EGUZKI SISTEMA

Saturno es el sexto planeta desde el Sol y el segundo más grande del Sistema Solar con un diámetro ecuatorial de 119,300 kilómetros (74,130 millas). Gran parte de lo que sabemos sobre este planeta es debido a las exploraciones Voyager en 1980-81. Saturno está claramente achatado en los polos, como resultado de la rápida rotación del planeta alrededor de su eje. Su día dura 10 horas, 39 minutos y tarda 29.5 años terrestres en completar su órbita alrededor del Sol. La atmósfera está básicamente compuesta por hidrógeno con pequeñas cantidades de helio y metano. Saturno es el único planeta cuya densidad es inferior a la del agua (aproximadamente un 30% menos). Si fuese posible encontrar un océano lo suficentemente grande, Saturno flotaría en él. El color amarillo del nuboso Saturno está marcado por anchas bandas atmosféricas similares, pero más tenues, que las encontradas en Júpiter.

Estas imágenes del Telescopio Espacial Hubble, capturadas de 1996 al 2000, muestran el balanceo delos anillos de Saturno, desde inmediatamente después de estar de canto, hasta casi el máximo, mientras cambia de otoño a invierno en su hemisferio Norte.El ecuador de Saturno está inclinado con relación a su órbita unos 27 grados, algo más que la inclinación de 23 grados de la Tierra. Mientras Saturno se mueve en su órbita, primero un hemisferio, luego el otro, se inclinan hacia el Sol. Este cambio cíclico causa estaciones en Saturno, tal como el cambio en la orientación de la inclinación de la Tierra causa las estaciones en nuestro planeta.Los astrónomos están estudiando estas imágenes para investigar las detalladas variaciones en el color y brillo de los anillos. Esperan aprender más sobre la composición de los anillos de Saturno, cómo se formaron, y cuánto tiempo pueden durar. Los anillos de Saturno son increíblemente delgados, con un espesor de sólo 10 metros. Los anillos están hechos de hielo de agua y polvo, en tamaños desde peñascos hasta trozos menores que chocan suavemente unos contra otros mientras orbitan alrededor de Saturno

Urano es el séptimo planeta desde el Sol y es el tercero más grande del Sistema Solar. Fue descubierto por William Herschel en 1781. Tiene un diámetro ecuatorial de 51,800 kilómetros (32,190 millas) y completa su órbita alrededor del Sol cada 84.01 años terrestres. Está a una distancia media del Sol de 2,870 millones de kilómetros (1,780 millones de millas). El día de Urano dura 17 horas y 14 minutos. Urano tiene al menos 15 lunas. Las dos más grandes, Titania y Oberón, fueron descubiertas por William Herschel en 1787.

Los primeros nueve anillos de Urano fueron descubiertos en 1977. Durante las visitas de las naves Voyager, estos anillos fueron fotografiados y medidos, así como los otros anillos nuevos. Los anillos de Urano son claramente diferentes de los de Júpiter y Saturno. El más exterior de los anillos, epsilon, está compuesto por rocas de hielo de varios pies de envergadura. También parece exitir una tenue distribución de polvo a lo largo del sistema de anillos.Podrían existir también un gran número de anillos estrechos, o posiblemente incompletos o arcos de anillo, con anchos que no lleguen a los 50 metros. Las partículas indiviuales de los anillos presentan una baja reflectividad. Al menos uno de los anillos, el epsilon, tiene un color gris. Las lunas Cordelia y Ofelia actúan como satélites acompañantes del anillo epsilon.

Desde la perspectiva que tenemos en la Tierra, nuestro planeta parece ser grande y fuerte con un océano de aire interminable. Desde el espacio, los astronautas frecuentemente tienen la impresión de que la Tierra es pequeña, con una delgada y frágil capa de atmósfera. Para un viajero espacial, las características distintivas de la Tierra son las aguas azules, masas de tierra café y verde y nubes blancas contrastando con un fondo negro.Muchos sueñan con viajar en el espacio y ver las maravillas del universo. En realidad todos nosotros somos viajeros espaciales. Nuestra nave es el planeta Tierra, viajando a una velocidad de 108,000 kilómetros (67,000 millas) por hora.La Tierra es el tercer planeta más cercano al Sol, a una distancia de alrededor de 150 millones de kilómetros (93.2 millones de millas). A la Tierra le toma 365.256 días viajar alrededor del Sol y 23.9345 horas para que la Tierra rote una revolución completa. Tiene un diámetro de 12,756 kilómetros (7,973 millas), solamente unos cuantos kilómetros más grande que el diámetro de Venus. Nuestra atmósfera está compuesta de un 78 por ciento de nitrógeno, 21 por ciento de oxígeno y 1 por ciento de otros constituyentes.

La luna ha fascinado a la humanidad a través de los tiempos. Mediante la simple observación con el ojo desnudo, uno puede distinguir dos grandes tipos de terrenos: las mesetas relativamente brillantes y las llanuras más oscuras. A mediados del siglo XVII, Galileo y otros astrónomos tempranos realizaron observaciones telescópicas, notando un solapamiento casi infinito de cráteres. Se ha sabido también durante más de un siglo que la Luna es menos densa que la Tierra. Aunque se han averiguado muchas cosas sobre la Luna antes de la edad espacial, esta nueva era ha revelado muchos secretos dificilmente imaginables antes de esta época. El conocimiento actual de la Luna es mayor que el del resto de los objetos del Sistema Solar exceptuando la Tierra. Esto conduce a una mayor comprensión de los procesos geológicos y una mejor apreciación de la complejidad de los planetas terrestres.El 20 de Julio de 1969, Neil Armstrong se convirtió en el primer hombre que pisón la Luna. Fue seguido por Edwin Aldrin, ambos pertenecientes a la misión Apollo 11. Ellos y otros caminantes lunares experimentaron los efectos de la falta de atmófera. Se emplearon las comunicaciones por radio ya que las ondas de sonido sólo pueden ser oídas cuando viajan a través de un medio como el aire. El cielo lunar es siempre negro debido a que la difracción de la luz requiere la presencia de una atmósfera. Los astronautas también experimentaron la diferencia gravitacional. La gravedad lunar es un sexto de la gravedad terrestre; un hombre que pese unos 82 kilogramos (180 libras) en la Tierra, pesará sólo 14 kilogramos (30 libras) en la Luna.

