PARTE 2
Saturno
Saturno es el sexto planeta del Sistema Solar, es el segundo en tamaño y masa después de Júpiter y es el único con un sistema de anillos visible desde nuestro planeta. Su nombre proviene del dios romano Saturno. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos, también llamados jovianos por su parecido a Júpiter. El aspecto más característico de Saturno son sus brillantes anillos. Antes de la invención del telescopio, Saturno era el más lejano de los planetas conocidos y, a simple vista, no parecía luminoso ni interesante. El primero en observar los anillos fue Galileo en 1610 pero la baja inclinación de los anillos y la baja resolución de su telescopio le hicieron pensar en un principio que se trataba de grandes lunas. Christiaan Huygens con mejores medios de observación pudo en 1659 observar con claridad los anillos. James Clerk Maxwell en 1859 demostró matemáticamente que los anillos no podían ser un único objeto sólido sino que debían ser la agrupación de millones de partículas de menor tamaño.
Características generales
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 120.536 y 108.728 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 ovalados 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.
El periodo de rotación de Saturno es incierto dado que no posee superficie y su atmósfera gira con un periodo distinto en cada latitud. Desde la época de los Voyager se consideraba que el periodo de rotación de Saturno, basándose en la periodicidad de señales de radio emitidas por él, era de 10 h 39 min 22,4 s (810,8°/día). Las misiones espaciales Ulysses y Cassini han mostrado que este periodo de emisión en radio varía en el tiempo siendo en la actualidad: 10 h 45 m 45 s (± 36 s). La causa de este cambio en el periodo de rotación de radio podría estar relacionada con la actitividad criovolcánica en forma de géisers de la luna Encélado, que libera material en órbita de Saturno capaz de interaccionar con el campo magnético externo del planeta, utilizado para medir la rotación del núcleo interno donde se genera. En general se considera que el periodo de rotación interno del planeta puede ser conocido tan sólo de forma aproximada.
Atmósfera
La atmósfera de Saturno posee un patrón de bandas oscuras y zonas claras similar al de Júpiter aunque la distinción entre ambas es mucho menos clara en el caso de Saturno. La atmósfera del planeta posee fuertes vientos en la dirección de los paralelos alternantes en latitud y altamente simétricos en ambos hemisferios a pesar del efecto estacional de la inclinación axial del planeta. El viento está dominado por una intensa y ancha corriente ecuatorial al nivel de la altura de las nubes que llegó a alcanzar velocidades de hasta 450 m/s en la época de los Voyager. A diferencia de Júpiter no son aparentes grandes vórtices estables aunque sí los hay más pequeños.
Las nubes superiores están formadas probablemente por cristales de amoníaco. Sobre ellas parece extenderse una niebla uniforme sobre todo el planeta producida por fenómenos fotoquímicos en la atmósfera superior (alrededor de 10 mbar). A niveles más profundos (cerca de 10 bar de presión) el agua de la atmósfera condensa probablemente en una capa de nubes de agua que no ha podido ser observada.
Al igual que en Júpiter ocasionalmente se forman tormentas en la atmósfera de Saturno algunas de las cuales han podido ser observadas desde la Tierra. En 1933 se observó una mancha blanca situada en la zona ecuatorial por el astrónomo aficionado W.T. Hay. Era lo suficientemente grande como para ser visible con un refractor de 7 cm, pero no tardó en disiparse y desvanecerse. En 1962 empezó a desarrollarse una nueva mancha, pero no llegó nunca a destacar. En 1990 se pudo observar una gigantesca nube blanca en el ecuador de Saturno que ha sido asimilada a un proceso de formación de grandes tormentas. Se han observado manchas similares en placas fotográficas tomadas durante el último siglo y medio a intervalos de aproximadamente 30 años. En 1994 se pudo observar una segunda gran tormenta de aproximadamente la mitad de tamaño que la producida en el año 1990.
La sonda Cassini ha podido captar varias grandes tormentas en Saturno, una de las mayores con rayos 10.000 veces más potentes que los de cualquier tormenta de la Tierra y que apareció el día 27 de noviembre de 2007, llevando por tanto activa ya varios meses. Ésta tormenta apareció en el hemisferio S de Saturno, en una zona conocida cómo "callejón de las tormentas" por la elevada frecuencia con la que aparecen allí éstos fenómenos
Característica nube hexagonal en el polo norte, descubierta por Voyager 1 y confirmada en 2006 por Cassini.
Las regiones polares presentan corrientes en chorro a 78ºN y 78ºS. Las sondas Voyager detectaron en los años 80 un patrón hexagonal en la región polar norte que ha sido observado también por el telescopio espacial Hubble durante los años 90. Las imágenes más recientes obtenidas por la sonda Cassini han mostrado el vórtice polar con gran detalle. Saturno es el único planeta conocido que posee un vórtice polar de estas características si bien los vórtices polares son comunes en las atmóferas de la Tierra o Venus.
En el caso del hexágono de Saturno los lados tienen unos 13.800 kilómetros de longitud (algo más del diámetro de la Tierra) y la estructura rota con un periodo idéntico al de la rotación planetaria siendo una onda estacionaria que no cambia su longitud ni estructura, como hacen el resto de nubes de la atmósfera. Estas formas poligonales entre dos y seis lados se han podido replicar mediante modelos de fluidos en rotación a escala de laboratorio.
Al contrario que el polo norte, las imágenes del polo sur muestran la presencia de una corriente de chorro, pero no vórtices ni ondas hexagonales persistentes. Sin embargo, NASA informó en noviembre del 2006 que la sonda Cassini había observado un huracán en el polo sur, con un ojo bien definido. Ojos de tormenta bien definidos solo habían sido observados en la Tierra (incluso no se ha logrado observarlo en la Gran Mancha Roja de Júpiter por la sonda Galileo). Ése vórtice, de aproximadamente 8000 kilómetros de diámetro, ha podido ser fotografiado y estudiado con gran detalle por la sonda Cassini, midiéndose en él vientos de más de 500 kilómetros por hora.
Órbita
Saturno gira alrededor del Sol a una distancia media de 1.418 millones de kilómetros en una órbita de excentricidad 0,056, que sitúa el afelio a 1.500 millones de km y el perihelio a 1.240 millones de km. Saturno se encontró en el perihelio en 1974. El periodo de traslación alrededor del Sol es de 29 años y 167 días, mientras que su período sinódico es de 378 días, de modo que, cada año la oposición se produce con casi dos semanas de retraso respecto al año anterior. El período de rotación sobre su eje es corto, de 10 horas, 14 minutos, con algunas variaciones entre el ecuador y los polos.
Los elementos orbitales de Saturno son modificados en una escala de 900 años por una resonancia orbital de tipo 5:2 con el planeta Júpiter, bautizado por los astrónomos franceses del siglo XVIII como la grande inégalité (Júpiter completa 5 vueltas por cada 2 de Saturno). Los planetas no se encuentran en una resonancia perfecta, pero están lo suficientemente cercanos a ella como para que las perturbaciones a sus respectivas órbitas sean apreciables.
