Saturno

Saturno

Saturno es el segundo planeta más grande del Sistema Solar y el único con anillos visibles desde la Tierra. Se ve claramente achatado por los polos a causa de la rápida rotación.

La atmósfera es de hidrógeno, con un poco de helio y metano. Es el único planeta que tiene una densidad menor que el agua. Si encontrásemos un océano suficientemente grande, Saturno flotaría.

El color amarillento de las nubes tiene bandas de otros colores, como Júpiter, pero no tan marcadas. Cerca del ecuador de Saturno el viento sopla a 500 Km/h.

Los anillos le dan un aspecto muy bonito. Tiene dos brillantes, A y B, y uno más suave, el C. Entre ellos hay aberturas. La mayor es la División de Cassini.
Cada anillo principal está formado por muchos anillos estrechos. Su composición es dudosa, pero sabemos que contienen agua. Podrían ser icebergs o bolas de nieve, mezcladas con polvo.

En 1850, el astrónomo Edouard Roche estudiaba el efecto de la gravedad de los planetas sobre sus satélites, y calculó que, cualquier materia situada a menos de 2,44 veces el radio del planeta, no se podría aglutinar para formar un cuerpo, y, si ya era un cuerpo, se rompería.

El anillo interior de Saturno, C, está a 1,28 veces el radio, y el exterior, el A, a 2,27. Los dos están dentro del límite de Roche, pero su origen todavía no se ha determinado. Con la materia que contienen se podría formar una esfera de un tamaño parecido al de la Luna.

El origen de los anillos de Saturno no se conoce con exactitud. Podrían haberse formado a partir de satélites que sufrieron impactos de cometas y meteoroides. Cuatrocientos años después de su descubrimiento, los impresionantes anillos de Saturno siguen siendo un misterio.

La elaborada estructura de los anillos se debe a la fuerza de gravedad de los satélites cercanos, en combinación con la fuerza centrífuga que genera la propia rotación de Saturno.

Las partículas que forman los anillos de Saturno tienen tamaños que van desde la medida microscópica hasta trozos como una casa. Con el tiempo, van recogiendo restos de cometas y asteroides. Si fuesen muy viejos, estarían oscuros por la acumulación de polvo. El hecho que sean brillantes indica que son jóvenes.

Mira el video

Planeta Mercurio

Mercurio

Es el planeta más cercano al Sol y el segundo más pequeño del Sistema Solar. Mercurio es menor que la Tierra, pero más grande que la Luna.

Si nos situásemos sobre Mercurio, el Sol nos parecería dos veces y media más grande. El cielo, sin embargo, lo veríamos siempre negro, porque no tiene atmósfera que pueda dispersar la luz.

Los romanos le pusieron el nombre del mensajero de los dioses porque se movía más rápido que los demás planetas. Da la vuelta al Sol en menos de tres meses. En cambio, Mercurio gira lentamente sobre su eje, una vez cada 58 días y medio. Antes lo hacía más rápido, pero la influencia del Sol le ha ido frenando.
Cuando un lado de Mercurio está de cara al Sol, llega a temperaturas superiores a los 425 ºC. Las zonas en sombra bajan hasta los 170 bajo cero. Los polos se mantienen siempre muy fríos. Esto lleva a pensar que puede haber agua (congelada, claro).

La superficie de Mercurio es semejante a la de la Luna. El paisaje está lleno de cráteres y grietas, en medio de marcas ocasionadas por los impactos de los meteoritos.

La presencia de campo magnético indica que Mercurio tiene un núcleo metálico, parcialmente líquido. Su alta densidad, la misma que la de la Tierra, indica que este núcleo ocupa casi la mitad del volumen del planeta.

Amanecer doble

En Mercurio existe el fenómeno de los amaneceres dobles, donde el Sol sale, se detiene, se esconde nuevamente casi exactamente por donde salió y luego vuelve a salir para continuar su recorrido por el cielo; esto solo ocurre en algunos puntos de la superficie: por el mismo procedimiento, en el resto del planeta se observa que el Sol aparentemente se detenga en el cielo y realice un movimiento de giro. Esto es porque aproximadamente cuatro días antes del perihelio, la velocidad angular orbital de Mercurio iguala su velocidad angular rotatoria, lo que hace que el movimiento aparente del Sol cese; justo en el perihelio, la velocidad angular orbital de Mercurio excede la velocidad angular rotatoria. De esta forma se explica este movimiento aparente retrógrado del Sol. Cuatro días después del perihelio, el Sol vuelve a tomar un movimiento aparente normal pasando por estos puntos.