La Luna está casi totalmente privada de atmósfera, inherte y prácticamente inmutable desde la época en que se formó la actual corteza, hace tres mil millones de años. Es un lugar donde se conservan los testimonios de hechos que se remontan a los orígenes del Sistema Solar.La falta de atmósfera causa la gran diferencia térmica que existe entre las partes de la Luna expuestas al Sol, más de 100 grados, y las que están en sombra, que pueden llegar a los 150 bajo cero.La primera diferencia que se nota observando a simple vista la superficie de nuestro satélite natural, es la existencia de regiones más oscuras en un contexto global más claro, conocidas como mares y tierras. Pero en la Luna no hay trazas de agua o, por lo menos, no ha sido encontrada hasta ahora. Los mares lunares tienen nombres como Océano de las Tempestades o Mar de la Tranquilidad.Si observamos la Luna con la ayuda de un instrumento óptico veremos también muchos cráteres, provocados por la lluvia de bloques de diferente tamaño que asolaban al Sistema Solar en la época de la formación de los planetas, cuando la lluvia de asteroides y meteoritos era más intensa. Sólo los cuerpos con poca o ninguna atmósfera los han conservado intactos. Hoy los meteoritos continúan cayendo sobre la Luna, pero a un ritmo enormemente más bajo.

En la misión Apolo 17, en 1972, el astronauta norteamericano Harrison Schmitt exploró de primera mano la superficie lunar. Esta misión tomó extraordinarias fotografías de la Tierra, desde su satélite natural, la Luna.En esta panorámica de la Luna, construida a partir de las fotos tomadas por el astronauta Eugene Cernan, es evidente la magnífica desolación del paisaje lunar estéril.Las rocas lunares se ven en primer plano, las montañas lunares en el fondo, algunos cráteres pequeños y al astronauta Schmidt, brincoteando de regreso al módulo.Unos días después que se obtuviera esta panorámica, la misión Apolo 17 dejó la Luna. Según la propuesta del presidente Bush, los Estados Unidos podrían volver a la Luna entre 2015 y 2020, nunca más tarde de esta última fecha. Como apoyo se enviarían sondas que explorarían la superficie lunar antes de 2008.

Foto desde el espacio del extremo Sur de Groenlandia, la mayor isla del planeta Tierra. El color oscuro del espacio contrasta enormemente con la blancura de las nubes, el hielo y la nieve. El único color real es el azul del Océano Atlántico y del Mar del Labrador.La falta de nubes a la lo largo del área costera meridional enfatiza los fiordos a lo largo de la costa. Una vista más cercana de las áreas blancas revela tres rasgos diferentes - la nieve y el hielo en la tierra; las formaciones nubosas sobre la región central y los lados oriental y occidental de la isla; y el hielo en forma de voluta que se aleja flotando del extremo suroeste de costa plagada de fiordos, que son impulsados por la Corriente Oriental de Groenlandia hacia el sur-suroeste, y las formaciones de bloques de hielo en el norte a lo largo de la costa oriental.Groenlandia posee el único glaciar continental superviviente en el Hemisferio Norte. Este manto de hielo cubre siete octavos de la superficie de Groenlandia y contiene el once por ciento de toda el agua potable de la Tierra.

El globo terráqueo está formado por una corteza sólida, la litosfera que tiene un espesor medio de 90 km. y una composición predominante de rocas silicáticas. Inmediatamente por debajo está el manto, que llega hasta una profundidad aproximada de 2.900 km., caracterizado por material rocoso en estado semifluido.Aún más abajo, hasta el centro de la Tierra, hay un núcleo con una composición mayoritaria de hierro que en su parte más exterior, desde los 2.900 km. a los 1.800 km. de profundidad, está en estado fluido; en la parte más interna está nuevamente en estado sólido. Las densidades de estas capas van desde un mínimo de 2,8 g/cm3 en la litosfera, a un máximo de 13,5 g/cm3 en el núcleo interior.Los movimientos de fluidos en el interior de la Tierra y las corrientes eléctricas generadas por ellas, están en la base del intenso campo magnético que rodea nuestro planeta y que toma el nombre de Magnetosfera

Una aurora es una luminosidad que se produce a gran altitud, y generalmente por encima de los 60° de latitud, aunque también se observa en otras zonas. Según se produzca en el hemisferio norte o sur, se denomina aurora boreal o aurora austral. El término de aurora polar se aplica en ambos casos. La aurora consiste en manchas y columnas luminosas rápidamente cambiantes, de varias tonalidades.Los fenómenos de aurora extensos están acompañados por perturbaciones en el magnetismo terrestre e interferencias con las transmisiones de radio, teléfono y telégrafos. Los periodos de máxima y mínima intensidad de las auroras coinciden casi exactamente con los del ciclo de manchas solares, que dura 11 años.

