RUTAS GEOLOGICAS ARAUCANIA

GEOLOGIA GENERAL

El Universo y El Sistema Solar

Extracto : "Ciencias de la Tierra 8 EdicionUna Introducción a la Geología FísicaEdward J. Tarbuck, Frederick K. Lutgens".

Geología planetaria

Cuando el ser humano comprendió por primera vez que los planetas eran más parecidos a la Tierra que a las estrellas, creció una gran agitación. ¿Podría haber vida inteligente en estos planetas o en cualquier otro lugar del universo? La exploración espacial ha reavivado este interés. Hasta la fecha no se han encontrado pruebas de vida extra-terrestre en nuestro Sistema solar. Sin embargo, estudiamos los otros planetas para poder conocer cómo se formó nuestro planeta y su historia inicial. Las recientes exploraciones espaciales se han organizado teniendo este objetivo en la mente. Hasta la fecha, las sondas espaciales han explorado Mercurio, Venus, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.

El Sol es el centro de un enorme sistema de rotación que consta de nueve planetas, sus satélites y numerosos asteroides, cometas y meteoritos, pequeños pero interesantes. 5e calcula que un 99,85 por ciento de la masa de nuestro Sistema Solar está representado por el 5ol. El conjunto de los planetas constituye más del 0,15 por ciento restante. Los planetas, en orden desde el Sol, son: Mercurio, \/enus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón (Figura SISSOL-01).

Bajo el control de la fuerza gravitatoria del Sol, cada. planeta mantiene una órbita elípt¡ca y todos ellos viajan en la misma dirección. El planeta más próximo al Sol, Mercurio, tiene el movimiento orbital más rápido,48 kilómetros por segundo, y el período de revolución alrededor del sol más corto, 88 días terrestres. Por el contrario, el planeta más distante, Plutón, tiene una velocidad orbital de 5 kilómetros por segundo y necesita 248 años terrestres para completar una revolución.

 

Imaginemos una órbita dibujada en una hoja de papel, El papel representa el plano orbital del planeta. Los planos orbitales de siete planetas se encuentran inclinados en un intervalo de 3 grados con respecto al plano del ecuador solar.

 

Los otros dos, el más próximo al Sol y el más distante, Mercurio y Plutón, están inclinados 7 y 17 grados, respectivamente.

Figura SISSOL-01 Órbitas de los planetas. Las posiciones de los planetas se muestran a escala en a parte inferior del diagrama.

 

Los planetas: una visión de conjunto

Un examen cuidadoso de la Tabla SISSOL-01 demuestra que los planetas se pueden agrupar en dos conjuntos: los planetas terrestres (parecidos a la Tierra) (Mercurio, Venus, la Tierra y Marte) y los planetas jovianos (parecidos a Júpiter) (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno). Plutón no se incluye en ninguna de las dos categorías

(véase Recuadro SISSOL-02) .

Las diferencias más obvias entre los planetas terrestres y los jovianos radican en su tamaño(Figura SISSOL-02). Los

planetas terrestres más grandes (la Tierra y Venus) tienen un diámetro que es solamente una cuarta parte del diámetro del planeta joviano más pequeño (neptuno). Además, sus masas son tan sólo 1/17 la de Neptuno. Por consiguiente, a los planetas jovianos se les denomina gigantes. Debido a sus localizaciones relativas, a los cuatro planetas jovianos se les suele denominar planetas exteriores. Mientras que a los planetas terrestres se les denomina planetas interiores. Como veremos, parece existir una correlación entre las posiciones de esos planetas y sus tamaños.

 

Otras dimensiones en las cuales los dos grupos difieren son la densidad, La composición química y la velocidad de rotación. Las densidades de los planetas terrestres tienen un valor medio de unas cinco veces la densidad del agua, mientras que los planetas jovianos tienen densidades medias de sólo 1,5 veces la del agua. Uno de los planetas externos, Saturno, tiene una densidad de sólo 0,7 veces la del agua, lo que significa que Saturno flotaría en un depósito de agua lo bastante grande. Las variaciones de composición química de los planetas son responsables en gran medida de las diferencias de densidad.

 

El interior de los planetas

Las sustancias que constituyen los planetas se dividen en tres grupos composicionales; gases, rocas y hielos, en función de sus puntos de fusión.

1. Los gases, el hidrógeno y el helio, son los que tienen puntos de fusión próximos al cero absoluto (-273 ºC o 0 Kelvin).

2. Las rocas son principalmente silicatos y hierro metálico, cuyos puntos de fusión superan los 700º C.

3. Dentro del grupo de hielos se incluyen el amoniaco (NH3), el metano (CH4), el dióxido de carbono (CO4) y el agua (H2O). Tienen puntos de fusión intermedios (por ejemplo, el H2O tiene un punto de fusión de 0ºC).

Los planetas terrestres son densos, y están formados en su mayor parte por sustancias rocosas y metálicas, con cantidades menores de gases y hielos. Los planetas jovianos, por otro lado, contienen grandes cantidades de gases (hidrógeno y helio) y hielos (fundamentalmente agua, amoniaco y metano). Esto explica sus bajas densidades. Los planetas exteriores también contienen cantidades sustanciales de materiales rocosos y metálicos, quese concentran en sus núcleos.

 

 

Extracto : "Ciencias de la Tierra 8 EdicionUna Introducción a la Geología FísicaEdward J. Tarbuck, Frederick K. Lutgens".

Las atmósferas de los planetas

Los planetas jovianos tienen atmósferas muy gruesas que consisten en cantidades variables de hidrógeno, helio, metano y amoniaco. Por el contrario, los planetas terrestres tienen atmósferas a lo sumo ligeras. El motivo es que la capacidad de un planeta para conservar una atmósfera depende de su masa y de su temperatura.

En términos simples, una molécula de gas puede evaporarse de un planeta si alcanza una velocidad conocida como la velocidad de escape. Para la Tierra, esta velocidad es de 11 kilómetros por segundo (unos 40.000 kilómetros por hora). Cualquier material, incluido un cohete, debe alcanzar esta velocidad antes de poder escapar de la gravedad terrestre y entrar en el espacio. Los planetas jovianos, debido a sus mayores gravedades superficiales, tienen velocidades de escape más altas de 21 a 60 kilómetros por segundo, mucho más elevadas que los planetas terrestres. Por consiguiente, es más difícil que los gases se evaporen de ellos. Además, debido a que el movimiento molecular de un gas depende de la temperatura, a las bajas temperaturas de los planetas jovianos, es improbable que incluso los gases más ligeros adquieran la velocidad necesaria para escapar.

Figura 22.2 Los planetas dibujados con la misma escala.

Por otra parte. un cuerpo comparativamente caliente y con poca gravedad superficial, como nuestra Luna, es incapaz de conservar incluso los gases pesados, como el dióxido de carbono y el radón, y, por tanto; carece de atmósfera. Los planetas terrestres ligeramente mayores como la Tierra, Venus y Marte retienen algunos gases pesados. como el dióxido de carbono, pero incluso asi sus atmósferas constituyen sólo una porción infinitesimalmente pequeña de sus masas totales.

En el resto de este capítulo consideraremos brevemente cada planeta, además de los miembros menores del Sistema Solar. Primero, sil embargo, üsitaremos la compañera de la Tierra en el espacio: nuestra Luna.

 

Extracto : "Ciencias de la Tierra 8 EdicionUna Introducción a la Geología FísicaEdward J. Tarbuck, Frederick K. Lutgens".

La Luna

La Tierra tiene ahora centenares de satélites, pero sólo uno natural, la Luna, nos acompaña en nuestro viaje anual alrededor del Sol. Aunque otros planetas tienen lunas, nuestro sistema planeta-satélite es único en el Sistema Solar, porque la luna es inusualmente grande en comparación con su planeta parental. El diámetro de la Luna es de 3475 kilómetros, alrededor de una cuarta parte de los 12.756 kilómetros de la Tierra.

Teniendo en cuenta la masa lunar, su densidad es 3,3 veces la del agua. Esta densidad es comparable a la de las rocas d.el manto que hay sobre la Tierra, pero es considerablemente menor que la densidad media de la tierra, que es 5,5 veces la del agua. Los geólogos han sugerido que esta diferencia podría explicarse si el núcleo de hierro de la Luna fuera pequeño. La atracción de la gravedad en la superficie lunar es una sexta parte la experimentada en la superficie de la Tierra (una persona que pese en la superficie de la Tierra 67,5 kilogramos, en la Luna pesará aproximadamente 10 kilogramos). Esta diferencia permite a un astronauta llevar un sistema de soporte vital pesado con relativa facilidad. Si no llevara esta carga, saltaría seis veces más alto que en la Tierra.

