Sistema Solar: Nuestro Hogar

Sistema Solar

El sistema solar se compone principalmente de ocho de cuerpos celestes denominados planetas. Luego, los planetas que giran alrededor del Sol son (conocidos hasta ahora): Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. En la siguiente publicación revisaremos los principales aspectos del sistema solar en base a las enseñanzas del profesor José María Maza Sancho, astrónomo chileno y autor de libro Astronomía Contemporánea.

Acerca del sistema solar

El Sol, la Luna, los 5 planetas prehistóricos y las estrellas fijas constituían los cielos de los antiguos. Desde 1543 sabemos que el Sol es el centro de lo que se ha dado en llamar el sistema solar, al cual pertenecemos. Los miembros más destacados del sistema solar son: el Sol, los ocho planetas conocidos, sus satélites, los pequeños planetas, los cometas y cuerpos aún menores como meteoroides, polvo interplanetario y el viento solar. Veamos en qué consisten cada uno de ellos.

El Sol es el astro dominante en todo el sistema. Todo el sistema solar se encuentra unido por la atracción gravitatoria que ejerce el Sol sobre cada uno de sus componentes. Podemos juzgar la importancia de cada miembro del sistema solar de acuerdo a su masa, que es la propiedad física que le permite a un cuerpo interactúa gravitacionalmente con otro. Utilizando la tercera ley de Kepler modificada por Newton, podemos calcular la masa del Sol en términos de la masa de la Tierra conociendo las distancias Tierra-Sol y Tierra-Luna y el período de la Luna en torno a la Tierra. Así se encuentra que la masa del Sol es

veces mayor que la de la Tierra. Análogamente se puede calcular la masa del Sol en términos de la masa de todos los planetas con satélites. Júpiter resulta ser el planeta de mayor masa, 318 veces mayor que la de la Tierra, pero sólo alcanza a un milésimo de la masa solar. Todos los planetas, los ocho, sumados, alcanzan a 1,34 milésimas de la masa solar. Dicho de otro modo, el Sol posee el 99,87% de la masa del sistema solar (más adelante veremos que los otros componentes del sistema solar tienen una masa insignificante incluso comparada con la de la Tierra). Aquí reside la diferencia primordial entre el Sol y los planetas: el Sol tiene una masa a lo menos mil veces mayor que la de un planeta. Entre el Sol y un planeta hay una relación de masas semejante a la que existe entre un caballo y una mosca. En esa comparación podríamos decir que el sistema solar está compuesto por un caballo y ocho moscas, más algunos insectos aún menores que luego detallaremos. Moscas más, moscas menos, lo más importante del sistema solar es el Sol. Al orgullo del hombre le costó muchos siglos aceptar que vivimos en un pequeño grano de arena en el cosmos.

Los planetas que giran alrededor del Sol son ocho (conocidos hasta ahora): Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Los seis primeros se los conoce desde tiempos prehistóricos. En 1781 el astrónomo inglés William Herschel (1738-1822) descubrió el planeta Urano. En 1846 fue descubierto Neptuno, gracias a los cálculos hechos por Urbain Leverrier (1811-1877) y John Adams (1819-1892). Por último Plutón fue descubierto por Clyde W. Tombaugh, en 1930, luego de una afanosa búsqueda por parte del norteamericano Percival Lowell (1855-1916). Con todo, la comunidad científica, desde el año 2006, no considera a Plutón como un planeta principal del sistema solar, sino que lo agrupa dentro de los planetas plutoides.

Si se examinan los tamaños, las masas y las densidades de los planetas del sistema solar, se pueden dividir en dos grupos muy bien diferenciados: los planetas cercanos al Sol (Mercurio, Venus, la Tierra y Marte) que se los denomina genéricamente planetas terrestres; y el grupo de los llamados planetas gigantes o planetas jovianos constituido por Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Los planetas terrestres son pequeños, de baja masa, alta densidad y cercanos al Sol. Los planetas jovianos por el contrario son de mayor tamaño y masa, aunque de menor densidad; además se encuentran a gran distancia del Sol. Finalmente, respecto de Plutón, por tamaño se le sitúa en la categoría de los planetas enanos.

Todos los planetas tienen satélites que giran a su alrededor, con la sola excepción de Mercurio y Venus. La Tierra tiene a la Luna; Marte dos pequeños satélites, Pobos y Deimos; Júpiter tiene 4 grandes satélites, descubiertos en 1610 por Galileo: lo, Europa, Ganímedes y Calixto, más una docena de satélites menores; Saturno posee un inconfundible anillo a su alrededor, junto a un elevado número de satélites entre los cuales destaca Titán; Urano, Neptuno y Plutón tienen un número cada vez menor de satélites. Algunos satélites, como Titán de Saturno, Ganímedes y Calixto de Júpiter, superan a Mercurio en tamaño, pero no en masa. En general los satélites giran en torno a los planetas en sentido directo (sentido contrario a los punteros de un reloj, visto desde el norte) en el plano ecuatorial del planeta.

Entre las órbitas de Marte y Júpiter hay una gran laguna en el sistema solar; en ella giran en torno al Sol miles de pequeños planetas o asteroides, el mayor de los cuales alcanza dimensiones de alrededor de 1.000 km de diámetro. El tamaño típico de los asteroides es de unos pocos cientos de kilómetros. El primero de ellos fue descubierto al comenzar el siglo XIX. El número de pequeños planetas conocidos fue aumentando paulatinamente; todos ellos se encontraban en la misma zona del sistema solar. Desde muy temprano se empezó a especular si estos asteroides eran los fragmentos de un planeta que explotó o si al contrario son la materia prima de un planeta que nunca nació. El debate aún continúa, pero parece más cercana la segunda posibilidad.

Por último, entre los objetos más bellos y notables del sistema solar se cuentan los cometas. Son objetos minúsculos, con un tamaño entre 1 y 10 km de diámetro, compuestos por hielos y granos de polvo. Las órbitas cometarias son tan alargadas que los cometas viven la mayor parte de su tiempo en los profundos y gélidos espacios de los confines del sistema solar. Brevemente y casi siempre sin aviso previo, pasan a gran velocidad cerca del Sol, lo que los calienta, y la evaporación de los hielos del núcleo forman la coma y de ella la radiación y el viento solar forman la cola, que puede alcanzar longitudes de más de cien millones de kilómetros. La coma y la cola están constituidas por gases extraordinariamente tenues, con densidades millones de veces menor que la de la atmósfera terrestre al nivel del mar. Los cometas constituyen un bello espectáculo al observarlos en una noche oscura, lejos de las ciudades y sin Luna sobre el horizonte. Desgraciadamente el reciente paso del cometa Halley ocurrió en circunstancias muy poco favorables y defraudó a la mayoría de la gente que esperaba algo grandioso. Estas expectativas sobre el Halley fue un fenómeno social creado por los medios de información con fines poco académicos. Ojalá que dentro de poco tiempo tengamos la suerte de ver aparecer un cometa brillante, que sirva de consuelo al "fraude" del Halley. Después de este rápido vistazo del sistema solar empecemos nuestro recuento de sus propiedades hablando del eje y motor del sistema: el Sol.

Las galaxias son agrupaciones estelares y planetarias vinculadas gracias a la gravedad en una estructura más menos delimitada. La Vía Láctea es una especie de galaxia que alberga nuestro sistema solar y, por supuesto, al planeta tierra.

El sol

La propiedad fundamental del Sol es su masa; alcanza un valor de 2 x 10 elevado a 33 gramos (un dos seguido de 33 ceros). Este es un número tan fuera de lo cotidiano que no tiene ni nombre usual. Para visualizarla es mejor compararla con la masa de la Tierra. Se necesitan 330.000 Tierras para igualar la masa del Sol. La masa y la composición química determinan todas las propiedades de una estrella, incluyendo su radio, su luminosidad, su estructura interna, etc. El Sol tiene las propiedades que debe tener de acuerdo a la masa que posee.

El Sol subtiende un ángulo promedio de 31' 59,3” cuando se encuentra a su distancia media de la Tierra, de 149.600.000 km. Con estos datos se puede determinar su radio lineal que resulta ser de 696.000 km, 109 veces mayor que el radio de la Tierra. El volumen del Sol es por lo tanto 1.300.000 veces mayor que el de la Tierra. Con esto la densidad media del Sol es bastante menor que la de la Tierra, alcanzando a 1,4 gr/cm3 [la densidad de la Tierra es de 5,5 gr/cm3]. Luego veremos que la densidad del Sol depende fuertemente de la distancia al centro; en la fotosfera es muy baja, en cambio en el centro supera los 100 gr/cm3.

Con los valores indicados para la masa y el radio podemos calcular la aceleración de gravedad en la "superficie" del Sol; resulta ser 28 veces mayor que la terrestre. Esto se refleja en que una masa que aquí en la Tierra tiene un peso de 1 kilogramo, en la "superficie" del Sol pesaría 28. Imagínese, una persona de 70 kilogramos pesaría 1.960 kg. Esto es algo puramente académico, pues ni el Sol tiene superficie ni sería posible "posarse" sobre ella por la temperatura reinante.

Por mucho tiempo la temperatura del Sol fue un gran misterio. Se lo comparaba con la llama, el fuego, pero sin poder precisarse la temperatura. En el siglo XVII, con los trabajos de Cassini en Francia, se dan los primeros pasos en astrofísica, pero no existían las herramientas teóricas ni instrumentales adecuadas para atacar el problema. Recién en el siglo pasado se desarrolló la termodinámica y las leyes que describen el comportamiento de la radiación, y así pudo estimarse la temperatura de la "superficie" del Sol. Ésta resulta ser de aproximadamente 5.800 K (grados Kelvin o absolutos de temperatura).

La cantidad de energía que emite el Sol por unidad de tiempo fue la característica solar que causó mayor desconcierto entre los astrónomos por mucho tiempo. Se define la constante solar como la cantidad de energía que incide por minuto por centímetro cuadrado sobre la superficie de la Tierra (descontando el efecto de la atmósfera terrestre). La constante solar alcanza a 1,92 calorías por centímetro cuadrado por minuto. (Una caloría es la cantidad de energía que eleva en 1 grado la temperatura de un gramo de agua). A partir de la constante solar podemos calcular la cantidad total de energía emitida por el Sol en cada segundo de tiempo, que se llama la luminosidad solar. El Sol está a 149.600.000 km, y por lo tanto en una esfera centrada en el Sol, con ese radio, en cada cm2 inciden 1,92 calorías por minuto. La luminosidad solar resulta ser 9,0 x 10 elevado a 25 calorías/seg. Usualmente la luminosidad se expresa como 3,8 x 1033 ergs/seg, o en términos de otra unidad de potencia como 3,8 x 10 elevado a 23 kilowatts. Esta es una cantidad gigantesca de energía, que en el siglo pasado causó grandes complicaciones a los astrónomos, pues no se conocía ningún proceso químico o físico que pudiese mantener al Sol brillando, sin variaciones, por miles de millones de años, con ese inmenso derroche de energía por segundo.

Durante este siglo se aclaró el misterio, cuando Albert Einstein planteó que masa y energía son dos formas equivalentes, relacionadas por la famosa ecuación E es igual a M por C al cuadrado. Poco tiempo después se propuso que la fuente de energía del Sol y las estrellas debía ser la conversión de masa en energía, sin entenderse el proceso exacto. Recién en 1938 se planteó una reacción nuclear que explica esta transformación; la detallaremos al hablar de las estrellas. Por ahora digamos que el Sol es una estrella típica; las hay más grandes y más pequeñas, más calientes y más frías, pero el Sol resulta ser un buen promedio, podríamos llamarla una estrella de clase media. Del Sol como estrella hablaremos en la próxima publicación.

Los planetas terrestres

Mercurio, Venus, la Tierra y Marte son los cuatro planetas interiores del sistema solar. Comparten muchas características comunes, las más importantes son sus tamaños, densidades y posiblemente sus composiciones químicas. Venus y la Tierra tienen dimensiones, masas y densidades extraordinariamente semejantes, al punto que parecen planetas gemelos. Mercurio es el más pequeño de los cuatro planetas terrestres; Marte, con un tamaño ligeramente mayor que la mitad de la Tierra, completa el grupo.

Si observamos las características de las órbitas planetarias se puede confirmar la existencia de dos grupos de planetas, separados por esa gran laguna entre las órbitas de Marte y Júpiter. Utilizando la distancia Tierra-Sol como unidad, la unidad astronómica de distancia, los radios de las órbitas son: 0,4; 0,7; 1,0 y 1,5 para los planetas terrestres y luego 5,2; 9,5; 19,2 y 30,1 para los planetas jovianos.

Entre Marte y Júpiter hay un intervalo proporcionalmente mayor que el de ningún otro par de planetas consecutivos del sistema solar. Las distancias de Marte y Júpiter al Sol son lo suficientemente distintas para que exista un cambio de temperatura notable entre ambos planetas. Marte, a 1,5 unidades astronómicas (U.A.) del Sol tiene una temperatura media de unos 40 grados bajo cero, en cambio Júpiter, a 5,2 U.A. tiene una temperatura del orden de 150 grados bajo cero. Así, los planetas terrestres podríamos llamarlos los planetas tropicales del sistema solar, y los planetas jovianos serían los mundos gélidos de los confines del sistema. La zona del sistema solar donde se formaron y viven los planetas terrestres es de una temperatura tal que la mayoría de los hielos, incluido el hielo de agua, no podían mantenerse y se derretían o mejor dicho se sublimaban (sublimación es el paso de sólido a vapor sin pasar por el estado líquido). La temperatura en el reino de los planetas jovianos es tan baja que la mayoría de los hielos sobrevivieron y quedaron integrados en los cuerpos de los planetas grandes. A continuación veamos las propiedades más importantes de los planetas terrestres.

Mercurio

Mercurio es el planeta más cercano al Sol. Se encuentra a una distancia promedio de 58 millones de kilómetros. Dado que su órbita es interior a la terrestre y de un tamaño pequeño en relación a ella (39%), siempre vemos a Mercurio muy cerca del Sol en el cielo; en promedio sólo logra alejarse angularmente del astro rey un máximo de 23°. Eso significa que se observa bajo en el oeste, durante el crepúsculo vespertino, o emergiendo por el este con las luces del alba. Mercurio es un planeta de muy difícil observación visual desde la Tierra; siempre se pone en el horizonte antes de que se haga totalmente oscuro el cielo y sólo sale en otras oportunidades cuando ya ha empezado la claridad matutina. El centelleo de las imágenes estelares causado por la turbulencia atmosférica aumenta fuertemente cuando nos alejamos demasiado del cenit, y a menos de 10° de altura es siempre muy severo, incluso en los lugares más excepcionales para hacer observaciones desde la Tierra. Por esa razón Mercurio es una gran frustración para los astrónomos terrestres, pues en principio se podrían apreciar algunas estructuras en la superficie del planeta pero en la práctica el planeta permaneció en las tinieblas para los astrónomos hasta hace sólo algo más de una década.

En 1889 el astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli (1835-1910) anunció que el planeta Mercurio rota sobre su eje y lo hace en un período que iguala al de su revolución en torno al Sol. De esta manera Mercurio, según Schiaparelli, presentaba siempre la misma cara al Sol, del mismo modo que la Luna siempre presenta la misma cara a la Tierra. Las observaciones de Mercurio son muy difíciles y Schiaparelli sólo lograba distinguir algunas manchas en la superficie del planeta que permanecían por muchos días, llevándolo a la conclusión de una rotación sincronizada con la translación. Esta situación prevaleció por mucho tiempo dada la inmensa dificultad de observación de Mercurio. Además se prestaba para una situación especulativa muy interesante, pues el lado iluminado de Mercurio debía ser el lugar más tórrido del sistema solar, pero paradojalmente también en Mercurio se encontrarían sitios de un frío indescriptible, en el hemisferio que permanecía siempre en las tinieblas. Además eso permitía pensar en lugares intermedios, donde el Sol se viera siempre muy bajo sobre el horizonte, que debían tener una temperatura agradable para el hombre; era un sitio potencialmente visitable.

En 1962 la situación empezó a cambiar. Un grupo de radioastrónomos de la Universidad de Michigan, en los Estados Unidos, observó con un radiotelescopio la radiación emitida por Mercurio y, para su sorpresa, el "lado oscuro" emitía mucho más que lo esperado, lo cual significaba que de alguna manera se las arreglaba para estar a una temperatura significativamente superior a la que debería tener la roca que jamás ha sido expuesta al calor de la radiación solar. Una explicación obvia era suponer que la rotación no es sincrónica pero la idea estaba tan arraigada que se buscaron explicaciones alternativas para transportar calor del hemisferio iluminado al hemisferio oscuro.