Tal como se esperaba, el agujero de ozono cercano al Polo Sur terrestre, volvió a crecer durante 2003. El agujero de este año, ligeramente más grande que Norteamérica, es más grande que el del año pasado, pero más pequeño que el del registro alcanzado el 10 de Septiembre de 2000.El ozono es importante porque nos protege del daño de la radiación ultravioleta de la luz solar. No obstante, el ozono es vulnerable a los CFCs (Clorofluorocarbonos) y halogenuros, como el tetracloruro de carbono y el cloroformo, liberados en la atmósfera por la actividad humana. Los esfuerzos internacionales para reducir la utilización de estos compuestos químicos dañinos parece estar dando resultados positivos, ya que su abundancia en la atmósfera ha disminuido de manera efectiva.Sin embargo, el tamaño relativamente grande del agujero de ozono del año 2003, se atribuyó de manera parcial al aire más frío de lo normal en la estratósfera circundante. La imagen del agujero de ozono fue tomada el 11 de Septiembre de 2003 por el satélite orbital Earth Probe.

Neptuno es el planeta más exterior de los gigantes gaseosos. Tiene un diámetro ecuatorial de 49,500 kilómetros (30,760 millas). Si Neptuno estuviera vacio, contendría casi 60 Tierras. Neptuno completa su órbita alrededor del Sol cada 165 años. Tiene ocho lunas, seis de las cuales fueron descubiertas por la nave Voyager. Un día de Neptuno tiene 16 horas y 6.7 minutos. Neptuno fue descubierto el 23 de Septiembre de 1846 por Johann Gottfried Galle, del Observatorio de Berlín, y Louis d'Arrest, un estudiante de astronomía, a través de predicciones matemáticas realizadas por Urbain Jean Joseph Le Verrier.Los dos tercios interiores de Neptuno están compuestos por una mezcla de roca fundida, agua, amoniaco y metano líquidos. El tercio exterior es una mezcla de gases calientes compuestos por hidrógeno, helio, agua y metano. El metano da a las nubes de Neptuno su característico color azul.Neptuno es un planeta dinámico con varias manchas grandes y oscuras que recuerdan las tormentas huracanadas de Júpiter. La mayor de las manchas, conocida como la Gran Mancha Oscura, tiene un tamaño similar al de la Tierra y es parecida a la Gran Mancha Roja de Júpiter. La nave Voyager reveló una pequeña nube, de forma irregular, moviéndose hacia el este que recorre Neptuno en unas 16 horas. Este scooter o patinete, así ha sido apodada, podría ser un penacho volcánico que asoma por encima de la capa de nubes.

Se han observado en la atmósfera alta de Neptuno, brillantes nubes alargadas, similares a los cirros de la Tierra. A bajas latitudes norte, la nave Voyager capturó imágenes de bancos de nubes que proyectaban su sombra sobre las capas de nubes inferiores.Los vientos más fuertes medidos en cualquiera de los planetas del sistema solar son los de Neptuno. La mayor parte de estos vientos soplan en dirección oeste, en sentido contrario a la rotación del planeta. Cerca de la Gran Mancha Oscura, los vientos soplan casi a 2.000 kilómetros por hora.Urano y Neptuno tienen poco hidrógeno en comparación con los dos gigantes; Urano, también con una serie de anillos a su alrededor, se distingue porque su eje de rotación forma un ángulo de 8° con el plano de su órbita.

Teniendo en cuenta que Neptuno es uno de los planetas más fríos y alejados del Sol, hablar de la "primavera" podría parecer exagerado, pero las más recientes imágenes obtenidas mediante el telescopio espacial Hubble casi permiten afirmarlo. Su hemisferio sur se muestra más brillante y los astrónomos piensan que se trata de un cambio estacional. Un año de Neptuno (una órbita completa alrededor del Sol) dura 165 años, así que cada estación se extiende por unos 40 años terrestres.El seguimiento de la evolución de Neptuno, realizado durante seis años, ha permitido discernir que los cambios observados se aprecian sobre todo en las bandas nubosas, cuyo brillo y amplitud han crecido. Esto se debe a las variaciones estacionales de la luz solar que alcanza a este lejano planeta, de forma parecida a como ocurre en la Tierra.En Neptuno se producen tormentas con vientos feroces que en ocasiones alcanzan los 1.500 km/h. Pero tal y como muestran las imágenes del Hubble, toda esta actividad no es constante, sino que sufre variaciones. Como la Tierra, Neptuno tendría cuatro estaciones. Cada hemisferio poseería un verano cálido y un invierno frío, con primaveras y otoños de transición entre ellos.

Venus, la joya del cielo, fue conocida antaño por los astrónomos por el nombre de estrella de la mañana y estrella de la tarde. Los primeros astrónomos pensaron que Venus podría ser en realidad dos cuerpos separados. Venus, que recibe el nombre de la diosa romana del amor y la belleza, está oculto por una gruesa cubierta turbulenta de nubes.Los astrónomos se refieren a venus como el planeta hermano de la Tierra. Ambos tienen similar tamaño, masa, densidad y volumen. Ambos se formaron más o menos al mismo tiempo y se condesaron a partir de la misma nebulosa. Sin embargo, durante los últimos años los investigadores han encontrado que el parecido termina aquí. Venus es muy diferente de la Tierra. No tiene oceános y está rodeado por una pesada atmósfera compuesta principalmente por dióxido de carbono con casi nada de vapor de agua. Sus nubes estan compuestas por gotas de ácido sulfúrico. En la superficie, la presión atmosférica es 92 veces mayor que la presión en la Tierra a nivel del mar.Venus es abrasador con una temperatura en la superficie de unos 482° C (900° F). Esta alta temperatura es debida básicamente a un aplastante efecto invernadero causado por la pesada atmósfera y el dióxido de carbono. La luz solar atraviesa la atmósfera para calentar la supercicie del planeta. El calor es radiado de nuevo hacia el exterior pero es atrapado por la densa atmósfera y no puede escapar hacia el espacio. Esto hace que Venus sea más caliente que Mercurio.