As clic y mira el video

Planeta Jupiter

Jupiter

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.

Las emisiones Auroranas, similares a las auroras boreales de la Tierra, fueron observadas en las regiones polares de Júpiter. Las emisiones auroranas parecen estar relacionadas con material procedente de Io que cae en espirales sobre la atmósfera de Júpiter a lo largo de las líneas del campo magnético. Se han observado también relámpagos de luz sobre las nubes, similares a los super relámpagos en las zonas altas de la atmósfera terrestre.

Los Anillos de Júpiter

Al contrario que los anillos de Saturno, que presentaban un patrón complejo e intrincado, Júpiter posee un único sistema sencillo de anillos compuesto por un halo interno, un anillo principal y un anillo Gossamer. Para la nave espacial Voyager, el anillo Gossamer parecía un sólo anillo, pero las imágenes captadas por Galilego nos muestran un descubrimiento inesperado, en realidad se trata de dos anillos. Uno está encerrado dentro del otro. Los anillos son muy tenues y están compuestos por partículas de polvo lanzadas al espacio cuando los meteoroides interplanetarios chocan con las cuatro lunas interiores de Júpiter: Metis, Adrastea, Tebe y Amaltea. Muchas de las partículas tienen un tamaño microscópico.

El halo interior tiene forma toroidal y se extiende radialmente desde unos 92,000 kilómetros (57,000 millas) hasta los 122,500 kilómetros (76,000 millas) desde el centr ode Júpiter. Estáformado por partículas de polvo procedentes del borde interior del anillo principal que "florecieron" hacia afuera a medida que caían hacia el planeta. En anillo principal y más brillante se extiende desde el borde del halo hasta los 128,940 kilómetros (80,000 millas) justo dentro de la órbita de Adrastea. Cerca de la órbita de Metis, el brillo del anillo principal dsiminuye.
Los dos tenues anillos Gossamer tiene una naturaleza bastante uniforme. El anillo Amaltea Gossamer más interno se extiende desde la órbita de Adrastea hasta la órbita de Amaltea a 181,000 kilómetros (112,000 millas) del centro de Júpiter. El anillo Tebe Gossamer más tenue se extiende desde la órbita de Amaltea hasta la órbita de Tebe a 221,000 kilómetros (136,000 millas).

Los anillos y lunas de Júpiter se mueven en el interior de un intenso cinturón de radiación compuesto por electrones e iones que han sido atrapdos por el campo magnético del planeta. Estas partículas y campos comprenden la magnetosfera joviana o entorno magnético, que se extiende desde los 3 a 7 millones de kilómetros (1.9 a 4.3 millones de millas) hacia el Sol, y se estrecha en forma de manga hasta alcanzar la órbita de Saturno - a una distancia de 750 millones de kilómetros (466 millones de millas).

As clic y mira el video

Las estrellas del universo

Las estrellas del universo

Las estrellas son masas de gases, principalmente hidrógeno y helio, que emiten luz. Se encuentran a temperaturas muy elevadas. En su interior hay reacciones nucleares.

El Sol es una estrella. Vemos las estrellas, excepto el Sol, como puntos luminosos muy pequeños, y sólo de noche, porque están a enormes distancias de nosotros. Parecen estar fijas, manteniendo la misma posición relativa en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios de posición se perciben sólo a través de los siglos.

El número de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha calculado en unas 8.000, la mitad en cada hemisferio. Durante la noche no se pueden ver más de 2.000 al mismo tiempo, el resto quedan ocultas por la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte, y la pálida luz del cielo.



Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea, la galaxia a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones.

Como nuestro Sol, una estrella típica tiene una superficie visible llamada fotosfera, una atmósfera llena de gases calientes y, por encima de ellas, una corona más difusa y una corriente de partículas denominada viento estelar. Las áreas más frías de la fotosfera, que en el Sol se llaman manchas solares, probablemente se encuentren en otras estrellas comunes. Esto se ha podido comprobar en algunas grandes estrellas próximas mediante interferometría.

La estructura interna de las estrellas no se puede observar de forma directa, pero hay estudios que indican corrientes de convección y una densidad y una temperatura que aumentan hasta alcanzar el núcleo, donde tienen lugar reacciones termonucleares.

Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con cantidad variable de elementos más pesados.



Clasificación de las estrellas

El estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició en 1885 el astrónomo Edward Pickering en el observatorio del Harvard College y lo concluyó su colega Annie J. Cannon. Esta investigación condujo al descubrimiento de que los espectros de las estrella están dispuestos en una secuencia continua según la intensidad de ciertas líneas de absorción. Las observaciones proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de sus grados de desarrollo.

Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, permiten una clasificación completa de todos los tipos de estrellas. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase.

Clase O: Líneas del helio, el oxígeno y el nitrógeno, además de las del hidrógeno. Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que muestran espectros de línea brillante del hidrógeno y el helio como las que muestran líneas oscuras de los mismos elementos.

Clase B: Líneas del helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidecen progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas del hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella Epsilon Orionis.

Clase A: Comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio.



Clase F: En este grupo destacan las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas características del hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es Delta Aquilae.

Clase G: Comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes. También están presentes los espectros de muchos metales, en especial el del hierro. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina "estrellas de tipo solar".


Clase K: Estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y otras que indican la presencia de otros metales. Este grupo está tipificado por Arturo.

Clase M; Espectros dominados por bandas que indican la presencia de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de titanio. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse es típica de este grupo.

Las estrellas más grandes que se conocen son las supergigantes, con diámetros unas 400 veces mayores que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como "enanas blancas" pueden tener diámetros de sólo una centésima del Sol. Sin embargo, las estrellas gigantes suelen ser difusas y pueden tener una masa apenas unas 40 veces mayor que la del Sol, mientras que las enanas blancas son muy densas a pesar de su pequeño tamaño.

As clic para ver el video

Agujeros negros

Agujeros negros

Un agujero negro es un cuerpo celeste con un campo gravitatorio tan fuerte que ni siquiera la radiación electromagnética puede escapar de su proximidad. Un campo de estas características puede corresponder a un cuerpo de alta densidad con una masa relativamente pequeña -como la del Sol o menor- que está condensada en un volumen mucho menor, o a un cuerpo de baja densidad con una masa muy grande, como una colección de millones de estrellas en el centro de una galaxia.

Es un “agujero” porque las cosas pueden caer, pero no salir de él, y es negro porque ni siquiera la luz puede escapar. Otra forma de decirlo es que un agujero negro es un objeto para el que la velocidad de escape es mayor que la velocidad de la luz, conocido como el ultimo límite de velocidad en el universo.

Todo agujero negro está rodeado por una frontera llamada “horizonte de eventos”, de la cual no se puede escapar. Cualquier evento que ocurra en su interior queda oculto para siempre para alguien que lo observe desde afuera. El astrónomo Karl Schwarszchild demostró que el radio del horizonte de eventos, en kilómetros, es tres veces la masa expresada en masas solares; esto es lo que se conoce como el radio de Schwarzschild. Este radio es un filtro unidireccional, pues cualquier cosa puede entrar, pero no salir. La masa de un cuerpo y su radio de Schwarzschild son directamente proporcionales.

Además según la relatividad general, la gravitación modifica el espacio - tiempo en las proximidades del agujero.
Un agujero negro es un objeto que tiene tres propiedades: masa, espin y carga eléctrica. La forma de la material en un agujero negro no se conoce, en parte porque está oculta para el universo externo, y en parte porque, en teoría, la material continuaría colapsándose hasta tener radio cero, punto conocido como singularidad, de densidad infinita, con lo cual no se tiene experiencia en la Tierra.
En teoría, los agujeros negros vienen en tres tamaños: mini agujeros negros, agujeros negros medianos y agujeros negros supermasivos.

En 1971, Stephen Hawkings teorizó que en la densa turbulencia creada por el fenómenos conocido como Big Bang, se formaron presiones externas las cuales ayudaron en la formación de los mini agujeros negros. Éstos serían tan masivos como una montaña, pero tan pequeños como un protón; radiarían energía espontáneamente, y después de miles de millones de años finalizarían con una violenta explosión.
Por otro lado, hay buena evidencia de que los agujeros negros medianos se forman como despojos de estrellas masivas que colapsan al final de sus vidas; y de que existen agujeros negros supermasivos en los núcleos de muchas galaxias, incluyendo, de la nuestra, el cual se ha establecido que tiene una masa de 2.5 millones de veces la del Sol. Estos agujeros negros supermasivos tienen un horizonte de eventos mas o menos igual al tamaño del Sistema Solar.

