Superficie de Marte. www.lanasa

GuíA Astronómica Gonzalo Duque-Escobar   Universidad Nacional de Colombia Sede Manizales 2002

GUÍA Nº 6

  SOL, LUNAS Y PLANETAS

 

6.1. TEORÍAS ACERCA DE LA FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR

 

Teoría Infinitesimal (Evolutiva), de Immanuel Kant, 1755.  Supone el proponente la existencia de polvo describiendo órbitas.  Posteriormente esta nube de materia en suspensión se compacta formando los miembros del sistema solar.

 

Teoría de la Nebulosa (Evolutiva), de Simón Laplace, 1796.  Supone una bola de gas caliente en rotación; al enfriarse la masa sufre achatamiento y de éste modo se desprenden del sistema, anillos. Por cada anillo ecuatorial, separado de la nebulosa, se forma un planeta del sistema solar.

 Teoría Planetesimal (Catastrófica), de Chamberlan‑Moulton, 1905.  Supone una estrella que se aproxima al Sol, para arrancarle hinchazones ígneas; estas explosiones levantan materia; pero los brazos que caen chocan con brazos en ascenso, resultando de las colisiones pequeñas esferas de tamaños variables (planetesimales) y órbitas diferentes, que chocan para formar planetas.

 

Teoría de la Gota (Catastrófica), de Jeans‑Jeffreys, 1919.  Recoge las dos teorías anteriores; la estrella invasora que aproximarse al Sol, le arranca una inmensa gota de gas en estado caliente que, al enfriarse, se fragmentará produciendo esferas de tamaño ordenadamente variable (planetas).

 

Teoría Magnetohidrodinámica (Evolutiva), de Hoyle, 1960.  Las teorías evolutivas habían perdido su vigencia, porque no explicaban por qué, mientras el Sol tiene el 99.9% de la masa del sistema solar, en los planetas se concentra el 98.0% del momento cinético; ello da origen a teorías catastróficas que resuelven el problema, pero la magnetohidrodinámica salva la dificultad y se regresa a las teorías evolutivas.

 

Dice el principio que: "Los gases responden a las leyes de la gravedad, la presión y la rotación, cuando se encuentran en un campo magnético sostenido por una corriente eléctrica", y esa ley gobierna las nubes de polvo compuestas de gases ionizados en rápida rotación.

 

La teoría presupone que, a través de esos gases que invadían el espacio, corrían líneas de fuerza magnetohidrodinámica, a manera de hilos largos y elásticos; en las partes internas de los filamentos, el gas era más lento que en las porciones exteriores. Con el giro no rígido, se favorecen las turbulencias dentro del sistema, provocándose el enroscamiento y alargamiento de los hilos en espiral, y al mismo tiempo, una transferencia del momento angular hacia las porciones exteriores, donde se formarán posteriormente los planetas; todo, a expensas de la parte central, enriquecida de masa y donde se formará el Sol.

 

6.2. ESTRUCTURA DE LOS PLANETAS DEL SISTEMA SOLAR

 

6.2.1 Estructura interna de los planetas

 

En la fig. 6.1 se han igualado los radios de todos los planetas, de modo que se exprese la extensión relativa de las estructuras.

 

Figura 6.1 Estructura sólida de los planetas. Adaptado de Sol, lunas y planetas, de Erhard Keppler.

6.2.2 Las atmósferas de los planetas

 

Cuadro 6.1  Estructura de las atmósferas del sistema solar. Adaptado de Sol, lunas y planetas

	Atmósferas en el Sistema Solar
	Planetas										Lunas
	Venus	Tierra	Marte	Júpiter	Saturno	Urano	Neptuno	Io	Ganímedes	Titán
100   90   80   70   60   50   40   30   20   10	N2           CO2	CO2 H2 He O2           N2	N2    O2 Ar         CO2	He           H2	He           H2	He           H2	He           H2	SO2	e x o s f e r a	N2   CH4
Otros     gases	HCl He HF H2SO4	H2O N2O CO CH4 O3	CO H2O (1-4%) Ne Kr Xe O3	CH4 NH3 CO GeH4 PH3 C2H2 C2H6	NH3 PH3 C2H2 C2H6 CH4 C3H4 C3H8					C2H2 C2H4 C2H6 HCN C3H4 C3H8
Aero-sol	H2SO4 Gotas	H2O Hielo     Polvo	H2O Hielo CO2 Hielo Polvo	NH3 Hielo	NH3 CH4 H2O Hielo	CH4 Hielo NH3 Hielo	CH4 Hielo NH3 Hielo			Hielo

Fuente. Erhard Keppler.