Si se pudiera ver Venus con los ojos de un radar, esto es lo que se vería. La imagen es una reconstrucción de la superficie de Venus creada con los datos de la sonda espacial Magallanes.La sonda Magallanes orbitó Venus usando el radar para cartografiar la supeficie de nuestro planeta vecino entre 1990 y 1994. La sonda Magallanes encontró características interesantes en la superficie, entre otras grandes cúpulas, normalmente de unos 25 kilómetros de ancho, como la que se muestra.Se cree que estas cimas redondeadas han sido creadas por el fenómenos volcánicos, aunque su formación exacta permanece desconicida. La superficie de Venus es tan caliente y hostil que ninguna sonda de superficie ha permanecido activa más de unos minutos.Venus es ligeramente más pequeño que la Tierra. Ambos tienen pocos cráteres, lo que indica que sus superficies son relativamente jóvenes, y sus densidades y composiciones químicas son similares. A causa de estas coincidencias, se pensó que bajo su densa capa de nubes Venus podía ser similar a nuestro planeta e incluso albergar vida. Estudios posteriores revelaron que Venus es radicalmente diferente a la Tierra.La presión en la superficie de Venus equivale a 90 veces la presión en la superficie de nuestro planeta, la misma que existe a 1 kilómetro de profundidad en el océano. La atmósfera está compuesta principalmente de dióxido de carbono. Hay muchas capas de nubes de varios kilómetros de espesor, compuestas de ácido sulfúrico, que cubren completamente la superficie del planeta. La densa atmósfera produce un efecto invernadero que eleva la temperatura a 477º C en la superficie. Por tal motivo, Venus posee una temperatura superior a la de Mercurio a pesar de estar casi al doble de distancia del Sol.Venus probablemente tuvo alguna vez grandes cantidades de agua en su superficie, al igual que nuestro planeta, pero ésta hirvió y se evaporó definitivamente. Venus está completamente seco en la actualidad; la Tierra habría seguido el mismo destino si su órbita la acercara un poco más al Sol.La mayor parte de la superficie de Venus consiste en suaves planicies con poco declive. También hay amplias depresiones y un par de àreas de tierras altas. Una gran parte de la superficie de Venus está cubierta por ríos de lava. Hay muchos grandes volcanes apagados. Venus aún está volcánicamente activo sólo en determinados lugares. En su mayoría la superficie ha estado geológicamente tranquila en los últimos millones de años.No hay cráteres pequeños en Venus. Aparentemente, los meteoros de menor tamaño se pulverizan en su densa atmósfera antes de alcanzar la superficie. Los cráteres en Venus aparecen casi siempre agrupados, indicando que los grandes meteoros que alcanzan la superficie se fragmentan en la atmósfera durante la caída. Los terrenos más antiguos en Venus poseen una antiguedad de unos 800 millones de años. La intensa actividad volcánica de aquella era eliminó los rasgos de la superficie anterior, incluyendo los grandes cráteres de los primeros tiempos de Venus.

Aunque Plutón fue descubierto en 1930, la limitada información sobre el lejano planeta de la que se disponía demoró una compresión realista de sus características. Hoy en día, Plutón es el único planeta que no ha sido visitado por una nave espacial, aunque se está obteniendo una creciente cantidad de información sobre este peculiar planeta. La singularidad de la órbita de Plutón, su relación rotacional con su satélite, su eje de rotación y las variaciones de luz hacen que el planeta tenga un cierto atractivo.Plutón está generalmente más lejos del Sol que cualquiera de los otros planetas del sistema solar; sin embargo, debido a la excentricidad de su órbita, está más cerca que Neptuno durante 20 de los 249 años que tiene dura su órbita. Plutón atravesón la órbita de Neptuno el 21 de Enero de 1979, hizo su aproximación más cercana el 5 de Septiembre 1989 y permanecerá dentro de la órbita de Neptuno hasta el 14 de Marzo de 1999. Esto no volverá a ocurrir hasta Septiembre de 2226.

Esta es la recreación artística del primer mapa de la superficie del planeta más remoto del sistema solar, Plutón. Se ha creado a partir de las imágenes obtenidas por el Hubble y confirma que Plutón tiene un cinturón ecuatorial oscuro y casquetes polares claros, tal como se deducía de las curvas de luz obtenidas desde la superficie terrestre durante los mutuos eclipses entre Plutón y Caronte a finales de la década de los 80.Las variaciones de brillo en este mapa podrían ser debidas a rasgos topográficos como cuencas y cráteres de impacto frescos. Sin embargo, la mayor parte de los rasgos superficiales están probablemente producidos por una compleja distribución de los hielos que emigran a través de la superficie de Plutón con sus ciclos orbitales y estacionales y subproductos químicos precipitados de la atmósfera de Plutón compuesta de nitrógeno y metano.