Mercurio es un planeta desprovisto de atmósfera; no posee una capa gaseosa rodeándolo como el resto de los planetas; esto se conoce desde hace mucho tiempo. Un planeta, o cuerpo en general, podrá retener su atmósfera si posee una atracción gravitatoria que haga que la velocidad de escape de su superficie sea bastante mayor que la velocidad media de las moléculas de gas de su posible atmósfera. Como la velocidad de las moléculas en un gas aumenta con la temperatura, un planeta muy caliente tiene mayor dificultad para retener una atmósfera. En Mercurio se combinan ambos factores que determinan que no posea atmósfera: un tamaño pequeño, con una velocidad de escape de sólo 4,3 km/seg (comparado con 11,2 que es la velocidad de escape de la Tierra), y una alta temperatura; por esa razón los gases se escapan de su superficie.

El enigma de Mercurio empezó a revelarse tres años más tarde cuando se hicieron rebotar ondas de radar en la superficie del planeta, utilizando el gigantesco radiotelescopio de 300 metros de diámetro de Arecibo, en Puerto Rico. Analizando los ecos de radar se llegó a la conclusión que el planeta no mantiene la misma cara al Sol, sino que rota con un período de 59 días. El astrónomo italiano Guiseppe Colombo se dio cuenta que un período de 59 días está muy cerca de ser justamente dos tercios del período de revolución de 88 días. De ese modo, en lugar de una relación de uno a uno como pensó Schiaparelli para la rotación y translación de Mercurio, habría una relación tres a dos, esto es, Mercurio rota tres veces sobre su eje en el mismo lapso que le toma completar dos revoluciones en torno al Sol. Colombo propuso que el período de rotación de Mercurio es exactamente 2/3 del de revolución.

Nuestro conocimiento actual sobre Mercurio empezó a escribirse el 4 de noviembre de 1973, al ser enviado desde Cabo Cañaveral la nave Mariner 10. La nave se acercó a Venus el 5 de febrero de 1974, para continuar rumbo a Mercurio, con quien se encontró el 29 de marzo de 1974, pasando a tan sólo 756 kilómetros. Sus cámaras revelaron una cara absolutamente desconocida del planeta. La resolución de las fotografías es tan buena que detalles de hasta 150 metros pueden distinguirse en ellas. La primera impresión que producen las fotografías de Mercurio es que se trata de un mundo igual a la Luna.

Los instrumentos a bordo del Mariner midieron temperaturas tan bajas como 173° C bajo cero en el hemisferio cubierto por la noche en ese momento y en contraste temperaturas de 427° C sobre cero en el punto subsolar (el lugar de Mercurio que tiene al Sol en el cenit). Además de temperatura el Mariner midió también la intensidad del campo magnético en Mercurio. Éste resultó ser débil, pero mucho más importante que el que se encuentra en Venus y en Marte. La presencia de este campo magnético, con una intensidad del orden de un 1% del campo magnético terrestre lleva a la conclusión ineludible que Mercurio debe poseer un importante núcleo de hierro. Sólo un núcleo de esa naturaleza puede permitir la existencia de un campo magnético global en el planeta. A partir de la densidad media del planeta se calculó que el núcleo de hierro debe tener una extensión de 3.600 km. Algo sorprendente, pues resulta ser del mismo tamaño que la Luna completa. Como el planeta tiene un diámetro de 4.878 km, el núcleo de hierro está rodeado de un manto de rocas de un espesor de sólo 640 km.

La Luna no posee ni campo magnético global ni núcleo de hierro, lo cual hace que los parecidos de tamaño y apariencia fuesen más aparentes que reveladores de semejanzas más profundas. Las fotografías de Mercurio, que tanto se parecen a las de la Luna a primera vista, al ser examinadas cuidadosamente van revelando diferencias notorias entre ambas superficies. La superficie de Mercurio, incluso en los lugares donde presenta una mayor cantidad de cráteres, se caracteriza por espacios entre los cráteres que son bastante lisos. En la Luna las zonas más densamente cubiertas de cráteres, no dejan lugar a una superficie plana de ningún tipo. Una mayor actividad volcánica en Mercurio explicaría que muchos impactos de asteroides, meteoritos y otros planetesimales que formaron los cráteres, hayan sido borrados en Mercurio y no en la Luna. Además, por tener la Luna una masa bastante menor que la de Mercurio, un violento impacto en ella puede arrancar y arrojar material a grandes distancias, que provocan una serie de cráteres secundarios. Hay evidencias en la superficie de la Luna de efectos de un impacto hasta distancias de más de mil kilómetros del lugar; en Mercurio, por su mayor atracción gravitatoria, los efectos secundarios de una colisión cubren un área mucho menor del planeta.

Un examen cuidadoso de las fotografías proporcionadas por el Mariner revelan la presencia en la superficie de Mercurio de barrancos, llamados acantilados lobulares; tienen una altura o desnivel típico de uno o dos kilómetros, y varios cientos de kilómetros de largo. Estos acantilados, se cree, podrían ser el resultado de enfriamiento y contracción del núcleo de hierro de Mercurio. No se ven por eso en la Luna.

Venus

Venus es el tercer objeto más brillante en el cielo, después del Sol y la Luna. Llamado el lucero del alba o del atardecer, puede brillar con diez veces más luz que Sirio, la estrella más brillante del firmamento. Venus es también un planeta interior a la órbita terrestre, al igual que Mercurio, razón por la cual sólo puede alejarse angularmente del Sol hasta un cierto límite. Como la distancia media que lo separa del Sol es de un 72% de la distancia Tierra-Sol, Venus puede alejarse hasta 47° del Sol. Esto permite, en principio, un par de horas de observación de Venus con cielo oscuro, ya sea en el cielo del oeste después de la puesta del Sol, o en el este antes del comienzo del alba.

Venus fue adorado como divinidad por muchos pueblos antiguos. Con su brillo ocasionalmente espectacular sigue siendo un cuerpo celeste de gran atractivo visual para quien contemple el cielo sin ayuda de un telescopio. Junto con Mercurio, permaneció hasta épocas muy recientes cubierto con un velo de misterio, pues pese a ser el planeta más cercano a nosotros, cuando se encuentra en conjunción inferior, está totalmente cubierto de nubes, en forma permanente. Las grandes similaridades que Venus posee con la Tierra, han dado pie a una serie de especulaciones hechas en los últimos siglos, acerca de posibles formas de vida en Venus, que sería el planeta gemelo a la Tierra. La diferencia más notoria es que la Tierra tiene un satélite, la Luna y Venus no posee ninguno. Desgraciadamente miles de hermosas historias han debido ser olvidadas al progresar los medios técnicos del hombre y hoy se sabe, sin lugar a equivocación, que las condiciones en la superficie de Venus, distan mucho de ser semejantes a las de la Tierra; Venus es un gran infierno.

Al empezar la década de los años sesenta, científicos en Estados Unidos y la Unión Soviética, empleando técnicas de radar pudieron penetrar las nubes de Venus y darse cuenta que el planeta rota sobre un eje muy lentamente, y le toma 243 días completar un giro. Ese período se mide con respecto a las estrellas, y es el tiempo que transcurre entre dos pasos consecutivos de una estrella por el mismo meridiano para un hipotético observador sobre la superficie venusiana (ésta es una definición formal, pues en Venus está siempre nublado). Pero además de lo inusualmente lento, Venus gira en forma retrógrada, esto quiere decir, al revés de como gira la Tierra y todos los planetas principales. En Venus las estrellas "salen" por el oeste y se ponen por el este. Sin embargo ese lapso de tiempo es mayor que el que Venus necesita para completar una vuelta en torno al Sol. El intervalo de tiempo que transcurre entre dos pasos consecutivos del Sol por el mismo meridiano de Venus está definido por ambos períodos, de rotación y traslación, resultando ser de 116,7 días; el "día venusiano" tiene una duración de casi cuatro meses. El Sol sale por el oeste del horizonte, 29 días más tarde estará en el meridiano, 29 días después se estará poniendo en el horizonte del este para volver a emerger por el horizonte al terminar la noche de 58 días. Como el año venusiano dura 225 días, sólo hay dos días en un año.

El período sinódico de Venus es de 584 días (intervalo de tiempo que separa a dos conjunciones inferiores consecutivas). Durante la conjunción inferior el lado oscuro de Venus es el que vemos desde la Tierra. Curiosamente 584 días corresponde a 5 veces el día venusiano de 116,8 días. Por eso si no estuviese nublado permanentemente en Venus, tendríamos la posibilidad de ver siempre el mismo lado de Venus, en cada conjunción inferior. Ésta es otra notable resonancia en el sistema solar: el período de rotación de Venus resulta estar en sincronismo con la Tierra. Esta resonancia de que cinco días venusianos corresponden exactamente al período sinódico de Venus, ha sido ampliamente demostrada por técnicas de radar.

Dado que Venus está permanentemente cubierto por nubes, la gran mayoría de nuestros conocimientos acerca del planeta vienen de los datos proporcionados por sondas espaciales. Tanto Venus como Marte, por su mayor cercanía a la Tierra han sido los planetas más visitados del sistema solar, tanto por sondas norteamericanas como soviéticas. La primera misión espacial exitosa que proporcionó datos sobre Venus fue el Mariner 2, en 1962. Encontró temperaturas tan altas como 400°C en la atmósfera de Venus. Estos datos vinieron a confirmar sospechas previas de que en Venus existen temperaturas singularmente altas, que no se esperan por su distancia al Sol. Venus recibe el doble de energía solar por unidad de superficie que la Tierra; por esa razón se esperaría un aumento de la temperatura media, quizás unos 60°C, en lugar de los 10°C de la Tierra; en el ecuador de Venus la temperatura podría bordear los 100°C, pero... 400°C es demasiado. La causa de esta temperatura tan alta es el efecto invernadero de la atmósfera.

La experiencia cotidiana que todos tenemos con el efecto de invernadero es lo que ocurre con un automóvil a pleno Sol en un día de verano, con todas sus ventanas cerradas. La energía del Sol entra por los vidrios del auto y empieza a calentar los objetos del interior; éstos aumentan su emisión, pero, dada su temperatura, radian en el infrarrojo y los vidrios del automóvil, transparentes a la luz visible, no lo son en el infrarrojo. La radiación queda atrapada en el interior del vehículo, aumentando su temperatura; finalmente se alcanza un equilibrio, en el cual logra escapar del vehículo tanta energía como la que penetra por los cristales. En un invernadero se utiliza este fenómeno para lograr una temperatura mayor que la externa y con ello crear un ambiente más favorable para el desarrollo de cierto tipo de plantas.

La atmósfera terrestre ejerce un efecto de invernadero sobre la Tierra, atrapando la radiación infrarroja que ésta emite por el calentamiento solar. La efectividad del fenómeno depende de la cantidad de vapor de agua en el aire, por ser éste el mayor responsable de la falta de transparencia de la atmósfera en el infrarrojo. Gracias a este efecto es que la temperatura nocturna no desciende significativamente. Conocido es que en desiertos muy calurosos durante el día, la temperatura suele descender radicalmente durante la noche, por ser el aire muy seco y por tanto el enfriamiento del suelo procede con gran rapidez. En Venus el efecto de invernadero opera a niveles insospechados previamente; la atmósfera venusiana absorbe la radiación solar atrapando su calor, pero no deja escapar la radiación infrarroja de la superficie. La temperatura en ella ha debido aumentar para que con la mayor emisión de un cuerpo más caliente, la poca radiación que puede escapar iguale a la energía que se recibe del Sol. Jamás se sospechó que la temperatura en Venus pudiese superar a la existente en Mercurio.

Hacia fines de la década del sesenta ya se sabía que la superficie de Venus se encuentra a una muy alta temperatura y a una muy elevada presión atmosférica. Las naves soviéticas de la serie Venera se fueron especializando en situaciones muy inhóspitas y finalmente el Venera 7 y el Venera 8 lograron descender hasta la superficie, y transmitir datos a la Tierra por algunos minutos. El Venera 8 descubrió que la capa de nubes no se extiende hasta la superficie, sino que la parte inferior de la atmósfera está despejada; el techo de nubes se ubica a unos 35 kilómetros por sobre la superficie. Datos posteriores proporcionados por otras naves de la serie Venera, hasta la Venera 14 y las naves enviadas con el doble propósito de visitar Venus y el cometa Halley, las Vega, nos permiten formarnos un cuadro de la marcha de la temperatura y la presión en la atmósfera de Venus. La temperatura en la alta atmósfera de Venus (entre 100 y 65 km de altura) es bastante baja, unos 70°C bajo cero; hacia el suelo la temperatura va aumentando hasta alcanzar unos 475°C en la superficie. Como comparación recordemos que la temperatura más alta, al mediodía en Mercurio, es de 430°C. A esa temperatura superficial el plomo y el estaño están en forma líquida y además las rocas emiten un resplandor rojizo pálido y oscuro que sería perfectamente detectable para el ojo del hombre, si algún día llegará por esos lados.

Las condiciones en Venus son muy inhóspitas para el ser humano no tan sólo en lo que a temperatura se refiere sino también por la presión atmosférica. En la Tierra la atmósfera ejerce una presión, cuyo valor típico al nivel del mar equivale aproximadamente a 1 kilogramo por cada centímetro cuadrado de nuestra piel (se lo usa como unidad, asignándoselo como una atmósfera). Esta presión se debe al peso de la columna de aire desde la superficie hasta lo más alto de la atmósfera. El hombre está acostumbrado a esa presión y la necesita. La presión interna del cuerpo compensa la presión externa. Es un hecho bien conocido por los escaladores de montañas que el mayor problema de la altura es la severa disminución de la presión atmosférica y, por ende, de la densidad del aire y en definitiva de la cantidad de oxígeno disponible para los pulmones. Venus posee una atmósfera muy extraordinaria que proporciona una presión al nivel de la superficie del planeta que es ¡90 veces mayor que la presión atmosférica en la Tierra! Un objeto en la superficie de Venus está sujeto a una presión de 90 kilogramos por centímetro cuadrado. Descendiendo en el océano terrestre la presión aumenta, pues ya no tan sólo se está soportando el peso de una columna de aire de la atmósfera sino que a ella se suma el de la columna de agua. La presión aumenta una atmósfera por cada diez metros de profundidad en el agua. Para reproducir las condiciones de presión de Venus deberíamos descender unos 900 metros en el agua. Esto explica la gran dificultad para enviar sondas a Venus, pues deben estar construidas con severos blindajes térmicos para que la electrónica de sus cámaras de televisión y demás instrumentos no sufran desperfectos instantáneos, pero además deben ser verdaderos acorazados para no perecer aplastados por la inmensa presión.

La composición química de la atmósfera de Venus es totalmente distinta de la que posee la atmósfera terrestre. El 96% es anhídrido carbónico (C02), 3,5% nitrógeno (N2) y el restante 0,5% está compuesto por vapor de agua (HzO), anhídrido sulfuroso (S02), argón (Ar), monóxido de carbono (CO), neón (Ne), ácido clorhídrico (HC1), ácido fluorhídrico (HF), etc. Como comparación digamos que en la atmósfera terrestre el 77% es nitrógeno, el 21% es oxígeno, el 1% vapor de agua, algo menos de un 1% argón y el resto está constituido por una serie de compuestos menores, entre los cuales el anhídrido carbónico alcanza a un magro 0,03%. Esta diferencia de composición química resulta sorprendente, dado que por tener Venus y la Tierra masas muy similares, tamaños muy parecidos, encontrarse a distancias al Sol que difieren en un pequeño porcentaje, la composición química de ambos planetas debe ser muy semejante. Efectivamente en la Tierra hay grandes cantidades de anhídrido carbónico, pero que se ha combinado con las rocas en la forma de carbonatos de calcio. Además las plantas remueven el anhídrido carbónico del aire y liberan oxígeno. Se sabe que el oxígeno de la atmósfera terrestre es de origen secundario, generado principalmente por las plantas. Pero lo importante es que aquí en la Tierra el anhídrido carbónico quedó atrapado en las rocas.

El anhídrido carbónico es un gas que puede producir, dadas las condiciones, un efecto de invernadero sin control. En Venus ocurrió así, ya que posiblemente nunca tuvo una temperatura lo suficientemente baja para que reacciones químicas o biológicas removieran el anhídrido carbónico de la atmósfera. La Tierra pudo haber tenido inicialmente la misma cantidad de C02 que Venus, pero la temperatura era baja; así el C02 no logró iniciar aquí un efecto de invernadero fuera de control. Los mecanismos que le quitan el C02 a la atmósfera funcionaron con plena eficiencia y por eso disfrutamos de una agradable temperatura en nuestro planeta. La pequeña diferencia de distancia al Sol, de sólo 41 millones de kilómetros, hizo una diferencia de vida o muerte para estos dos planetas hermanos.