 

Es notable la diferencia entre las atmósferas de los planetas "terrestres" y "jovianos". La naturaleza química de las densas atmósferas de los segundos, se debe al hidrógeno y el helio de la nube primogénita, que no pudo escapar de los enormes campos gravitatorios. La gran abundancia de hidrógeno, condujo al hidrógeno molecular, metano, amoníaco y agua resultando que no haya en la actualidad carbono, nitrógeno ni oxígeno libres. En los primeros planetas, si la atmósfera primogénita emuló las anteriores, en su segunda fase, salvo Mercurio que no tiene atmósfera, logran una atmósfera que depende de la naturaleza de la actividad volcánica y de las condiciones termodinámicas y gravitacionales, según la distancia que le separe del Sol y las velocidades de escape y cósmica de cada gas y en cada planeta.

 

6.3. ESTRUCTURA DE LAS LUNAS PRINCIPALES

 

6.3.1 Estructura interna de las lunas del sistema solar  

 

La estructura de las lunas se parece a la de los planetas, por su división en núcleo, manto y corteza. Sin embargo, la constitución química de las lunas es muy diversa, sobre todo en las zonas externas. En las lunas, del Sistema Solar exterior, predominan las cortezas de hielo. Fuente: Sol, Lunas y Planetas, E. Kepler.

Figura 6.2 Estructura de las lunas principales: En esta gráfica se recogen los conocimientos básicos sobre la estructura interna de las lunas principales del Sistema Solar. Adaptado de Sol, lunas y planetas, de Erhard Keppler.

 

 6.3.2 La Luna

La Luna es el único satélite de la Tierra, y después del Sol, el astro más importante en la historia de la humanidad. La intensidad de la luz solar, que refleja la Luna sobre la Tierra durante su fase llena, es 465 mil veces menor que la del Sol, siendo su poder reflector del orden del 12%. La atracción que la Luna y el Sol ejercen sobre las masas líquidas de la Tierra dan lugar a las mareas, explicadas por Lagrange y Laplace.

 

Figura 6.3 Efecto de marea sobre el planeta Tierra: las masas 1 y 2 de la Tierra son atraídas por la Luna en A y en B, con diferente fuerza. Por ello se genera un momento, contrario en A y favorable en B, que afecta la rotación de la Tierra, cuyo sentido se muestra en T.

 

Como la Luna dista mucho menos de la Tierra que el Sol, su acción a pesar de tener menos masa, es 2,5 veces mayor que la de éste astro. La distancia Tierra-Luna es, por término medio, 384.400 km, variando de 363 mil a 406 mil entre el perigeo y el apogeo.

 

Esta órbita elíptica está inclinada 5° 8' 30” sobre la eclíptica. El diámetro de la Tierra es 3,67 veces el de la Luna su masa 8,5 veces el de ésta y su volumen 50 veces mayor. A los anteriores valores corresponde una densidad media mayor del 61% respecto a la Tierra y una aceleración de la gravedad en su superficie de 1/6 la existente en la Tierra.

 

El frotamiento producido por las mareas sobre la corteza de la Tierra, provoca una aceleración aparente en el movimiento de traslación de la Luna. Esta aceleración secular, descubierta por Halley, es del orden de los 10 segundos por siglo.

 

Cartografía de la Luna.  Los detalles más gruesos de la Luna se pueden observar a simple vista. Sobre todo, alrededor de la época de luna llena se pueden reconocer claramente varias manchas oscuras. Tras la invención del anteojo, Galileo, Scheiner y otros, descubrieron entre 1610 y 1620 diferencias de altura y profundidad, así como montañas y cráteres lunares, naciendo así los primeros dibujos de la Luna, hechos con ayuda del anteojo.

 

Pero fue J. Hevelius quien confeccionó la primera carta de conjunto realmente utilizable (1647), que tenía un diámetro de 25 cm. A los accidentes de la superficie lunar les puso nombres que recuerdan a los paisajes y mares terrestres, siguiendo la antigua idea de que la Luna es una imagen especular de la superficie terrestre. Pero sus denominaciones no se conservan en nuestros días.

 

La nomenclatura de los paisajes lunares, que hoy sigue vigente, data de G. B. Riccioli y de su mapa lunar de 1651. El primer atlas lunar fotográfico es el de M. Loewy y P. H. Puisex (1897).