Contradiciendo al mito popular, un agujero negro no es una depredador cósmico, ni de carroñas, ni de exquisiteces espaciales. Si el Sol se pudiera convertir en un agujero negro de la misma masa, la única cosa que sucedería sería un cambio de la temperatura de la Tierra. La frontera de un agujero negro no es una superficie de material real, sino una simple frontera matemática de la que no escapa nada, ni la luz que atraviese sus límites, se llama el horizonte de eventos; cualquier fenómeno que ocurra pasada esa frontera jamás podrá verse fuera de ella. El horizonte de suceso es unidireccional: se puede entrar, pero jamás salir.

Formación de agujeros negros

Para entender la formación de un agujero negro, es importante entender el ciclo de formación de una estrella. Una estrella se forma al concentrarse una gran cantidad de gas, principalemte hidrógeno, las cuales, por gravedad empiezan a colapsarse entre si. Los átomos comienzan a chocar unos con otros, lo cual hace que el gas se caliente, tanto que luego de un tiempo las partículas de hidrógeno forman partículas de helio por fusión nuclear. Este calor hace que la estrella brille y que la presión del gas sea suficiente para equilibrar la gravedad y el gas deja de contraerse. Las estrellas permanecerán estables de esta forma por un largo periodo de tiempo, y mientras mas combustible tenga la estrella, más rápido se consume, debido a que tiene que producir mas calor.

Subrahmanyan Chandrasekhar, calculó lo grande que podría llegar a ser una estrella que fuera capaz de soportar su propia gravedad, antes de que se acabe su combustible. Descubrió una masa (aproximadamente 1.5 veces la masa del Sol) en la que una estrella fría no podría soportar su gravedad. Esto es lo que se conoce como el límite de Chandrasekhar. Si una estrella posee una masa menor a la del limite de Chandrasekhar, puede estabilizarse y convertirse en una enana blanca, con un radio de pocos kilómetros y una densidad de toneladas por cm3. Las estrellas de neutrones también estan dentro del límite de Chandrasekhar, siendo para estas 3 masas solares, y se mantienen por la repulsion de electrones. Su densidad es de millones de toneladas por cm3 , aquí se incluyen los púlsares, los cuales son estrellas de neutrones en rotación. En 1939, Robert Openheimer describió lo que le sucedería a una estrella si estuviera por fuera del límite de Chandrasekhar. El campo gravitatorio de la estrella cambia los rayos de luz en el espacio - tiempo, ya que los rayos de luz se inclinan ligeramente hacia dentro de la superficie de la estrella. Cada vez se hace más difícil que la luz escape, y la luz se muestra más débil y roja para un observador. Cuando la estrella alcanza un radio crítico, el campo gravitatorio crece con una intensidad que la luz ya no puede escapar. Esta región es llamada hoy un agujero negro.

Mira el video

El sol

El Sol

El Sol, es la estrella que, por el efecto gravitacional de su masa, domina el sistema planetario que incluye a la Tierra. Mediante la radiación de su energía electromagnética, aporta directa o indirectamente toda la energía que mantiene la vida en la Tierra, porque todo el alimento y el combustible procede en última instancia de las plantas que utilizan la energía de la luz del Sol.
A causa de su proximidad a la Tierra y como es una estrella típica, el Sol es un recurso extraordinario para el estudio de los fenómenos estelares. No se ha estudiado ninguna otra estrella con tanto detalle. La estrella más cercana al Sol está a 4,3 años luz (4 × 1013 km); para observar los rasgos de su superficie comparables a los que se pueden ver de forma habitual en el Sol, se necesitaría un telescopio de casi 30 km de diámetro. Además, un telescopio así tendría que ser colocado en el espacio para evitar distorsiones causadas por la atmósfera de la Tierra.

El Sol gira una vez cada 27 días cerca del ecuador, pero una vez cada 31 días más cerca de los polos.
El pasado y el futuro del Sol se han deducido de los modelos teóricos de estructura estelar. Durante sus primeros 50 millones de años, el Sol se contrajo hasta llegar a su tamaño actual. La energía liberada por el gas calentaba el interior y, cuando el centro estuvo suficientemente caliente, la contracción cesó y la combustión nuclear del hidrógeno en helio comenzó en el centro. El Sol ha estado en esta etapa de su vida durante unos 4.500 millones de años.