 

La superficie lunar

Cuando Galileo orientó por primera vez su telescopio hacia la Luna, vio dos tipos diferentes de terrenos: llanuras oscuras y tierras altas brillantes y craterizadas. Dado que las regiones oscuras se parecían a los mares de la Tierra, fueron denominados maria (en singular, mare). Este nombre no es afortunado, porque la superficie de la Luna está totalmente desprovista de agua. En la Figura SISSOL-03 se muestran los rasgos típicos de la superficie lunar.

Figura SISSOL-03 Diagrama que ilustra las principales características topográficas de la superficie lunar.

 

En la actualidad sabemos que la Luna no tiene atmósfera ni agua. Por consiguiente, la meteorización y la erosión que modifican continuamente la superficie de la Tierra están prácticamente ausentes de la Luna. Además, no hay fuerzas tectónicas activas sobre la Luna, de manera que ya no se producen terremotos ni erupciones volcánicas. Sin embargo, dado que la Luna no está protegida por una atmósfera, se produce un tipo diferente de erosión: partículas diminutas procedentes del espacio (Micrometeoritos) bombardean continuamente su superficie y alisan gradualmente el paisaje. Las rocas de la Luna se redondearán ligeramente en su parte superior si quedan expuestas durante largo tiempo en la superfºicie lunar. No obstante, es improbable que la Luna haya cambiado apreciablemente en los últimos 3.000 millones de años. excepto por la creación de unos pocos cráteres por grandes meteoritos.

Cráteres Los rasgos más obvios de la superficie lunar son los cráteres. Son tan abundantes que la regla es la existencia de cráteres dentro de cráteres Los mayores tienen unos 250 kilómetros de diámetro, aproximadamente la anchura de Indiana. La mayoría de los cráteres se produjo por el impacto de partículas en movimiento rápido (meteoritos), un fenómeno que era considerablemente mas común al principio de la historia del Sistema Solar que en la actualidad.

 

Por el contrario, la Tierra tiene tan sólo unos 12 críteres de impacto fácilmente reconocibles. Esta diferencia puede atribuirse a la atmósfera terrestre. La fricción por el aire quema y destruye las partículas pequeñas antes de que alcancen la superficie. Además, las evidencias de la mayoría de los cráteres que se formaron en el comienzo de la historia de la Tierra han sido eliminadas por la erosión o por procesos tectónicos.

 

En la Figura SISSOL-04 se ilustra la formación de un cráter de impacto. Tras el impacto, el meteorito que llega a gran velocidad comprime el material sobre el que golpea; a continuación, casi instantáneamente, la roca comprimida rebota, expulsando material del cráter Este proceso es análogo a Ia salpicadura que se produce cuando se lanza una roca al agua, y a menudo provoca la formación de un pico central, como se observa en el cráter de la Figura SISSOL-05. La mayor parte clel material expulsado (ejecta) aterriza cerca del cráter, formando un anillo a su alrededor. El calor generado por los impactos es suficientemente alto para fundir algo de la roca impactada. Los astronautas han traído muestras de perlas de vidrio producidas de esta manera, así como de rocas formadas cuando fragmentos angulosos y polvo fueron soldados por el impacto.

Figura SISSOL-04 Formación de un cráter de impacto. La energía del meteorito que llega con un movimiento muy rápido se transforma en calor y ondas compresivas. El rebote de la roca comprimida hace que los derrubios sean lanzados desde el cráter. y el calor funde algo del material, produciendo perlas de vidrio. El material arrojado desde el cráter de impacto genera pequeños cráteres secundarios. (Tomado de E. M. Shoemaker.)

Figura SISSOL-05 El cráter lunar Euler de 20 kilómetros de anchura, situado en el suroeste del Mare lmbr¡um. Se ven con toda claridad los rayos brillantes, el p¡co central, los cráteres secundarios y el gran cúmulo de fragmentos eyectados cerca del an¡llo del cráter. (Cortesía de la NASA.)

 

Un meteorito de tan sólo 3 metros de diámetro puede abrir un cráter de 150 metros de ancho. Unos pocos de los grandes cráteres, como los cráteres Kepler y Copérnico, se formaron a partir del impacto de cuerpos de 1 kilómetro de diámetro o superiores. Estos dos grandes cráteres, se piensa, son relativamente jóvenes debido a los rayos brillantes (marcas de salpicadura), que irradian hacia fuera de ellos centenares de kilómetros.

 

Tierras altas. Son áreas topográficamente elevadas con gran densidad de impactos que constituyen la mayor parte de la superficie lunar. De hecho, toda la cara oculta de la Luna se caracteriza por esa topografía. (Sólo los astronautas han visto la cara oculta, porque la Luna gira sobre su eje una vez con cada revolución alrededor de la Tierra,

y mantiene siempre la misma cara mirando a la Tierra.) En las tierras altas hay cordilleras. Los picos lunares más altos alcanzan elevaciones que se aproximan a los 8 kilómetros, sólo uno menos que el monte Everest.

Maria Los mares de lavas basálticas se originaron cuando los asteroides bombardearon la superficie lunar, permitiendo que el magma basáltico extruyera hacia el exterior (Figura SISSOL-06). Aparentemente los cráteres se inundaron con una capa tras otra de lava basáltica muy fluida, de manera parecida a lo ocurrido en la llanura de Columbia en el noroeste de Estados Unidos. Las coladas de lava tienen a menudo 30 metros de grosor, y el espesor total del material que rellena los maria debe aproximarse a varios centenares de metros, ígneas, brechas, perlas de vidrio y fino polvo lunar En los maria que fueron explorados por los astronautas del Apollo, el grosor del regolito lunar parece ser sólo un poco mayor de 3 metros.

Regolito Todos los terrenos lunares están cubiertos con una capa de derrubios grises no consolidados procedentes de unos cuantos miles de millones de años de bombardeo meteorítico (Figura SISSOL-07). Esta capa, parecida al suelo, a la que se denomina con propiedad regolito lunar (rhegos : capa; lithos : piedra), está compuesta por rocas

 

Figura SISSOL-06 Formación de los maria. A. El impacto de una masa del tamaño de un asteroide produjo un enorme cráter de centenares de kilómetros de diámetro y alteró la corteza lunar situada a gran distancia de ese cráter B. Relleno del área del impacto con basaltos fluidos, quizá procedentes de la fusión parcial que se produjo en zonas profundas del manto lunar.

Figura SISSOL-07 El astronauta Harrison Schmitt recogiendo muestras de la superficie lunar. Obsérvense as huellas (detalle) en el lunar (Cortesía de a NASA.)

 

Extracto : "Ciencias de la Tierra 8 EdicionUna Introducción a la Geología FísicaEdward J. Tarbuck, Frederick K. Lutgens".

Historia lunar

Aunque la Luna es nuestro vecino planetario más próximo y los astronautas han obtenido muestras de su superficie, se desconoce todavía mucho sobre su origen. El modelo más ampliamente aceptado del origen de la Luna es que durante el período de formación del Sistema Solar, un cuerpo del tamaño de Marte impactó en la Tierra. El impacto habría licuado la superficie terrestre y expulsado grandes cantidades de rocas de la corteza y el manto desde una Tierra muy joven. Una parte de estos derrubios expulsados había entrado en órbita alrededor de la Tierra, donde coalescieron y formaron la Luna.

La hipótesis del impacto gigante es coherente con una serie de hechos conocidos sobre la Luna. El material expulsado estaría constituido en su mayor parte por rocas del manto y la corteza pobres en hierro, lo que explicaría la ausencia de un núcleo medible de hierro en la Luna. Además, el material expulsado habría permanecido en órbita el tiempo suficiente como para haber perdido los volátiles (agua) de los que la Luna carece. A pesar de las evidencias que confirman esta teoría, algunas preguntas permanecen sir respuesta.

Sin embargo, los geólogos planetarios han logrado entender los detalles básicos de la historia más reciente de la Luna. Uno de sus métodos consiste en observar las variaciones de densidad de los cráteres (número de cráteres por unidad de superficie). Cuanto mayor es la densidad de cráteres, más antiguo debe ser el rasgo topográfico. A partir de esas evidencias, los científicos concluyeron que la Luna evolucionó en tres fases: la corteza original (tierras altas), las cuencas de los maria y los cráteres con rayos.