Sistema de anillos
Artículo principal: Anillos de Saturno
La característica más notable de Saturno son sus anillos, que dejaron muy perplejos a los primeros observadores, incluido Galileo. Su telescopio no era tan potente como para revelar la verdadera naturaleza de lo que observaba y, por error de perspectiva, creyó que se trataba de dos cuerpos independientes que flanqueaban el planeta. Pocos años después, Saturno presentaba los anillos de perfil, y Galileo quedó muy sorprendido por la brusca desaparición de los dos hipotéticos compañeros del planeta. Por fin, la existencia del sistema de anillos fue determinada por Christiaan Huygens en 1659, con la ayuda de un telescopio más potente.
Los anillos de Saturno se extienden en el plano ecuatorial del planeta desde los 6630 km a los 120.700 km por encima del ecuador de Saturno y están compuestos de partículas con abundante agua helada. El tamaño de cada una de las partículas varía desde partículas microscópicas de polvo hasta rocas de unos pocos metros de tamaño. El elevado albedo de los anillos muestra que éstos son relativamente modernos en la historia del Sistema Solar. En un principio se creía que los anillos de Saturno eran inestables a lo largo de periodos de tiempo de decenas de millones de años, otro indicio de su origen reciente, pero los datos enviados por la sonda Cassini sugieren que son mucho más antiguos de lo que se pensaba en un principio. Los anillos de Saturno poseen una dinámica orbital muy compleja presentando ondas de densidad, e interacciones con los satélites de Saturno (especialmente con los denominados satélites pastores). Al estar en el interior del límite de Roche, los anillos no pueden evolucionar hacia la formación de un cuerpo mayor.
Los anillos se distribuyen en zonas de mayor y menor densidad de material existiendo claras divisiones entre estas regiones. Los anillos principales son los llamados anillos A y B, separados entre sí por la división de Cassini. En la región interior al anillo B se distinguen otro anillo más tenue aunque extenso: C y otro anillo tenue y fino: D. En el exterior se puede distinguir un anillo delgado y débil denominado anillo F. El tenue anillo E se extiende desde Mimas hasta Rea y alcanza su mayor densidad a la distancia de Encelado, el cual se piensa lo provee de partículas, debido a las emisiones de unos géiseres que se encuentran en su polo sur.
Hasta los años 1980 la estructura de los anillos se explicaba por medio de las fuerzas gravitacionales ejercidas por los satélites cercanos. Las sondas Voyager encontraron sin embargo estructuras radiales oscuras en el anillo B llamadas cuñas radiales (en inglés: spokes) que no podían ser explicadas de esta manera ya que su rotación alrededor de los anillos no era consistente con la mecánica orbital. Se considera que estas estructuras oscuras interactúan con el campo magnético del planeta, ya que su rotación sobre los anillos seguía la misma velocidad que la magnetosfera de Saturno. Sin embargo el mecanismo preciso de su formación todavía se desconoce. Es posible que las cuñas aparezcan y desaparezcan estacionalmente.
El 17 de agosto de 2005 los instrumentos a bordo de la nave Cassini desvelaron que existe algo similar a una atmósfera alrededor del sistema de anillos, compuesta principalmente de oxígeno molecular. Los datos obtenidos han demostrado que la atmósfera en el sistema de anillos de Saturno es muy parecida a la de las lunas de Júpiter, Europa y Ganímedes.
El 19 de septiembre de 2006 la NASA anunció[12] el descubrimiento de un nuevo anillo en Saturno, por la nave espacial Cassini durante una ocultación solar, cuando el Sol pasa directamente detrás de Saturno y Cassini viaja en la sombra dejada por Saturno con lo que los anillos tienen una iluminación brillante. Habitualmente una ocultación solar puede durar una hora pero el 17 de septiembre de 2006 duró 12 horas, siendo la más larga de la misión Cassini. La ocultación solar dio la oportunidad a Cassini de realizar un mapa de la presencia de partículas microscópicas que no son visibles normalmente, en el sistema de anillos.
El nuevo anillo, apenas perceptible, está entre el Anillo F y el Anillo G. Esta ubicación coincide con las órbitas de las lunas de Saturno Jano y Epimeteo, dos satélites coorbitales de Saturno cuyas distancias al centro de Saturno se diferencian menos que el tamaño de dichos satélites, por lo que describen una extraña danza que les lleva a intercambiar sus órbitas. Los investigadores de la NASA aseguraron que el impacto de meteoros en esas lunas ha hecho que otras partículas se unan al anillo.
Las cámaras a bordo de la nave Cassini captaron imágenes de un material helado que se extiende decenas de miles de kilómetros desde Encélado, otra confirmación de que la luna está lanzando material que podría formar el E. El satélite Encélado pudo ser visto a través del anillo E con sus chorros saliendo de su superficie semejando "dedos", dirigidos al anillo en cuestión. Estos chorros están compuestos de partículas heladas muy delgadas, que son expulsadas por los geiser del Polo Sur de Encelado y entran en el anillo E.
"Tanto el nuevo anillo como las estructuras inesperadas del E nos dan una importante pista de cómo las lunas pueden lanzar pequeñas partículas y esculpir sus propios ambientes locales", dijo Matt Hedman, un investigador asociado a la Universidad Cornell en Ithaca, Nueva York.
La nave también tomó una fotografía en color de la Tierra, a cerca de 1500 millones de kilómetros de distancia, en la que parece una esfera azul claro. En otra imagen, tomada en la misma fecha, puede apreciarse también la Luna. "Nada tiene tanto poder para alterar nuestra perspectiva de nosotros mismos y de nuestro sitio en el cosmos como esas imágenes de la Tierra que obtenemos de sitios tan lejanos como Saturno", dijo Carolyn Porco, responsable del equipo que opera las cámaras de la sonda Cassini en el Instituto de Ciencia Espacial de Boulder, en Colorado.
http://es.wikipedia.org/wiki/Saturno_(planeta)
Urano
Urano es el séptimo planeta del Sistema Solar, el tercero en tamaño, y el cuarto más masivo. La principal característica de Urano es la inclinación de su eje de rotación de casi noventa grados con respecto a su órbita; la inclinación no sólo se limita al mismo planeta, sino también a sus anillos, satélites y el campo magnético del mismo. Urano posee la superficie más uniforme de todos los planetas por su característico color azul-verdoso, producido por la combinación de gases presentes en su atmósfera y tiene un sistema de anillos que no se pueden observar a simple vista. Además posee un anillo azul, el cual es una rareza planetaria. Urano es uno de los dos planetas que tiene un movimiento retrógrado, similar al de Venus.
Composición y estructura interna
Urano posee un núcleo compuesto de rocas y hielos de diferente tipo, estos últimos mucho más abundantes. El planeta cuenta con una gruesa atmósfera formada por una mezcla de hidrógeno y helio que puede representar hasta un 15% de la masa planetaria. Urano (como Neptuno) es en muchos aspectos un gigante gaseoso cuyo crecimiento se interrumpió sin haber acumulado las grandes masas de gases de los planetas gigantes interiores Júpiter y Saturno.
En Urano hay una transición gradual de atmósfera a océano líquido; por ello, el océano de Urano no se parece en nada al terrestre. Las capas de nubes exteriores están formadas por un compuesto de hidrógeno y helio enriquecido con metano, la atmósfera interior se licua conforme desciende la profundidad, y envuelve al manto de hielos de compuestos químicos, entre ellos agua, amoníaco y metano. Este océano de agua y amoníaco posee una alta conductividad eléctrica.