En el núcleo del Sol hay hidrógeno suficiente para durar otros 4.500 millones de años. Cuando se gaste este combustible, el Sol cambiará: según se vayan expandiendo las capas exteriores hasta el tamaño actual de la órbita de la Tierra, el Sol se convertirá en una gigante roja, algo más fría que hoy pero 10.000 veces más brillante a causa de su enorme tamaño. Sin embargo, la Tierra no se consumirá porque se moverá en espiral hacia afuera, como consecuencia de la pérdida de masa del Sol. El Sol seguirá siendo una gigante roja, con reacciones nucleares de combustión de helio en el centro, durante sólo 500 millones de años. No tiene suficiente masa para atravesar sucesivos ciclos de combustión nuclear o un cataclismo en forma de explosión, como les ocurre a algunas estrellas. Después de la etapa de gigante roja, se encogerá hasta ser una enana blanca, aproximadamente del tamaño de la Tierra, y se enfriará poco a poco durante varios millones de años.

Composición y Estructura

La cantidad total de energía emitida por el Sol en forma de radiación es bastante constante, y no varía más que unas pocas décimas de un 1% en varios días. Esta energía se genera en las profundidades del Sol. Al igual que la mayoría de las estrellas, el Sol se compone sobre todo de hidrógeno (71%); también contiene helio (27%) y otros elementos más pesados (2%). Cerca del centro del Sol, la temperatura es de casi 16.000.000 K y la densidad es 150 veces la del agua. Bajo estas condiciones, los núcleos de los átomos de hidrógeno individuales actúan entre sí, experimentando la fusión nuclear. El resultado neto de estos procesoses que cuatro núcleos de hidrógeno se combinan para formar un núcleo de helio, y la energía surge en forma de radiaciones gamma. Una enorme cantidad de núcleos reacciona cada segundo, generando una energía equivalente a la que se produciría por la explosión de 100.000 millones de bombas de hidrógeno de un megatón por segundo. La ‘combustión’ nuclear del hidrógeno en el centro del Sol se extiende a un 25% del radio solar.
El sol es una gran esfera de gases incandescentes, pero se cree que su porción central o núcleo, se encuentra en estado líquido. La superficie aparente del sol es denominada fotosfera (esfera de luz). Alrededor de la fotosfera se extiende una capa de vapores incandescentes, de coloresvivos, por lo cual se llama cromosfera (espera del color). En torno a la fotosfera y a la cromosfera se encuentra la corona, que es un gigantesco halo de gases que envuelve al sol; la corona sólo es visible durante los eclipses. En la fotosfera se observan porciones más brillantes denominadas fáculas y otras oscuras, a las que se les da el nombre de manchas. En el sol se observan también enormes prominencias luminosas, formadas por gases de hidrógeno y helio, que parten de la fotosfera como enormes lenguasde fuego hasta alcanzar más allá de la cromosfera, como puede verse en la siguiente figura:

Influencia del sol sobre la tierra

La energía solar es la fuente de la luz y el calor; nuestros alimentos, habitaciones y vestidos nunca hubiesen existido sin los rayos del sol. La desaparición de la energía solarrepresentaría el final de toda manifestación de vida sobre nuestro planeta.
Si faltará la luz solar nuestro planeta sería un mundo triste y tenebroso. La sucesión de los días y las noches constituye un hábito tal, que no podemos imaginarnos vivir sin la luminosidad del sol. Las plantas necesitan la luz para producir sus alimentos. Nosotros la necesitamos para vivir saludables y trabajar. Aunque desde otras estrellas llega a la tierra alguna luz, tal luz no sería suficiente para sostener la vida.
El sol nos da calor además la luz. Si por alguna razón el sol dejara de brillar, todos los seres vivos – animales y vegetales – se congelarían. En poco tiempo todos los lagos, ríos y océanos quedarían cubiertos de hielo. Pocos días después toda el agua de los océanos formaría una masa helada. El aires que rodea la tierra se convertiría en líquido y cubriría la faz del planeta. Aun este aire líquido se congelaría y solidificaría. La temperatura de la tierra descendería a un nivel que apenas podemos imaginar.

Mira el video

Planeta Marte

Marte

Marte, apodado a veces como el Planeta Rojo, es el cuarto planeta del Sistema Solar. Forma parte de los llamados planetas telúricos (de naturaleza rocosa, como la Tierra) y es el planeta interior más alejado del Sol. Es, en muchos aspectos, el más parecido a la Tierra.