 

Durante su historia primitiva, la Luna recibió impactos continuos a medida que barría hacia sí las partículas del Sistema Solar. Este continuo bombardeo, y quizá la desintegración radiactiva, generaron suficiente calor para fundir la superficie externa de la Luna y con bastante probabilidad, también el interior. Los restos de esa corteza original ocupan las tierras altas densamente craterizadas, cuya edad se ha calculado en unos 4.500 millones de años, aproximadamente la misma edad que la tierra.

 

El segundo acontecimiento importante en la evolución de la Luna fue la formación de las cuencas de los maria (veáse figura SISSOL-06). La datación radiométrica de los basaltos de los maria les atribuye una edad comprendida entre 3.200 y 3.800 millones de años, aproximadamente 1.000 millones de años más ióvenes que la corteza inicial.

En algunos lugares, las coladas de lava se superponen a las tierras altas, otro testimonio de la menor edad de los depósitos de los maria.

Los últimos rasgos destacados que se formaron fueron los cráteres con rayos, como el cráter Copérnico. El material expulsado de estas jóvenes depresiones se ve claramente revistiendo la superficie de los maria y muchos cráteres más antiguos, que carecen de rayos. Incluso un cráter relativamente joven, como el Copérnico, debe tener una antigüedad de millones de años. Si se hubiera formado sobre la tierra, las fuerzas erosivas lo habrían destruido hace ya mucho tiempo.

Si se dispusiera de fotos de la Luna tomadas hace varios centenares de millones de años, revelarían que la Luna ha cambiado poco desde entonces. Con todos los datos parece que la Luna es un cuerpo tectónicamente muerto que va errante a través del espacio y del tiempo.

 

Extracto : "Ciencias de la Tierra 8 EdicionUna Introducción a la Geología FísicaEdward J. Tarbuck, Frederick K. Lutgens".

Los planetas: características generales

Mercurio, el planeta más interno

Mercurio, el segundo planeta más pequeño, y el más interno, apenas es algo mayor que la Luna y es más pequeño que otros tres satélites del Sistema Solar. Como la Luna, absorbe la mayor parte de la luz solar que incide sobre él, reflejando sólo el 6 por ciento al espacio (Figura SISSOL-08). Esto es característico de los cuerpos terrestres que no tienen atmósfera. (La Tierra refleja alrededor del 30 por ciento de la luz que incide sobre ella, la mayor parte desde las nubes.)

Mercurio tiene tierras altas con cráteres, muy parecidas a las de la Luna, y en Los terrenos lisos que recuerdan a los maria. Sin embargo, a diferencia de la Luna, Mercurio es un planeta muy denso, 1lo que significa que contiene un núcleo de hierro muy grande para su tamaño. Además, tiene largos escarpes que atraviesan las planicies y los cráteres por igual. Estos acantilados pueden haberse producido por acortamiento de la corteza a medida que el planeta se enfrió y se encogió.

Mercurio se mueve rápidamente en su órbita, pero rota lentamente. Un ciclo día-noche completo en la Tierra tarda 24 horas, pero en Mercurio necesita 179 días terrestres. Por tanto, una noche en Mercurio dura alrededor de 3 meses y va seguida de 3 meses de luz diurna. Las temperaturas nocturnas descienden hasta - 173 ºC y las del mediodía superan los 427 ºC, lo suficientemente calientes como para fundir el plomo y el estaño. Las probabilidades de vida en Mercurio con estas características son nulas.

Figura SISSOL-08 fotomosaico de MercurIo. Esta visión de Mercurio es notablemente similar a la de la Luna. (Cortesía de la NASA.)

 

Extracto : "Ciencias de la Tierra 8 EdicionUna Introducción a la Geología FísicaEdward J. Tarbuck, Frederick K. Lutgens".

Venus, el planeta velado

Venus, secundado en brillo sólo por la Luna en el cielo nocturno, es famoso por la diosa del amor y la belleza. Orbita el Sol en un círculo casi perfecto una vez cada 255 días terrestres. Es similar a la Tierra en tamaño, densidad, masa y localización en el Sistema Solar. Por tanto, se le ha denominado el . Debido a sus semejanzas, se esperaba que un estudio detallado de Venus proporcionara a los geólogos una mejor comprensión de la historia evolutiva de la Tierra.

Venus está envuelto en gruesas nubes impenetrables a la luz visible. No obstante, la cartografía por radar realizada desde la nave espacial Magellan e instrumentos terrestres ha revelado una topografía variada con rasgos que se encuentran a medio camino entre los en la Tierra y los de Marte (Figura SISSOL-09). Dicho de manera sencilla, se envían a la superficie de Venus pulsos de radar en la longitud de onda de microondas y se miden las alturas de las llanuras y las montañas cronometrando la luelta del eco del radar. Estos datos han confirmado que el vulcanismo basáltico y las deformaciones tectónicas son los procesos dominantes que actúan sobre Venus. Además, debido a la baja densidad en cráteres de impacto, el rulcanismo y la deformación tectónica deben haber sido muy activos durante el pasado geológico reciente.

Alrededor del 80 por ciento de la superficie de Venus son llanuras hundidas cubiertas por un manto de coladas volcánicas. Algunos canales de lava se extienden centenares de kilómetros; uno serpentea el planeta a lo largo de 6.800 kilómetros. Se han identificado miles de estructuras volcánicas, la mayoría de ellas pequeños volcanes en escudo, aunque se han cartografiado más de 1.500 volcanes mayores de 20 kilómetros. Uno es el Sapas Mons, de 400 kilómetros de diámetro y 1,5 kilómetros de altura. Muchas coladas de este volcán fueron emitidas desde sus flancos, más que desde su cima, de la misma manera que los volcanes en escudo hawaiianos.

Figura SISSOL-09 Esta vista global de la superficie de Venus se ha generado por computador a partir de la cartografía realizada durante dos años por el radar del proyecto Magellan. Las estructuras brillantes y retorcidas que cruzan el planeta son montañas y cañones muy fracturados de las tierras altas orientales de la región de Afrodita. (Cortesía de la NASA/JPL.)

Sólo el 8 por ciento de la superficie venusiana son tierras altas que pueden recordar las áreas continentales de la Tierra. La actividad tectónica sobre Venus parece estar impulsada por el ascenso y el descenso de material hacia e1 interior del planeta. Aunque todavía opera en Venus la convección del manto, los procesos de la tectónica de placas, que reciclan la litosfera rígida, no parecen haber contribuido a la topografía venusiana actual.

Antes de la llegada de los vehícu1os espaciales, Venus se consideró un lugar potencialmente hospitalario para los organismos vivos. Sin embargo, las pruebas procedentes de las sondas espaciales indican lo contrario. La superficie de Venus alcanza temperaturas de 475 ºC y su atmósfera contiene un 97 por ciento de dióxido de carbono. Sólo se han detectado cantidades ínfimas de vapor de agua y de nitrógeno. La atmósfera venusiana contiene una cubierta de nubes opacas de unos 25 kilómetros de grosor, y tiene una presión atmosférica 90 veces la existente sobre la superficie de la Tierra. Este ambiente hostil hace improbable que la vida tal y como la conocemos exista en Venus.

 

Extracto : "Ciencias de la Tierra 8 EdicionUna Introducción a la Geología FísicaEdward J. Tarbuck, Frederick K. Lutgens".

Marte, el planeta rojo

Marte ha despertado mayor interés que cualquier otro planeta entre científicos y no científicos (véase Recuadro SISSOL-01). Cuando imaginamos vida inteligente en otros mundos. los marcianitos verdes aparecen en nuestra imaginación. El interés por Marte se debe fundamentalmente a la accesibilidad del planeta a la observación. Todos los demás planetas que están al alcance del telescopio tienen ocultas sus superficies por nubes, excepto Mercurio, cuya

proximidad al Sol hace difícil su observación. A través del telescopio, Marte aparece como un balón rojo interrumpido por algunas regiones negras cuya intensidad cambia durante el año marciano. Las características telescópicas más notables de Marte son sus casquetes polares de color blanco brillante, que se parecen a los de la Tierra.

Atmósfera marciana La atmósfera marciana tiene una densidad que es sólo un 1 por ciento la terrestre y está compuesta fundamentalmente por dióxido de carbono con diminutas cantidades de vapor de agua. Los datos procedentes de las sondas marcianas confirman que los casquetes polares de Marte están compuestos de agua helada, cubiertos por una fina capa de dióxido de carbono congelado. A medida que el invierno se aproxima a cada hemisferio, vemos el crecimiento del casquete polar de ese hemisferio en dirección al ecuador conforme las temperaturas descienden hasta - 12 5 º C y se deposita más dióxido de carbono.