La composición de los planetas Urano y Neptuno es muy diferente a la de Júpiter y Saturno, el hielo domina sobre los gases, lo cual justifica que algunos expertos los consideren dentro de una clasificación adicional, la de gigantes de hielo
Inclinación axial del eje de rotación
La rotación de Urano, igual que la de Venus, es retrógrada y su eje de rotación está inclinado casi 90 grados sobre el plano de su órbita. Durante su periodo orbital de 84 años uno de los polos está permanentemente iluminado por el Sol mientras que el otro permanece en la sombra. Consecuentemente se espera que este planeta posea importantes efectos estacionales en su atmósfera. No se conocen los motivos por los que el eje del planeta está inclinado en tan alto grado aunque se especula que quizás durante su formación el planeta pudo haber colisionado con un gran protoplaneta capaz de haber producido esta orientación anómala. Otras posibilidades son las perturbaciones gravitatorias ejercidas por los otros planetas gigantes del Sistema Solar. En la época del paso del Voyager 2, en 1986, el polo sur de Urano estaba prácticamente apuntando hacia el Sol. En aquella época las nubes del planeta estaban débilmente distribuidas en bandas y zonas apenas perceptibles. Las observaciones del Telescopio Espacial Hubble más recientes muestran una estructura más dinámica a medida que los rayos solares han ido alcanzando las latitudes ecuatoriales. En el año 2007 el Sol iluminó directamente el ecuador del planeta. El 23 de agosto de 2006, astrónomos de la Universidad de Wisconsin-Madison usando la Cámara Avanzada para Estudios ACS del telescopio espacial Hubble, tomaron la imagen de una mancha oscura en Urano de forma alargada y que mide 1700 por 3000 kilómetros
Campo magnético
El campo magnético de Urano es también anómalo en su posición y características, ya que el eje magnético no está centrado en el planeta sino desplazado e inclinado 60º con respecto al eje de rotación. El campo magnético se origina probablemente en zonas no demasiado profundas del planeta. Neptuno tiene un campo magnético desplazado, por lo que es posible que el curioso eje magnético de Urano no esté ligado a las peculiaridades de su eje de rotación. Por lo demás, el campo magnético de Urano es bastante similar al de otros planetas gaseosos. Sin embargo está comprobado que el campo magnético de Urano tiene sus características especiales. El campo magnético de Urano es poco menos intenso que el campo magnético terrestre, pero a diferencia de la tierra, Urano no posee elementos metálicos en su interior. Por esta razón, el campo magnético es generado por otro tipo de material conductor.
Anillos
Urano, como los demás planetas gigantes del Sistema Solar, posee un sistema de anillos, en este caso muy tenue y compuesto de partículas oscuras. Los anillos fueron descubiertos fortuitamente en 1977 por James L. Elliot, Edward W. Dunham y Douglas J. Mink, quienes, utilizando el Kuiper Airborne Observatory, observaron cómo la luz de una estrella cercana a Urano se desvanecía al aproximarse el planeta. Tras analizar con detalle sus observaciones, concluyeron que la única explicación era que la estrella había sido ocultada por un sistema de anillos alrededor de Urano. Los anillos fueron observados directamente por la sonda espacial Voyager 2 en su paso por el sistema de Urano en 1986.
Recientemente y gracias a las imágenes obtenidas por astrónomos de la Universidad de Berkeley, con el sistema de infrarrojos ópticos adaptativos del telescopio Keck, ubicado en Hawai, se ha descubierto que Urano tiene un anillo de color azul. y otro de color rojo, similares a los de Saturno. Los anillos azules son una rareza planetaria, mientras que el rojo es el color habitual de todos los demás
ás
http://es.wikipedia.org/wiki/Urano_(planeta)
Neptuno
Neptuno es el octavo y último planeta del Sistema Solar. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gigantes gaseosos, y es el primero que fue descubierto gracias a predicciones matemáticas. Su nombre proviene del dios romano Neptuno, el dios del mar.
Tras el descubrimiento de Urano, se observó que las órbitas de Urano, Saturno y Júpiter no se comportaban tal como predecían las leyes de Kepler y de Newton. Adams y Le Verrier, de forma independiente, calcularon la posición de otro planeta, Neptuno, que encontró Galle, el 23 de septiembre de 1846, a menos de un grado de la posición calculada por Adams y Le Verrier. Más tarde, se advirtió que Galileo ya había observado Neptuno en 1611, pero lo había tomado por una estrella.
Neptuno es un planeta dinámico, con manchas que recuerdan las tempestades de Júpiter. La más grande, la Gran Mancha Oscura, tenía un tamaño similar al de la Tierra, pero en 1994 desapareció y se ha formado otra. Los vientos más fuertes de cualquier planeta del Sistema Solar son los de Neptuno.
Geología
La estructura interna se parece a la de Urano: un núcleo rocoso cubierto por una costra helada, oculto bajo una atmósfera gruesa y espesa. Los dos tercios interiores de Neptuno se componen de una mezcla de roca fundida, agua, amoníaco líquido y metano. El tercio exterior es una mezcla de gas caliente compuesto de hidrógeno, helio, agua y metano.
Al igual que Urano y a diferencia de Júpiter y de Saturno, la composición de la estructura interna de Neptuno se cree que está formada por capas distintas.
Atmósfera
Al orbitar tan lejos del sol, Neptuno recibe muy poco calor. Su temperatura en la superficie es de -218 ºC. Sin embargo, el planeta parece tener una fuente interna de calor. Se piensa que puede ser un remanente del calor producido por la concreción de materia durante la creación del mismo, que ahora irradia calor lentamente hacia el espacio.
La atmósfera de Neptuno tiene una estructura de bandas similar a la encontrada en los otros gigantes gaseosos. En este planeta se producen fenómenos como huracanes gigantes, con un diámetro igual al de la Tierra, y otras formaciones de nubes, incluyendo algunos extensos, y muy bellos cirros, encima (50 km) de las nubes principales. De este modo Neptuno tiene un sistema de nubes muy activo, posiblemente más activo que el de Júpiter. La velocidad del viento en la atmósfera de Neptuno, es de hasta 2.000 km/h, siendo la mayor del sistema solar y se cree que se alimentan del flujo de calor interno.
Anillos de Neptuno
Evidencia de un incompleto anillo (arco) alrededor de Neptuno fue descubierto a mediados de los 80, con un experimento de ocultación estelar, encontrando ocasionalmente un titileo justo antes y después de que el planeta ocultara una estrella. Imágenes tomadas por el Voyager 2 en 1989 (cuando el sistema de anillos fue hallado) se vislumbraron muchos anillos delgados, desde el más externo que contiene tres prominentes arcos ahora llamados Libertad, Igualdad y Fraternidad. La existencia de arcos es muy difícil de entender porque las leyes de movimiento pueden predecir que los espacios en un mismo anillo están siempre, por un muy corto período. Los efectos gravitacionales de Galatea, una luna justo en la parte interna del anillo donde se cree que está confinado el arco. Muchos anillos han sido detectados por las cámaras del Voyager.
Los anillos de Neptuno on mucho más oscuros que los anillos brillantes de Saturno. Los anillos de Saturno están hechos de hielo, el cual refleja gran cantidad de luz. Probablemente, los anillos de Neptuno estén compuestos de roca y de polvo, ya que las rocas y el polvo no reflejan tanta luz.
