COMETA HALLEY

El cometa Halley, oficialmente denominado 1P/Halley, es un cometa grande y brillante que orbita alrededor del Sol cada 76 años en promedio, aunque su período orbital puede oscilar entre 74 y 79 años. Es uno de los mejor conocidos y más brillantes de los cometas de "periodo corto" del cinturón de Kuiper. Se le observó por última vez en el año 1986 en las cercanías de la órbita de la tierra, se calcula que la siguiente visita sea en el año 2061; la anterior ocurrió en el año 1910. Aunque existen otros cometas más brillantes, el Halley es el único cometa de ciclo corto que es visible a simple vista, por lo que del mismo existen muchas referencias de sus apariciones, siendo el mejor documentado.

La Misión Giotto proporcionó a los astrónomos la primera visión de la estructura y superficie del Cometa Halley. El coma del mismo se extiende a través de millones de kilómetros en el espacio, aunque su núcleo es relativamente pequeño, estando en unos 15 kilómetros de largo, 8 de ancho y 8 de alto, con una forma de cacahuete. La masa del cometa es bastante baja, de unos 2.2×10¹⁴ kg, con una densidad de unos 0.6 g/cm³. Su albedo es de aproximadamente un 4 por ciento, lo que indica que sólo un 4% de la luz recibida es reflejada, más o menos, es el mismo comportamiento que el carbón. Aunque parece muy brillante, y blanco, al ser observado desde la Tierra, el Cometa halley es, sin embargo, un cuerpo negro.

Orbita:













VIDEO SOBRE LOS COMETAS Y EL COMETA HALLEY:

ASTEROIDE CERCANO A LA TIERRA

ASTEROIDE TU24 PASÓ CERCA DE LA TIERRA

(2 Febrero, 2008 Actualizado - NASA/JPL) Astrónomos del Laboratorio de Propulsión a Chorro de Pasadena, de la NASA ya han obtenido las primeras imágenes del asteroide 2007 TU24 utilizando información de radar de alta definición obtenidas con el Telescopio Radar del Sistema Solar Goldstone en el Desierto de Mojave, California.

Imagen: Vistas de radar del 2007 TU24, tomadas mientras gira en su eje. NASA.

El asteroide es asimétrico con un tamaño de unos 250 metros (800 pies) y pasó a su distancia más cercana, 1,4 distancias lunares o 538.000 kilómetros, de la Tierra el 29 de Enero a las 08:33 UT - 05:33 Hora local de Chile y Argentina - (12:33 a.m. Pacific time - 3:33 a.m. Eastern time).

Alcanzó una magnitud aparente aproximada de 10,3 la noche del 29-30 de Enero, antes de hacerse más débil a medida que se aleja de la Tierra. Por un corto tiempo el asteroide será observable en los cielos oscuros y despejados con telescopios de aficionados de 3 pulgadas o mayores.

Vea una ilustración interactiva.

Como se han descubierto unos 7.000 objetos semejantes, un objeto de este tamaño debiera pasar cerca de la Tierra cada 5 años en promedio. De acuerdo a las mismas estadísticas, la Tierra debiera chocar con un objeto semejante cada 37.000 años, más o menos. Durante el encuentro del 29 de Enero, el asteroide cercano a la Tierra 2007 TU24 no tiene posibilidades de afectar o chocar con la Tierra.

El del 2007 TU24 será el acercamiento de un asteropide potencialmente peligroso más cercano de un objeto conocido de este tamaño hasta el 2027. El objeto será observado desde varios radares como los de Goldstone y Arecibo, con los datos se podrán reconstruir imágenes 3D del objeto.

LOS NUEVOS SATELITES DESCUBIERTOS EN NEPTUNO

Un equipo de astrónomos canadienses y estadounidenses han descubierto tres nuevos satélites alrededor de Neptuno, que hasta ahora contaba con ocho satélites conocidos, según anunció ayer el Consejo Nacional de Investigación de Canadá (CNRC).

Estos tres nuevos satélites, de un diámetro de 30 a 40 kilómetros, son irregulares, es decir que no se han formado al mismo tiempo que el planeta pero que han sido "capturados" al pasar en su campo de atracción.