Marte

Sigamos hablando de los planetas terrestres dejando para el final algunas consideraciones sobre la Tierra. Quizás si el planeta más estudiado y mejor conocido en la actualidad es el planeta Marte. Por su apariencia en el cielo siempre ha sido un cuerpo que ha llamado la atención del hombre. Su característico color rojizo y su brillo que lo lleva en ocasiones a ser el objeto más brillante del cielo nocturno, lo hizo ser adorado como el dios de la guerra por un gran número de pueblos; el día martes y el mes de marzo le rinden permanente tributo.

Con el reconocimiento de que la Tierra es un planeta más del sistema solar, ya desde comienzos del siglo XVIII se empezó a especular con posibles habitantes de otros planetas, y las características que deberían tener. Hoy resultan entretenidas las groseras posibilidades sugeridas para habitar desde el Sol hasta el último de los planetas. Los más tímidos se centraban en poblar los planetas más cercanos, Venus y Marte. En esa atmósfera intelectual, el astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli, observando el planeta Marte en la oposición favorable de 1887 creyó ver líneas rectas cruzando el disco de Marte, que a diferencia de Venus, se deja ver con facilidad, pues posee una delgada atmósfera, transparente a la luz visible. Schiaparelli llamó a estos detalles rectilíneos "canali", que fue incorrectamente traducido al inglés como "canals", en castellano canales, que en inglés tiene la connotación de una obra de ingeniería como el canal de Panamá; algo que no es de origen natural sino hecho por el hombre. La idea de los canales marcianos excitó a muchas mentes, entre ellas la del acaudalado aficionado a la astronomía Percival Lowell, de los Estados Unidos, que empezó a encontrar canales en toda la superficie marciana.

La interpretación que se dio a los canales marcianos es entretenida y sorprendente; se suponía que los canales servían para el regadío, llevando agua desde los polos de Marte a las zonas ecuatoriales, donde residían los marcianos y tenían sus plantaciones. Esto era un recurso desesperado para sobrevivir en un planeta afectado por una severa sequía global. La cultura marciana, de gran desarrollo y manejo tecnológico tenía la capacidad de realizar estas obras de ingeniería a escala planetaria, y por qué no de viajar a los planetas vecinos. Con ese inmenso desarrollo podrían llegar a visitarnos en cualquier momento y dado que nuestra Tierra posee agua en abundancia los marcianos, profundamente envidiosos de nuestro privilegio, llegarían a conquistarnos, no ya en busca de oro sino por el vital elemento: el agua; además no podríamos defendernos, o nuestra defensa sería totalmente inútil frente a su mayor desarrollo y tecnología. La historia era fascinante y a comienzos del siglo XX llegó a ser aceptada por mucha gente, incluso hombres muy serios aguardaban con temor la inminente invasión marciana. Litros de tinta se gastaron en escribir libros sobre el tema; muchos kilómetros de celuloide se filmaron en Hollywood y otras latitudes donde la invasión... venía. Hoy, cuando el hombre posee, en las postrimerías del siglo XX, un avance tecnológico que desborda el marco de la mayoría de las predicciones hechas hace 50 años, resulta entretenido ver cómo algunas especulaciones resultaron exageradas (por fortuna, pues de haber sido ciertas...).

Los supuestos canales marcianos, vistos por varios astrónomos profesionales, no fueron observados por la mayoría de los astrónomos trabajando en el tema, jamás se logró una fotografía que confirmara los supuestos canales, y la concordancia entre dibujos hechos por distinta gente, era escasa. Sin embargo la especulación popular siguió y sólo pudo ser desmentida drástica y definitivamente en 1965 con las fotografías enviadas por la nave norteamericana Mariner 4, que voló a 10.000 kilómetros de distancia de la superficie marciana, enviando una serie de excelentes fotografías que revelaban que Marte posee una superficie con muchos cráteres que recuerda a la Luna. Los cráteres son menos profundos que los lunares, más borrados, pero eso es lógico, pues Marte posee atmósfera y hay por consiguiente agentes erosivos, principalmente vientos y tormentas de polvo que pueden ir rellenando los cráteres marcianos.

La misión Mariner 4 fue tan exitosa que pronto se construyeron nuevas naves para visitar a nuestro vecino. En febrero y marzo de 1969, los Mariner 6 y 7 enviaron 200 fotografías a la Tierra que empezaron a configurar un panorama de la superficie entera del planeta. Además de zonas con cráteres se encontraron terrenos montañosos y algunas llanuras. Estas misiones Mariner revelaron un mundo árido, con una delgada atmósfera de anhídrido carbónico, con una presión atmosférica de 0,007 atmósferas, menos del 1% de la presión atmosférica normal en la superficie de la Tierra. La temperatura a lo más se acerca a los 10°C sobre cero al mediodía, en las zonas ecuatoriales. En las regiones polares, en el invierno, la temperatura es de unos 120°C bajo cero. A esta temperatura el anhídrido carbónico se congela y se precipita a la superficie como nieve. El C02 congelado constituye el llamado hielo seco. Los casquetes polares marcianos, que se pueden apreciar fácilmente desde la Tierra con un telescopio pequeño, están constituidos principalmente por hielo seco.

El conocimiento del planeta Marte aumentó notablemente cuando el 14 de noviembre de 1971 el Mariner 9 se convirtió en un satélite artificial de Marte. Las anteriores misiones Mariner habían pasado cerca de Marte, pero con el Mariner 9 se tuvo, por primera vez, la oportunidad de fotografiar en forma continua, por mucho tiempo, la superficie del planeta. Al llegar el Mariner, el planeta se encontraba afectado por una tormenta de arena que impedía ver detalles sobre la superficie. Sólo a comienzos de 1972 el polvo en suspensión se decantó, la atmósfera se hizo nuevamente transparente y se obtuvieron imágenes espectaculares del planeta.

Entre los detalles topográficos fascinantes de Marte revelados por el Mariner 9 está el Monte Olimpo (Olympus Mons), un volcán de inmensas dimensiones, 24 kilómetros de altura sobre el plano y unos 500 kilómetros de diámetro; supera ampliamente a sus congéneres terrestres. Junto a otros tres volcanes de menor tamaño, se ubica en la región de Tharsis, algo al norte del ecuador marciano.

En Marte hay también un gran cañón, llamado Valles Marineris, que tiene 4000 kilómetros de longitud, su anchura alcanza en algunos lugares a los 200 km y su profundidad, a los 6 km. Como comparación, el Gran Cañón del Colorado, en los Estados Unidos, tiene 150 km de largo y su profundidad no supera los 2 km. Para tener una idea del tamaño del Valles Marineris se puede pensar que Chile entero cabría en él. Recuerde además que Marte tiene un tamaño sólo algo mayor que la mitad del de la Tierra.

Las fotografías del Mariner 9 revelaron signos claros de que alguna vez en el pasado de Marte hubo ríos fluyendo sobre su superficie; se ven lechos secos de ríos. La pregunta es: ¿qué ocurrió con el agua? Actualmente no hay agua líquida en Marte. No hay ni lagos, ni mares ni océanos; malamente podría haber ríos. Si se condensa todo el vapor de agua presente en la tenue atmósfera marciana no lograría juntarse agua suficiente sino para llenar un modesto lago. En 1976 Marte fue visitado por las naves Viking 1 y Viking 2 que proporcionaron datos sin precedentes sobre el planeta, pues un módulo de ellos descendió suavemente, posándose sobre la superficie, y retornando a la Tierra imágenes de maravillosos paisajes marcianos. Las naves Viking, antes de descender, estuvieron orbitando Marte, tomando fotografías de alta resolución para elegir el lugar más apropiado para el descenso. En esas imágenes se ven nuevos signos de erosión producida por agua y lo que parecen ser los resultados de violentas inundaciones esporádicas, acaecidas en algunos lugares del planeta.

Las cámaras de las naves Vikings también fotografiaron deslizamientos de terrenos y regiones de la superficie que parecen haber colapsado. Esto sugiere que en algunas zonas, alguna vez el suelo estuvo semilíquido, como barro. En varios casos se ve erosión provocada por agua a partir de terreno colapsado. Una posible explicación a todo esto sería suponer la existencia de depósitos de hielo bajo la superficie marciana que, en un momento, por acción volcánica pudieran derretirse, lo que produciría un derrumbe y deslizamiento del terreno, provocando una violenta vertiente de agua y lodo que fluye por un corto tiempo. La muy baja presión atmosférica de Marte no permite la mantención de agua líquida en su superficie, pues se evapora a temperatura ambiente. Estos peculiares y efímeros ríos marcianos podrían explicar los signos de erosión que hoy presenta su superficie.

En las zonas polares de Marte la temperatura es lo suficientemente baja para que el agua pueda existir en forma permanente como hielo. Los casquetes polares están cubiertos por hielo seco (anhídrido carbónico sólido), pero pueden tener una base permanente de hielo de agua.

Lo más espectacular de la misión Viking 1 y 2 fueron los módulos de descenso que se posaron en la superficie marciana a fin de analizar el suelo y buscar formas de vida. Estaban equipados con dos cámaras de televisión, un brazo mecánico, un laboratorio y varios instrumentos meteorológicos. Las sobrecogedoras imágenes enviadas por las cámaras de televisión muestran un mundo notablemente árido, sin el más mínimo signo de vida en él. El brazo mecánico recogió muestras del suelo y las analizó en un laboratorio en el interior de la nave. Los resultados confirmaron la idea de que no hay vida en Marte, aun cuando suscitaron una fuerte polémica, pues no fueron tan concluyentes como se los había pensado.

En un sentido estricto podemos decir que con la misión Viking no se encontró vida en dos lugares de Marte. Eso no descarta la posibilidad de que haya vida en otros sitios del planeta; quizás sea necesario otro tipo de experimentos para detectar la vida que estuviese presente; o tal vez no exista ni jamás haya existido vida en Marte. De cualquier modo, dada la tenue atmósfera que Marte posee en la actualidad, no hay ni puede haber agua líquida en la superficie del planeta, en forma permanente. Por lo tanto, si no hubiese ninguna forma de vida en Marte sería simplemente porque el ambiente es muy hostil. Marte ni siquiera posee una capa de ozono en la atmósfera que proteja la superficie de la radiación ultravioleta del Sol, letal para los organismos vivos.

Nuestros vecinos cósmicos más cercanos, Venus y Marte, son desgraciadamente lugares difíciles o imposibles de colonizar para el hombre, al menos en el futuro cercano. Venus por poseer una atmósfera 100 veces mayor que la de la Tierra y Marte por tener una 100 veces menor. Estudiando las atmósferas de Venus y Marte podemos aprender mucho sobre la de nuestro propio planeta y cómo se conjugaron aquí los factores tan adecuadamente para que disfrutemos de un planeta con condiciones muy especiales. Veamos brevemente cuáles son éstas.

Las estrellas son motores de energía cósmica generadoras de calor, luz, rayos ultravioleta, rayos X y otras partículas radiactivas. Se componen mayormente de plasma y gas, en un estado de supercalentamiento de la materia compuesta de partículas subatómicas.

La Tierra

Sin duda conocemos mejor la Tierra que ninguno de los planetas del sistema solar. La Tierra es materia de estudio de varias ciencias como por ejemplo la geofísica, geología, meteorología, geografía, ecología, etc. Aquí nos interesa hablar de la Tierra como planeta, y en su carácter de planeta tipo de la familia de los planetas interiores del sistema solar.

Para un visitante proveniente de otro sistema estelar la tierra debería ser, vista desde lejos, el más interesante y dinámico de los planetas terrestres. En Mercurio sólo el lento alternar de el día y la noche, con sus consiguientes cambios de temperatura, logran quebrar la quietud de un mundo silencioso, con un sol abrazador sobre un cielo negro. La carencia de atmósfera hace de Mercurio un lugar casi inerte. Marte con una débil atmósfera, es mucho más interesante que Mercurio pero sólo las esporádicas tormentas de arena perturban la quietud habitual. Venus, en el otro extremo, con sus nubes permanentes ofrece un espectáculo muy poco variado. La Tierra, en cambio, con un cielo parcialmente cubierto por nubes, que se encuentran en constante movimiento, presenta una serie de cambios dinámicos todos los días. Las significativas variaciones estacionales experimentadas por la Tierra serían fácilmente perceptibles para un observador extraterrestre.

Si llevamos la comparación a términos más cuantitativos es de extrañarse que la composición química de la atmósfera terrestre difiera tan drásticamente de la de Marte y Venus. Aquí dominan el nitrógeno y el oxígeno, en cambio en Venus y Marte predomina el anhídrido carbónico. ¿A qué se deben estas diferencias? Ya hemos visto que la atmósfera terrestre tiene propiedades intermedias en relación a las atmósferas de Venus y de Marte. La única explicación que conocemos es que en la Tierra están operando procesos químicos y desde hace unos 3 mil millones de años también procesos biológicos, que han cambiado significativamente la composición química de la atmósfera de la Tierra primitiva. Procesos biológicos son los únicos que explican una significativa abundancia de oxígeno en la atmósfera terrestre. La Tierra debería resultar un planeta de interés para un visitante extraterrestre por él tan sólo hecho de poseer una gran cantidad de oxígeno en su atmósfera.

Una segunda diferencia entre el resto de los planetas terrestres y la Tierra es que nuestro planeta está cubierto de agua; casi las tres cuartas partes del planeta están inundadas, por océanos, mares, lagos, ríos, etc. Ningún desierto terrestre es tan árido como cualquier sitio de Mercurio, Venus y Marte. Es lógico pensar que aquí hay vida porque había agua y la vida transformó la atmósfera proporcionándole oxígeno, que es a su vez utilizado por los animales en la respiración.

La superficie terrestre no cubierta de agua está compuesta por rocas. Hay tres tipos de rocas, según cual sea su origen: las rocas ígneas, las rocas sedimentarias y las metamórficas. La densidad típica de las rocas de la corteza es de 2,5 gr/cm3, en circunstancias que la densidad media del planeta es de 5,5 gr/cm3. El interior de la Tierra debe ser distinto y bastante más denso que la corteza. Entre los elementos químicos pesados el hierro es el más abundante y podría explicar esta alta densidad, por lo cual se concluyó hace mucho tiempo que el interior de la Tierra debería tener un núcleo compuesto principalmente por hierro y níquel, en contraposición al silicio y aluminio que predominan en la corteza. La Tierra tiene un núcleo de hierro al igual que Mercurio y Venus.

El interior de la Tierra está totalmente inaccesible a la mano del hombre. Los terremotos son los únicos fenómenos físicos que proporcionan interesantes datos acerca de la naturaleza del interior terrestre. Del análisis de las ondas sísmicas se puede establecer a lo menos tres zonas muy bien diferenciadas en el interior terrestre. Ellas son la corteza, el manto y el núcleo.

La corteza es la parte de la Tierra sobre la cual vivimos. Es una muy delgada capa que tiene un espesor que varía entre unos 5 km en las profundidades oceánicas a unos 70 km en la base de las montañas de gran envergadura. Al pensar en la proporción de estas cifras con el radio terrestre, de 6.378 km, nos damos cuenta que la corteza tiene un espesor menor que el 1% del radio de la Tierra. Si comparamos nuestro planeta con una naranja, de un tamaño de unos 10 centímetros, su cáscara debería ser de 0,5 milímetros de espesor para tener con el resto de la naranja la misma relación que tiene la corteza con la Tierra; la corteza terrestre es más parecida a la delgada cáscara de una manzana.

Debajo de la corteza está el manto que es una gruesa capa de rocas volcánicas, que llega hasta una profundidad de 2.900 kilómetros. La parte central de la Tierra está ocupada por el núcleo, rico en hierro, que tiene un radio de 3.480 km. En el núcleo se distinguen dos parte bien diferenciadas; la zona externa líquida, con un espesor de 2.200 km y la parte central con un radio de 1.280 km que es sólida. La existencia de una zona líquida en el interior de la Tierra se concluyó a partir del análisis de las ondas sísmicas que se propagan en su interior. Existen en general dos tipos de ondas que se pueden propagar en un sólido: ondas longitudinales u ondas de presión y ondas transversales o de cizalladura. En un terremoto se producen ambos tipos de ondas, las primeras, que se llaman ondas principales y se las designa como ondas P, se propagan con más rapidez y a partir del foco del terremoto alcanzan a toda la Tierra. Las ondas secundarias, llamadas ondas S se propagan a menor velocidad y son ondas transversales, como las que se pueden producir en una cuerda con un extremo fijo, a la cual se le mueve el otro extremo. Estas ondas se propagan en el interior de un sólido, pero jamás en un líquido. Las ondas S no se detectan nunca en las antípodas de un terremoto, por lo cual se supone que el núcleo está parcialmente líquido. Además sobre la superficie de la Tierra se propagan dos tipos de ondas superficiales, las de Rayleigh y las de Love, que se las designa en honor a sus descubridores. Las ondas superficiales son generadas a partir del epicentro de los terremotos por ondas P que se propagan a partir del foco o hipocentro del terremoto. Las ondas superficiales son las que causan la mayor destrucción en un movimiento telúrico. Pueden propagarse por todo el globo, decreciendo en intensidad a partir del epicentro.