Aunque las primeras imágenes en volverse a tomar de los anillos exteriores de Neptuno en más de una década, muestran que algunas partes se han deteriorado dramáticamente y una sección está próxima a desaparecer totalmente.
En el 2002 y 2003, Imke de Pater de la Universidad de California, Berkeley, y sus colegas utilizaron el telescopio Keck de 10 metros de Hawái para volver a mirar al anillo. Han analizado ya las imágenes y han encontrado que todos los arcos parecen haber sufrido una desintegración, mientras que uno en especial, llamado Liberté, se ha desvanecido considerablemente desde las observaciones de la Voyager.
El miembro del equipo, Eugene Chiang, dice que si esta tendencia continua, Libertad habrá desaparecido dentro de 100 años. Los resultados sugieren que sea lo que sea que está causando el deterioro de los arcos, está actuando más rápido que cualquier mecanismo que pudiera regenerarlos, ya que “El sistema no está en equilibrio”, dice Chiang
http://es.wikipedia.org/wiki/Neptuno_(planeta)
Plutón
En astronomía, (134340) Plutón es un planeta enano que forma parte de un sistema planetario doble con su satélite Caronte. En la Asamblea General de la Unión Astronómica Internacional (UAI) celebrada en Praga el 24 de agosto de 2006 se creó una nueva categoría llamada plutoide, en la que se incluye a Plutón, sustituyendo al nombre de planeta enano. Es también el prototipo de una categoría de objetos transneptunianos denominada plutinos, y también de los plutoides. Posee una órbita excéntrica y altamente inclinada con respecto a la eclíptica, que recorre acercándose en su perihelio hasta el interior de la órbita de Neptuno. El sistema Plutón-Caronte posee dos satélites: Nix e Hidra. Estos son cuerpos celestes que comparten la misma categoría. Hasta el momento no ha sido visitado por ninguna sonda espacial, aunque se espera que la misión New Horizons de la NASA lo sobrevuele en 2015.
Fue descubierto el 18 de febrero de 1930 por el astrónomo estadounidense Clyde William Tombaugh (1906-1997) desde el Observatorio Lowell en Flagstaff, Arizona, y considerado el noveno y más pequeño planeta del Sistema Solar por la Unión Astronómica Internacional y por la opinión pública desde entonces hasta 2006, aunque su pertenencia al grupo de planetas del Sistema Solar fue siempre objeto de controversia entre los astrónomos. Tras un intenso debate, la UAI decidió el 24 de agosto de 2006, por unanimidad, reclasificar Plutón como planeta enano, requiriendo que un planeta debe "despejar el entorno de su órbita". Se propuso su clasificación como planeta en el borrador de resolución, pero desapareció de la resolución final, aprobada por la Asamblea General de la UAI. Desde el 7 de septiembre de 2006 tiene el número 134340, otorgado por el Minor Planet Center.
Su gran distancia al Sol y a la Tierra, unida a su reducido tamaño, impide que brille por debajo de la magnitud 13,8 en sus mejores momentos (perihelio orbital y oposición), por lo cual sólo puede ser apreciado con telescopios a partir de los 200 mm de abertura, fotográficamente o con cámara CCD. Incluso en sus mejores momentos aparece como astro puntual de aspecto estelar, amarillento, sin rasgos distintivos (diámetro aparente inferior a 0,1 segundos de arco).
Órbita
La órbita de Plutón es muy excéntrica y, durante 20 de los 249 años que tarda en recorrerla, se encuentra más cerca del Sol que Neptuno.
Es también la más inclinada con respecto al plano en el que orbitan los demás planetas del Sistema Solar, siendo su inclinación de 17º. Por eso no hay peligro alguno de que se encuentre con Neptuno. Cuando las órbitas se cruzan lo hacen cerca de los extremos de manera que, en sentido perpendicular a la eclíptica, les separa una enorme distancia.
Plutón llegó por última vez a su perihelio en septiembre de 1989, y continuó desplazándose por el interior de la órbita de Neptuno hasta marzo de 1999. Actualmente se aleja del Sol, y no volverá a estar a menor distancia que Neptuno hasta septiembre de 2226.
Atmósfera
Plutón posee una atmósfera extremadamente tenue, formada por nitrógeno, metano y monóxido de carbono, que se congela y colapsa sobre su superficie a medida que el planeta se aleja del Sol. Es esta evaporación y posterior congelamiento lo que causó las variaciones en el albedo del planeta, detectadas por medio de fotómetros fotoeléctricos en la década de 1950 (Kuiper y otros). A medida que el planeta se aproximó, los cambios se fueron haciendo menores, disminuyendo cuando se encontró en el perihelio orbital (1989). Se espera que estos cambios de albedo se repitan, pero a la inversa, a medida que el planeta se aleje del Sol rumbo a su afelio.
Planeta u objeto transneptuniano
Desde su descubrimiento hasta agosto de 2006 Plutón fue considerado un planeta, el noveno del Sistema Solar por la Unión Astronómica Internacional. Sin embargo, su reducido tamaño, así como su órbita tan alejada del plano orbital del resto de los planetas, a menudo han llevado a que muchos científicos no se refieran a él como un auténtico planeta, y existía la opinión generalizada de que su designación como planeta se debía a que era el único posible candidato a serlo que ha sido descubierto por un estadounidense.
En 1999 el astrónomo Brian Marsden del Minor Planet Center llegó a proponer incluirlo en la lista de asteroides y objetos transneptunianos, asignándole el número 10.000.
Finalmente esa idea no fue aceptada por la Unión Astronómica Internacional y el asteroide 1951 SY recibió ese número, siéndole asignado el nombre de Myriostos.
La controversia volvió a intensificarse a partir de 2001 por el descubrimiento relativamente frecuente de objetos similares a Plutón en el Sistema Solar exterior. En 2002 fue descubierto 50000 Quaoar, un objeto transneptuniano con un diámetro de 1280 kilómetros, más de la mitad del tamaño de Plutón. En 2004, a una distancia mucho mayor del Sol, fue detectado 90377 Sedna, cuyo diámetro es de aproximadamente 1300 kilómetros. En julio de 2005 se anunció el descubrimiento de un objeto transneptuniano, designado actualmente (136199) Eris, cuyo diámetro sería superior al de Plutón.
El 24 de agosto de 2006 la UAI publicó una nueva definición de planeta, tras la cual Plutón cambió su status y pasó a formar parte de la nueva categoría planetas enanos, siendo el segundo en tamaño.
http://es.wikipedia.org/wiki/(134340)_Plut%C3%B3n
Meteoros
En las noches claras se observa que en forma repentina un punto evemente brillante del cielo se desplaza rápidamente; en pocos segundos desaparece de la visión: son las llamadas estrellas fugaces o meteoros.
Se trata de partículas de polvo de muy pequeño tamaño que al penetrar en la atmósfera terrestre, se queman rápidamente por el roce con os gases de la misma, lo que sucede a una altura entre 60 y 120 km. Algunos meteoros, aquellos de mayores imensiones y pesos apreciables, son más brillantes y llegan a describir más largas trayectorias, mostrándose por más tiempo. En una noche despejada y alejado de la iluminación de las ciudades se pueden observar una media docena por hora. Al final de la noche se alcanzan a ver más meteoros que al comienzo
Pero hay épocas del año en que desde un cierto lugar de la Tierra, el cielo se llena de meteoros formando verdaderas "lluvias de estrellas fugaces", las que suelen durar unas horas o bien unos días. Por un efecto de perspectiva, para el observador terrestre, todos los meteoros de una lluvia parecen emerger de un único sitio del cielo, llamado "punto radiante".