Los científicos creen que son el resultado de una colisión entre una antigua luna y un cometa o asteroide. "Durante estas colisiones, una parte de la luna madre inicial es proyectada y produce una familia de satélites", explicó J.J. Kavelaars del CNRC, que dirigió el equipo de astrónomos junto con Mathhew Holman del centro de astrofísica Harvard-Smithsonian.

Con este nuevo descubrimiento, el octavo planeta más alejado del sol cuenta con seis satélites regulares, descubiertos por la sonda Voyager II en 1989, y cinco irregulares.

Por otra parte, la NASA anunció el comienzo de la cuenta atrás para el lanzamiento del transbordador espacial Columbia el próximo jueves, que se desarrollará bajo las medidas de seguridad más estrictas. En este vuelo, el primero en el que el columbia no viajará a la estación espacial desde su construcción, está previsto realizar 79 diferentes experimentos de biología y física.

MIRANDA

Miranda es el más pequeño e interior de los principales satélites naturales de Urano. Fue descubierto por el astrónomo americano de origen holandés Gerard Kuiper en 1948.

Miranda es un cuerpo cuasi-esférico de 472 km de diámetro. Todo parece indicar que el nacimiento del satélite fue extremadamente violento, debido a la extraordinaria orografía. La superficie de Miranda está formada en su mayoría de hielos de agua, siendo el interior posiblemente formado por rocas silicatadas y compuestos ricos en metano.

Geológicamente, Miranda ha sido el cuerpo más activo del Sistema Solar. La superficie está atravesada por grandes cañones de hasta 20 km de profundidad con regiones de terreno resquebrajado indicando una muy intensa actividad geológica en el pasado. Se piensa que esta actividad geológica podría estar relacionada con efectos de marea producidos por Urano. Sin embargo, es más aceptada la teoría de que en el pasado Miranda sufrió un fuerte impacto que estuvo a punto de destruir la luna. Otra teoría, que ahora ya no se considera tan válida, dice que en el pasado Miranda sufrió un fuerte impacto que la partió en trozos. Con el tiempo, el fragmentos se volvieron a juntar dando el aspecto de cuerpo remendado que tiene actualmente.

¿Porqué estan en posición vertical los anillos de Urano?

Urano tiene un sistema de nueve anillos caracterizado por no ser de hielo sino de silicatos que absorben mucha luz y existir muchos huecos entre ellos. Hasta su descubrimiento parecía que Saturno era el único planeta que tenía anillos.

Los anillos de Urano se descubrieron por azar. Había varios grupos de astrónomos preparados para observar el paso de la estrella SAO 158687 por detrás de Urano el 10 de marzo de 1977. El objetivo era estudiar la estructura de la atmósfera de Urano. Las mejores observaciones fueron las realizadas por James L. Elliot y sus colaboradores en el Observatorio Volante Kuiper, que era un avión equipado con un telescopio de 91 centímetros. Su grupo (y varios otros) hallaron que el brillo de la estrella disminuía no sólo cuando pasaba por detrás de Urano, sino también en cierto número de lugares situados cerca del planeta, muy por encima de su atmósfera. Las atenuaciones de corta duración definían una serie de distancias a un lado de Urano que eran aproximadamente simétricas con la serie al otro lado del planeta. Para cuatro de las atenuaciones, la coincidencia era casi exacta; lo que significa que cuatro anillos son casi circulares. Un quinto, designado epsilon, ofrece una notable excentricidad. Se supuso que la simetría provenía de la presencia de anillos relativamente opacos, muy estrechos y casi circulares. Observaciones posteriores han revelado hasta ahora la presencia de nueve anillos, todos ellos situados dentro de la distancia de un radio planetario contado desde la cima de la atmósfera de Urano. Observaciones posteriores han mostrado cuatro anillos más.

La atmósfera de Urano está formada por hidrógeno, metano y otros hidrocarburos. El metano absorbe la luz roja, por eso refleja los tonos azules y verdes.

Urano está inclinado de manera que el ecuador hace casi ángulo recto, 98 º, con la trayectoria de la órbita. Esto hace que en algunos momentos la parte más caliente, encarada al Sol, sea uno de los polos.

