las lunas mayores siguen la tendencia aparente del propio Sistema Solar. Ío y Europa, cercanos a Júpiter, son densos y rocosos como los planetas interiores. Ganimedes y Calisto, que se encuentran a más distancia, están compuestos principalmente de hielo de agua y tienen densidades más bajas. Durante la formación de satélites y planetas, su proximidad al cuerpo central (el Sol o Júpiter) evita, claramente, que se condensen las sustancias más volátiles.
Calisto es casi tan grande como Mercurio, y Ganimedes es mayor que Mercurio. Si estos cuerpos describieran sus órbitas alrededor del Sol en vez de alrededor de Júpiter, serían considerados planetas. Las cortezas heladas de estos dos cuerpos están marcadas por numerosos cráteres, las marcas de un antiguo bombardeo, probablemente del núcleo de un cometa, similar al bombardeo de asteroides que dejó señales en la Luna de la Tierra. Por el contrario, la superficie de Europa es muy llana. Está cubierta por una capa de hielo (que puede que cubra una zona global de agua) que emergió del interior del satélite después del bombardeo meteorítico primordial. Una intrincada red de estrías poco profundas se extiende por la superficie de hielo.
Un equipo de astrónomos de la Universidad Johns Hopkins (Estados Unidos) descubrió que Ganimedes tiene una atmósfera de oxígeno muy tenue, con una presión comparable a la de la atmósfera terrestre a una altura de unos 400 kilómetros. Antes de este descubrimiento, estos mismos científicos habían detectado también un tenue velo de oxígeno alrededor de Europa.
El satélite más notable es, sin duda, Ío. Su superficie presenta grandes contrastes: del amarillento al castaño oscuro y áreas blancas con manchas negras. Ío es sacudido por un vulcanismo impulsado por la dispersión de la energía del interior del satélite. Diez volcanes estaban en erupción durante los vuelos espaciales del Voyager en 1979 y, desde entonces, se han detectado otras erupciones. Los orificios emiten dióxido de azufre (SO2), y éste se condensa en la superficie formando una atmósfera local y transitoria. Las regiones blancas son SO2 sólido; las otras marcas están producidas, presumiblemente, por otros compuestos de azufre.
Las restantes lunas son mucho más pequeñas y se han estudiado menos que estos cuatro satélites, aunque en 1998 la sonda espacial Galileo (que entró en órbita de Júpiter en diciembre de 1995) envió imágenes de las cuatro lunas más próximas al planeta: Metis, Adrastea, Amaltea y Tebe. En general, presentan superficies oscuras, de color rojizo, y aparecen cubiertas de cráteres.
Tras el análisis de los datos obtenidos por la Galileo en su acercamiento a Amaltea, los científicos dedujeron que se trata de un cuerpo poroso y helado, en contra de lo que cabría esperar dada su proximidad a Júpiter. Su naturaleza helada hace pensar entonces que se formó en una región más fría del espacio y que luego se desplazó hasta su posición actual.
La nave espacial Voyager también descubrió ya en 1979 un débil sistema de anillos cerca del planeta. Las imágenes del Voyager revelaron dos anillos: uno principal, plano, y otro interior (el halo) con forma de nube. Una de las imágenes parecía mostrar un tercer anillo, exterior y muy tenue. En septiembre de 1998, la sonda Galileo confirmó la existencia de este tercer anillo que, en realidad, resultó ser doble (uno dentro de otro). Además, los datos enviados por esta sonda indican que el sistema de anillos se formó a partir de enormes cantidades de polvo producidas por el choque de meteoritos con las lunas interiores de Júpiter. Las órbitas del anillo principal y de los anillos exteriores corresponden a las de las lunas que los alimentan de polvo. El material del anillo principal proviene de Metis y Adrastea, mientras que los anillos exteriores están formados por materiales de Amaltea y Tebe.
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