Las lluvias de meteoros reciben el nombre de la constelación donde aparece el mencionado punto radiante. Por ejemplo, las Leónidas es una lluvia de estrellas que ocurre hacia la constelación de Leo; este fenómeno aparece todos los años en la misma fecha, a mediados de Noviembre, aunque resulta particularmente abundante en meteoros cada 33 años. El 13 de noviembre de 1833 se produjo una de las lluvias más espectaculares de la época moderna: se observón unas 200.000 estrellas fugaces por hora.
Se ha acumulado evidencia de que estas lluvias se vinculan con los restos de cometas. Es decir, al aproximarse los cometas al Sol se han desintegrado, dejando parte de su polvo en forma de una tenue nube de partículas.
Ese polvo describe una trayectoria alrededor del Sol de la misma manera que los planetas, y por lo tanto también se lo considera miembro del Sistema Solar. Cuando la Tierra atraviesa la región de la nube de polvo, las partículas caen en la atmósfera provocando esa enorme cantidad de estrellas fugaces. Debido al movimiento periódico de la Tierra alrededor del Sol, el encuentro con la nube y las consecuentes lluvias de estrellas, suceden aproximadamente en la misma fecha de cada año.
Por otra parte, en raras ocasiones, al penetrar en la atmósfera y antes de impactar contra el suelo, también se observa que los meteoros explotan y resultan tan brillantes como, por ejemplo, la Luna Llena. En oportunidades, si son espectacularmente brillantes, se los puede ver durante el día; a veces aparece un meteoro que en su trayectoria en el cielo deja una estela brillante y que al desintegrarse puede producir fuertes ruidos: cuando sucede un fenómeno como éste, a dicho meteoro se lo denomina bólido. Si además los meteoros son lo suficientemente grandes, antes de quemarse totalmente atravesando la atmósfera pueden llegar a impactar la superficie terrestre: entonces se los denomina meteoritos.
Si se trata de rocas de grandes dimensiones (fragmentos de asteroides o núcleos de cometas), en el choque pueden producir un cráter de impacto. Algunos de éstos cráteres se pueden advertir en la superficie terrestre, aunque muy afectados por la erosión. Se conocen unos 160 cráteres en toda la tierra. Se puede mencionar, como ejemplo, que en el año 1908 un meteoro aparentemente de grandes dimensiones produjo daños considerables en una extensa región deshabitada de Siberia (Rusia). En Arizona (USA) se halla un cráter de unos 1.200 m de diámetro y profundidad de 175 m, posiblemente producido por el choque de un trozo de asteroide, hace 50.000 años.Se ha estimado que el diámetro de un crater producido por un meteoro es alrededor de 10 veces el diámetro del meteoro que impacta.
Los meteoritos recogidos en la superficie terrestre son de los tipos: rocosos y metálicos. Los rocosos (más abundantes) son difíciles de reconocer por su similitud con las piedras terrestres, y por lo tanto deben ser recogidos inmediatamente a su caída. Por su parte, los metálicos, al estar constituidos por hierro en un grado de extrema pureza, resultan más fáciles de identificar. Son relativamente fáciles de ubicar en los desiertos, ventisqueros y regiones polares.
Es posible determinar la edad de los meteoritos por métodos radioactivos de datación, encontrándose que es de unos 4.500 millones de años; una edad similar a la de la Tierra y a la de las rocas lunares. Por lo tanto, se estima que los meteoritos son, cuerpos que se formaron al mismo tiempo que el Sol y su sistema planetario.
Pero en el cielo nocturno todavía hay otros fenómenos involucrados con el polvo meteorítico presente en el camino de la Tierra alrededor del Sol.
Un fenómeno interesante se observa desde lugares donde la luz artificial no moleste la visión; se percibe, sobre la dirección en que se mueve el Sol y poco antes de su salida (o poco después de su puesta) una banda luminosa denominada luz zodiacal.
La luz zodiacal (ques e observa en la región del Zodíaco) se produce como resultado del reflejo de la luz solar en las partículas de polvo que se encuentran esparcidas entre el Sol y nuestro planeta. La alta densidad de polvo y la capacidad de reflexión del mismo hacen que ese reflejo sea observable, bajo ciertas condiciones, desde la superficie de la Tierra.
Los Eclipses
Un eclipse es el oscurecimiento de un cuerpo celeste por la interposición de otro cuerpo celeste. Es decir que cuando un astro queda oculto por un corto período, a la vista, se produce un eclipse.
Tipos de eclipse solar
Existen tres tipos de eclipse solar:
* Parcial: la Luna no cubre por completo el disco solar que aparece como un creciente.
* Total: desde una franja (banda de totalidad) en la superficie de la Tierra, la Luna cubre totalmente el Sol. Fuera de la banda de totalidad el eclipse es parcial. Se verá un eclipse total para los observadores situados en la Tierra que se encuentren dentro del cono de sombra lunar, cuyo diámetro máximo sobre la superficie de nuestro planeta no superará los 270 km, y que se desplaza en dirección este a unos 3.200 km/h. La duración de la fase de totalidad puede durar varios minutos, entre 2 y 7.5, alcanzando algo más de las 2 h todo el fenómeno, si bien en los eclipses anulares la máxima duración alcanza los 12 minutos y llega a más de 4 h en los parciales, teniendo esta zona de totalidad una anchura máxima de 272 km y una longitud máxima de 15.000 km
* Anular: ocurre cuando la Luna se encuentra cerca del apogeo y su diámetro angular es menor que el solar, de manera que en la fase máxima, permanece visible un anillo del disco del Sol. Esto ocurre en la banda de anularidad, fuera de ella el eclipse es parcial.
Para que se produzca un eclipse solar la Luna ha de estar en o próxima a uno de sus nodos, y tener la misma longitud celeste que el Sol.
Cada año suceden sin falta 2 eclipses de Sol, cerca de los nodos de la órbita lunar, si bien pueden suceder 4 e incluso 5 eclipses. Suceden 5 eclipses solares en un año cuando el primero de ellos tiene lugar poco tiempo después del primero de enero. Entonces el segundo tendrá lugar en el novilunio siguiente, el tercero y el cuarto sucederán antes de que transcurra medio año, y el quinto tendrá lugar pasados 345 días después del primero, puesto que ese es el número de días que contienen 12 meses sinódicos.
Por término medio sucede un eclipse total de Sol en el mismo punto terrestre una vez cada 200-300 años. Para que suceda un eclipse de Sol, es preciso que la Luna esté en conjunción inferior (Luna nueva) y además que el Sol se encuentre entre los 18º 31´ y 15º 21´ de uno de los nodos de la órbita lunar.
Geometria de un eclipse total de sol
La mayor o menor distancia de la Luna a su perigeo va a determinar que el eclipse sea total o anular, como se explica en la figura 2. Los valores extremos para el perigeo y apogeo lunares en el siglo XXI, tomados del Anuario del Observatorio Astronómico de Madrid, son los siguientes:
* Perigeo lunar: entre 356.375 km y 370.350 km
* Apogeo lunar: entre 404.050 km y 406.712 km
Considerando los valores extremos de los anteriores resulta que la distancia de la Luna a la Tierra variará en nuestro siglo en 50.337 km como máximo, cantidad importante que supone unos 4 minutos de arco para el diámetro angular lunar, en más o en menos, un 8% del diámetro angular medio de nuestro satélite.