Su distancia al Sol es el doble que la de Saturno. Está tan lejos que, desde Urano, el Sol parece una estrella más. Aunque, mucho más brillante que las otras.

TITAN

Titán es el satélite más grande de Saturno y el segundo satélite más grande del Sistema Solar. Fue descubierto el 25 de marzo de 1655 por el astrónomo holandés Christiaan Huygens y fue el primer satélite del Sistema Solar en ser descubierto tras los satélites galileanos de Júpiter. Titán posee un diámetro de 5150 km y es la única luna del Sistema Solar que cuenta con una atmósfera significativa. La presencia de esta atmósfera fue propuesta por el astrónomo español José Comas y Solá en 1908 basándose en sus observaciones del oscurecimiento hacia el borde del disco del satélite. La atmósfera de Titán, densa y anaranjada se compone principalmente de nitrógeno y es rica en metano y otros hidrocarburos superiores. Precisamente su composición química se supone muy similar a la atmósfera primitiva de la Tierra en tiempos prebióticos. Las temperaturas de cerca de 90 K deberían haber preservado un entorno muy similar al de la primitiva Tierra razón por la cual Titán ha sido objeto de un gran número de estudios científicos. La sonda Huygens de la misión espacial Cassini/Huygens aterrizó en Titán el 14 de enero 2005 y ha aumentado sustancialmente nuestro conocimiento de Titán.

Otras Imagenes:

ANILLOS DE SATURNO

Saturno es un planeta visiblemente achatado en los polos con un ecuador que sobresale formando la figura de un esferoide oblatado. Los diámetros ecuatorial y polar son respectivamente 120536 y 108728 km. Este efecto es producido por la rápida rotación del planeta, su naturaleza fluida y su relativamente baja gravedad. Los otros planetas gigantes son también oblatados pero no en tan gran medida. Saturno posee una densidad específica de 690 kg/m³ siendo el único planeta del Sistema Solar con una densidad inferior a la del agua (1000 kg/m³). Si existiera un recipiente lleno de agua con las dimensiones suficientes para introducir a Saturno, este flotaría. El planeta está formado por un 90% de hidrógeno y un 5% de helio. El volumen del planeta es suficiente como para contener 740 veces la Tierra, pero su masa es sólo 95 veces la terrestre, debido a la ya mencionada densidad media relativa.

LA GRAN MANCHA ROJA DE JUPITER

La Gran Mancha Roja es el mayor vórtice anticiclónico de Júpiter y el detalle de su atmósfera más conocido a nivel popular. Comparable a una enorme tormenta, se trata de un enorme remolino que podría existir desde hace más de 300 años y caracterizada por vientos en su periferia de hasta 400 km/h. Su tamaño es lo bastante grande como para englobar 2 veces y media el diámetro de la Tierra. El remolino gira en sentido antihorario.
La Gran Mancha Roja fue observada por primera vez por el científico inglés Robert Hooke en el siglo XVII. No obstante no parecen existir informes posteriores de la observación de tal fenómeno hasta el siglo XIX. En todo caso, varía mucho tanto de color como de tamaño habiendo decrecido de manera importante desde comienzos del siglo XX. Las imágenes obtenidas por el Observatorio Yerkes a finales del XIX muestran una mancha encarnada alargada, ocupando el mismo rango de latitudes pero con el doble de extensión longitudinal.
Inicialmente se pensó que la Gran Mancha Roja era la cima de una montaña gigantesca o una meseta que sobresalía por encima de las nubes. Esta idea también fue rechazada en el siglo XIX al constatarse por medio de la espectroscopia la composición de hidrógeno y helio de la atmósfera y determinarse que se trataba de un planeta fluido.
Recientemente (marzo de 2006) se anunció que se había formado una segunda mancha roja, aproximadamente de la mitad del tamaño de la Gran Mancha Roja. La segunda mancha roja se formó a partir de la fusión de tres grandes óvalos blancos presentes en Júpiter desde los años 40 y fusionados en uno solo entre los años 1998 y 2000 dando lugar a un único óvalo blanco denominado Óvalo Blanco BA, cuyo color evolucionó hacia los mismos tonos que la mancha roja a comienzos del 2006. La coloración rojiza de ambas manchas puede producirse cuando los gases de la atmósfera interior del planeta se elevan en la atmósfera y sufren la interacción de la radiación solar. Medidas en el infrarrojo sugieren que ambas manchas están elevadas, por encima de las nubes pricipales. El paso por tanto de Óvalo Blanco a mancha roja podría ser un síntoma de que la tormenta está ganando fuerza. El 8 de abril de 2006, la Cámara de Seguimiento Avanzada del Hubble tomó nuevas imágenes de la joven tormenta.