  Topografía de la Luna.  Básicamente se pueden distinguir las siguientes estructuras:

 

Maria (mares): son las regiones oscuras. No muestran ningún relieve que llame la atención. Los maria han recibido nombres latinos: Mare Crisium, Mare Foecunditatis, Mare Frigoris, Mare Humorum, Mare Imbrium, Mare Nectaris, Mare Nubium, Mare Serenitatis, Mare Tranquillitatis, Mare Vaporum, Oceanus Procellarum, Sinus Iridium, Sinus Roris, Sinus Medii.

 

Terrae: se utiliza sólo por oposición terminológica al de mar, pues se sabe que en la Luna no existe división entre mares y continentes. Los continentes o terrae son las zonas claras de la Luna, tal y como se muestra a simple vista. Al telescopio aparecen como regiones accidentadas de montañas y cráteres. En general no existen nombres especiales para cada zona lunar.

 

Estructuras menores.  Son los cráteres, montañas anulares y planicies amuralladas que presenta la Luna como características de detalle a partir de las numerosas formas montañosas; entre ellas tenemos:

 

1. Formaciones circulares muy pequeñas de diámetro inferior a un kilómetro. Son pequeños cráteres sin pico central.

 2. Cráteres en sentido estricto. El diámetro oscila entre 1 y 20 Km. algunos poseen picos centrales.

 3. Cúpulas con diámetros de 10 a 20 Km y alturas de 250 a 500 m. Muchas muestran en la cúspide aberturas de unos 1.000 m.

 4. Anillos montañosos. Su diámetro es de 20 a 100 Km. El perímetro puede ser circular o poligonal.

5. Planicies amuralladas. Son gigantescos circos circulares o poligonales de diámetro superior a 100 Km.

 

Grietas, valles y fallas.    Se trata de estructuras lineales que en ocasiones se agrupan para formar sistemas. El nombre de grietas designa zanjas de 1 km aproximadamente de anchura y varios de longitud, que siguen un curso en parte recto y una parte zigzagueante. Entre las grietas más notables están la Hyginus, la grieta Ariadaeus, y la de Hypatia, junto al cráter Delambre. El valle de Schröter, al norte de Heródoto, es, pese a su nombre, también una grieta.

 

Los valles son depresiones de gran anchura; un ejemplo es el valle Alpino, que es una fosa tectónica. El valle Rheíta parece ser, por el contrario, la fusión de varios cráteres vecinos.

 

 Las fallas son saltos del relieve en forma de escalón. El más conocido es el Muro Recto, con una longitud de 150 km y una anchura de 300 metros.

 

Rayos brillantes.  Una de las formaciones más peculiares de la superficie lunar, son los rayos brillantes o radiaciones que salen  en forma radial de algunos cráteres: Tycho, Copérnico, Kepler, Proclus, etc. Sólo en la cara visible a la Tierra hay más de 60 cráteres con radiaciones, aunque la mayoría de los sistemas no son demasiado llamativos. La anchura de los rayos llega, en algunos puntos, a varios kilómetros. Su "centro de radiación" no siempre coincide con el punto medio del cráter. Los rayos discurren prácticamente en línea recta y no modifican su curso al paso de otros accidentes del relieve. Tampoco muestran efecto de sombras, de lo cual se puede deducir, que se trata de la acumulación de materiales finos con un alto poder de reflexión.

 

Cordilleras.   Junto a las formas montañosas circulares, existen también cadenas alargadas. Se hallan, por ejemplo, los Cárpatos, los Apeninos, el Cáucaso, los Alpes y el Jura, ordenados  aproximadamente en semicírculo. La máxima longitud la ostentan los Apeninos con 1000 km y alturas máximas de 6500 m.

 

Atmósfera.  La simple inspección óptica muestra que la Luna no posee atmósfera. No se observa la formación de nubes ni fenómenos similares y en los límites, entre el lado diurno y nocturno, no se observa ningún efecto crepuscular. Otra prueba se deriva de la ocultación de una estrella por el disco lunar: la estrella, que viene a ser puntiforme, desaparece repentinamente y vuelve a emerger de un sólo golpe, por el lado opuesto. La atmósfera lunar, de existir realmente trazas de ella, no podría tener una densidad mayor que media bimillonésima de la densidad terrestre. Ciertos procesos de desgasificación en el interior de la Luna pueden prod