Marte es el cuarto planeta desde el Sol y suele recibir el nombre de Planeta Rojo. Las rocas, suelo y cielo tienen una tonalidad rojiza o rosacea. Este característico color rojo fue observado por los astrónomos a lo largo de la historia. Los romanos le dieron nombre en honor de su dios de la guerra. Otras civilizaciones tienen nombres similares. Los antiguos Egípcios lo llamaron Her Descher que significa el rojo.Antes de la exploración espacial, Marte era considerado como el mejor candidato para albergar vida extraterrestre. Los astrónomos creyeron ver líneas rectas que atravesaban su superficie. Esto condujo a la creencia popular de que algún tipo de inteligencia habia construido canales de irrigación. En 1938, cuando Orson Welles emitió una novela radiofónica basada en el clásico de Ciencia Ficción La Guerra de los Mundos de H.G. Wells, se produjeron escenas de pánico debido a que un montón de gente creyó realmente que la Tierra era invadida por marcianos.

La sonda europea Mars Express envió esta foto que demuestra la existencia de agua en Marte.Desde que se empezó a estudiar de cerca, en el último cuarto del siglo XX, Marte se nos presenta como un planeta aún activo, en el cual, si no hay agua en estado líquido, hay sin embargo, bastantes signos: tiene lechos de ríos secos y, según la hipótesis de algunos estudiosos, tal vez exista, en algunas partes de la superficie del planeta, una capa de agua congelada similar a la que se encuentra en la Tierra, en las regiones polares. El agua, se sabe, es el elemento esencial para la vida y, aunque no marcianos evolucionados, existía la posibilidad de encontrar microorganismos animales o vegetales y demostrar que el surgimiento de la vida sobre un planeta no es un hecho exclusivo de la Tierra.Algunos estudiosos han formulado la hipótesis que, anteriormente, el planeta debía tener una atmósfera más gruesa y densa de la actual, que permitía la existencia de agua en estado líquido: se explicarían así los lechos de los ríos, ahora ya secos, descubiertos por las sondas americanas Mariner y Viking. La mayor distancia que separa al Sol de Marte determina temperaturas muy bajas con respecto a las terrestres.Es probable que el agua sólo se dé en forma de hielo encima o debajo de la superficie, o como rastros de vapor o cristales de hielo en la atmósfera. Sin embargo, la prueba más evidente en contra de la existencia de vida es la ligereza de la atmósfera y el hecho de que la superficie está expuesta, no sólo a dosis letales de radiación ultravioleta, sino también a los efectos químicos de sustancias muy oxidantes producidas por fotoquímica.

La atmósfera de Marte es mucho más delgada que la de la Tierra, con una presión superficial equivalente a una centésima parte de la presión superficial de nuestro planeta. Las temperaturas de la superficie oscilan desde -113º C en el polo durante el invierno, a 0º C en la cara con luz durante el verano. La atmósfera está principalmente compuesta de dióxido de carbono (95. 3%), nitrógeno (2.7%), argón (1.6%), y pequeñas cantidades de otros gases. El oxígeno, que es tan importante para nosotros en la Tierra, apenas representa un 0. 13 % de la atmósfera de Marte.En la atmósfera hay sólo un cuarto de vapor de agua. Esto parece suficiente para permitir que el agua se congele en la superficie de Marte. Con tan poca cantidad de agua, raramente se observan nubes en el cielo Marciano. Aún se desconoce la posible función que, en el pasado, tuvo el agua líquida en la formación de cuencas de ríos secos que todavía se pueden ver, particularmente porque el agua helada no es abundante sobre la superficie de Marte.En ciertas estaciones, algunas zonas de Marte son azotadas por vientos tan fuertes que levantan la tierra de la superficie y lanzan polvo a la atmósfera. Se produce un acontecimiento climático importante en el hemisferio sur entre primavera y el comienzo del verano cuando Marte está cerca del perihelio y el recalentamiento de las latitudes del sur cercanas al ecuador es más intenso. Se forman tormentas de polvo de tales proporciones que oscurecen la superficie del planeta durante semanas e incluso meses. El polvo de estas nubes es muy fino y tarda mucho tiempo en disolverse.

El Opportunity es un explorador gemelo al Spirit. Ambos exploran la superficie marciana. Ambos forman parte de la Misión Rover de Exploración de Marte de la NASA, cuyo objetivo es recolectar evidencia geológica que demuestre que puede haber vida, o que la hubo, en el planeta Marte.Los científicos aseguran que las primeras fotos que envió el Opportunity muestran una zona muy distinta al entorno del Cráter de Gusev - en el lado opuesto del planeta -, donde amartizó el Spirit, el 3 de enero de 2004. Según los científicos, el Opportunity muestra paisajes extraordinarios no vistos antes.Los dos robots exploradores, provistos de seis ruedas para movilizarse, se alimentan con baterías solares y están equipados con herramientas para taladrar rocas y analizar muestras de suelo, además de nueve cámaras, que se utilizan durante los tres meses de exploración. La foto muestra una llanura castigada por el viento y tachonada de pequeñas rocas. La escena entusiasmó a los científicos, ansiosos por enviar al Spirit a explorar entre las rocas para obtener evidencias de que el sitio de aterrizaje estuvo en una época inundado de agua.El planeta Marte tiene una superficie con muchos cráteres y canales de origen natural. Los experimentos biológicos realizados han descubierto una actividad química inesperada y enigmática en el suelo Marciano, pero no aportan ninguna evidencia clara sobre la presencia de microorganismos vivos en el suelo. Marte es auto-esterilizante, la combinación de radiación ultravioleta solar que satura la superficie, la extrema sequedad del suelo y la naturaleza oxidante de la química del suelo impiden la formación de organismos vivos en el suelo Marciano. Sin embargo, permanece abierta la pregunta sobre la existencia de vida en Marte en un pasado lejano.