 

Aunque la atmósfera de Marte es muy tenue, se producen grandes tormentas de polvo, que pueden ser responsables de los cambios de color observados desde los telescopios terrestres. Los vientos de fuerza huracanada, de hasta 270 kilómetros por hora, pueden persistir durante semanas. Las imágenes tomadas por el Viking 1 y el Wking 2 revelaron un paisaje marciano notablemente sirnilar a un desierto rocoso de la Tierra (Figura SISSOL-10), con abundantes dunas de arena y cráteres de impacto parcialmente rellenos de polvo.

Espectacular superficie marciana El Mariner 9, el primer satélite artificial que giró en órbita alrededor de otro planeta, llegó a Marte en 1971 entre una tormenta de polvo.

Flgura SISSOL-10 Esta imagen del paisaje marciano tomada por el Viking 1 , en su punto de aterrizaje, muestra un campo de dunas con características notablemente similares a las visibles en los desiertos de la Tierra. Las crestas de las dunas parecen indicar que recientes tormentas de viento movieron la arena de las dunas desde abajo a la derecha hasta arriba a la izquierda. El gran bloque de la izquierda se encuentra a unos 10 metros de la nave espacial y mide 3 metros. (Cortesía de la NASA.)

 

 

Figura SISSOL-A El vehículo del Pathfinder, el Sojournet (izquierda), obteniendo datos sobre la composición química de una roca marciana conocida como Yog¡. (Foto cortesía de la NASA.)

Cuando el polvo aclaró, las imágenes del hemisferio septentrional marciano revelaron numerosos grandes volcanes. El mayor, el monte Olimpo, es del tamaño de Ohio y tiene 23 kilómetros de altura, más de 2,5 veces la altura del monte Everest. Este y otros volcanes gigantes recuerdan a los volcanes de escudo hawaiianos que hay sobre la Tierra (figura SISSOL-11).

La mayor parte de las características superficiales marcianas son antiguas, si se miden en comparación con la Tierra. El hemisferio meridional marciano, muy craterizado, es probablemente similar en edad a las tierras altas lunares (de 3.500 a 4.500 millones de años de antigüedad). Incluso las características volcánicas de aspecto relativamente reciente del hemisferio norte pueden tener más de 1.000 millones de años. Este hecho y la ausencia de registros sísmicos por los sismógrafos del Viking indican un planeta tectónicamente muerto.

Otro hallazgo sorprendente realizado por el Mariner 9 fue la existencia de diversos cañones que dejan pequeño incluso al Gran Cañón del río Colorado de la Tierra. Uno de los mayores, el Valles Marineris, se piensa que se ha formado por hundimiento de la corteza a lo largo

Figura SISSOL-11 Imagen del monte Olimpo, un volcán en escudo inactivo de Marte que abarca un área cuyo tamaño es aproximadamente el del estado de Ohio (cortesía del U.S Geological Survey.) de inmensas fallas. A este respecto, sería comparable con los valles de rift africanos (figura SISSOL-12).

 

¿Agua en Marte? No todos los valles marcianos tienen un origen tectónico. Algunas zonas exhiben modelos de drenaje similares a los creados por las corrientes en la Tierra. Además, las imágenes del satélite orbital Viking

han revelado islas antiguas inconfundibles en lo que ahora es un lecho de corriente seco. Cuando se descubrieron por primera vez estos canales de corrientes, alguno, observadores especularon con la posibilidad de que en alguna ocasión hubiera existido sobre Marte una gruesa atmósfera, cargada de agua capaz de generar chaparrones torrenciales. Si fuera así, ¿qué ocurrió con esta agua? La atmósfera marciana actual contiene sólo vestigios de ella.

 

Muchos geólogos planetarios no aceptan la premisa de que Marte haya tenido en alguna ocasión un ciclo de agua activo similar al de la Tierra. Antes bien, creen que muchos de los grandes valles de corrientes se crearon por el hundimiento del material superficial causado por la fusión lenta del hielo superficial. Si esto hubiera sido así, esos grandes valles serían mas parecidos a las estructuras terrestres formadas por procesos gravitacionales.

Figura SISSOL-12 Esta imagen muestra el sistema completo de cañones del Valles Marineris, de más de 5.000 kilómetros de longitud y hasta 8 kilómetros de profundidad. Los puntos de color rojo oscuro del borde izquierdo de la imagen son enormes volcanes, que miden cada uno alrededor de 25 kilómetros. (Cortesía del U. S. Geological Survey )

Las imágenes del Mars Global Surveyor indican que las aguas subterráneas han migrado recientemente hacia la superficie. Las filtraciones en forma de manantial han creado canales donde emergen de los muros de los valles

y los cráteres. Algo del agua que brotó podía estar congelada al principio debido a las temperaturas marcianas medias que oscilan entre -70ºC y - 100 ºC. Sin embargo. acabó emergiendo en forma de una mezcla de sedimentos, hielo y líquido que formó los canales. puesto que el agua es un ingrediente esencial para la vida, los astrobiólogos están intrigados y entusiasmados por la posibilidad de comprender este fenómeno en el futuro.

 

Satélites marcianos. Los diminutos Phobos y Deimos, los dos satélites marcianos, no se descubrieron hasta 1977 , porque tienen sólo 24 y 15 kilómetros de diámetro, respectivamente. Phobos está más próximo a su planeta que cualquier otro satélite natural del Sistema Solar (sólo a 5.500 kilómetros) y necesita tan sólo 7 horas y 39 minutos para completar una revolución. El Mariner 9 reveló que los dos satélites tienen formas irregulares y numerosos cráteres de impacto.

Es probable que esas lunas sean asteroides capturados por Marte, Una coincidencia de lo más interesante entre astronomía y literatura es la estrecha semejanza entre Phobos y Deimos y dos satélites marcianos de ficción descritos por Jonathan Swift en los viajes dc Gulliver, que se escribió aproximadamente 150 años antes de que si descubrieran esos satélites.

 

Extracto : "Ciencias de la Tierra 8 EdicionUna Introducción a la Geología FísicaEdward J. Tarbuck, Frederick K. Lutgens".

Júpiter, el señor del cielo

Júpíter, un verdadero gigante entre los planetas, tiene una masa 2,5 veces mayor que la masa combinada de todos los demás planetas, satélites y asteroides. De hecho, si hubiera sido unas 10 veces mayor, Júpiter habría evolucionado hasta convertirse en una pequeña estrella. pese su gran tamaño, su masa es tan sólo 1/800 Ia del Sol. Júpiter gira también más deprisa que cualquier otro planeta, completando una rotación en algo menos de 10 horas terrestres. El efecto de este rápido giro es el ensanchamiento de la región ecuatorial y el aplanamiento de la región polar (véase la columna de la Tabla SISSOL-01).

 

Cuando se mira a través de un telescopio o unos binoculares, Júpiter parece estar cubierto por franjas alternas de nubes de múltiples colores alineadas en paralelo con su plano ecuatorial (Figura SISSOL-13). La característica más notable es la Gran Mancha Roja del hemisferio sur (Figura SISSOL-13) . Este punto ha sido una característica destacada desde que se descubrió hace más de tres siglos. Cuando el Voyager 2 pasó por Júpiter en 1979, era del tamaño de dos círculos como la Tierra colocados uno al lado del otro. En ocasiones se ha hecho incluso mayor.

Figura SISSOL-13 Visión artística de Júpiter con la Gran Mancha Roja visible en su hemisferio sur Imagen de la Tierra para escala.

 

Las imágenes del Pioner 11, cuando pasó a 42.000 kilómetros de la capa superior de nubes de Júpiter en 1974, indicaron que la Gran Mancha Roja es una tormenta que gira en el sentido contrario al de las agujas del reloj (ciclónica). Está atrapada entre dos corrientes atmosféricas del tipo de las corrientes en chorro que fluyen en direcciones opuestas. Esta enorme tormenta huracanada gira una vez cada 12 días terrestres. Aunque se han observado diversas tormentas más pequeñas en otras regiones de la atmósfera de Júpiter, ninguna de ellas ha sobrevivido durante más de unos pocos días.

Estructura de Júpiter La atmósfera de hidrógeno-helio de Júpiter tiene también metano, amoniaco, agua y compuestos de azufre como constituyentes menores. Los sistemas de vientos generan las bandas de color claro y oscuro que rodean a este planeta gigante (Figura SISSOL-14). A diferencia de los vientos terrestres, que son impulsados por la energía solar, el propio Júpiter desprende casi el doble de calor que el que recibe del Sol. Por tanto, es el calor interior de Júpiter el que produce enormes corrientes de convección en la atmósfera.