El núcleo está constituido principalmente por hierro y en pequeña medida por níquel; tiene una densidad media 11 a 12 veces superior al agua, cinco veces mayor que la de las rocas de la corteza. Puede parecer extraño una zona intermedia líquida en el interior terrestre. El estado sólido o líquido de una roca depende de sus condiciones de temperatura y de presión. El manto soporta la presión de las cáscaras externas y su temperatura no es muy alta; es sólido. En el centro de la Tierra se estima que la temperatura debe alcanzar los 4.200 °C, que es más que suficiente para derretir cualquier tipo de sólido. Sin embargo, las condiciones de presión son tales que la roca puede permanecer sólida. En una zona intermedia la presión es menor y la temperatura sigue siendo lo suficiente alta para que la roca se funda. La zona líquida corresponde entonces a la región donde la temperatura es alta como para derretir la roca, pero la presión todavía no es lo suficiente para volverla a sólido nuevamente.

La zona líquida del núcleo es la responsable del campo magnético terrestre. La circulación de corrientes eléctricas en la zona líquida mantendría un campo magnético global, que se extiende muchos miles de kilómetros alrededor de la Tierra. El campo magnético terrestre interactúa con el viento solar, que lo deforma. Ese campo magnético nos sirve también de protección para partículas cargadas que trae el viento solar. Observaciones hechas con satélites han permitido detectar la presencia de dos zonas con acumulación de partículas cargadas alrededor del ecuador terrestre, uno a unos 2.000 kilómetros de altura que contiene principalmente electrones y el otro a unos 16.000 km que contiene principalmente protones. Estos son los cinturones de radiación de van Alen. Tormentas magnéticas solares pueden inyectar en el viento solar un flujo tan grande de partículas cargadas que sobrepasan las posibilidades de protección del campo magnético terrestre y llegan a la alta atmósfera, produciendo las auroras boreales y severas perturbaciones en las comunicaciones radiales en la Tierra.

La alta densidad del núcleo y su composición metálica rica en hierro, en contraposición a las rocas de la corteza ricas en silicio y aluminio, es de una gran importancia pues significa que en la Tierra debe haber operado un proceso de diferenciación de los elementos químicos de acuerdo a su peso: los más pesados se hundieron y los más livianos se fueron o se quedaron en las zonas cercanas a la superficie. Esto sólo puede ocurrir en un planeta en estado líquido: por lo tanto las rocas terrestres estuvieron fundidas en el pasado, lo más probable es que haya sido inmediatamente después de que se formó la Tierra. El calentamiento producido por el decaimiento radiactivo de sustancias como el uranio, el torio y el potasio, sumado a la energía proporcionada por el impacto de cuerpos menores que continuaban cayendo a la Tierra, explican perfectamente que el interior del planeta se fundiese. En forma posterior, la misma diferenciación química proporcionaba energía al interior pues los elementos pesados pierden energía potencial al acercarse al núcleo. Este proceso de diferenciación sólo ocurre en planetas o cuerpos celestes de un tamaño lo suficientemente grande para que se logren fundir por un tiempo largo.

Quizás si una de las cosas más interesantes asociadas con la evolución de la corteza terrestre es la confirmación en las últimas dos décadas de la teoría de la deriva de los continentes, propuesta por el geofísico Alfred Wegener en 1910. La inspiración de la idea proviene simplemente de ver cuán bien "encajan" en el mapa las formas de los continentes en el Océano Atlántico. América del Norte y del Sur parecen poder conformar una sola gran estructura con África y Europa. La concordancia más llamativa es la de Sudamérica y África. Wegener apoyó su teoría con algunas interesantes observaciones que le permitían afirmar que hace unos 200 millones de años todos los continentes formaban una sola gran estructura que empezó a separarse, África y Europa moviéndose hacia el este y América del Norte y del Sur hacia el oeste. Wegener encontró fósiles similares en las costas del Brasil y del África. El posterior descubrimiento de la cordillera mesoatlántica y actualmente gracias a mediciones concretas se sabe que efectivamente la corteza terrestre está compuesta por placas que se mueven a velocidades entre 1 y 10 centímetros por año. Dadas las inmensas distancias que separan los continentes parece poca cosa, pero en tiempos de millones de años se logran acumular movimientos significativos. Las zonas donde están chocando las placas son aquellas de mayor actividad tectónica y volcánica. Chile se encuentra en el llamado círculo de fuego del Pacífico, zona de gran actividad telúrica, que comprende las costas de Chile, Perú, continuando con la costa occidental de Estados Unidos, Alaska, Japón, etc.

No podemos dejar de enfatizar, al terminar de hablar de la Tierra como planeta y pasar a nuestros hermanos mayores en el sistema solar, que las maravillosas condiciones de que ha gozado la Tierra por muchos millones de años pueden sufrir alteraciones, profundas y tal vez irreversibles por el descuido del hombre. La civilización tecnológica actual es capaz de facilitar enormemente la vida del hombre, a niveles no soñados hace un siglo. Sin embargo las fábricas, los vehículos, las faenas de distinta índole producen un impacto ecológico que podría traer funestas consecuencias para el ser humano. Las catástrofes nucleares son el ejemplo más llamativo y obvio de este tipo de problema, pero existen muchos otros factores que siendo más sutiles pasan inadvertidos, o pueden ser ignorados por los gobiernos por desidia, ignorancia o conveniencia. El planeta nos pertenece a todos y quizás si por falta de visión de unos pocos logremos causarle un daño irreparable. La atmósfera de Venus es una advertencia de lo que podría pasar aquí en la Tierra si por un trastorno ecológico aumentará la temperatura global y se empezaran a evaporar los océanos en forma masiva, lo que produciría un efecto de invernadero mayor por la mayor cantidad de vapor de agua en la atmósfera lo que continuaría la evaporación y el alza de temperatura ¿dónde y cuándo pararía el fenómeno? Si por el contrario un exceso de precipitaciones limpiara demasiado de vapor de agua a la atmósfera se podría producir un descenso global de la temperatura con el aumento notable de los casquetes polares y tendríamos, quizás por varios miles de años una nueva edad glacial. Ojalá que el homo sapiens, que tantas veces ha hecho mofa de su nombre, tenga el talento de evitar la destrucción de nuestra bella Tierra, al menos hasta que tengamos asegurada nuestra supervivencia como especie en el espacio cósmico.

Los instrumentos astronómicos son un conjunto de herramientas desarrolladas con el propósito de llevar a cabo el estudio de los cuerpos celestes, incluidos los planetas y sus satélites, los cometas y meteoroides, las estrellas y la materia interestelar.

Los planetas jovianos

Los planetas terrestres nacieron y viven en las proximidades del Sol, donde la radiación de éste es capaz de derretir el hielo. A la distancia a que está Júpiter del Sol, 5,2 U.A., la radiación solar nunca fue suficiente para derretir los hielos de agua, metano, amoníaco, anhídrido carbónico, que recubren a los granos de polvo que constituían la nebulosa solar primitiva. Estos verdaderos granizos se fueron aglomerando en bolas de nieve más y más grandes hasta constituir los protoplanetas, núcleos a partir de los cuales se originaron Júpiter, Saturno, Urano, y Neptuno. Los planetas terrestres se formaron en cambio en un lugar caliente, donde todos los hielos se habían derretido y sólo los granos de polvo se fueron aglomerando para dar paso finalmente a planetas rocosos. La casi totalidad del hidrógeno y helio que contenía la nebulosa solar primitiva en la zona de los planetas terrestres se perdió en el espacio.

Júpiter

Júpiter es el más grande de los planetas. Su tamaño es 11 un cuarto de veces el de la Tierra y su masa supera en un factor 318 a la de nuestro pequeño planeta. Por lo tanto, somos un planeta insignificante con relación a Júpiter. Pero para nuestro consuelo digamos que todos lo son: Júpiter supera 2,5 veces la masa de todo el resto del sistema solar, excluyendo al Sol.

La composición química de Júpiter es muy distinta a la de la Tierra. Contiene un 82% de hidrógeno, un 17% de helio y un 1% del resto de los elementos químicos. Júpiter tiene una rápida rotación. Un día en Júpiter demora 9 horas 55 minutos, el día más corto de ningún planeta del sistema solar. Júpiter no rota como un cuerpo rígido: el ecuador rota en 9 hr 50 m mientras las zonas intermedias y polares lo hacen más lentamente. Júpiter puede rotar así porque no es un cuerpo rígido. Lo que en verdad estamos viendo al mirar Júpiter no es su superficie sino una gruesa capa de gases opacos y turbulentos.

El día joviano tan corto y el gran radio del planeta determina que un punto en el ecuador de Júpiter se mueva, por efecto de la rotación, con una velocidad superior a los 12 km/seg mientras un punto ecuatorial en la Tierra lo hace con sólo 0,46 km/seg. Es interesante imaginar cuanto más acalorados hubiesen sido los debates en contra de la rotación terrestre durante la Edad Media y el Renacimiento si la velocidad ecuatorial terrestre se hubiese asemejado a la de Júpiter.

La rápida rotación de Júpiter explica su gran achatamiento (el diámetro ecuatorial supera en 9.000 kilómetros a su diámetro polar). También explica su aspecto. Con cualquier telescopio, por pequeño que sea, es fácil apreciar bandas en Júpiter. Sus bandas corren paralelas al ecuador intercalando franjas blancas, llamadas zonas con franjas coloreadas café-rojizo, llamadas cinturones.

Júpiter ha sido visitado por 4 naves norteamericanas que han proporcionado un cúmulo de datos extraordinarios sobre el rey de los planetas y sus satélites principales. Las naves Pioneer 10 y Pioneer 11 lo visitaron en 1973 y 1974; las naves Voyager 1 y Voyager 2 pasaron por Júpiter en 1979. Estas últimas enviaron un gran número de fotografías de alta resolución que proporcionan interesantísimos detalles de Júpiter y su atmósfera extraordinariamente activa.

Júpiter es un paraíso para los meteorólogos. Su maravillosa atmósfera es una oportunidad única para aplicar las bases de esa ciencia a condiciones notablemente distintas. En la atmósfera terrestre la circulación de masas gaseosas está definida por zonas de alta presión y zonas de baja presión; el movimiento es siempre de las zonas de alta a las de baja presión. En estas últimas se produce una corriente ascendente mientras en las zonas de alta presión hay un flujo descendente. Las zonas de baja presión se llaman ciclones y las de alta, anticiclones. Hay un giro asociado a ciclones y anticiclones que cambia de un hemisferio al otro. En el hemisferio sur un ciclón gira en el sentido de los punteros de un reloj, en cambio el anticiclón gira en sentido inverso. En el hemisferio norte ambos sentidos de giro se invierten (esto se debe al giro terrestre).

En la Tierra las zonas de alta y baja presión están localizadas con accidentes topográficos y se mueven en ciertos rangos, pero siempre son pequeñas regiones de la superficie total las afectadas. En Júpiter la rápida rotación produce un estiramiento de las zonas de alta y baja presión y es a tal punto que rodean todo el planeta y constituyen las zonas y los cinturones. Las zonas son regiones compuestas por corrientes ascendentes (ciclones), en cambio los cinturones corresponden a masas descendentes. En la separación entre ambas ocurre, en la alta atmósfera, una fuerte circulación en tomo al planeta, en un sentido en un borde de la zona y en el contrario en el otro.

Una importante diferencia entre la atmósfera de la Tierra y Júpiter es su fuente de energía. La atmósfera terrestre obtiene su energía a partir del calentamiento solar. La atmósfera joviana en cambio la obtiene del calor emitido por Júpiter mismo. Júpiter emite mucho más calor que el que recibe del Sol. Se supone que puede estar aún radiando energía remanente de su formación, o estarse contrayendo y obteniendo energía a partir de su energía gravitacional, tal como lo hacen las estrellas cuando están en su etapa de formación (y también en breves períodos de sus fases finales). Júpiter posee una masa muy pequeña para haberse transformado en estrella. Se cree que su temperatura interior podría llegar a los 30.000 grados, muy por debajo de los 10 millones necesarios para transmutar hidrógeno en helio como lo hacen las estrellas. Si la masa de Júpiter hubiese sido 80 veces mayor habría logrado transformarse en estrella, en cuyo caso ya no hubiésemos podido hablar del sistema solar sino del sistema helio-joviano.

Entre zonas y cinturones pueden observarse en Júpiter pequeñas regiones ovaladas. Entre ellas la más conocida es la famosa Mancha Roja, descubierta por Giovanni Domenico Cassini en 1665. Con pequeñas variaciones de tamaño y colorido la Mancha Roja ha sido observada durante los últimos tres siglos. Las dimensiones de la Mancha Roja son notables: tiene 14.000 kilómetros de ancho y su longitud varía entre 30.000 y 40.000 kilómetros. Tres Tierra cabrían confortablemente una al lado de la otra en la Mancha Roja.

La Mancha Roja está ubicada al sur del ecuador joviano. Fotografías de las naves Pioneer 10 y 11 y las Voyager 1 y 2 han mostrado que la mancha roja se extiende unos kilómetros por encima de la zona subtropical que a su vez es más alta que el promedio. Por eso se llama a la mancha roja una superzona. Corresponde a un ciclón inserto en una zona ciclónica. Las observaciones muestran que la Mancha Roja gira en sentido contrario a los punteros de un reloj en 12 días terrestres. Cálculos teóricos muestran que una circulación en esa escala en Júpiter no presenta fricción, por lo tanto no se disipa. Una vez establecido un huracán de esas dimensiones en Júpiter es estable por mucho tiempo; la Mancha Roja se conoce con certeza desde hace tres siglos. Perturbaciones menores, del tamaño de la Tierra o más pequeñas, se disipan en pocos días.

La diferencia de coloración entre las zonas y los cinturones no se entiende totalmente. Las zonas son corrientes ascendentes y a lo más son amarillentas o simplemente blancas. Los cinturones son de un color café anaranjado, como óxido. Se conoce la presencia en la atmósfera joviana de hidrógeno, helio, metano, amoníaco y vapor de agua. Cristales de amoníaco en forma de plumas de nieve podrían estar presentes en las gélidas partes superiores de las zonas, con unos 140°C bajo cero. Pero qué le puede ocurrir a estos gases que se ponen naranja-café al derramarse de las zonas a los cinturones. Algunos científicos creen que se producen reacciones fotoquímicas al quedar expuesta a la radiación ultravioleta del Sol. Este material puesto así rojizo se sumerge en los cinturones y se disocia nuevamente en sus constituyentes básicos, para reemerger en las zonas de color blanco. Una interesante posibilidad es que esa reacción sea semejante al experimento de Miller. En los años cincuenta Harold Urey y Stanley Miller sometieron a descargas eléctricas una mezcla de gases como los que se suponen constituían la atmósfera terrestre primitiva (una mezcla de metano, amoníaco, vapor de agua e hidrógeno). Después de varios días encontraron que se habían formado aminoácidos en el matraz. Los aminoácidos son la base de las proteínas. Esos aminoácidos son de un color café rojizo. En la alta atmósfera de Júpiter hay una composición química muy similar y se sabe de la existencia de violentas descargas eléctricas. Es por lo tanto factible que estemos viendo operar el experimento de Miller al mirar zonas y cinturones en Júpiter.

Si esta interpretación fuese correcta es fácil extrapolar las cosas y pensar que si hace 4 mil 600 millones de años que opera ese proceso en la atmósfera joviana, sería posible la existencia de vida en Júpiter. Sin embargo el planeta es un lugar muy distinto a los planetas terrestres. Los modelos teóricos predicen que el cuerpo del planeta está en forma líquida con una extraña zona de transición entre líquido y gas (la atmósfera); no es como la superficie de los océanos en la Tierra con una clara separación entre líquido y gas. Las condiciones de presión son tan grandes en el interior de Júpiter que el hidrógeno que constituye la mayor parte del material se transforma en hidrógeno metálico que puede conducir corrientes eléctricas. Se cree que Júpiter puede tener un pequeño núcleo sólido. El gran cuerpo de hidrógeno metálico explicaría el intenso campo magnético presente en Júpiter. Éste se manifiesta en interesantes fenómenos de radio emisión del planeta y su interacción con los 4 satélites galileanos es interesante, particularmente con lo.