Tycho Brahe midió con gran precisión el movimiento de Marte en el cielo. Los datos sobre el movimiento retrógrado aparente (lazos) permitieron a Kepler hallar la naturaleza elíptica de su órbita y determinar las leyes del movimiento planetario conocidas como leyes de Kepler.

Forma parte de los planetas superiores a la Tierra, que son aquellos que nunca pasan entre el Sol y la Tierra. Sus fases están poco marcadas, hecho que es fácil de demostrar geométricamente. Considerando el triángulo Sol-Tierra-Marte, el ángulo de fase es el que forman el Sol y la Tierra vistos desde Marte. Alcanza su valor máximo en las cuadraturas cuando el triángulo STM es rectángulo en la Tierra. Para Marte, este ángulo de fase no es nunca mayor de 42°, y su aspecto de disco giboso es análogo al que presenta la Luna 3,5 días antes o después de la Luna llena. Esta fase, visible con un telescopio de aficionado, no logró ser vista por Galileo, quien sólo supuso su existencia.

Características Físicas

Tiene forma elipsoidal, con un diámetro ecuatorial de 6.794 km y el polar de 6.750 km. Medidas micrométricas muy precisas han dado un achatamiento de 0,01, tres veces mayor que el de la Tierra. A causa de este achatamiento, el eje de rotación está afectado por una lenta precesión debida a la atracción del Sol sobre el abultamiento ecuatorial del planeta. La precesión lunar, que en la Tierra es dos veces mayor que la solar, no tiene su equivalente en Marte.

Con este diámetro, su volumen es de 15 centésimas el terrestre y su masa solamente de 11 centésimas. En consecuencia, la densidad es inferior a la de la Tierra: 3,94 en relación con el agua. Un cuerpo transportado a Marte pesaría 1/3 de su peso en la Tierra, debido a la poca fuerza gravitatoria.

Rotación y traslación

Se conoce con exactitud lo que dura la rotación de Marte debido a que las manchas que se observan en su superficie, oscuras y bien delimitadas, son excelentes puntos de referencia. Fueron observadas por primera vez en 1659 por Huygens que asignó a su rotación la duración de un día. En 1666, Giovanni Cassini la fijó en 24 h 40 min, valor muy aproximado al verdadero. Trescientos años de observaciones de Marte han dado por resultado establecer el valor de 24 h 37 min 22,7 s para el día sideral (el período de rotación de la Tierra es de 23 h 56 min 4,1 s).
De la duración del día sideral se deduce fácilmente que el día solar tiene en Marte una duración de 24 h 39 min 35,3 s.

El día solar medio o tiempo entre dos pasos consecutivos del Sol medio por el meridiano del lugar, dura 24 h 41 min 18,6 s. El día solar en Marte tiene, igual que el de la Tierra, una duración variable, lo cual se debe a que los planetas siguen órbitas elípticas alrededor del Sol que no se recorren con uniformidad. No obstante, en Marte la variación es mayor por su elevada excentricidad.

Para mayor comodidad en sus trabajos, los responsables de las misiones norteamericanas de exploración de Marte por sondas automáticas han decidido unilateralmente dar al día marciano el nombre de sol, sin preocuparse por el hecho de que esa palabra significa suelo en francés y designa en castellano la luz solar o, escrito con mayúscula, el astro central de nuestro sistema planetario.

• El año marciano dura 687 días terrestres o 668.6 soles. Un calendario marciano podría constar de dos años de 668 días por cada tres años de 669 días.

• Los polos de Marte están señalados por dos casquetes polares de color blanco deslumbrante, que han facilitado mucho la determinación del ángulo que forma el
ecuador del planeta con el plano de su órbita, ángulo equivalente para Marte a la oblicuidad de la eclíptica en la Tierra. Las medidas hechas por Camichel sobre clichés obtenidos en el observatorio francés del Pic du Midi, han dado para este ángulo 24° 48’. Desde la exploración espacial se acepta un valor de 25,19°, un poco mayor que la oblicuidad de la eclíptica (23° 27’), motivo por el cual, Marte tiene períodos estacionales similares a los de la Tierra, aunque sus estaciones son más largas, dado que un año marciano es casi dos veces más largo que un año terrestre.

As clic para el video