Esta impresionante vista en perspectiva corresponde a la pared sudeste de un cráter de impacto bastante antiguo de Solis Planum, en el límite de la región montañosa de Thaumasia, en Marte.La pared del cráter, de la cual vemos unos 50 kilómetros en la fotografía, tiene unos 800 metros de altura. Esta zona, ubicada en el planeta rojo al suroeste del imponente Valles Marineris, se caracteriza por sus montañas y fallas, que nos prueban los movimientos de las placas de la superficie, o tectónica de placas.El proceso de la tectónica de placas ha modelado desde hace mucho tiempo la superficie de la Tierra, pero se cree que en Marte ha actuado más brevemente.La imagen se compuso a partir de los datos de fotografías en color tomadas por la Cámara Estéreo de Alta Resolución que lleva la nave de la ESA Mars Express a bordo

Mercurio recibió este nombre de los romanos por el mensajero de pies alados de los dioses ya que parecía moverse más rápido que ningún otro planeta. Es el planeta más cercano al Sol, y el segundo más pequeño del sistema solar. Su diámetro es un 40% más pequeño que la Tierra y un 40% más grande que la Luna. Es incluso más pequeño que la luna de Júpiter, Ganimedes o la luna de Saturno, Titán.Si un explorador pudiese poner sus pies en la superficie de Mercurio, descubriría un terreno muy parecido a la superficie lunar. Las colinas redondeadas y cubiertas de polvo de Mercurio han sido erosionadas por el constante bombardeo de meteoritos. Las fallas se levantan varios kilómetros en altura y se prologan cientos de kilómetros. Los cráteres recubren la superficie. El explorador notaría que el Sol parece dos veces y media más grande que en la Tierra; sin embargo, el cielo estás siempre negro debido a la falta de una atmósfera suficiente para provocar la dispersión de la luz. A medida que el explorador recorra el espacio con su vista, podría ver dos brillantes estrellas. Una con aspecto cremoso, Venus y la otra de color azul, la Tierra.

Júpiter es el quinto plantea desde el Sol y es el mayor del Sistema Solar. Si Júpiter estuviera vacio, cabrían en su interior más de mil Tierras. También contiene más materia que el resto de los planetas combinados. Tiene una masa de 1.9 x 1027 kg y un diámetro ecuatorial de 142,800 kilómetros (88,736 millas). Júpiter posee 16 satélites, cuatro de ellos - Calisto, Europa, Ganimedes e Io - fueron observados ya por Galileo en 1610. Existe un sistema de anillos, pero muy tenue y es invisible desde la Tierra. (Los anillos fueron descubiertos en 1979 por el Voyager 1.) La atmósfera es muy profunda, comprendiendo quizá al propio planeta, y es de alguna manera como el Sol. Está compuesta principalmente por hidrógeno y helio, con pequeñas cantidades de metano, amoníaco, vapor de agua y otros compuestos. A grandes profundidades dentro de Júpiter, la presión es tan grande que los átomos de hidrógeno se rompen liberando sus electrones de tal forma que los átomos resultantes están compuestos únicamente por protones. Esto da lugar a un estado en el que el hidrógeno se convierte en metal.La dinámica del sistema climático de Júpiter se refleja en unas franjas latitudinales de colores, nubes atmosféricas y tormentas. Los patrones de nubes cambian en horas o días. La Gran Mancha Roja es una compleja tormenta que se mueve en sentido antihorario. En su contorno exterior, el material tarda en girar entre cuatro y seis días; cerca del centro, los movimientos son menores e incluso lo hacen en direcciones aleatorias. Un montón de otras pequeñas tormentas y remolinos aparecen a lo largo de las bandas nubosas.

Júpiter tiene luces del norte, como las tiene la Tierra, pero en diferente escala. Las auroras en Júpiter son de cientos a miles de veces más intensas que las de nuestro planeta. Además, los anillos brillantes alrededor de los polos magnéticos de Júpiter tienen dos veces el diámetro de la propia Tierra. En ambos mundos las auroras ocurren cuando electrones e iones llueven sobre la parte superior de la atmósfera. Tales partículas son guiadas por líneas de fuerza magnética hacia los polos, en donde se estrellan con moléculas de aire y las hacen brillar.Una diferencia importante entre las auroras de la Tierra y las de Júpiter tiene que ver con la fuente de las partículas cargadas. En nuestro planeta, la mayor parte de los electrones e iones provienen del viento solar o de la ionosfera de nuestro planeta. En Júpiter, muchos de ellos provienen de volcanes en erupción sobre la superficie de su satélite Io, que llenan la magnetosfera del planeta gigante con azufre y oxígeno ionizados. Los iones de Io son acelerados por los campos eléctricos locales hacia la zona auroral de Júpiter.Las partículas cargadas que viajan a lo largo de las líneas del campo magnético de Júpiter colisionan casi verticalmente con la atmósfera joviana. El arco de la aurora marca el límite entre la zona polar en que las líneas de campo están abiertas hacia el espacio interplanetario y la zona media en que las líneas están cerradas. Las partículas en esta frontera recorren trayectos más largos y producen luz más intensa.