Magnitud y oscurecimiento
La magnitud de un eclipse solar es la fracción del diámetro solar ocultado por la Luna, mientras que el oscurecimiento se refiere a la fracción de la superficie solar que queda oculta. Son cantidades completamente distintas. La magnitud puede darse en forma decimal o como un porcentaje: hablaremos indistintamente de una magnitud 0, 2 o del 20%, por ejemplo.
Si el eclipse es total se considera el cociente entre los diámetros angulares lunar y solar. En el momento de la totalidad este cociente valdrá 1, o más, en el caso de una Luna nueva muy próxima al perigeo.
Por otra parte, no puede darse una correspondencia única entre magnitud y oscurecimiento porque debido a la variable distancia Tierra-Luna varía asimismo el diámetro angular de ésta y a eclipses de igual magnitud no les corresponde siempre un mismo oscurecimiento. Esto se representa -de forma muy exagerada- en la figura 3: tanto en A como en B la magnitud es de 0, 5 -oculta la mitad del diámetro solar-, pero el oscurecimiento -fracción de superficie solar tras la Luna- es mayor en A que en B.
En la tabla de eclipses se dan las magnitudes de los eclipses solares hasta el año 3698
http://es.wikipedia.org/wiki/Eclipse_solar
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Saturno
Saturno es el sexto planeta del Sistema Solar, es el segundo en tamaño y masa después de Júpiter y es el único con un sistema de anillos visible desde nuestro planeta. Su nombre proviene del dios romano Saturno. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos, también llamados jovianos por su parecido a Júpiter. El aspecto más característico de Saturno son sus brillantes anillos. Antes de la invención del telescopio, Saturno era el más lejano de los planetas conocidos y, a simple vista, no parecía luminoso ni interesante. El primero en observar los anillos fue Galileo en 1610 pero la baja inclinación de los anillos y la baja resolución de su telescopio le hicieron pensar en un principio que se trataba de grandes lunas. Christiaan Huygens con mejores medios de observación pudo en 1659 observar con claridad los anillos. James Clerk Maxwell en 1859 demostró matemáticamente que los anillos no podían ser un único objeto sólido sino que debían ser la agrupación de millones de partículas de menor tamaño.
Características generales
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 120.536 y 108.728 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 ovalados 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.
El periodo de rotación de Saturno es incierto dado que no posee superficie y su atmósfera gira con un periodo distinto en cada latitud. Desde la época de los Voyager se consideraba que el periodo de rotación de Saturno, basándose en la periodicidad de señales de radio emitidas por él, era de 10 h 39 min 22,4 s (810,8°/día). Las misiones espaciales Ulysses y Cassini han mostrado que este periodo de emisión en radio varía en el tiempo siendo en la actualidad: 10 h 45 m 45 s (± 36 s). La causa de este cambio en el periodo de rotación de radio podría estar relacionada con la actitividad criovolcánica en forma de géisers de la luna Encélado, que libera material en órbita de Saturno capaz de interaccionar con el campo magnético externo del planeta, utilizado para medir la rotación del núcleo interno donde se genera. En general se considera que el periodo de rotación interno del planeta puede ser conocido tan sólo de forma aproximada.
Atmósfera
La atmósfera de Saturno posee un patrón de bandas oscuras y zonas claras similar al de Júpiter aunque la distinción entre ambas es mucho menos clara en el caso de Saturno. La atmósfera del planeta posee fuertes vientos en la dirección de los paralelos alternantes en latitud y altamente simétricos en ambos hemisferios a pesar del efecto estacional de la inclinación axial del planeta. El viento está dominado por una intensa y ancha corriente ecuatorial al nivel de la altura de las nubes que llegó a alcanzar velocidades de hasta 450 m/s en la época de los Voyager. A diferencia de Júpiter no son aparentes grandes vórtices estables aunque sí los hay más pequeños.
Las nubes superiores están formadas probablemente por cristales de amoníaco. Sobre ellas parece extenderse una niebla uniforme sobre todo el planeta producida por fenómenos fotoquímicos en la atmósfera superior (alrededor de 10 mbar). A niveles más profundos (cerca de 10 bar de presión) el agua de la atmósfera condensa probablemente en una capa de nubes de agua que no ha podido ser observada.
Al igual que en Júpiter ocasionalmente se forman tormentas en la atmósfera de Saturno algunas de las cuales han podido ser observadas desde la Tierra. En 1933 se observó una mancha blanca situada en la zona ecuatorial por el astrónomo aficionado W.T. Hay. Era lo suficientemente grande como para ser visible con un refractor de 7 cm, pero no tardó en disiparse y desvanecerse. En 1962 empezó a desarrollarse una nueva mancha, pero no llegó nunca a destacar. En 1990 se pudo observar una gigantesca nube blanca en el ecuador de Saturno que ha sido asimilada a un proceso de formación de grandes tormentas. Se han observado manchas similares en placas fotográficas tomadas durante el último siglo y medio a intervalos de aproximadamente 30 años. En 1994 se pudo observar una segunda gran tormenta de aproximadamente la mitad de tamaño que la producida en el año 1990.
La sonda Cassini ha podido captar varias grandes tormentas en Saturno, una de las mayores con rayos 10.000 veces más potentes que los de cualquier tormenta de la Tierra y que apareció el día 27 de noviembre de 2007, llevando por tanto activa ya varios meses. Ésta tormenta apareció en el hemisferio S de Saturno, en una zona conocida cómo "callejón de las tormentas" por la elevada frecuencia con la que aparecen allí éstos fenómenos
Característica nube hexagonal en el polo norte, descubierta por Voyager 1 y confirmada en 2006 por Cassini.
Las regiones polares presentan corrientes en chorro a 78ºN y 78ºS. Las sondas Voyager detectaron en los años 80 un patrón hexagonal en la región polar norte que ha sido observado también por el telescopio espacial Hubble durante los años 90. Las imágenes más recientes obtenidas por la sonda Cassini han mostrado el vórtice polar con gran detalle. Saturno es el único planeta conocido que posee un vórtice polar de estas características si bien los vórtices polares son comunes en las atmóferas de la Tierra o Venus.
En el caso del hexágono de Saturno los lados tienen unos 13.800 kilómetros de longitud (algo más del diámetro de la Tierra) y la estructura rota con un periodo idéntico al de la rotación planetaria siendo una onda estacionaria que no cambia su longitud ni estructura, como hacen el resto de nubes de la atmósfera. Estas formas poligonales entre dos y seis lados se han podido replicar mediante modelos de fluidos en rotación a escala de laboratorio.
Al contrario que el polo norte, las imágenes del polo sur muestran la presencia de una corriente de chorro, pero no vórtices ni ondas hexagonales persistentes. Sin embargo, NASA informó en noviembre del 2006 que la sonda Cassini había observado un huracán en el polo sur, con un ojo bien definido. Ojos de tormenta bien definidos solo habían sido observados en la Tierra (incluso no se ha logrado observarlo en la Gran Mancha Roja de Júpiter por la sonda Galileo). Ése vórtice, de aproximadamente 8000 kilómetros de diámetro, ha podido ser fotografiado y estudiado con gran detalle por la sonda Cassini, midiéndose en él vientos de más de 500 kilómetros por hora.