La presión atmosférica en la parte superior de las nubes es igual a la presión terrestre al nivel del mar. Dada la inmensa gravedad de Júpiter la presión aumenta rápidamente hacia su superficie. A 1.000 kilómetros por debajo de las nubes, la presión es lo suficientemente grande como para comprimir el hidrógeno en un líquido. Por consiguiente, se piensa que la superficie de Júpiter es un océano gigante de hidrógeno líquido. A menos de la mitad de camino hacia el interior de Júpiter, presiones extremas hacen que el hidrógeno líquido se convierta en hidrógeno metálico líquido. Se cree también que Júpiter contiene tanto material rocoso y metálico como se encuentra en los planetas terrestres, probablemente en un núcleo central.

 

Lunas de Jupiter El sistema de satélites de Júpiter, que consta de 23 lunas descubiertas hasta ahora, se parece a un

sistema solar en miniatura. Los cuatro satélites mayores, descubiertos por Galileo, viajan en órbitas casi circulares alrededor de Júpiter con períodos que oscilan entre 2 y 17 días terrestres. Los dos satélites galileanos mayores, Calisto y Ganímedes, sobrepasan el tamaño de Mercurio, mientras que los dos más pequeños, Europa e Io, tienen aproximadamente el tamaño de la Luna terrestre. Esas lunas galileanas pueden observarse con binoculares o con un teléscopio pequeño y son interesantes por sí solas.

Por él contrario, los cuatro satélites más externos de Júpiter son muy pequeños (20 kilómetros de diámetro), giran en órbitas con direcciones opuestas (movimiento retrógrado) a las de las lunas más grandes y tienen órbitas muy inclinadas con respecto al ecuador iovialo. Esos satélites parecen ser asteroides que Pasaron lo suficientemente cerca como para ser capturados gravitacionalmente por Júpiter.

Las imágenes de los Voyagers 1 y 2 revelaron en 1979, para la sorpresa de casi todos, que cada uno de los cuatro satélites galileanos es un mundo geológico único.

La más interna de las lunas galileanas, Io, es uno de los tres cuerpos volcánicamente activos descubiertos en nuestro Sistema Solar, junto con la Tierra y la luna de Neptuno,

Figura SISSOL-14 Estructura de la atmósfera de Júpiter Las áreas de nubes claras (zonas) son regiones donde los gases están ascendiendo y enfriándose. El hundimiento domina el flujo en las capas de nubes más oscuras (cinturones). Esta circulación convectiva, junto con la rotación rápida del planeta, genera los vientos de gran velocidad observados entre los cinturones y las zonas.

 

Tritón. Hasta la fecha, se han descubierto numerosos centros volcánicos sulfurosos activos. Se han visto elevarse de la superficie de Io plumas en forma de paraguas hasta alturas próximas a los 200 kilómetros (Figura SISSOL-15). Se cree que la fuente de calor que impulsa la actividad volcánica de Io es la energía mareal generada por una incansable entre Jupiter y los otros satélites galileanos. Dado que Io está unido gravitacionahnente a Júpiter, siempre mira del mismo lado al planeta gigante, como la Luna terrestre. La fuerza gravitacional de Jupiter y de los otros satélites cercenos tira y empuja del abombamiento mareal de Io a medida que su órbita, ligeramente excéntrica, lo acerca y lo aleja alternativamente de Júpiter. Esta flexión gravitacional de Io se transforma en calor (similar a cuando se dobla hacia delante y hacia atrás un clip) y provoca las espectaculares erupciones volcánicas sulfurosas de Io.

 

Uno de los descubrimientos más inesperados realizado por el Voyager 1 es el fino sistema de anillos de Júpiter.

Analizando cómo estos anillos dispersan la luz, los investigadores concluyeron que los anillos están compuestos por pequeñas partículas oscuras, de un tamaño similar a las partículas de humo. Además, la naturaleza débil de los anillos indica que estos fragmentos microscópicos están muy dispersos. Se cree que las partículas son fragmentos eyectados por impactos de meteorito de las superficies de Metis y Adrastea, dos pequeñas lunas de Júpiter.

Figura SISSOL-15 Una erupción volcánica en Io. Esta pluma de gases volcánicos y fragmentos se eleva a 100 kilómetros por encima de la superficie de lo. (Cortesía de la NASA.)

 

Extracto : "Ciencias de la Tierra 8 EdicionUna Introducción a la Geología FísicaEdward J. Tarbuck, Frederick K. Lutgens".

Saturno, el planeta elegante

Saturno, que necesita 29,46 años terrestres para completar una revolución, está a una distancia del Sol casi el doble que Júpiter; sin embargo, su atmósfera, composición y estructura interna parecen ser notablemente similares a las de Jupiter. Las característica más destacada de Saturno es su sistema de anillos (Figura SISSOL-16), descubiertos por Galileo en 1610. Debido a La baja resolución de su telescopio primitivo, los anillos parecían dos cuerpos pequeños adyacentes al planeta. Su naturaleza anular la descubrió 50 años más tarde el astrónomo holandés Christian Huygens.

Aproximación a Saturno En 1980 y 1981, las misiones de los vehículos espaciales impulsados por energía nuclear

Figura SISSOL-16 Una visión del extraordinario sistema de anillos de Saturno.

Voyager 1 y 2 se acercaron a 100.000 kilómetros de Saturno. 5e obturro más información en unos pocos días de la que se había adquirido desde que Galileo miró por primera vez con el telescopio este elegante Planeta.

1. La atmósfera de Saturno es muy dinámica, con vientos que alcanzan los 1.500 kilómetros a la hora.

2. En la atmósfera de Saturno se producen grandes ciclónicas similares a la Gran Mancha Roja de Júpiter, ataque más pequeñas.

3. Se descubrieron otras once lunas.

4. Se observó que los anillos de Saturno son más complejos de lo esperado.

Más recientemente las observaciones de los telescopios terrestres y el telescopio espacial Habble han ampliado nuestros conocimientos sobre el sistema anular de Saturno. En 1995 y 1996, cuando las posiciones de la Tierra y de Saturno permitieron ver los anillos de perfil, reduciendo así el resplandor de los anillos principales, se hicieron visibles los anillos más débiles y los satélites de Saturno.

Sistemas anulares planetarios Hasta el descubrimiento reciente de que Júpiter, Urano y Neptuno tienen también sistemas de anillos, se pensaba que este fenómeno era exclusivo de Saturno. Aunque los cuatro sistemas anulares

conocidos difieren en los detalles, comparten muchos atributos. Todos están formados por múltiples anillos concéntricos separados por espacios vacíos de varias anchuras. Además, cada anillo está compuesto por partículas individuales ( de hielo y roca) que giran en tomo al planeta y a la vez impactan con regularidad unos contra otros.

La mayoría de anillos se sitúa en una de dos categorías en función de la densidad de las partículas Los principales anillos de Saturno (denominados Ay B en la Figura SISSOL-16 y los anillos brillantes de Uraro están muy compactados y contienen < cuyo tamaño oscila entre unos pocos centímetros (tamaño de un guijarro) y varios metros (tamaño de una casa). Se cree que estas partículas chocan con frecuencia cuando orbitan su planeta. A pesar del hecho de que los anillos densos de Saturno se extienden a lo largo de varios centenares de kilómetros, son muy delgados, y quizá miden menos de 100 metros desde la parte superior hasta la inferior.

En el oto extremo, los anillos más débiles, como el sistema anular de Júpiter y los anillos externos de Saturno (designados como E en la Figura SISSOL-16), están compuestos por partículas muy finas (tamaño de1 humo) muy dispersas. Además de tener densidades muy bajas de partículas, estos anillos tienden a ser más gruesos que los anillos brillantes de Saturno.

En estudios recientes se ha demostrado que las lunas que coexisten con los anillos representan un papel importante en la determinación de su estructura. En especial, La influencia gravitacional de estas lunas tiende a guiar las partículas de los anillos alterando sus órbitas. Los anillos

estrechos parecen obra de los satélites situados a ambos lados que limitan el anillo haciendo retroceder las partículas que intentan escapar.

Aún más importante, se cree que las partículas de los anillos son derrubios expulsados de estas lunas. De acuerdo con esta opinión, el material se recicla de manera continúa entre los anillos y las lunas anulares. Las lunas barren partículas de manera gradual; estas últimas son expulsadas posteriormente por colisiones con grandes fragmentos de material anular, o quizá por colisiones energéticas con otras lunas. Así, parece que los anillos planetarios no son las estructuras atemporales que habíamos creído; antes bien, se reinventan de manera continua.