VALLE MARINERIS

Valles Marineris (en latín Valles del Mariner) es el nombre de un gigantesco sistema de cañones que recorre el ecuador del planeta Marte justo al Este de la región de Tharsis. Su nombre es un homenaje a la sonda de la NASA Mariner 9, que descubrió este importante rasgo de la superficie marciana en su vuelo orbital de 1971-1972. Sus dimensiones son de 4.500 km de longitud, 200 km de anchura, y 11 km de profundidad máxima, llegando a cubrir un cuarto de la circunferencia ecuatorial del planeta. Es, en comparación, diez veces más largo, siete veces más ancho y siete veces más profundo que el Gran Cañón de Arizona, lo cual lo convierte en la hendidura más grande de todas las conocidas en el Sistema Solar.

MONTE OLIMPO

Monte Olimpo (en latín Olympus Mons ) es el mayor volcán conocido en el Sistema Solar. Se encuentra en el planeta Marte, en las coordenadas aproximadas de 18º N, 226º E. Su naturaleza de montaña era conocida antes de que las sondas espaciales visitaran el planeta gracias a su albedo, siendo conocido por los astrónomos como Nix Olympica.

El macizo central se eleva 27 kilómetros sobre la llanura circundante, lo que equivale a tres veces la altura del monte Everest, y a 25 km sobre el nivel medio de la superficie marciana, debido a que se encuentra en una depresión de 2 km de profundidad. Está flanqueado por grandes acantilados de hasta 6 km de altura, y su caldera tiene 85 km de largo, 60 km de ancho y 2,4-2,8 km de profundidad, pudiéndose apreciar hasta seis chimeneas superpuestas de cronología sucesiva.

La base del volcán mide 600 km de diámetro incluyendo el borde exterior de los acantilados, lo cual le otorga una superficie en su base de 283.000 km² aproximadamente, comparable con la superficie de Ecuador. Sus dimensiones son tales que una persona que estuviese en la superficie marciana no sería capaz de ver la silueta del volcán, ni siquiera desde una distancia a la cual la curvatura del planeta empezara a ocultarla. El efecto por tanto sería el de estar contemplando una "pared", o bien confundir la misma con la línea del horizonte. La única forma de ver la montaña adecuadamente es desde el espacio. Igualmente, si alguien se encontrara en la cima del volcán y mirase hacia abajo no podría ver el final, ya que la pendiente llegaría hasta el horizonte

Es un error pensar que la cima del Monte Olimpo está por encima de la atmósfera marciana. La presión atmosférica en su cumbre es un 2% de la que hay en la superficie; comparándolo con el Everest, su presión atmosférica es un 25% que la que hay a nivel del mar. Es más, el polvo marciano se puede encontrar incluso a esa altitud, así como la capa de nubes de dióxido de carbono. Aunque la presión atmosférica media de Marte es un 1% de la que hay en la Tierra, el hecho de que la gravedad sea mucho más débil permite que su atmósfera se extienda a una altitud mucho mayor.

MESSENGER A MERCURIO

MESSENGER es una misión espacial no tripulada de la NASA, lanzada rumbo a Mercurio el 3 de agosto de 2004. Se espera que entre en órbita de Mercurio el 18 de marzo de 2011, para iniciar un período de observación orbital de un año. Durante su trayecto la sonda ha sobrevolado La Tierra el 1 de agosto de 2005, y están previstos dos sobrevuelos a Venus (el 24 de octubre de 2006 y el 6 de junio de 2007) y tres a Mercurio (en 2008 y 2009) antes de la inserción orbital.