Las misiones Voyager revelaron una sorpresa tras otra; entre las más notables es la confirmación de la existencia de un débil anillo en torno a Júpiter. El Voyager 1 vio un anillo que se extendía hacia adentro a partir de 1,81 R¡ (1,81 veces el radio de Júpiter). La nave Voyager 2 distinguió tres componentes: el más notable empieza bruscamente hacia adentro a partir de 1,81 R¡ y termina más gradualmente a 1,72 R¡. De ahí hacia adentro un segundo anillo más tenue se extiende hasta tocar la atmósfera joviana. El tercer anillo está más afuera que el primero. Los tres anillos son muy finos, muy transparentes lo que significa que poseen poca materia y además brillan mejor por luz dispersada que por luz reflejada (dicho de otro modo, se ven más a contraluz que cuando se los observa con el Sol a la espalda). Esto indica que los anillos están compuestos por finas partículas de unos pocos micrones de tamaño. El gran anillo de Saturno y el sistema de anillos de Urano son de naturaleza bien diferente.

Para los años noventa se espera enviar una nave exploradora a Júpiter, la misión Galileo, que entraría en órbita alrededor del planeta, enviando módulos con paracaídas a estudiar la interesante atmósfera y sus profundidades. Ojalá esta misión nos revele nuevos secretos sobre este sistema extraordinario compuesto por el rey de los planetas y más de quince satélites.

Saturno

Saturno es una de las más bellas visiones que se puede tener con un telescopio pequeño. Junto con los cráteres lunares y las bandas de Júpiter, Saturno es uno de los objetos que más puede impresionar a una persona que jamás haya mirado previamente con un telescopio.

Los datos básicos de Saturno lo sitúan como un planeta semejante a Júpiter, que lo sigue de cerca en cuanto a masa, tamaño y rotación sobre su eje. También se observan sistemas de zonas y cinturones tal como en Júpiter pero nunca tan marcados. No se observan en él turbulencias locales como en Júpiter y jamás se ha visto algo semejante a la Mancha Roja.

Lo más notable al primer golpe de vista es el sistema de anillos de Saturno. En 1610 Galileo dirigió su telescopio a Saturno y sólo fue capaz de notar algo raro en el planeta que él describió como "el cuerpo triple de Saturno, o un planeta con orejas". El misterio de Saturno fue aclarado en 1655 por el astrónomo holandés Christian Huygens, que gracias a su mejor telescopio y las observaciones hechas desde el tiempo de Galileo interpretó a Saturno como un planeta rodeado por un delgado anillo. Ese mismo año Huygens descubrió a Titán, el mayor de los satélites de Saturno, uno de los mayores del sistema solar y hasta hoy el único satélite que posee atmósfera.

En 1675 el astrónomo italiano Giovanni Domenico Cassini, primer director del Observatorio de París, descubrió una división en el anillo que se conoce hasta ahora como división de Cassini. Esta zona oscura del anillo separa la parte externa (anillo A) de la más brillante e interior (anillo B). La división de Cassini tiene unos 5.000 km de ancho. Posteriormente se han descubierto más anillos, los C y D, interiores a los dos primeros. Gracias a las visitas a Saturno efectuadas por el Pioneer 11 y los Voyager 1 y 2 se ha ampliado inmensamente el conocimiento del planeta, sus satélites y su fantástico sistema de anillos. Los anillos E, F y G se ubican más afuera del anillo A. El radio del anillo A en su borde externo es 2,265 Rs; el anillo más externo reconocido, el está situado a 8 veces el radio de Saturno. Considerando sólo el anillo más visible el A y B, ocupan un diámetro de 274.000 km. Sin embargo, el sistema de anillos es notablemente delgado con un espesor no superior a 5 km.

Desde hace mucho tiempo se sabe que el anillo de Saturno no es un cuerpo rígido, sino que está compuesto por millares de partículas. Cada una gira en torno a Saturno en su propia órbita y siguiendo las leyes de Kepler, las partículas más interiores del anillo giran alrededor del planeta en tan sólo 2 horas, mientras las de su borde externo lo hacen en más de 15.

Se sabe que la densidad de partículas y piedras en el anillo no es demasiado grande, a partir de distintos tipos de datos, entre ellos el hecho que es posible ver estrellas brillando a través de los anillos. Eso hace pensar que debe estar constituido por cuerpos con una gran capacidad de reflejar luz, lo cual podría explicarse naturalmente si las piedras, rocas y partículas que lo componen estuvieran recubiertas de una capa de hielo seco que es blanco y muy reflectante.

La masa total del anillo es pequeña. Se estima que es del orden del 1% de la masa de la Luna. Se cree que los satélites de los planetas se formaron por aglomeración de un enjambre de partículas que giraban en torno a los planetas en formación. Las partículas que componen el anillo de Saturno no pudieron aglomerarse por estar demasiado cerca del planeta. A esa distancia las fuerzas perturbadoras de Saturno sobre las partículas superan la posible cohesión que pudieran lograr las partículas agrupándose.

El anillo de Saturno está orientado en el plano del ecuador del planeta pero éste tiene una inclinación de 27° con respecto a su órbita. En el curso del año de Saturno (casi 30 años terrestres) vemos el sistema de anillos de canto en dos oportunidades y la visual a Saturno forma un ángulo de hasta 29° mirándolo por un lado del plano o por el otro en forma alternada (el plano de la órbita de Saturno forma un ángulo de 2,5 grados con la eclíptica, el plano de la órbita terrestre).

Cuando el sistema de anillos lo vemos de canto deja de verse salvo por una pequeña sombra proyectada sobre el disco del planeta. En 1981 se vio de canto por última vez y volverá a estarlo en 1996. La visibilidad del anillo será óptima alrededor de 1989. Por eso ahora es el momento para disfrutar de una mirada a Saturno con un telescopio.

Saturno es el planeta de menor densidad del sistema solar, tan sólo un 70% de la densidad del agua. Un trozo de Saturno flotaría en el océano. Es el más liviano por unidad de volumen de los cuatro planetas jovianos. Se cree que la estructura interna de Saturno es semejante a la de Júpiter, con un gran predominio del hidrógeno y el helio. Tendría posiblemente un núcleo sólido pequeño. Una zona intermedia de hidrógeno líquido metálico (hidrógeno que ha perdido sus electrones y, como un metal, pueden conducir una corriente eléctrica). Todo esto rodeado de una capa exterior de hidrógeno líquido. Habría una transición suave entre líquido y gas y luego una densa atmósfera semejante a la joviana pero más fría, por su mayor distancia al Sol.

Saturno al igual que Júpiter presenta el fenómeno de emitir más energía al espacio que la que recibe del Sol. Su atmósfera está dominada en su dinámica por el calor que viene de abajo no por el que recibe del Sol. Se cree como ya dijimos que el calor inicial, más el producido por la contracción y en el caso de Saturno el calor producido por precipitación de gotas de helio hundiéndose en la capa de hidrógeno líquido metálico, explicarían el calor radiado actualmente por Saturno.

Júpiter es sin duda el rey de los planetas, seguido de cerca por Saturno. El resto de los planetas jovianos son sólo comparsas y los planetas terrestres insignificantes comparados con ellos. Continuemos nuestro viaje.

Urano

Este es el primer planeta descubierto en tiempos históricos. Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno fueron vistos por el hombre primitivo cada vez que miraba el cielo; no ha quedado registro de quién fue el primero que los vio; tampoco al Sol o la Luna. Sin embargo la historia de Urano es diferente. El 13 de marzo de 1781 el músico inglés aficionado a la astronomía William Herschel descubrió en la constelación de Géminis una estrella rara, que se veía más grande que sus congéneres de igual brillo aparente. Herschel pensó inicialmente que se trataba de un cometa pero al calcularle su órbita se determinó que era un nuevo planeta. El brillo aparente de Urano es como el de las estrellas más débiles visibles a simple vista. Sin embargo, no es raro que tuviese que esperar un potente telescopio para ser descubierto. Cuando es visible a simple vista se necesita un cielo muy oscuro y una gran agudeza visual para poder verlo entre los miles de estrellas a ese nivel de brillo. Hay cinco o seis mil estrellas más brillantes que Urano en el cielo y el hecho de que nadie lo descubriera a simple vista muestra que nunca alguien conoció el cielo hasta el más ínfimo detalle y lo revisó periódicamente. Los otros planetas siempre están entre los 20 objetos más brillantes del cielo y por tanto fue muy fácil que fuesen identificados como "estrellas vagabundas".

Urano había sido observado varias veces antes con un telescopio pero nadie se dio cuenta que no era una estrella sino un planeta. Esas observaciones previas, hechas por astrónomos muy competentes, Flamsteed y Bradley entre ellos, sirvieron para calcular una muy buena órbita a Urano y jugarían un papel muy importante en el posterior descubrimiento de Neptuno. Herschel utilizó un telescopio más potente que sus antecesores y logró darse cuenta que el objeto no era puntual, lo que sólo se consigue con un telescopio de gran aumento.

Urano es un planeta que posee un color ligeramente azul-verde al observar con un telescopio. El planeta no presenta detalles sobre su superficie que puedan ser observados desde la Tierra. Se han reportado observaciones que dan cuenta de la presencia de manchas o marcas sobre el planeta pero en verdad no se tiene resolución suficiente (Urano subtiende un ángulo de 4" en las ocasiones más favorables). En buenas fotografías tomadas desde globos a gran altura tampoco se ven detalles en su superficie, pese a que en ellas sí es posible en principio ver estructuras en el planeta.

Una de las propiedades notables de Urano es la inclinación de su eje de rotación con respecto al plano orbital. En general el plano ecuatorial de un planeta, perpendicular a su eje de rotación, forma un ángulo pequeño con el plano orbital. En el caso de Urano no es así y ese ángulo es de 98°. El polo norte de Urano (aquel desde el cual se ve girar a Urano en el sentido contrario de los punteros de un reloj) apunta 8o hacia el sur de su plano orbital; 8o es un ángulo pequeño, por lo cual podemos decir sin cometer gran error que su eje coincide con el plano ecuatorial. Como el eje mantiene la misma dirección durante toda la revolución del planeta alrededor del Sol las estaciones en Urano son muy diferentes de lo conocido en la Tierra. El año dura 82 años terrestres. En una posición de Urano en su órbita el Sol alumbra directamente un polo, permaneciendo el otro en total oscuridad y las zonas ecuatoriales en un perpetuo crepúsculo. Medio año uraniano más tarde (41 años terrestres después) los polos habrán invertido los papeles y tendremos noche continua en el polo antes iluminado y un eterno mediodía en el otro polo. En los puntos intermedios de la órbita habrá días muy semejantes a los de la Tierra en todo el planeta, con el Sol poniéndose y saliendo en todos los puntos del globo y pasando por el cenit de un observador parado sobre su zona ecuatorial.

Urano se encuentra a una distancia media al Sol de 19,2 U. A., lo que significa que su hemisferio iluminado recibe 368 veces menos energía que la Tierra. Aquí se reciben 2 calorías por centímetro cuadrado por minuto; allá se recibe esa cantidad por centímetro cuadrado en 6 horas 8 minutos. Urano debería ser un mundo con una temperatura de unos 200°C bajo cero. Naturalmente que cerca del polo que permanece oscuro por 41 años se deben alcanzar temperaturas muy inferiores. Las circulaciones en la atmósfera definirán cuanto más bajas pero de cualquier modo Urano es un mundo totalmente congelado, incluso en las zonas iluminadas por el Sol.

Urano es un planeta gigante, pero bastante menor que Júpiter o Saturno. Su tamaño es cuatro veces mayor que la Tierra y su masa supera a la de nuestro planeta por un factor 14. Su densidad media es apenas mayor que la del agua (1,3 gr/cm3). La composición química de Urano se cree que es en principio semejante a la de Júpiter y Saturno, esto es, está compuesto por una gran proporción de hidrógeno y helio, abundando en él los hielos de metano, anhídrido carbónico, amoníaco, etc.

Urano atrajo el interés de la comunidad astronómica después del 10 de marzo de 1977, fecha en que pasó delante de una estrella brillante, ocultándola. Estos eventos dan una oportunidad de hacer una serie de estudios sobre la atmósfera y tamaños del planeta y por eso un grupo de astrónomos de la Universidad de Cornell de los Estados Unidos se desplazaron al Océano índico con sus equipos en un avión de la nasa. Media hora antes de que empezara la ocultación, la estrella desapareció y reapareció en 5 oportunidades; media hora después de la ocultación la estrella desapareció y reapareció 5 veces nuevamente. El resultado era sorprendente: Urano tiene cinco anillos a su alrededor.

Los anillos de Urano son muy distintos de los de Saturno. Los de este son anchos y brillantes mientras que los de Urano son delgados y oscuros. A diferencia de las piedras y partículas recubiertas por una delgada capa de nieve que forman los anillos de Saturno, las piedras de los anillos de Urano deben tener la reflectividad del carbón; por eso los anillos nunca se habían visto. Además los anillos son muy delgados. Observaciones posteriores realizadas desde la Tierra extendieron a 9 el número de anillos que rodea a Urano. Las primeras imágenes enviadas por la nave Voyager 2 en enero de 1986 confirmaron los nueve anillos, agregando un décimo más débil entre los dos más externos. Las imágenes mostraron efectivamente anillos delgados, bien definidos, muy semejantes a la idea de que de ellos se tenía. Sin embargo, las imágenes a contraluz, cuando el Voyager 2 se encontraba en el cono de sombra de Urano y se fotografiaba el anillo en una dirección que difería sólo 8o de la del Sol, se ve una serie de anillos anchos, muy parecidos a los de Saturno. La interpretación de estas imágenes aún no es clara, pero obviamente hay más materia de la que se pensaba, cuando se la observa a contraluz.

La nave Voyager 2 encontró un campo magnético bastante intenso en Urano, y con la particularidad que el eje magnético está inclinado 60° con respecto al eje de rotación. El Voyager 2 confirmó temperaturas muy bajas en la zona visible de la atmósfera de Urano 210 grados bajo cero. Curiosamente se observó muy poca diferencia de temperatura entre el polo sur, iluminado frontalmente por el Sol y el ecuador en un continuo crepúsculo. Por otra parte Urano no parece emitir más energía que la que recibe como es el caso de Júpiter, Saturno y Neptuno. Por último, el problema del valor exacto de la rotación de Urano continúa siendo un misterio, aunque ahora las cosas están constreñidas mucho mejor. Se observó una nube situada a 27° del ecuador que rotaba con un período de 16,9 horas; otra nube a 40° del ecuador lo hacía en sólo 16 horas. Esos valores corresponden a la rotación de la atmósfera. Examinando la rotación del campo magnético se puede estimar el período de rotación del interior. Se obtuvo un valor de 17,24 horas. Esto indicaría que las nubes giran más rápido que el interior del planeta, lo cual es enigmático, pero no imposible; será necesario más estudio para poder entender bien la dinámica de la atmósfera de Urano.

Urano tiene un período de 84 años. Con posterioridad a su descubrimiento se encontraron observaciones de Urano previas a 1781, tan antiguas como de 1690, cuando lo había registrado el primer Astrónomo Real inglés John Flamsteed. Esas observaciones predescubrimiento fueron muy importantes para calcular una órbita de Urano. En principio sólo se necesitan tres observaciones de un cuerpo celeste para calcular una órbita. Sin embargo, en la práctica, mientras mayor sea el número de observaciones disponibles más precisa será la órbita que se pueda determinar. Además tres observaciones son las suficientes si sólo se tratara de un cuerpo girando en torno al Sol, pero las perturbaciones de los planetas vecinos deben ser tomadas en cuenta. Con Urano ocurrió que a comienzos del siglo XIX empezó a quedar cada vez más claro que las observaciones antiguas y las nuevas no podían ser explicadas por una órbita newtoniana. Había dos posibilidades: o la mecánica de Newton no era totalmente correcta o había algo que perturbara a Urano.