El origen de los sistemas de anillos planetarios es todavía objeto de debate. ¿Se formaron los anillos a partir de una nube aplanada de polvo y gases que rodeaba el planeta ? En este escenario, los anillos se formaron simultáneamente y del mismo material que los planetas y las lunas. ¿O bien los anillos se formaron después, cuando una luna o un asteroide grande se rompió gravitacionalmente tras pasasr demasiado cerca de un planeta ?. Aún otra hipótesis sugiere que un cuerpo extraño desintegró una de las lunas del planeta. Los fragmentos procedentes de este impacto tenderían a empujarse unos a otros y formarían un anillo plano y delgado. Los investigadores esperan que se haga más luz sobre el origen de los anillos planetarios a principios de julio de 2004, cuando la nave espacial Casini empiece una exploración de Saturno que durará cuatro años.

Lunas de Saturno. El sistema de satélites de Saturno consta de 30 cuerpos (Figura SISSOL-17). (Si contamos las comprendidas en los anillos de Saturno, este planeta tiene millones de satélites.) EL mayor, Titán, es mas grande que Mercurio y es el segundo satélite mayor del sistema solar (después de Ganímedes, de Júpiter). Titán y Tritón, de Neptuno son los únicos satélites del Sistema Solar de los que se sabe que tienen una atmósfera sustancial. Debido a su densa cobertura gaseosa, la presión atmosférica en la superficie de Titán es de alrededor de 1,5 veces la existente en la superficie terrestre. Otro satélite, Febe, exhibe movimiento retrógrado. Es muy probable que esta luna, como otras lunas con órbias retrógradas, sea un asteroide capturado o un fragmento grande de planeta que sobró de un gran episodio de formación

planetaria.

Figura SISSOL-17 Foto mosaico del sistema de satélites de saturno. La luna Dione aparece por delante; Tetis y Mimas están en la parte inferior derecha; Enceladus y Rhea están a la izquierda; y Titán, arriba a la derecha. (Foto cortesía de la NASA.)

 

Extracto : "Ciencias de la Tierra 8 EdicionUna Introducción a la Geología FísicaEdward J. Tarbuck, Frederick K. Lutgens".

Urano y Neptuno, los gemelos

La Tierra y Venus tienen rasgos similares, pero Urano y Neptuno son casi idénticos. Con una diferencia de diámetro de tan sólo un 1 por ciento, ambos muestran un color azulado, atribuible al metano de sus atmósferas (Figura SISSOL-18 y 19 ). Su estructura y composición son similares. Neptuno, sin embargo, es más frío, porque, de nuevo, está una vez y media más distante del calor del Sol que Urano.

 

Urano Una característica exclusiva de Urano es que rota . Su eje de rotación, en vez de ser perpendicular al plano de su órbita, como el de otros planetas, se encuentra casi paralelo a su plano orbital. Su movimiento rotacional, por consiguiente, se parece más a rodar que a girar sobre un eje, movimiento que caracteriza a los otros planetas. Dado que el eje de Urano está inclinado casi 90 grados, el Sol está situado casi encima de uno de sus polos en cada una de las revoluciones, y luego, media revolución más tarde, está situado por encima del otro polo.

Figura SISSOL-19 Esta imagen de Neptuno muestra el Gran Punto oscuro (centro izquierda). También son visibles nubes brillantes de tipo cirro que se mueven a gran velocidad alrededor del planeta. Un segundo punto oval se encuentra a 54 grados de latitud sur en el extremo este del planeta. (Cortesía del Jet Propulsion Laboratory.)

Un descubrimiento sorprendente realizado en 1977 reveló que Urano tiene un sistema de anillos. Este hallazgo se produjo conforme Urano pasaba por delante de una estrella distante y bloqueó su visión, un proceso denominado ocultación (occult : escondido). Los observadores vieron la estrella brevemente cinco veces (o que significa cinco anillos) antes de la ocultación principal y luego otras circo veces más. Estudios posteriores indicaron que Urano tiene al menos nueve cinturones distintos de partículas que orbitan alrededor de su región ecuatorial.

Vistas espectaculares desde el Voyager 2 de las cinco lunas mayores de Urano muestran paisajes muy variados.

Algunas tienen largos y profundos cañones y acantilados lineales, mientras que otras poseen grandes áreas lisas sobre superficies, por lo demás, acribilladas de cráteres. El Jet Propulsion Laboratory describió Miranda, la más interna de las cinco lunas más grandes, como el cuerpo del Sistema Solar con la mayor variedad de formas superficiales.

Figura SISSOL-18 Esta imagen de Urano fue enviada a la Tierra por. el Voyager 2 cuando pasó por este planeta el 24 de enero de 1986. Tomada desde una distancia de casi 1 millón de kilómetros, pocos detalles de su atmósfera son visibles, excepto unas pocas vetas (nubes) en el hemisferio septentrional. (cortesía de la NASA.)

Neptuno. Aún cuando se enfoque hacia Neptuno el telescopio más potente, aparece como un disco azulado borroso. Hasta que fue visitado por el Voyager 2 enero 1989, los astrónomos sabían muy poco sobre este planeta. Sin embargo, el viaje de casi 3.000 millones de millas, que duró 12 años, proporcionó a los investigadores tanta información nueva sobre Neptuno y sus satélites, que se necesitarán años para analizarla por completo.

Neptuno tiene una atmósfera dinámica, muy parecida a la de Júpiter y Saturno (Figura SISSOL-19). Vientos que superan los 1.000 kilómetros por hora rodean al planeta convirtiéndolo en uno de los lugares más ventosos del

Sistema Solar. Tiene también una mancha del tamaño de la Tierra denominada el Gran Punto Oscuro, que es una reminiscencia de la Gran Mancha Roja de Júpiter, y se supone que es una gran tormenta de rotación.

Quizá más sorprendentes sean unas nubes blancas de tipo cirro que ocupan un estrato situado a unos 50 kilómetros por encima del principal banco de nubes, probablemente de metano helado. En las imágenes del Voyager se descubrieron 6 nuevos satélites, con lo que se completaba una familia neptuniana de 8. Todas las lunas recién descubiertas giran en órbitas alrededor del planeta con una dirección opuesta a la de los dos satélites mayores. Las imágenes del Voyager revelaron también un sistema de anillos alrededor de Neptuno.

Tritón, la mayor luna de Neptuno, es un objeto de sumo interés. Su diámetro es casi el de la Luna terrestre. Tritón es la única gran luna del Sistema Solar que exhibe movimiento retrógrado. Esto indica que Tritón se formó independientemente de Neptuno y fue capturado gravitacionalmente.

 

Tritón tiene también la menor temperatura superficial nunca medida en cualquier cuerpo del Sistema Solar: - 200 ºC. Su atmósfera está compuesta fundamentalmente de nitrógeno con un poco de metano. A pesar de las temperaturas superficiales bajas, Tritón exhibe actividad similar a la volcánica. En 1989, el Voyager 2 detectó plumas activas que se extendían a una altitud de 8 kilómetros y se desplazaban a favor del viento a lo largo de 100 kilómetros. Las capas superficiales de hielo de metano. más oscuro, presuntamente absorben la energía solar con mayor facilidad. Ese calentamiento superficial vaporiza una parte del hielo de nitrógeno subyacente. A media que aumentan las temperaturas subsuperficiales, se producen erupciones explosivas.

 

Extracto : "Ciencias de la Tierra 8 EdicionUna Introducción a la Geología FísicaEdward J. Tarbuck, Frederick K. Lutgens".

Plutón, el planeta X

Plutón se encuentra en el borde del Sistema Solar, casi 40 veces más alejado del Sol que la Tierra. Es 10.000 veces

demasiado borroso para ser visible a simple vista. Debido a su gran distancia del Sol y su lenta velocidad orbital, Plutón tarda 248 años terrestres en completar su órbita alrededor del Sol. Desde que se descubrió en 1930. ha completado alrededor de una cuarta parte de una revolución. La órbita de Plutón es notablemente alargada (muy excéntrica), lo que hace que a veces viaje en el interior de la órbita de Neptuno, donde residió entre 1979 y febrero de 1999. No hay posibilidad de que Plutón y Neptuno colisionen, porque sus órbitas están inclinadas una con respecto a la otra y en realidad no se cruzan (véase Figura SISSOL-01).