MAGALLANES EN VENUS

La sonda Magallanes ("Magellan" en inglés) funcionó entre 1989 y 1994, orbitando el planeta Venus entre 1990 y 1994. El nombre fue puesto en honor del explorador portugués del siglo XVI Hernando de Magallanes.


Magallanes fue la primera sonda planetaria lanzada por por un transbordador espacial, concretamente por el Transbordador Espacial Atlantis desde Cabo Cañaveral, en Florida, en el año 1989, en la misión designada como STS-30. Atlantis llevó la sonda hasta la órbita baja de la Tierra, donde fue expulsada de la bahía de carga.

Un motor de combustible sólido, llamado "Inertial Upper Stage" (IUS), hizo que la sonda orbitara alrededor del Sol una vez y media antes de llegar a su órbita en torno al planeta Venus el 10 de agosto de 1990. En 1994 se precipitó hacia el planeta como estaba planeado, vaporizándose parcialmente; se cree que algunas partes llegaron a chocar con la superficie.

ESTRUCTURA DEL SOL

Desde la Tierra sólo vemos la capa exterior. Se llama fotosfera y tiene una temperatura de unos 6.000 ºC, con zonas más frías (4.000 ºC) que llamamos manchas solares. El Sol es una bola que puede dividirse en capas concéntricas. De dentro a fuera son:

Núcleo: es la zona del Sol donde se produce la fusión nuclear debido a la alta temperatura, es decir, el generador de la energía del Sol.

Zona Radiativa:: las partículas que transportan la energía (fotones) intentan escapar al exterior en un viaje que puede durar unos 100.000 años debido a que éstos fotones son absorbidos continuamente y reemitidos en otra dirección distinta a la que tenían.

Zona Convectiva: en ésta zona se produce el fenómeno de la convección, es decir, columnas de gas caliente ascienden hasta la superficie, se enfrían y vuelven a descender.

Fotosfera: es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte del Sol que nosotros vemos, la superfície. Desde aquí se irradia luz y calor al espacio. La temperatura es de unos 5.000°C. En la fotosfera aparecen las manchas oscuras y las fáculas que son regiones brillantes alrededor de las manchas, con una temperatura superior a la normal de la fotosfera y que están relacionadas con los campos magnéticos del Sol.

Cromosfera: sólo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de Sol. Es de color rojizo, de densidad muy baja y de temperatura altísima, de medio millon de grados. Esta formada por gases enrarecidos y en ella existen fortísimos campos magnéticos.

Corona: capa de gran extensión, temperaturas altas y de bajísima densidad. Está formada por gases enrarecidos y gigantescos campos magnéticos que varían su forma de hora en hora. Ésta capa es impresionante vista durante la fase de totalidad de un eclipse de Sol.

CINTURON DE ASTEROIDES

Los 3 asteroides mas grandes del cinturon de asteroides son:
Ceres, Pallas y Vesta.

CERES:


Ceres es el más pequeño de los planetas enanos, aunque hasta la reunión de la Unión Astronómica Internacional el 24 de agosto de 2006, era considerado el primer y mayor asteroide descubierto por el hombre.

Este planeta enano contiene aproximadamente la tercera parte de la masa total del cinturón de asteroides, siendo el más grande de todos los cuerpos de dicho grupo.








PALLAS:

Es el segundo asteroide que se descubrió después de Ceres, por parte del astrónomo William Olbers, el 28 de marzo de 1802.Palas gira alrededor del Sol en 4,61 años, en una órbita bastante excéntrica inclinada unos 43 grados con respecto a la de la Tierra. Tiene un diámetro de 538 km. y una masa equivalente a 4 x 1017 toneladas.









VESTA:

Vesta es el segundo objeto con más masa del cinturon de asteroides y el tercero en tamaño, con un diametro principal de unos 530 kielometros (alrededor de 330 millas) y una masa estimada de 9% del cinturón de asteroides entero. Vesta perdió cerca del 1% de su masa en un impacto ocurrido hace poco menos de mil millones de años. Muchos fragmentos de este impacto han chocado con la Tierra, constituyendo una fuente rica de información sobre el asteroide.