Esta imagen de Júpiter fue realizada a partir de tomas obtenidas por la cámara situada a bordo de la sonda espacial Cassini. Es la toma global en color más detallada jamás obtenida del planeta Júpiter, pues los detalles más pequeños observables tienen 60 Km de longitud. Aunque la cámara de la Cassini puede detectar más colores que los ojos humanos, el aspecto que muestra Júpiter en esta imagen es el que apreciaríamos nosotros a simple vista si nos acercásemos al planeta, tal como hizo esta sonda a finales de 2000. Estas imágenes fueron obtenidas a 10 millones de kilómetros de Júpiter. La cámara de la sonda Cassini es digital. Para realizar imágenes en color, la sonda dispone de una rueda de filtros especiales, situados justo delante de la cámara.Todos los detalles que se aprecian en el planeta corresponden a sus nubes. Las bandas paralelas marrones-rojizas y blancas, los óvalos blancos y la Gran Mancha Roja persisten en la atmósfera desde hace muchos años a pesar de la intensa turbulencia a la que ésta se halla sometida. Las formas más energéticas son las pequeñas nubes blancas situadas a la izquierda de la Gran Mancha Roja y en zonas similares en la mitad Norte de este planeta. Estas nubes crecen para desaparecer posteriormente en pocos días, generando intensas tormentas eléctricas.A diferencia de nuestro planeta, en el que el agua se condensa para formar nubes, las nubes jovianas están compuestas de amoniaco, sulfuro de hidrógeno y agua. El ascenso y descenso de este material gaseoso mezcla de modo diferente todos estos materiales. Los colores marrones y anaranjados se deben a elementos procedentes de zonas más profundas de la atmósfera, o bien son subproductos de reacciones químicas causadas por la luz ultravioleta solar. Las áreas azules, situadas justo al Norte y Sur del ecuador son lugares que presentan menos nubes y que realmente nos están mostrando zonas ligeramente más profundas del planeta.

Los astrónomos están al tanto de algunos objetos caprichosos que existen en el centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, como las vastas nubes de polvo cósmico, radiantes cúmulos estelares, remolinos gaseosos y, desde luego, un agujero negro supermasivo.Gran parte del centro galáctico está oculto de cualquier observación en luz visible por densas nubes de gas y polvo, pero puede explorarse mediante otras formas de radiación electromagnética.Esta imagen espectacular, en luz infrarroja, del centro de nuestra galaxia, fue construida a partir de los datos del Experimento Espacial Intermedio, a bordo del satélite MSX.Esta imagen, producto del mapeo en tres bandas del infrarrojo intermedio, invisible al ojo humano, y su codificación en los colores visibles rojo, verde y azul, revela la emisión térmica de nubes de polvo circunferidas al centro galáctico, que se calientan por la intensa luminosidad de las estrellas. El plano galáctico se extiende a lo largo de la línea media de esta fotografía, mientras que el centro galáctico es la mancha brillante fácilmente reconocible.

El Sol es el elemento más importante en nuestro sistema solar. Es el objeto más grande y contiene aproximadamente el 98% de la masa total del sistema solar. Se requerirían ciento nueve Tierras para completar el disco solar, y su interior podría contener más de 1.3 millones de Tierras. La capa exterior visible del Sol se llama la fotosfera y tiene una temperatura de 6,000°C (11,000°F). Esta capa tiene una apariencia manchada debido a las turbulentas erupciones de energía en la superficie.La energía solar se crea en el interior del Sol. Es aquí donde la temperatura (15,000,000° C; 27,000,000° F) y la presión (340 millardos de veces la presión del aire en la Tierra al nivel del mar) son tan intensas que se llevan a cabo las reacciones nucleares. Éstas reacciones causan núcleos de cuatro protones ó hidrógeno para fundirse juntos y formar una partícula alfa ó núcleo de helio. La partícula alfa tiene cerca de .7 por ciento menos masa que los cuatro protones. La diferencia en la masa es expulsada como energía y es llevada a la superficie del Sol, a través de un proceso conocido como convección, donde se liberan luz y calor. La energía generada en el centro del Sol tarda un millón de años para alcanzar la superficie solar. Cada segundo se convierten 700 millones de toneladas de hidrógeno en cenizas de helio. En el proceso se liberan 5 millones de toneladas de energía pura; por lo cual, el Sol cada vez se vuelve más ligero.

El Sol es una enorme masa gaseosa formada por un núcleo central extraordináriamente caliente rodeado de capas sucesivas más frias o, mejor dicho, menos calientes. A continuación vienen las zonas radiativa y convectiva, a traves de las cuales y de forma muy lenta, la energia solar es transferida hacia el exterior.Sobre ellas está la fotosfera, que es la capa visible. La cromosfera está sobre la fotosfera. La energía solar pasa a través de ésta región en su trayectoria de salida del Sol. En estas regiones se producen turbulencias y las manchas solares.Por último, la corona es la parte exterior de la atmósfera del Sol. Es en ésta región donde aparecen las erupciones solares. La corona se puede ver sólo durante los eclipses totales de Sol, y no está representada en este dibujo.

Cubriendo la fotosfera o superficie visible del Sol, la débil y ténue corona solar no se ve con facilidad desde la Tierra, pero las medidas confirman que es cientos de veces más caliente que la propia fotosfera.¿Qué provoca que la corona solar esté tan caliente? Los astrónomos han buscado durante mucho tiempo la fuente de ese calor en los campos magnéticos que lanzan monstruosos bucles de plasma solar sobre la fotosfera. Sin embargo, nuevas observaciones profundamente detalladas de los bucles de la corona realizadas en órbita por el satélite TRACE nos acercan mucho a esa fuente de energía sin descubrir.Esta y otras imágenes del TRACE, tomadas en el extremo del ultravioleta, muestran que la mayor parte del calentamiento proviene de la parte baja de la corona, cerca de las bases de los bucles que surgen de la superficie solar y vuelven a ella. Los nuevos resultados ponen en duda la teoría habitual, que se basa en un calentamiento uniforme de los bucles. Esta impresionante imagen del TRACE muestra grupos de estos majestuosos bucles calientes, que pueden llegar a expandirse más de 30 veces el diámetro del planeta Tierra.