Órbita
Saturno gira alrededor del Sol a una distancia media de 1.418 millones de kilómetros en una órbita de excentricidad 0,056, que sitúa el afelio a 1.500 millones de km y el perihelio a 1.240 millones de km. Saturno se encontró en el perihelio en 1974. El periodo de traslación alrededor del Sol es de 29 años y 167 días, mientras que su período sinódico es de 378 días, de modo que, cada año la oposición se produce con casi dos semanas de retraso respecto al año anterior. El período de rotación sobre su eje es corto, de 10 horas, 14 minutos, con algunas variaciones entre el ecuador y los polos.
Los elementos orbitales de Saturno son modificados en una escala de 900 años por una resonancia orbital de tipo 5:2 con el planeta Júpiter, bautizado por los astrónomos franceses del siglo XVIII como la grande inégalité (Júpiter completa 5 vueltas por cada 2 de Saturno). Los planetas no se encuentran en una resonancia perfecta, pero están lo suficientemente cercanos a ella como para que las perturbaciones a sus respectivas órbitas sean apreciables.
Sistema de anillos
Artículo principal: Anillos de Saturno
La característica más notable de Saturno son sus anillos, que dejaron muy perplejos a los primeros observadores, incluido Galileo. Su telescopio no era tan potente como para revelar la verdadera naturaleza de lo que observaba y, por error de perspectiva, creyó que se trataba de dos cuerpos independientes que flanqueaban el planeta. Pocos años después, Saturno presentaba los anillos de perfil, y Galileo quedó muy sorprendido por la brusca desaparición de los dos hipotéticos compañeros del planeta. Por fin, la existencia del sistema de anillos fue determinada por Christiaan Huygens en 1659, con la ayuda de un telescopio más potente.
Los anillos de Saturno se extienden en el plano ecuatorial del planeta desde los 6630 km a los 120.700 km por encima del ecuador de Saturno y están compuestos de partículas con abundante agua helada. El tamaño de cada una de las partículas varía desde partículas microscópicas de polvo hasta rocas de unos pocos metros de tamaño. El elevado albedo de los anillos muestra que éstos son relativamente modernos en la historia del Sistema Solar. En un principio se creía que los anillos de Saturno eran inestables a lo largo de periodos de tiempo de decenas de millones de años, otro indicio de su origen reciente, pero los datos enviados por la sonda Cassini sugieren que son mucho más antiguos de lo que se pensaba en un principio. Los anillos de Saturno poseen una dinámica orbital muy compleja presentando ondas de densidad, e interacciones con los satélites de Saturno (especialmente con los denominados satélites pastores). Al estar en el interior del límite de Roche, los anillos no pueden evolucionar hacia la formación de un cuerpo mayor.
Los anillos se distribuyen en zonas de mayor y menor densidad de material existiendo claras divisiones entre estas regiones. Los anillos principales son los llamados anillos A y B, separados entre sí por la división de Cassini. En la región interior al anillo B se distinguen otro anillo más tenue aunque extenso: C y otro anillo tenue y fino: D. En el exterior se puede distinguir un anillo delgado y débil denominado anillo F. El tenue anillo E se extiende desde Mimas hasta Rea y alcanza su mayor densidad a la distancia de Encelado, el cual se piensa lo provee de partículas, debido a las emisiones de unos géiseres que se encuentran en su polo sur.
Hasta los años 1980 la estructura de los anillos se explicaba por medio de las fuerzas gravitacionales ejercidas por los satélites cercanos. Las sondas Voyager encontraron sin embargo estructuras radiales oscuras en el anillo B llamadas cuñas radiales (en inglés: spokes) que no podían ser explicadas de esta manera ya que su rotación alrededor de los anillos no era consistente con la mecánica orbital. Se considera que estas estructuras oscuras interactúan con el campo magnético del planeta, ya que su rotación sobre los anillos seguía la misma velocidad que la magnetosfera de Saturno. Sin embargo el mecanismo preciso de su formación todavía se desconoce. Es posible que las cuñas aparezcan y desaparezcan estacionalmente.
El 17 de agosto de 2005 los instrumentos a bordo de la nave Cassini desvelaron que existe algo similar a una atmósfera alrededor del sistema de anillos, compuesta principalmente de oxígeno molecular. Los datos obtenidos han demostrado que la atmósfera en el sistema de anillos de Saturno es muy parecida a la de las lunas de Júpiter, Europa y Ganímedes.
El 19 de septiembre de 2006 la NASA anunció[12] el descubrimiento de un nuevo anillo en Saturno, por la nave espacial Cassini durante una ocultación solar, cuando el Sol pasa directamente detrás de Saturno y Cassini viaja en la sombra dejada por Saturno con lo que los anillos tienen una iluminación brillante. Habitualmente una ocultación solar puede durar una hora pero el 17 de septiembre de 2006 duró 12 horas, siendo la más larga de la misión Cassini. La ocultación solar dio la oportunidad a Cassini de realizar un mapa de la presencia de partículas microscópicas que no son visibles normalmente, en el sistema de anillos.
El nuevo anillo, apenas perceptible, está entre el Anillo F y el Anillo G. Esta ubicación coincide con las órbitas de las lunas de Saturno Jano y Epimeteo, dos satélites coorbitales de Saturno cuyas distancias al centro de Saturno se diferencian menos que el tamaño de dichos satélites, por lo que describen una extraña danza que les lleva a intercambiar sus órbitas. Los investigadores de la NASA aseguraron que el impacto de meteoros en esas lunas ha hecho que otras partículas se unan al anillo.
Las cámaras a bordo de la nave Cassini captaron imágenes de un material helado que se extiende decenas de miles de kilómetros desde Encélado, otra confirmación de que la luna está lanzando material que podría formar el E. El satélite Encélado pudo ser visto a través del anillo E con sus chorros saliendo de su superficie semejando "dedos", dirigidos al anillo en cuestión. Estos chorros están compuestos de partículas heladas muy delgadas, que son expulsadas por los geiser del Polo Sur de Encelado y entran en el anillo E.
"Tanto el nuevo anillo como las estructuras inesperadas del E nos dan una importante pista de cómo las lunas pueden lanzar pequeñas partículas y esculpir sus propios ambientes locales", dijo Matt Hedman, un investigador asociado a la Universidad Cornell en Ithaca, Nueva York.
La nave también tomó una fotografía en color de la Tierra, a cerca de 1500 millones de kilómetros de distancia, en la que parece una esfera azul claro. En otra imagen, tomada en la misma fecha, puede apreciarse también la Luna. "Nada tiene tanto poder para alterar nuestra perspectiva de nosotros mismos y de nuestro sitio en el cosmos como esas imágenes de la Tierra que obtenemos de sitios tan lejanos como Saturno", dijo Carolyn Porco, responsable del equipo que opera las cámaras de la sonda Cassini en el Instituto de Ciencia Espacial de Boulder, en Colorado.
http://es.wikipedia.org/wiki/Saturno_(planeta)
Urano
Urano es el séptimo planeta del Sistema Solar, el tercero en tamaño, y el cuarto más masivo. La principal característica de Urano es la inclinación de su eje de rotación de casi noventa grados con respecto a su órbita; la inclinación no sólo se limita al mismo planeta, sino también a sus anillos, satélites y el campo magnético del mismo. Urano posee la superficie más uniforme de todos los planetas por su característico color azul-verdoso, producido por la combinación de gases presentes en su atmósfera y tiene un sistema de anillos que no se pueden observar a simple vista. Además posee un anillo azul, el cual es una rareza planetaria. Urano es uno de los dos planetas que tiene un movimiento retrógrado, similar al de Venus.