En 1978, se descubrió la luna Charon en órbita alrededor de Plutón. Dada su proximidad al planeta, las mejores imágenes de Charon obtenidas desde la Tierra la muestran sólo como un abombamiento de Plutón. En 1990, el Telescopio espocial Hubble obtuvo una imagen que resolvió claramente la separación entre estos dos mundos helados. Charon gira en órbita alrededor de Plutón una vez cada 6,4 días terrestres a una distancia 20 veces más cerca de Plutón que la Luna de la Tierra.

El descubrimiento de Charon alteró en gran medida los cálculos anteriores del tamaño de Plutón. Los datos actuales indican que Plutón tiene un diámetro de unos 2.300 kilómetros, alrededor de una quinta parte el tamaño de la Tierra, 1o que le convierte en el planeta más pequeño del Sistema Solar (véase Recuadro SISSOL-02). Charon tiene un diámetro de unos 1.100 kilómetros, excepcionalmente grande en proporción con su planeta.

La temperatura media de Plutón se calcula en -210 ºC. lo suficientemente fría como para solidificar la mayoría de los gases que puedan estar presentes. Por tanto, Plutón puede describirse mejor como una bola sucia helada de gases congelados con cantidades menores de sustancias rocosas.

 

Extracto : "Ciencias de la Tierra 8 EdicionUna Introducción a la Geología FísicaEdward J. Tarbuck, Frederick K. Lutgens".

Cuerpos menores del Sistema Solar

Asteroides: microplanetas

Los asteroides son cuerpos pequeños que han sido comparados con . El mayor Ceres, tiene unos 1.000 kilómetros de diámetro, pero la mayoría de los 50.000 que se han observado tienen aproximadamente 1 kilómetro de diámetro. Los asteroides más pequeños se supone que no son mayores que granos de arena. La mayoría se encuentra entre las órbitas de Marte y Júpiter y tiene períodos de 3 a 6 años (Figura SISSOL-20). Algunos tienen órbitas muy excéntricas y pasan muy cerca del SoL y unos pocos, más grandes, se aproximan regularmente a la Tierra y a su luna. Muchos de los cráteres de impacto más recientes que hay sobre la Luna y la Tierra fueron causados probablemente por colisiones con asteroides. Inevitablemente se producirán futuras colisiones entre la Tierra y los asteroides (véase Reacuadro SISSOL-03)

Debido a que muchos asteroides tienen formas irregulares, los geólogos planetarios especularon primero con la posibilidad de que fueran fragmentos de un planeta roto que una vez orbító entre Marte y Júpiter (Figura SISSOL-21). Sin embargo, se calcula que la masa total de los asteroides es sólo de una milésima parte la de la Tierra, que a su vez no es un planeta grande. ¿Qué le ocurrió al resto del planeta original? Otros han planteado la hipótesis de que pudieron existir varios grandes cuerpos muy próximos y que sus colisiones produjeran numerosos cuerpos más pequeños. Se ha utilizado la existencia de varias . de asteroides como dato para apoyar esta explicación. Sin embargo, no se han encontrado pruebas concluyentes para cualquiera de las dos hipótesis.

Figura SISSOL-20 Las órbitas de los principales asteroides sé encuentran entre Marte y Júpiter. También se rnuestran las órbitas conocidas de unos pocos asteroides próximos a la Tierra. Quizá un millar o más de asteroides tienen órbitas próximas a la Tierra. Por fortuna, se piensa que sólo unas pocas docenas de ellos tienen un diámetro superior al kilómetro.

Figura SISSOL-21 lmagen del asteroide 951 (Gaspra) obtenida por la nave espacial Galileo. Como otros asteroides, es probable que Gaspra sea un fragmento de un cuerpo mayor producido por colisión. (Cortesía de la NASA.)

En febrero de 2001, una nave espacial estadounidense se convirtió en el primer visitante de un asteroide. Aunque no había sido diseñada para aterrizar, Ia nave NEAR Sboemaker aterriizó satisfactoriamente y generó información que ha dejado a los geólogos planetarios intrigados y perplejos. Las imágenes obtenidas mientras la nave espacial se movía a una velocidad de 6 kilómetros por hora hacia la superficie de Estos revelaron una superficie rocosa y árida compuesta de partículas cuyo tamaño oscilaba entre el polvo fino y bloques de hasta 8 metros de diámetro. Inesperadamente, los investigadores descubrieron que los derrubios finos se concentran en las zonas inferiores que forman depósitos planos parecidos a estanques. Alrededor de las áreas bajas, el paisaje está marcado por una abundancia de bloques grandes.

Una de las diversas hipótesis consideradas como una explicación para la topografía llena de bloques es el temblor sísmico, que desplazaría los bloques hacia arriba. De manera análoga a lo que ocurre cuando se agita una lata de frutos secos variados, los materiales más grandes suben a la parte superior, mientras que los materiales más pequeños se depositan en el fondo.

 

Extracto : "Ciencias de la Tierra 8 EdicionUna Introducción a la Geología FísicaEdward J. Tarbuck, Frederick K. Lutgens".

Cometas

Los cometas se cuentan entre los cuerpos más interesantes e impredecibles del Sistema Solar. Se han comparado con bolas de nieve sucias, porque están compuestos de gases congelados (agua, amoniaco, metano, dióxido de carbono y monóxido de carbono) que mantienen juntos pequeños fragmentos de materiales rocosos y metálicos. Muchos cometas viajan por órbitas muy excéntricas que los llevan más allá de Plutón. Estos cometas tardan centenares de miles de años en completar una sola órbita alrededor del Sol. Sin embargo, unos pocos cometas de período cono (con periodos orbitales de menos de 200 años), como el cometa Halley, tienen encuentros regulares con el interior del Sistema Solar.

Cuando se observa por primera vez, un cometa aparece como un cuerpo muy pequeño; pero a medida que se aproxima al Sol, la energía solar empieza a vaporizar los gases congelados, produciendo una cabeza resplandeciente, denominada cabellera (Figura SISSOL-22). El tamaño de las cabelleras varía mucho de un cometa a otro. Los extremadamente raros superan el tamaño del Sol, pero la mayoría se aproxima al tamaño de Júpiter. Dentro de la cabellera, a veces, puede detectarse un pequeño núcleo resplandeciente con un diámetro de tan sólo unos pocos kilómetros. Conforme el cometa se aproxima al Sol, algunos, pero no todos, desarrollan una cola que se prolonga a 1o largo de millones de kilómetros. A pesar del tamaño enorme de sus colas y cabelleras, los cometas son miembros relativamente pequeños del Sistema Solar.

El hecho de que la cola de un cometa apunte en la dirección opuesta al Sol de una manera ligeramente curvada (Figura SISSOL-22) llevó a los primeros astrónomos a proponer que el Sol tiene una fuerza repulsiva que hace retroceder las partículas de la cabellera, formando así la cola. En la actualidad, se sabe que dos fuerzas solares contribuyen a esta formación. La primera, la presión de radiación, alejadas partículas de polvo de la cabellera. La segunda, conocida como viento solar es responsable del desplazamiento de los gases ionizados, en especial del dióxido de carbono. A veces, se produce una sola cola compuesta de polvo y gases ionizados, pero a menudo se observan dos colas (Figura 22.23).

Figura SISSOL-22 Orientación de la cola del cometa a medida que gira en su órbita alrededor del Sol.

A medida que el cometa se aleja del Sol, los gases que forman la cabellera vuelven a condensarse, la cola desaparece y el cometa se vuelve a convertir en un depósito de frío. El material que se expulsó de la cabellera para formar la cola se pierde para siempre. Por consiguiente, se cree que la mayoría de los cometas no puede sobrevivir a más de unos pocos centenares de órbitas alrededor del Sol. Una vez expulsados todos los gases, el material restante (un enjambre de partículas metálicas y rocosas no conectadas) continúa la órbita sin cabellera ni cola.

Los cometas se originan aparentemente en dos regiones del sistema solar externo. Se cree que los cometas de período más corto orbitan más allá de Neptuno, en una región denominada el cinturón de Kuiper, en honor al astrónomo Gerald Kuiper, que había predicho su existencia. (Durante la última década, se ha descubierto más de un centenar de estos cuerpos de hielo.) Como los asteroides del sistema solar interno, la mayoría de cometas del cinturón de Kuiper se mueyen en órbitas casi circulares que se sitúan casi en el mismo plano que los planetas. Una colisión casual entre dos cometas del cinturón de Kuiper. o la influencia gravitacional de uno de los planetas jovianos, puede alterar ocasionalmente la órbita de un cometa lo bastante como para enviarlo al sistema solar interno y a nuestro campo de visión.