Frecuentemente erupciona gas candente del Sol. Una de estas erupciones produjeron esta protuberancia que muestra la ilustración, tomada el 19 de julio del 2000 por el satélite artificial TRACE.La protuberancia, aunque pequeña comparada con el resto del tamaño del Sol, mide más de 100,000 kilómetros de altura, por lo que fácilmente podría atrapar por completo a La Tierra dentro de sus brazos extendidos. El gas de la protuberancia está ligada a los complejos y cambiantes campos magnéticos del Sol.La mayoría de las protuberancias decaen a la larga, una vez que éstas se alejan de la superficie del Sol. Las erupciones solares más potentes emiten partículas que pueden alcanzar a La Tierra y algunas logran estropear satélites artificiales. La cuestión de muchas investigaciones son el origen y la naturaleza de las erupciones solares.

La región solar activa designada número 30 aparece en el hemisferio visible de la estrella más cercana. Empequeñecido por el disco solar, el grupo de manchas solares que constituyen la región 30 realmente cubre un área enorme, casi 10 veces el tamaño de la Tierra.las fotografías fueron tomadas los días 15, 16 y 17 de julio de 2002 por el instrumento MDI en el Observatorio SOHO, estacionado en el espacio, mientras la rotación solar lentamente lleva al grupo de manchas solares a lo largo del lado del Sol más cercano a nosotros.El 15 de julio, una poderosa explosión solar estalló en esta región, seguida de una eyección de masa en la corona. La nube energética de partículea eléctricamente cargadas azotó nuestro planeta

El Big Bang, literalmente gran estallido, constituye el momento en que de la "nada" emerge toda la materia, es decir, el origen del Universo. La materia, hasta ese momento, es un punto de densidad infinita, que en un momento dado "explota" generando la expansión de la materia en todas las direcciones y creando lo que conocemos como nuestro Universo.Inmediatamente después del momento de la "explosión", cada partícula de materia comenzó a alejarse muy rápidamente una de otra, de la misma manera que al inflar un globo éste va ocupando más espacio expandiendo su superficie. Los físicos teóricos han logrado reconstruir esta cronología de los hechos a partir de un 1/100 de segundo después del Big Bang. La materia lanzada en todas las direcciones por la explosión primordial está constituida exclusivamente por partículas elementales: Electrones, Positrones, Mesones, Bariones, Neutrinos, Fotones y un largo etcétera hasta más de 89 partículas conocidas hoy en día.En 1948 el físico ruso nacionalizado estadounidense George Gamow modificó la teoría de Lemaître del núcleo primordial. Gamow planteó que el Universo se creó en una explosión gigantesca y que los diversos elementos que hoy se observan se produjeron durante los primeros minutos después de la Gran Explosión o Big Bang, cuando la temperatura extremadamente alta y la densidad del Universo fusionaron partículas subatómicas en los elementos químicos.Cálculos más recientes indican que el hidrógeno y el helio habrían sido los productos primarios del Big Bang, y los elementos más pesados se produjeron más tarde, dentro de las estrellas. Sin embargo, la teoría de Gamow proporciona una base para la comprensión de los primeros estadios del Universo y su posterior evolución. A causa de su elevadísima densidad, la materia existente en los primeros momentos del Universo se expandió con rapidez. Al expandirse, el helio y el hidrógeno se enfriaron y se condensaron en estrellas y en galaxias. Esto explica la expansión del Universo y la base física de la ley de Hubble.Según se expandía el Universo, la radiación residual del Big Bang continuó enfriándose, hasta llegar a una temperatura de unos 3 K (-270 °C). Estos vestigios de radiación de fondo de microondas fueron detectados por los radioastrónomos en 1965, proporcionando así lo que la mayoría de los astrónomos consideran la confirmación de la teoría del Big Bang.Uno de los problemas sin resolver en el modelo del Universo en expansión es si el Universo es abierto o cerrado (esto es, si se expandirá indefinidamente o se volverá a contraer).Un intento de resolver este problema es determinar si la densidad media de la materia en el Universo es mayor que el valor crítico en el modelo de Friedmann. La masa de una galaxia se puede medir observando el movimiento de sus estrellas; multiplicando la masa de cada galaxia por el número de galaxias se ve que la densidad es sólo del 5 al 10% del valor crítico. La masa de un cúmulo de galaxias se puede determinar de forma análoga, midiendo el movimiento de las galaxias que contiene. Al multiplicar esta masa por el número de cúmulos de galaxias se obtiene una densidad mucho mayor, que se aproxima al límite crítico que indicaría que el Universo está cerrado.La diferencia entre estos dos métodos sugiere la presencia de materia invisible, la llamada materia oscura, dentro de cada cúmulo pero fuera de las galaxias visibles. Hasta que se comprenda el fenómeno de la masa oculta, este método de determinar el destino del Universo será poco convincente.Muchos de los trabajos habituales en cosmología teórica se centran en desarrollar una mejor comprensión de los procesos que deben haber dado lugar al Big Bang. La teoría inflacionaria, formulada en la década de 1980, resuelve dificultades importantes en el planteamiento original de Gamow al incorporar avances recientes en la física de las partículas elementales. Estas teorías también han conducido a especulaciones tan osadas como la posibilidad de una infinidad de universos producidos de acuerdo con el modelo inflacionario.Sin embargo, la mayoría de los cosmólogos se preocupa más de localizar el paradero de la materia oscura, mientras que una minoría, encabezada por el sueco Hannes Alfvén, premio Nobel de Física, mantienen la idea de que no sólo la gravedad sino también los fenómenos del plasma, tienen la clave para comprender la estructura y la evolución del Universo.