La mecánica de Newton había sido verificada tantas veces que nadie se atrevía a dudar de su aplicabilidad al caso de Urano. Distintos astrónomos empezaron a pensar seriamente hacia 1840 que la explicación al comportamiento anómalo de Urano en su órbita podría estar en la existencia de un octavo planeta que lo estuviera perturbando. En forma paralela e independiente John Couch Adams en Inglaterra y Urbain Jean Joseph Leverrier en Francia hicieron los cálculos sobre el octavo planeta determinando su posición en el cielo. Era necesario hacer algunas suposiciones sobre la distancia media al Sol y la masa del planeta incógnito, pero luego el comportamiento de Urano en su órbita debía llevar al lugar del cielo donde encontrarlo. Desgraciadamente Adams, un joven estudiante de matemáticas, entregó sus cálculos a sus profesores y nadie del Observatorio de Greenwich hizo ningún esfuerzo por encontrar el planeta. Leverrier en cambio le envió al Observatorio de Berlín sus cálculos para que ellos, que tenían las mejores cartas del cielo, verificarán si había en el cielo algo que no estuviese en las cartas. J.G. Galle del Observatorio de Berlín recibió el 23 de septiembre de 1846 la carta de Leverrier y esa misma noche encontró a Neptuno, a menos de Io de la posición predicha. Neptuno, como se ha dicho muchas veces, fue descubierto por Leverrier en la punta de su lápiz. Esto era el clímax de la mecánica de Newton: permitía descubrir lo ignoto cuando se notaba algo que parecía no estar de acuerdo con ella. Jamás ha estado el hombre tan cerca de creer haber desentrañado los misterios de la naturaleza como en esa oportunidad.

Neptuno

Neptuno resultó ser casi un mellizo de Urano. Tienen radios, masas y densidades muy similares. Eso hace pensar en una igualdad de condiciones físicas en el interior y una semejanza en sus condiciones atmosféricas. Desgraciadamente examinar Neptuno desde la Tierra es una experiencia frustrante, pues es casi puntual desde una distancia tan enorme (típicamente 4 mil 500 millones de kilómetros); subtiende un ángulo de tan sólo 2,3" en los casos más favorables.

Neptuno tiene dos satélites. Tritón y Nereida. Tritón, el mas grande, es uno de los mayores del sistema solar. Su tamaño es incierto y se le estima en cifras que van desde 3.500 a 6.000 kilómetros de diámetro. Tritón tiene la peculiaridad de girar en forma retrógrada alrededor de Neptuno. Todos los planetas giran alrededor del Sol y la mayoría de los satélites giran en torno a sus planetas, en sentido contrario a los punteros de un reloj, vistos desde el norte; a ese movimiento se lo llama directo. Tritón en cambio órbita a Neptuno en el sentido de los punteros del reloj. Nereida tiene una órbita directa pero de muy alta excentricidad. El sistema de Neptuno es tan excepcional, que al ver que la órbita de Plutón es también muy especial, se cree que Plutón pudo haber sido también un satélite de Neptuno; eso lo veremos más adelante.

Neptuno y sus satélites permanecerán recubiertos de espeso velo de misterio hasta que el Voyager pueda nuevamente asombrarnos con sus imágenes.

La cosmología es una ciencia integrante de la astronomía dedicada al estudio de las leyes generales, el origen y la evolución del cosmos. En términos simples, la cosmología es el estudio del cosmos en gran escala.

Satélites planetarios

De los nueve planetas que componen el sistema solar, siete poseen satélites orbitando en torno de ellos. Las únicas excepciones son Mercurio y Venus. La Luna, nuestro satélite natural se sabe desde hace mucho que gira en torno a la Tierra, en algo más de 27 días. Por bastante tiempo se usó como argumento a favor de la teoría geocéntrica el hecho que sólo podía haber un centro de giro en el universo y éste era naturalmente la Tierra. La teoría heliocéntrica planteaba que hay a lo menos dos centros de giro, el Sol en torno del cual giran los planetas y la Tierra que es orbitada por la Luna. Con el descubrimiento en 1610 de los cuatro satélites principales de Júpiter quedó demostrado que al menos la Tierra y Júpiter eran centros de giro, desvirtuando el argumento que sólo podía haber un centro de giro. En la segunda mitad del siglo XVII se descubrieron cinco satélites de Saturno. Actualmente el número total de satélites conocidos en el sistema solar supera al medio centenar. Júpiter y Saturno continúan disputándose el liderazgo en cuanto al número de satélites. Hoy parece una vez más que Saturno encabeza la carrera. Sin embargo, la reciente visita de la nave Voyager 2 a Urano le ha agregado diez nuevos satélites. De todos los satélites sólo siete son los verdaderamente importantes, por tener tamaños comparables con el de Mercurio y Plutón. Estos son la Luna satélite terrestre, lo, Europa, Ganímedes y Calixto, satélites de Júpiter, Titán, de Saturno, y Tritón de Neptuno. Veamos las características del mejor estudiado de ellos: la Luna.

La Luna

La luna es uno de los satélites más grandes con respecto a su planeta; sólo Charón, satélite de Plutón, podría superarla en proporción. Pese a ser parecida a su planeta en tamaño, en la práctica es muy diferente a la Tierra. En primer lugar no posee atmósfera y con ello tampoco posee agua líquida. La Luna es un mundo estéril, abrazador a pleno Sol y muy frío durante su larga noche. Por no tener ni atmósfera ni agua no existe erosión en la superficie lunar, salvo la producida por la caída de meteoroides y los micrometeoritos. La Tierra tiene una corteza activa con terremotos, desplazamientos de placas, etc. La Luna ha permanecido inalterable por miles de millones de años.

Un vistazo con prismático a la Luna revela que hay en su superficie cráteres, montañas y las zonas oscuras que fueron llamadas mares, pensando erróneamente que existía agua en ella. Hay catorce mares que tienen nombres como el Mar de la Tranquilidad, el Mar de las Nubes, el Mar de las Crisis, el Mar de las Lluvias, etc.

Los cráteres lunares son objetos muy familiares para cualquier observador de la Luna con un pequeño telescopio. Se han identificado desde la Tierra más de 30.000 cráteres que fluctúan en tamaño desde 240 km de diámetro para el más grande hasta 1 km para los más chicos. Con imágenes obtenidas por satélite se aprecian cientos de miles de cráteres, hasta de 1 metro de diámetro. Los cráteres principales se designan con el nombre de grandes astrónomos, científicos y filósofos. La cara oculta de la Luna no presenta mares y posee mucho más cráteres que la cara visible. Los grandes cráteres son producidos por el impacto de meteoroides; los más pequeños, incluso algunos microscópicos que se observan en las rocas, son producidos por granos de polvo interplanetario que golpea el suelo lunar a alta velocidad debido a la falta de atmósfera.

Además de cráteres y mares se observan en la Luna cadenas montañosas. Las más altas cumbres se elevan a los 8 mil metros, al igual que las terrestres. Si se tiene en cuenta que la Luna es de un tamaño algo menor que 1/3 de el de la Tierra, las montañas lunares resultan proporcionalmente más altas. Eso no es inesperado ya que la fuerza gravitatoria en la superficie lunar es mucho menor que en la Tierra. Por costumbre las cordilleras lunares se las designa utilizando los nombres de sus congéneres terrestres; por eso es que también encontramos en la Luna; los Alpes, los Apeninos, etc.

La Luna por ser nuestro vecino espacial más próximo fue en los años sesenta el objetivo de la carrera espacial. El 20 de julio de 1969 dos astronautas norteamericanos de la nave Apolo 11 caminaron sobre suelo lunar y comenzaron la exploración (conquista o invasión) del espacio extraterrestre. Entre diciembre de 1968 y diciembre de 1972 un total de 24 astronautas viajaron a la Luna, 12 de los cuales tuvieron la oportunidad de pisar, caminar e incluso recorrer el suelo lunar utilizando un vehículo especialmente diseñado.

Las seis misiones Apolo que descendieron en la Luna trajeron de regreso a la Tierra un total de 360 kilogramos de rocas lunares. El análisis de esas rocas proporcionó importantes datos acerca de la naturaleza y el origen de la Luna. Parece que la Luna se formó hace 4.600 millones de años a partir de un enjambre de partículas que orbitan alrededor de la Tierra en el momento de la formación del sistema solar. Las alternativas de que la Luna fuese un objeto capturado por la Tierra o que fuese un fragmento terrestre arrancado por un violento proceso, parecen ahora teorías muy poco atractivas.

En los mares lunares se encuentran rocas del tipo basalto que podrían explicarse como resultado del impacto de grandes cuerpos, del tamaño de un asteroide; éstos hubiesen roto la corteza lunar y el material rocoso del manto, en estado líquido aún al poco de la formación de la Luna, habría rellenado el gran impacto y al solidificarse habría producido los planos mares lunares. La Luna a semejanza de la Tierra estaría compuesta por un núcleo, un manto y una corteza. Se ha sugerido que por la acción perturbadora del campo gravitacional terrestre la Luna podría tener una corteza más delgada en la cara que mira a la Tierra que en la opuesta. No habría mares en la cara opuesta pues ahí los grandes meteoroides, tipo asteroides, no habrían sido capaces de perforar la corteza.

Otros satélites

Una usanza muy tradicional para decir que se conoce un tema es poder repetir nombre y cifras precisas. Quizás en venganza a esa superficial manera de entender el conocimiento, los satélites planetarios causan actualmente una confusión tal que ni los astrónomos especialistas en el tema pueden llevar bien las cuentas. En la actualidad se conocen 54 satélites planetarios. Para las estadísticas, los números se distribuyen del siguiente modo: 1 para la Tierra, 2 para Marte, 16 para Júpiter, 17 para Saturno, 15 para Urano, 2 para Neptuno y 1 para Plutón. Sin embargo, hay una gran diversidad entre ellos. 38 de los 54 conocidos tienen un diámetro menor que 550 km; eso representa el 70% de los satélites conocidos. Sólo 7 de los 54, esto es el 13% de los satélites conocidos hasta ahora poseen diámetros mayores que 2.800 km. Estos son los satélites verdaderamente interesantes y que constituyen un grupo aparte pues no se conocen satélites con tamaños comprendidos entre 1.600 y 2.800 kilómetros. Esos siete notables son: la Luna; lo, Europa, Ganímedes y Calixto de Júpiter; Titán de Saturno y Tritón de Neptuno.

Podríamos distinguir un segundo grupo de satélites que tienen dimensiones sólo ligeramente mayor que la de los más grandes asteroides, un grupo de nueve satélites con diámetros entre 1.000 y 1.600 kilómetros. Ellos son: Tetis, Dione, Rea y Iapetus de Saturno, Ariel, Umbriel, Titania y Oberón de Urano y Caronte de Plutón.

El tercer grupo de satélites planetarios está constituido por los restantes 38 que poseen diámetros menores de 550 km. De entre ellos 25 tienen tamaños menores de 100 kilómetros, y muchos de ellos sólo alcanzan 20 kilómetros los cuales los sitúa en una categoría de verdaderas montañas voladoras. Ese es el tamaño típico de miles de asteroides que pueblan el sistema solar. Este tercer grupo ha aumentado en número con los descubrimientos hechos por las naves Voyager y posiblemente, si en Urano tan sólo se descubrieron diez nuevos satélites, cuando el Voyager pase por Neptuno en 1989 posiblemente descubrirá varios pequeños satélites allí también.

Los cuatro satélites galileanos de Júpiter, lo, Europa, Ganímedes y Calixto son, junto con los grandes satélites de Saturno los mejor estudiados. Quizás si los satélites más sorprendentes del sistema solar sean lo y Titán. Io gira dentro de la magnetosfera de Júpiter lo cual perturba seriamente el interior del satélite, lo calienta y lo hace poseer una actividad volcánica sin precedente en el sistema solar; tiene volcanes en constante erupción que arrojan azufre. Titán, el mayor de Saturno, posee una considerable atmósfera que lo hace ser un lugar potencial para la existencia de alguna forma de vida dentro del sistema solar.

Planetas enanos

El hombre en su afán de entender la naturaleza ha buscado desde hace mucho tiempo relaciones geométricas o aritméticas simples que describan lo que se observa; mientras más sencilla es una relación, más agrada al intelecto del hombre. En esos afanes el joven matemático alemán Joba riñes Kepler hacia fines del siglo xvi buscaba desesperadamente una relación entre las órbitas planetarias, una "explicación" de porqué los planetas están a la distancia del Sol a la que se encuentran. La existencia de seis planetas y de cinco poliedros regulares le pareció que debía ser la clave y así metiendo poliedros dentro de esferas y esferas en los poliedros pretendió "explicar" las distancias como los radios de las esferas que se inscriben y circunscriben en los cinco poliedros regulares. La proposición fue un fracaso; nunca explicó satisfactoriamente las distancias. Sin embargo la idea quedó lanzada...

Varias fórmulas se propusieron pero la de mayor interés histórico es la propuesta por el matemático alemán Johannes Titius que fuese publicada en 1772 por Johann Bode, director del Observatorio de Berlín. La secuencia propuesta por Titius consiste en partir con la serie numérica 0, 3, 6,12, 24, 48, 96, etc. donde cada número es el doble del anterior excepto los dos primeros. A cada número de esa secuencia se le suma 4 y se obtiene 4, 7,10,16, 28, 52,100, 196, etc. Luego estos números se dividen por 10 y se obtiene una secuencia que concuerda razonablemente con las distancias de Mercurio a Saturno si se ignora un número, el quinto de la secuencia. La coincidencia es muy grande con todos salvo Saturno donde es sólo discreta.

En 1781 William Herschel descubrió Urano y resultó estar situado exactamente donde se esperaría de acuerdo a la relación de Titius que, por haber sido popularizada por Bode, se la conoce como la "ley de Bode". Lo de ley es una exageración; esta es una simple relación numérica, una progresión, pero en ningún caso es una ley. Sin embargo la concordancia entre el octavo número en la progresión de Bode y la distancia media de Urano al Sol en unidades astronómicas, hizo pensar a muchos astrónomos que tal vez había "algo" en la progresión de Bode y efectivamente existía un planeta no descubierto entre Marte y Júpiter.

Hacia fines del siglo XVIII se organizó un grupo de astrónomos dispuestos a compartir la tarea de cazar el planeta perdido. Grande fue la desilusión del grupo al enterarse de que un forastero les había ganado la partida; el astrónomo siciliano Giusseppe Piazzi (1746-1826), observando el primer día del siglo XIX, el Io de enero de 1801, descubrió en la constelación de Tauro un objeto que no estaba en sus cartas celestes de la zona, y que cambiaba su posición de noche a noche entre las estrellas. Antes de poder acumular suficientes observaciones para calcular una órbita definitiva, el nuevo objeto se acercó mucho al Sol y su observación se hizo imposible. Posteriormente el cuerpo celeste no pudo ser encontrado. Se habría perdido por bastante tiempo de no mediar la intervención del brillante y joven matemático alemán Karl Friedrich Gauss (1777- 1855), que acababa de desarrollar un nuevo método de calcular órbitas. Gauss pudo utilizar todas las observaciones de Piazzi y calcular una órbita que lo llevó a predecir una excelente posición. Con ella se recuperó el objeto perdido la última noche de 1801. Fue bautizado como Ceres, diosa tutelar de Sicilia y su órbita está entre Marte y Júpiter, a una distancia media al Sol de 2,77 U.A., con un período de 4,6 años.

En marzo de 1802 el astrónomo alemán Heinrich Olbers (1758-1840), miembro del grupo de búsqueda, encontró otro cuerpo celeste que resultó ser el segundo asteroide, llamado Palas que orbita al Sol a la misma distancia que Ceres. Ni Seres ni Palas son visibles a simple vista lo que indicó de inmediato que, dada su distancia, se trata de cuerpos muy pequeños. Ceres, el más grande de los asteroides tiene un diámetro de sólo 1.000 km; Palas es menor. Ninguno de los dos era el "planeta perdido" de la ley de Bode, pese a estar situado a la distancia esperada. Cómo ambos asteroides tenían casi la misma órbita se empezó a especular que se trataba de fragmentos del planeta perdido que había explotado. Por su diminuto tamaño los asteroides son también llamados pequeños planetas.

En 1804 fue descubierto un tercer asteroide: Juno; en 1807 el cuarto: Vesta. Durante el siglo XIX se fueron lentamente descubriendo nuevos pequeños planetas llegando su número a 300 cuando hacia fines de siglo se introduce la técnica fotográfica en el descubrimiento de estos objetos. Con ello su número aumentó rápidamente y en la actualidad hay más de 3.000 asteroides catalogados y se estima que su número podría llegar a los 100.000, si se incluyeran todos los que pueden fotografiarse con los actuales telescopios.

Los pequeños planetas son de tamaños pequeños. Unos 230 tienen un diámetro que supera los 100 kilómetros. El número aumenta considerablemente si buscamos objetos de unos pocos kilómetros. Por eso podríamos decir que el asteroide típico es como una montaña, navegando en el espacio cósmico. Quizás, algo más grande, pero no mucho más que el asteroide del principito... pero sin baobab.