A diferencia de los cometas del cinturón de Kuiper, los cometas de largo período tienen órbitas no confinadas al plano del Sistema Solar. Parece que estos cometas se distribuyen en todas direcciones desde el Sol, formando

un escudo esférico alrededor del Sistema Solar denominado nube de Oort, en homenaje al astrónomo holandés Jan Oort. Se cree que millones de cometas orbitan el Sol a distancias mayores que 10.000 veces la distancia entre la Tierra y el Sol. Se cree que el efecto gravitacional pasajero de una estrella distante puede ocasionalmente enviar un cometa de la nube de Oort hacia una órbita tnuy excéntrica que lo transporta hacia el Sol. Sin embargo, scilo una pequeña porción de los cometas de la nube de Oort tienen órbitas que los lleven al sistema solar interior.

Figura SISSOL-23 Cometa Hale-Bopp. Las dos colas que se veñ en la fotografía t¡enen una longitud entre 10 y l5 millones de millas. (Fotografía de la Peoria Astronomial Society de Eric Clifton y Craig Neaveill.)

El cometa de período corto más famoso es el cometa Halley. Su período orbital tiene una media de 76 años y cada una de sus 29 apariciones desde el año 240 a.C. fue registrada por los astrónomos chinos. Este registro es un testimonio de su dedicación como observadores astronómicos y de la resistencia de su cultura. Cuando se vio en 1910, el comea Halley había desarrollado una cola de casi 1,6 millones de kilómetros de largo y era visible durante las horas diurnas.

En 1986, la aparición nada espectacular del cometa Halley fue una decepción para muchos habitantes del hemisferio norte. Sin embargo, fue durante su visita más reciente al Sistema Solar interno cuando se consiguió una gran cantidad de información nueva sobre el más famoso de los cometas. Los nuevos datos fueron recogidos por las sondas espaciales enviadas para enconúarse con el cometa. La sonda europea Giotto se aproximó a 600 kilómetros del núcleo del cometa y obtuvo las primeras imágenes de esta esquiva estructura.

Sabemos ahora que el núcleo tiene forma de patata y un tamaño de 16 kilómetros por 8 kilómetros. Su superficie es irregular y está llena de hoyos en forma de cráteres. Los gases y el polvo que se evaporan del núcleo para formar la cabellera y la cola parecen salir de su superficie corno corrientes o chorros brillantes. Sólo alrededor del 10 por ciento de la superficie total del cometa emitía esos chorros en el momento del encuentro. EI resto del área superficial del comenta parecía estar cubierta por una capa oscura que puede consistir en material orgánico.

En 1997, el cometa Hale-Bopp hizo un recorrido espectacular alrededor de nuestro planeta. El núcleo del Hale-Bopp era inhabitualmente grande, de unos ,10 kilómetros de diámetro. Como se muestra en la Figura SISSOL-23, se extendían desde este cometa dos colas de casi 24 millones de kilómetros. La cola gaseosa azulada está compuesta por iones con carga positiva y apuntaba casi directamente en sentido contrario al Sol. La cola amarillenta está compuesta por polvo y otros restos rocosos. Dado que el material rocoso es más masivo que los gases ionizados, se ve menos afectado por el viento solar y sigue una trayectoria diferente con respecto al cometa.

 

Extracto : "Ciencias de la Tierra 8 EdicionUna Introducción a la Geología FísicaEdward J. Tarbuck, Frederick K. Lutgens".

Meteoritos

Casi todos hemos visto un meteoro, normalmente denominado . Este rayo de luz dura entre un parpadeo y unos pocos segundos y se produce cuando una pequeña partícula sólida, un meteorito, entra en la atmósfera terrestre desde el espacio interplanetario. La fricción entre el meteorito y el aire calienta ambos y produce la luz que vemos. La mayoría de meteoritos se origina a partir de una de las tres fuentes siguientes: (1) derrubios interplanetarios que no fueron atraídos gravitacionalmente por los planetas durante la formación del Sistema Solar, (2) material que es desplazado de manera continua desde el cinturón de asteroides y (3) restos sólidos de corneas que se habían movido cerca de la órbita terrestre. Se cree que unos pocos meteoritos son fragmentos de la Luna, o posiblemente de Marte, que fueron expulsados cuando un asteroide impactó contra estos cuerpos.

Aunque algún raro meteorito es tan grande como un asteroide, la mayoría tiene el tamaño de un grao de arena y pesa menos de 1/100 gramos. Por consiguiente, se evapora antes de alcanzar la superficie de la Tierra. Algunos. denominados micrometeoritos. son tan pequeños que su velocidad de caída se hace demasiado pequeña como para quemarlos, de manera que caen en forma de polvo espacial. Cada día, el número de meteoritos que entran en la atmósfera terrestre debe alcanzar el millar. Después de la puesta del Sol en una noche clara, media docena o más brillan lo suficiente como para servistos cada hora, a simple hasta, desde cualquier parte de la Tierra.

Ocasionalmente la visión de los meteoros aumenta notablemente a 60 o más por hora. Estas exhibiciones denominadas lluvias de meteoros, se producen cuando la Tierra encuentra un enjambre de meteoritos que viajan en la misma dirección y a casi la velocidad que la Tierra. La estrecha asociación de esos enjambres con las órbitas de algunos cometas sugiere que representan material perdido por esos cometas (Tabla SISSOL-02). Algunos enjambres no asociados con órbitas de cometas conocidos son probablemente los restos del núcleo de un cometa que desapareció hace ya tiempo. Se cree que la gran lluvia de meteoros de Perseida que se produce cada año en torno al 12 de agosto son los restos del cometa 1862 III, que tiene un período de 110 años.

Los meteoritos que se cree que son los restos de cometas son pequeños y alcanzan el suelo sólo ocasionalmente. Se piensa que la mayoría de los meteoritos que son lo suficientemente grandes para sobrevivir al calor de la entrada se origina entre los asteroides, donde las colisiones aleatorias modifican sus órbitas y los envían hacia la Tierra. La fuerza gravitacional de la Tierra hace el resto.

Unos pocos meteoritos grandes han producido cráteres en la superficie de la Tierra que se parecen mucho a los de la superficie lunar. El más famoso es el Crater Meteor de Arizona. Esta enorme cavidad tiene un diámetro de aproximadamente 1,2 kilómetros, 160 metros de profundidad y un anillo que sobresale hacia arriba hasta 50 metros por encima del paisaje circundante. En el área inmediata se han encontrado más de 30 toneladas de fragmentos de hierro, pero los intentos para localizar un cuerpo principal no han tenido éxito. Teniendo en cuenta la erosión, el impacto se produjo probablemente en los últimos 20-000 años.

 

Tabla SISSOL-02. Principales Lluvias de Meteoritos.

Antes de disponer de las rocas de la Luna traídas a la Tierra por los exploradores lunares, los meteoritos eran los únicos materiales extraterrestres que podían examinarse directamente (Figura SISSOL-24).Los meteoritos se clasificaron por su composición: (1) férreos, fundamentalmente de hierro, con un 2 a un 20 por ciento de níquel; (2) pétreos, silicatos con inclusiones de otros minerales, y (3) siderolitos, mezclas de los anteriores. Aunque los meteoritos pétreos son probablemente los meteoritos más comunes, normalmente se encontraban fundamentalmente meteoritos férreos. Esto es comprensible, porque los meteoritos férreos resisten mejor el impacto, experimentan meteorización con más lentitud y son mucho más fáciles de distinguir de las tocas terrestres por una persona no especializada. Los meteoritos férreos son probablemente fragmentos de núcleos de grandes asteroides o de planetas pequeños diferenciados.

Figura SISSOL-24 Meteorito de hierro que surge de las arenas del desierto. (Cortesía de Aramco world Magazine.)

Se observó que una clase poco abundante de meteorito, denominada condrita carbonácea contenía aminoácidos sencillos y otros compuestos orgánicos, que son los bloques de construcción básica de la vida. Este descubrimiento confirma hallazgos similares de la astronomía observacional, que indican que existen numerosos compuestos orgánicos en el frío reino del espacio exterior.

Si los meteoritos representan la composición de planetas parecidos a la Tierra, como sugieren los geólogos planetarios, la Tierra debe contener un porcentaje mucho mayor de hierro del que sugieren las rocas superficiales. Esta es una de las razones que esgrimen los geólogos para sugerir que el núcleo de la Tierra puede ser fundamentalmente de hierro y níquel. Además, la datación de los meteoritos indica que la edad de nuestro Sistema Solar sobrepasa por supuesto los 4.500 millones de años. Esta ha sido confirmada por datos procedentes de muestras lunares.

 

 

 
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