La inmensa mayoría de los asteroides orbitan el Sol entre Marte y Júpiter. La idea de que sean fragmentos de un planeta que explotó es difícil de sostener pues no hay material suficiente con todos los asteroides para reconstituir un planeta ni siquiera del tamaño de Mercurio. Parece mucho más razonable la idea que sugiere que los asteroides son fragmentos que se condensaron a partir de la nebulosa solar primitiva pero no lograron continuar su proceso de aglomeración para formar un planeta. Sería un caso similar al del anillo de Saturno, donde cientos de miles de pequeños cuerpos no lograron constituir un satélite. En el caso del cinturón de asteroides, la presencia cercana de Júpiter puede haber inhibido la formación de un planeta. La influencia gravitacional de Júpiter sobre el cinturón de asteroide es muy grande y se manifiesta por la ausencia de asteroides en órbitas con períodos que tengan una relación aritmética simple con el período de Júpiter, como 1/2, 2/3, 3/5, etc.

Los asteroides pueden ser divididos en varias familias, entre ellas los asteroides tipo Apolo constituyen un grupo que tienen órbitas muy alargadas y que en el perihelio se acercan al Sol a menos de 1 U.A., por lo cual pasan en ocasiones muy cerca de Marte o la Tierra; se conocen unas dos docenas. En 1968 el asteroide Ícaro pasó a sólo 6 millones de kilómetros de distancia de la Tierra. Se le determinó un tamaño de 1 kilómetro. Estos asteroides tipo Apolo terminan por chocar con algunos de los planetas terrestres o la Luna, produciendo en ellos un gran cráter.

El análisis espectroscópico muestra que la mayoría de los asteroides son rocosos, como la lava basáltica de la Tierra o los Maria de la Luna. En otros las rocas parecen ricas en agua lo que significaría que el material nunca se ha fundido por calor. Por último hay un tercer tipo de asteroides muy ricos en hierro y níquel. Los asteroides metálicos son grandes minas potenciales para el hombre. Ya hay planes de enviar sondas a algunos de estos asteroides y desviarlos sus órbitas para utilizar esa materia prima, ya sea aquí en la Tierra o en ciudades espaciales en órbita terrestre o solar. Los asteroides con rocas ricas en agua también presentan gran interés en la construcción de ciudades espaciales. Es muy difícil sacar materiales de la Tierra por lo que estos asteroides podrían ser los oasis que le permitan al hombre colonizar el espacio.

La cosmografía es una ciencia que realiza una descripción del cosmos o universo a través nociones esenciales de matemáticas y física. Su origen y desarrollo data de tiempos pretéritos y se estructura en torno a la propia evolución humana.

El despreciado Plutón

Dado que la teoría había mostrado su gran utilidad en el descubrimiento de Neptuno, los astrónomos de la segunda mitad del siglo XIX empezaron a calcular los efectos de un planeta interior a Mercurio, que algunos bautizaron como Vulcano, que explicaría anomalías en el movimiento de Mercurio. Todas las búsquedas fueron infructuosas y finalmente Albert Einstein demostró, a comienzo de siglo, que el corrimiento del perihelio de Mercurio se debía a una insuficiencia de la mecánica de Newton y no a un planeta interior a Mercurio.

Plutón es un planeta enano del sistema solar ubicado más alla de la órbita de Neptuno. Su condición de planeta enano data desde el 2006. En ese año, en la ciudad de Praga, la Asamblea General de la Unión Astronómica Internacional decidió crear una nueva categoría denominada plutoide, división en la que se registra a Plutón. Antes del año 2006, Plutón era considerado el noveno planeta del Sistema Solar.

Hacia comienzos del siglo XX varios astrónomos empezaron la búsqueda de un noveno planeta que explicara totalmente las anomalías de la órbita de Urano, que la existencia de Neptuno no terminaba de explicar. La órbita de Neptuno no se conocía con exactitud suficiente para ser de gran ayuda en la pesquisa, pues de Neptuno no se tenían observaciones en una órbita completa. El acaudalado aficionado a la astronomía norteamericano Percival Lowell fundó un observatorio para estudiar los planetas y buscar el planeta transneptuniano. Finalmente un ayudante de ese observatorio Clyde Tombaugh en febrero de 1930 descubrió a Plutón.

Desde su descubrimiento Plutón ha sido una desilusión y un enigma. Es mucho más pequeño y de menor masa que lo esperado; su influencia gravitacional sobre Neptuno y Urano es insignificante, por lo que su descubrimiento fue meramente casual. Su órbita es la más achatada, excéntrica, de todos los planetas; también el plano de su órbita es el que más se aleja de la eclíptica. Con su órbita tan excéntrica hay ocasiones, como ahora, en que se encuentra más cerca del Sol que Neptuno.

Recién en 1978 ocurrió algo interesante con Plutón que era el más enigmático de los planetas (en ese instante era considerado un planeta del sistema solar); casi nada se conocía acerca de él. En junio de 1978 James W. Christy del Observatorio Naval de los Estados Unidos examinando un grupo de fotografías de Plutón de muy buena calidad, encontró que en varias se veía alargado. Este hecho fue interpretado como producto de la presencia de un satélite alrededor de Plutón, que luego fue bautizado como Caronte en honor al mítico ayudante de Plutón que transportaba en su balsa las almas a través del río Estigia en ruta al mundo subterráneo regido por Plutón. Caronte completa su órbita en 6 días, 9 horas y 17 minutos. Este es justo el período de rotación de Plutón. Plutón por tanto presenta siempre la misma cara a Caronte. Lo inverso también puede ser correcto, pero difícil de verificar.

La extraña órbita de Tritón y Nereida, satélites de Neptuno y la peculiar órbita de Plutón han llevado a algunos astrónomos a sugerir que en el pasado Tritón, Nereida y Plutón fueron satélites de Neptuno. El paso cercano a Neptuno de un cuerpo que lo perturbara drásticamente podría haberle arrancado a Plutón, haberle cambiado el sentido de giro a Tritón y dejarle una órbita muy alargada a Nereida. En el proceso Plutón pudo haberse fragmentado en dos partes y así haberse originado Caronte.

La órbita muy excéntrica de Plutón lo lleva a distancias al Sol menores que la distancia media de Neptuno. En 1979 Plutón se acercó al Sol más que Neptuno, en 1989 alcanzará el perihelio, su punto de mayor aproximación al Sol, llegará a 29,7 U.A. del Sol para posteriormente, en medio giro de su órbita, llegar a alejarse hasta 49,3 U.A. El período orbital de Plutón es tan largo, 248 años, que apenas hemos observado a Plutón durante un "año". Actualmente Plutón está más cerca del Sol que Neptuno que hasta casi finales de siglo será el planeta más lejano del sistema solar.

El descubrimiento de Caronte ha proporcionado varios datos interesantes sobre Plutón. En primer lugar el satélite está en una órbita muy cercana a Plutón, a sólo 19.400 km., distancia muy pequeña comparada por ejemplo con los 384.000 km que separan la Luna de la Tierra. Un satélite así de cercano a la Tierra le tomaría unas 7 horas completar una revolución. Caronte se demora más de 6 días lo cual implica que la masa de Plutón debe ser mucho menor que la de la Tierra; se estima en 0,0021 masas terrestres, valor muy diferente a las 6,7 masas terrestres que le suponía Lowell o las 2,0 masas terrestres que le asignaba Pickering, del Observatorio de Harvard, en sus cálculos previo a 1930. Con esa masa se ve que Plutón no ejerce ningún efecto apreciable en Neptuno ni menos en Urano. Su descubrimiento fue una recompensa al esfuerzo sistemático desplegado en la búsqueda y no a la exactitud de los cálculos.

En 1976 se descubrió hielo de metano sobre la superficie de Plutón. Hasta ese entonces se había supuesto que Plutón se veía muy débil porque reflejaba poca luz. El hielo de metano refleja mucha luz, por lo cual Plutón debe ser muy pequeño y no muy oscuro. La masa que se le determina por el movimiento de Caronte vino a confirmar esta idea.

Se estima en 118° la inclinación del ecuador de Plutón con respecto al plano de su órbita. La situación es similar a la de Urano. Cuando Plutón fue descubierto lo veíamos por un polo; ahora que ha transcurrido un cuarto de revolución del planeta en su órbita lo vemos por el ecuador. En 1985 Caronte empezó a eclipsarse con Plutón, situación que se mantendrá hasta 1991. Estos eclipses han terminado de convencer a los escépticos acerca de la realidad de Caronte. Para que Plutón le presente la misma cara a Caronte se calcula que este último debe tener una masa de entre un 5 y un 10% de la de Plutón. Con esto Caronte sería el satélite de mayor masa relativa a su planeta; la Luna con algo más del 1% era quien poseía el récord en el sistema solar. En 1980 observando el ocultamiento de una estrella por Plutón se encontró que el planeta no logró ocultarla pero sí Caronte; de los 50 segundos que duró el ocultamiento se deduce un diámetro de a los menos 1.200 km para Caronte. Su estructura y composición química se supone que son muy parecidas a la de Plutón.

Cometas

No podríamos abandonar el sistema solar que no es sino el patio de nuestra casa, sin decir unas pocas palabras sobre los cometas, astros melenudos que ocasionalmente ornamentan el cielo produciendo asombro e interés por la astronomía, en mucha gente.

Lo más notable de un cometa es sin duda su cola; ella le da una característica inconfundible a estos astros que ha servido para bautizarlos, pues Kometes en griego es el del pelo largo. Cada año se descubren alrededor de 15 nuevos cometas pero en su gran mayoría jamás son lo suficientemente brillantes para ser vistos a simple vista. Sólo muy ocasionalmente, cada cinco o diez años, tenemos la oportunidad de ver un cometa adornando la bóveda celeste. Los componentes de un cometa visibles a simple vista son la cabeza y la cola. El estudio de muchos cometas permite sin embargo distinguir en un cometa cuatro partes principales: un núcleo, una coma, una corona de hidrógeno y una cola. Veamos en qué consiste cada una de ellas.

El Núcleo

Diferentes evidencias indican la existencia de un cuerpo central en la cabeza del cometa, que debe ser la fuente de todo el gas y el polvo del cometa. El núcleo debe tener un tamaño pequeño comprendido entre unos pocos cientos de metros hasta unos 15 kilómetros. Mediciones del núcleo del cometa Halley hechas en marzo de 1986 por las naves Giotto y Vega, lo revelaron muy alargado, como una papa o palta de 16 x 8 x 7 kilómetros. Estimaciones de la masa del núcleo señalan que debe estar comprendida entre 1011 y 1016 kilogramos (de cien millones a diez billones de toneladas), dividida en partes iguales entre hielos y polvo. Siendo así, su densidad promedio debería ser de unos 2 gr/cm3, esto es, el doble de la densidad del agua. Como comparación la Tierra tiene una masa de 6 x 1024 kilogramos, equivalente a la masa de más de 1 billón (1012) de cometas.

La Coma

Es la envoltura esférica que rodea al núcleo y está compuesta por gas y polvo; se extiende desde 100.000 hasta 1.000.000 de kilómetros. La coma no es algo estático alrededor del núcleo sino que fluye alejándose de él con una velocidad promedio de 0,5 km/seg, velocidad muy superior a la necesaria para escapar del núcleo del cometa. Es el flujo de gas de la coma lo que arrastra el polvo hacia afuera del núcleo. Las comas no aparecen hasta que el cometa se encuentra a menos de tres unidades astronómicas del Sol. Los constituyentes gaseosos de la coma son principalmente moléculas neutras, algunas de las cuales han sido detectadas espectroscópicamente. Destaca la presencia de algunas moléculas complejas como las de HCN y CH3CN y la ausencia de agua. Espectrómetros de masa a bordo de las naves Vega y Giotto detectaron que el 80% del gas del cometa Halley es vapor de agua y el 10 a 15% es monóxido de carbono. Los metales pesados empiezan a aparecer en la coma cuando el cometa se acerca al Sol.

Corona de hidrógeno

Observaciones desde fuera de la atmósfera de los cometas Tago-Sato-Kosaka y Bennett, hechas en 1970, en la zona ultravioleta del espectro en una longitud de onda de 1.216 Á correspondiente a la línea Lyman a del espectro del hidrógeno, indicaron que los cometas están rodeados por una gran nube de hidrógeno. El hidrógeno en esas condiciones no emite luz visible por lo cual no se ve la corona de hidrógeno a simple vista.

Los astrónomos han estimado la tasa de producción de hidrógeno de varios cometas brillantes, al aproximarse al Sol. En el momento en que cruzan la órbita terrestre se encontró que esos cometas producían 1029 átomos de hidrógeno por segundo. Este material que se escapa del cometa no se puede originar directamente en el núcleo congelado pues se ha observado una velocidad de flujo hacia afuera de 8 km/seg, cerca de 10 veces la predicha para el material que se sublima de la superficie del núcleo. La mayor parte del hidrógeno de la corona de los cometas parece provenir de la fotodisociación del radical hidroxilo (OH) de la coma.

Cola del cometa

Fotografías de cometas muestran generalmente 2 tipos distintos de colas, una que contiene polvo y la otra que está compuesta por gas ionizado, plasma. La cola de polvo es amarillenta pues brilla por luz solar reflejada, en cambio la cola de plasma es azul ya que brilla por fluorescencia de CO+, que emite una intensa banda de luz en 4.200 Á. Colas de plasma y polvo pueden encontrarse juntas o por separado en los cometas.

Las colas de polvo se observan generalmente curvas y tienen dimensiones entre un millón y 10 millones de kilómetros. Estudios polarimétricos indican que el tamaño típico de los granos de polvo de la cola es de un micrón (una milésima de milímetro) y probablemente consista de silicatos. Las así llamadas anticolas, o colas que apuntan al Sol, que se vieron por ejemplo en los cometas Arend-Roland de 1957 y Kohoutek de 1973, no están dirigidas al Sol en absoluto, sino que son el resultado de ver la cola de polvo proyectada hacia el Sol; son un mero efecto de perspectiva.

Las colas de plasma son generalmente rectas, contienen una gran cantidad de estructura fina y alcanzan longitudes hasta 10 veces mayores que las colas de polvo, es decir, llegan hasta los 100 millones de kilómetros. La orientación de la cola de plasma es casi perfectamente antisolar y consiste de electrones e iones moleculares; parece originarse de una limitada zona del lado del núcleo que enfrenta al Sol. La estructura fina puede consistir de concentraciones locales de plasma en pequeños manojos llamados rayos o "streamers". Dichos detalles proveen una evidencia convincente de que existe un campo magnético a lo largo de toda la cola.

Modelos físicos de cometas

El propósito de la teoría cometaria moderna es explicar las observaciones de un modo simple y señalar las observaciones o mediciones críticas para probar la teoría. Las misiones espaciales a cometas parecen muy importante para lograr un progreso sustancial. Pese a que creemos que nuestro cuadro general actual es correcto, pueden sin embargo ocurrir sorpresas en el futuro cercano.

La base de la actual teoría es el modelo del conglomerado de hielos propuesto por Fred Whipple, extendido posteriormente por Armand Delsemme. A medida que un cometa se acerca al Sol la luz solar cae sobre su núcleo y lo calienta. Cuando el cometa está muy lejos toda la energía solar va a calentar el cometa, pero la situación física cambia a medida que el cometa se aproxima al Sol pues la temperatura se eleva al nivel donde puede ocurrir la sublimación de los hielos. Ahora casi toda la radiación solar que incide sobre el cometa va a sublimar los hielos. A medida que los hielos se subliman se forma una capa de polvo sobre la superficie que aísla las capas anteriores y regula el proceso de sublimación, que está ocurriendo unos pocos centímetros por debajo de la superficie.

El hecho de que la coma aparezca cuando el cometa se encuentra a tres unidades astronómicas indica que posiblemente el constituyente principal del núcleo sea hielo de agua. Pese a que aún no hay evidencias indiscutibles de vapor de agua neutro en la coma de algún cometa, evidencias circunstanciales favorecen al agua, particularmente porque sustancias derivadas del agua sí han sido observadas, por ejemplo el H20+ en las colas de plasma. Se observan además muchas emisiones de bandas del CN y C2 en el espectro de la coma de un cometa cuando ésta se está recién formando. Se ha postulado que el hielo en un cometa tiene una estructura porosa en la cual pueden ser atrapados componentes menores en cavidades dentro de la estructura cristalina del hielo de agua. Así la sublimación del hielo también libera los constituyentes menores y las propiedades termodinámicas del hielo de agua controla el escape de todas las sustancias del núcleo.

Si esta visión fuese correcta, la temperatura del hielo en sublimación para un cometa cercano a la órbita terrestre sería de 215 grados Kelvin (unos 58 grados Celsius bajo cero). Hay áreas en nuestro planeta con hielos a esa temperatura, por ejemplo la Estación Antártica Norteamericana de Plateau, a 78° de latitud sur y a 41° de longitud al este, a 3.624 metros de altura y con un espesor de hielos de 3.165 metros. Estas áreas pueden proporcionar una excelente oportunidad para probar instrumentación diseñada para explorar bajo la superficie de un cometa en una futura misión espacial de encuentro con un cometa.

El predominio de hielos de agua en núcleos cometarios puede que no se aplique a cometas que se acercan al perihelio por primera vez. La capacidad de almacenamiento de la estructura cristalina del hielo común se limita al 17% del número de moléculas que contiene. Si otras sustancias como el dióxido de carbono (C02) exceden este valor porcentual, su sublimación estará controlada por sus propias propiedades termodinámicas en lugar de las del agua. Dado que el C02 y la mayoría de los constituyentes menores más plausibles se subliman a una temperatura más baja que la necesaria para el agua, su presencia en cometas nuevos puede explicar la existencia de cometas anormalmente brillantes observados a distancias heliocéntricas mayores de tres unidades astronómicas.

Las moléculas neutras que se producen continuamente por sublimación de los hielos del núcleo fluyen hacia afuera de una manera físicamente análoga al flujo del viento solar alejándose del Sol. Ellas arrastran algunas partículas de polvo y este gas polvoriento forma la coma. Las moléculas relativamente simples observadas en los espectros de los cometas pueden no ser liberadas inicialmente de la superficie pues la densidad del gas cerca de ella es lo suficientemente alta como para que ocurran reacciones químicas que cambien las moléculas.

El gas que fluye del núcleo interactúa finalmente con el viento solar; la importancia de esta interacción fue demostrada por Ludwing Biermann en la década del cincuenta. En verdad en esos entonces se desconocía la existencia del viento solar; fue inferido por Biermann a partir de observaciones de colas de plasma. El campo magnético arrastrado por el viento solar juega un papel vital en la interacción, como descubrió Hannes Alfvén en 1957. La radiación solar produce ionización parcial de las moléculas de la cola, las cuales son atrapadas por las líneas de campo magnético causando una desaceleración que sólo se produce en la vecindad del cometa. Las líneas de campo magnético con el plasma atrapado en ellas envuelven al núcleo, como un paraguas vuelto al revés, para de ahí formar la cola de plasma. En este cuadro, la cola de plasma está normalmente adherida a la región cercana al núcleo por el campo magnético capturado por el viento solar. Estos fenómenos pueden ser fotografiados porque iones moleculares atrapados con el CO+, sirven de trazadores del campo magnético.

Las partículas sólidas del núcleo tienen distintas suertes según su tamaño. Las más pequeñas son "sopladas" en la dirección antisolar por la presión de radiación, y forman la cola de polvo. Las partículas un poco mayores, no tan afectadas por la presión de radiación, quedan orbitando al Sol y reflejan la luz solar, fenómeno que es perceptible como un pálido resplandor en el cielo, llamado luz zodiacal. Las partículas sólidas más grandes son liberadas del núcleo cuando un cometa ha gastado largo tiempo cerca del Sol. Esto ocurre si un cometa tiene una órbita de corto período, como por ejemplo el cometa Encke con un período de 3,3 años, o si ha pasado muchas veces por el perihelio en una órbita de período más largo. Se estima que un cometa pierde el 1% de su masa en cada pasaje por el perihelio; para los cometas más grandes esta cifra puede ser de sólo 0,1%. Cálculos muestran que para un cometa típico, cada paso por el perihelio le hace perder las cáscaras exteriores hasta una profundidad de 3 metros. A la larga todo el material de hielos de un cometa se sublima y el cometa se convierte en una masa rocosa. En el caso del cometa Halley se estima que ha vivido en su órbita actual por unas 2.300 revoluciones y que posiblemente sobreviva por otros 2.300 pasos por el perihelio antes de desintegrarse completamente (2.300 revoluciones del Halley equivalen a 175.000 años).

Las partículas de mayor tamaño son liberadas del núcleo a muy baja velocidad y continúan describiendo la órbita cometaria alrededor del Sol. Pasan a constituir un verdadero enjambre de partículas y pequeñas piedras que siguen al cometa en su órbita. Perturbaciones gravitacionales dispersan las piedras a lo largo de la órbita del cometa y algunos de estos remanentes entran en la alta atmósfera terrestre, produciendo las lluvias de meteoritos.

El Origen de los cometas

Se conocen las órbitas de unos 600 cometas individuales. Aproximadamente 100 de ellos tienen períodos menores que 200 años y se clasifican como cometas de corto período. La mayoría de éstos tienen órbitas directas, con inclinaciones menores de 30° con respecto a la eclíptica (el cometa Halley es inusual por tener una órbita retrógrada). La mayoría de los cometas de corto período tienen afelios (el punto más lejano al Sol) cerca de la órbita de Júpiter y probablemente adquirieron su órbita actual después de numerosas interacciones gravitacionales con los planetas. Los cometas de corto período parecen provenir de la población de cometas de largo período, que al acercarse demasiado a alguno de los planetas gigantes, su órbita es severamente modificada quedando capturados en una órbita pequeña.

Los 500 cometas de largo período son muy poco afectados por las interacciones gravitacionales de los planetas y sus órbitas están orientadas al azar con respecto a la eclíptica (hay tantos cometas con órbitas directas como retrógradas). Un estudio cuidadoso de las órbitas de estos cometas antes de que lleguen a las cercanías de los planetas gigantes, revela que no hay órbitas hiperbólicas, indicando que no hay cometas que vengan desde fuera del sistema solar, cometas interestelares. Estos hechos implican que los cometas están ligados gravitacionalmente al Sol, del mismo modo que muchos otros cuerpos del sistema solar, y que probablemente se formaron junto con éste.

En 1950 el astrónomo holandés Jan Oort interpretó las estadísticas de las órbitas cometarias concluyendo que los cometas residen en una nube esférica alrededor del Sol, con un radio de 10.000 a 100.000 unidades astronómicas (como comparación, la estrella más cercana al Sol, el sistema de Alfa Centauri se encuentra a 275.000 unidades astronómicas). Perturbaciones gravitacionales producidas por estrellas que pasan cerca de la nube producen varios efectos, el más importante para nosotros, es que las perturbaciones envían frecuentemente cometas de la nube a la vecindad de la Tierra, donde pueden ser observados. Algunos de estos cometas arrojados al interior del sistema solar pueden incluso llegar a chocar con la Tierra. Además esas perturbaciones de las estrellas limitan el tamaño de la nube por efectos de marea y borra cualquier orientación preferencial en la inclinación de las órbitas cometarias. La nube de cometas de Oort se estima que contiene 200 mil millones de cometas, con una masa total de un décimo de la masa terrestre.

En este momento se cree que los cometas se condensaron a partir de la nebulosa solar en el momento de la formación del Sol y los planetas. Por supuesto que no se conocen muchos detalles pero parece que los cometas son subproductos naturales de los procesos físicos responsables del origen del sistema solar. Ellos pueden haber sido una fuente importante para la formación de las atmósferas de los planetas terrestres. Además los cometas pueden haber aportado las moléculas orgánicas originales para la iniciación de la vida en la Tierra. Su estudio es por tanto muy importante ya que pueden proporcionar datos muy valiosos sobre la formación del sistema solar, de la Tierra y del inicio de la vida en nuestro planeta.

Formación del sistema solar

Un modelo que explique la formación del sistema solar debe tener en cuenta una serie de propiedades básicas del sistema; veamos cuales son ellas.

En primer lugar, el sistema solar es inmensamente plano. Los ocho planetas principales que giran en torno al Sol; Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, lo hacen en órbitas que están todas casi en el mismo plano de la órbita terrestre, la eclíptica.

En segundo lugar, todos los planetas giran en torno al Sol en el mismo sentido. Si nos dejásemos de la Tierra, ascendiendo por sobre el polo norte terrestre, veríamos la Tierra orbitar en torno al Sol describiendo su trayectoria, en sentido contrario al giro de los punteros de un reloj. Todos los planetas giran en sentido contrario a los punteros del reloj, por lo que a ese tipo de movimiento se lo llama movimiento directo. El que se efectúa en sentido opuesto, se lo llama retrógrado.

En tercer lugar podemos apuntar el hecho que las órbitas de los planetas mayores son casi circulares. En verdad sabemos, de acuerdo a las leyes de Kepler, que las órbitas son elipses y el Sol ocupa uno de los focos. Sin embargo, el achatamiento de las elipses planetarias (la excentricidad de las órbitas) es muy pequeño, por lo cual si las dibujamos en un papel exactamente a escala, a todo el mundo le parecerían circulares. Sólo las órbitas de cuerpos menores del sistema solar, como algunos asteroides y los cometas, son francamente excéntricas.

El cuarto punto a destacar dentro del sistema solar es que el 99,87% de la masa del sistema está contenida en el Sol. Eso indica que la formación del sistema solar es esencialmente la formación del Sol. Tal como dijimos anteriormente, el sistema solar es como un caballo con ocho moscas, más algunos componentes menores, más pequeños que hormigas en esa analogía. A la hora del nacimiento lo importante será naturalmente el alumbramiento del caballo, y moscas más, moscas menos, no tendrán mayor importancia.

A continuación citemos un punto que es algo más técnico y que hace que lo anterior no sea 100% válido. El Sol gira sobre su eje en el mismo sentido en que lo hacen todos los planetas, pero muy lentamente, demorando 26 días en dar una vuelta completa. El Sol, pese a tener mucha masa, "gira muy poco". La cantidad de giro, conocida técnicamente como momento angular, está principalmente en el movimiento orbital de los planetas. El 98% del momento angular del sistema solar está en los planetas. ¿Por qué preocuparse del momento angular? Porque hay un principio de la física que establece que el momento angular de un sistema se conserva, no cambia, a menos que sufra una perturbación externa. Un ejemplo cotidiano de conservación del momento angular lo presenta un patinador sobre hielo cuando gira sobre sí mismo; para acelerar cierra los brazos y la velocidad de rotación aumenta; por el contrario para frenar su giro simplemente abre los brazos.

En sexto lugar al hacer un modelo del sistema solar hay que considerar que, de acuerdo al tamaño, ubicación y composición química, se pueden distinguir claramente dos familias de planetas: los planetas terrestres (Mercurio, Venus, la Tierra y Marte) y los planetas jovianos (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno). Los primeros son los cuatro más cercanos al Sol, de pequeño tamaño, y de alta densidad, entre 4 y 5,5 veces la densidad del agua. Los segundos, encabezados por Júpiter, son más grandes que los terrestres, entre 3 y 11 veces más grandes que la Tierra, tienen una densidad baja, entre 1 y 2 veces la densidad del agua, y por último están más alejados del Sol. Entre ambos grupos hay una separación bien notable que es donde se ubica el famoso cinturón de asteroides. En unidades astronómicas (U. A.), Marte, el planeta terrestre más alejado del Sol, se encuentra a 1,5 U.A., y Júpiter, el primero de los planetas jovianos está a 5,2 U.A. del Sol.

Una séptima característica del sistema solar que podríamos mencionar es que todos los planetas rotan, giran sobre un eje y tienen satélites que giran alrededor de ellos en sentido directo (hay unas pocas excepciones que en un primer recuento no vale la pena considerar).

Por último se puede citar que existe una marcada diferencia química entre el Sol y los planetas, en particular los planetas terrestres. El Sol tiene una composición química que es semejante a la de las nubes interestelares y de las otras estrellas típicas del disco de nuestra galaxia; contiene hidrógeno y helio en un 98% de su masa y el 2% restante se lo distribuyen todos los otros elementos químicos. El hidrógeno es tres veces más abundante que el helio. Los planetas terrestres en cambio contienen poco hidrógeno y casi nada de helio. Esto es algo que una teoría de formación del sistema solar debería explicar.

Entre las teorías que han intentado explicar la formación del sistema solar, podemos mencionar en primer lugar la teoría de los torbellinos del filósofo francés Renato Descartes (1596-1650), propuesta en el año 1644. En el año 1745 el Conde de Buffon propuso una teoría catastrofista para el inicio del sistema solar, según la cual un cometa se acercó tanto al Sol que le arrancó materia que más tarde, al condensarse, daría origen a los planetas. Buffon pensaba que los cometas eran muy masivo, idea que hoy sabemos que está totalmente equivocada. Hoy podríamos ridiculizar la teoría de Buffon diciendo que es como querer formar el mar Mediterráneo por el violento impacto de una mosca en el medio del océano Atlántico; eso supuestamente arrojaría tanta agua que al consolidarse se formaría con ella el mar Mediterráneo.

Las teorías que hoy se consideran correctas hicieron su aparición en la historia, con la proposición del gran filósofo alemán Inmanuel Kant (1724- 1804) y posteriormente del astrónomo y matemático francés Pierre Simón Laplace (1749-1827). Visualizaban que el sistema solar se formó por contracción de una nube de gas y polvo, que inicialmente rotaba en forma lenta. Bajo el efecto de las fuerzas de la gravedad la nube se contrajo y formó un disco aplanado, en forma de lenteja, rotando cada vez más rápido, por conservación del momento angular.

El núcleo central, muy caliente, fue haciéndose cada vez más importante, hasta que un anillo de gases y luego otro se desprendieron de él debido a que la inmensa rotación hacía que la fuerza centrífuga igualara a la de atracción gravitatoria. El núcleo, al contraerse aún más después de haberse desprendido de todos los anillos, dio origen al Sol. Los elementos no volátiles de los distintos anillos se fueron agrupando hasta dar origen cada uno a un planeta, con sus satélites.

Este cuadro general tiene una gran cantidad de defectos, pero han sido pulidos en parte por una gran cantidad de astrofísicos más recientes como son Alfven, Hoyle, von Weizsácker, Ter Haar, Schmidt y Kuiper entre otros. Se cree que efectivamente el sistema solar se formó a partir de una nube de gas y polvo. Primero se formaron lo planetas más externos, cuando el Sol aún no brillaba mucho, el sistema solar se encontraba en las tinieblas, y la temperatura en esa zona era bastante baja, lo suficiente como para permitir que partículas sólidas aglutinaron en torno a ellas una gran cantidad de hielos de agua, anhídrido carbónico, metano, amoníaco, entre los más importantes, y fueran formando verdaderos granizos cósmicos. Estos al chocar entre sí a bajas velocidades se fueron aglutinando en cuerpos cada vez más y más grandes. Los múltiples choques fueron ordenando los movimientos de las partículas y circularizando las órbitas. Fragmentos muy grandes era ya verdaderos cometas que seguían aglutinados entre sí para dar origen a los grandes planetas jovianos. Así nacieron Neptuno, Urano, Saturno y Júpiter.

Los planetas terrestres se formaron en una parte más caliente del sistema solar, cuando el Sol estaba ya brillante. Ahí los granizos se evaporaron quedando sólo las partículas como silicatos y grafitos, que al aglutinarse constituyeron planetas mucho más chicos y de una composición química muy diferente a los planetas jovianos; la mayor parte de la masa que había en la zona escapó, en particular el hidrógeno y casi todo el helio. Los hielo como el agua, el metano y el amoníaco, son muy ricos en hidrógeno. Una molécula de agua contiene dos átomos de hidrógeno, una de metano, cuatro, una de amoníaco, tres. Todos esos hielos escaparon de los planetas terrestres llevándose consigo el hidrógeno. Por eso los planetas terrestres tienen densidades tanto más altas que los jovianos.

Las teorías catastrofistas para la formación del sistema solar han sido actualmente abandonadas. La última que gozó de gran prestigio fue la propuesta por el astrofísico inglés James Jeans (1877-1946), en la primera mitad del siglo XX. Jeans revive la teoría de Buffon, pero ahora supone que es una estrella que pasó muy cerca del Sol la que le arrancó una lengua de fuego, en forma de un gigantesco puro que quedó girando en torno del Sol y luego se fragmentó y condensó en los planetas conocidos. Esta idea tiene varios problemas graves. En primer lugar la probabilidad de que una estrella pase casi rozando al Sol es muy, pero muy baja. En este caso el sistema solar sería una rareza cósmica. Lo más grave de todo es que, incluso si pasara, y si le arrancara al Sol la supuesta lengua de fuego, que no parece posible según cálculos modernos, ésta se evaporaría instantáneamente en el espacio y no se condensaría dando origen a los planetas. En resumen, la teoría de Jeans, por famosa que haya sido, no parece contener nada verdadero.

Por último digamos que el modelo básico de Kant-Laplace, con una serie de modificaciones y modernizaciones, explica bien los rasgos fundamentales del sistema solar, lo cual da cierta confianza de que es en general correcto. Sin embargo, aún quedan varios problemas puntuales que deben ser aclarados antes de poder decir que entendemos exactamente cómo se formó el sistema solar, hace 4 mil 600 millones de años.

Fuente de referencia: Maza, J. (2009). Astronomía contemporánea. Eds. B.