Composición y estructura interna
Urano posee un núcleo compuesto de rocas y hielos de diferente tipo, estos últimos mucho más abundantes. El planeta cuenta con una gruesa atmósfera formada por una mezcla de hidrógeno y helio que puede representar hasta un 15% de la masa planetaria. Urano (como Neptuno) es en muchos aspectos un gigante gaseoso cuyo crecimiento se interrumpió sin haber acumulado las grandes masas de gases de los planetas gigantes interiores Júpiter y Saturno.
En Urano hay una transición gradual de atmósfera a océano líquido; por ello, el océano de Urano no se parece en nada al terrestre. Las capas de nubes exteriores están formadas por un compuesto de hidrógeno y helio enriquecido con metano, la atmósfera interior se licua conforme desciende la profundidad, y envuelve al manto de hielos de compuestos químicos, entre ellos agua, amoníaco y metano. Este océano de agua y amoníaco posee una alta conductividad eléctrica.
La composición de los planetas Urano y Neptuno es muy diferente a la de Júpiter y Saturno, el hielo domina sobre los gases, lo cual justifica que algunos expertos los consideren dentro de una clasificación adicional, la de gigantes de hielo
Inclinación axial del eje de rotación
La rotación de Urano, igual que la de Venus, es retrógrada y su eje de rotación está inclinado casi 90 grados sobre el plano de su órbita. Durante su periodo orbital de 84 años uno de los polos está permanentemente iluminado por el Sol mientras que el otro permanece en la sombra. Consecuentemente se espera que este planeta posea importantes efectos estacionales en su atmósfera. No se conocen los motivos por los que el eje del planeta está inclinado en tan alto grado aunque se especula que quizás durante su formación el planeta pudo haber colisionado con un gran protoplaneta capaz de haber producido esta orientación anómala. Otras posibilidades son las perturbaciones gravitatorias ejercidas por los otros planetas gigantes del Sistema Solar. En la época del paso del Voyager 2, en 1986, el polo sur de Urano estaba prácticamente apuntando hacia el Sol. En aquella época las nubes del planeta estaban débilmente distribuidas en bandas y zonas apenas perceptibles. Las observaciones del Telescopio Espacial Hubble más recientes muestran una estructura más dinámica a medida que los rayos solares han ido alcanzando las latitudes ecuatoriales. En el año 2007 el Sol iluminó directamente el ecuador del planeta. El 23 de agosto de 2006, astrónomos de la Universidad de Wisconsin-Madison usando la Cámara Avanzada para Estudios ACS del telescopio espacial Hubble, tomaron la imagen de una mancha oscura en Urano de forma alargada y que mide 1700 por 3000 kilómetros
Campo magnético
El campo magnético de Urano es también anómalo en su posición y características, ya que el eje magnético no está centrado en el planeta sino desplazado e inclinado 60º con respecto al eje de rotación. El campo magnético se origina probablemente en zonas no demasiado profundas del planeta. Neptuno tiene un campo magnético desplazado, por lo que es posible que el curioso eje magnético de Urano no esté ligado a las peculiaridades de su eje de rotación. Por lo demás, el campo magnético de Urano es bastante similar al de otros planetas gaseosos. Sin embargo está comprobado que el campo magnético de Urano tiene sus características especiales. El campo magnético de Urano es poco menos intenso que el campo magnético terrestre, pero a diferencia de la tierra, Urano no posee elementos metálicos en su interior. Por esta razón, el campo magnético es generado por otro tipo de material conductor.
Anillos
Urano, como los demás planetas gigantes del Sistema Solar, posee un sistema de anillos, en este caso muy tenue y compuesto de partículas oscuras. Los anillos fueron descubiertos fortuitamente en 1977 por James L. Elliot, Edward W. Dunham y Douglas J. Mink, quienes, utilizando el Kuiper Airborne Observatory, observaron cómo la luz de una estrella cercana a Urano se desvanecía al aproximarse el planeta. Tras analizar con detalle sus observaciones, concluyeron que la única explicación era que la estrella había sido ocultada por un sistema de anillos alrededor de Urano. Los anillos fueron observados directamente por la sonda espacial Voyager 2 en su paso por el sistema de Urano en 1986.
Recientemente y gracias a las imágenes obtenidas por astrónomos de la Universidad de Berkeley, con el sistema de infrarrojos ópticos adaptativos del telescopio Keck, ubicado en Hawai, se ha descubierto que Urano tiene un anillo de color azul. y otro de color rojo, similares a los de Saturno. Los anillos azules son una rareza planetaria, mientras que el rojo es el color habitual de todos los demás
ás
http://es.wikipedia.org/wiki/Urano_(planeta)
Neptuno
Neptuno es el octavo y último planeta del Sistema Solar. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gigantes gaseosos, y es el primero que fue descubierto gracias a predicciones matemáticas. Su nombre proviene del dios romano Neptuno, el dios del mar.
Tras el descubrimiento de Urano, se observó que las órbitas de Urano, Saturno y Júpiter no se comportaban tal como predecían las leyes de Kepler y de Newton. Adams y Le Verrier, de forma independiente, calcularon la posición de otro planeta, Neptuno, que encontró Galle, el 23 de septiembre de 1846, a menos de un grado de la posición calculada por Adams y Le Verrier. Más tarde, se advirtió que Galileo ya había observado Neptuno en 1611, pero lo había tomado por una estrella.
Neptuno es un planeta dinámico, con manchas que recuerdan las tempestades de Júpiter. La más grande, la Gran Mancha Oscura, tenía un tamaño similar al de la Tierra, pero en 1994 desapareció y se ha formado otra. Los vientos más fuertes de cualquier planeta del Sistema Solar son los de Neptuno.
Geología
La estructura interna se parece a la de Urano: un núcleo rocoso cubierto por una costra helada, oculto bajo una atmósfera gruesa y espesa. Los dos tercios interiores de Neptuno se componen de una mezcla de roca fundida, agua, amoníaco líquido y metano. El tercio exterior es una mezcla de gas caliente compuesto de hidrógeno, helio, agua y metano.
Al igual que Urano y a diferencia de Júpiter y de Saturno, la composición de la estructura interna de Neptuno se cree que está formada por capas distintas.
Atmósfera
Al orbitar tan lejos del sol, Neptuno recibe muy poco calor. Su temperatura en la superficie es de -218 ºC. Sin embargo, el planeta parece tener una fuente interna de calor. Se piensa que puede ser un remanente del calor producido por la concreción de materia durante la creación del mismo, que ahora irradia calor lentamente hacia el espacio.
La atmósfera de Neptuno tiene una estructura de bandas similar a la encontrada en los otros gigantes gaseosos. En este planeta se producen fenómenos como huracanes gigantes, con un diámetro igual al de la Tierra, y otras formaciones de nubes, incluyendo algunos extensos, y muy bellos cirros, encima (50 km) de las nubes principales. De este modo Neptuno tiene un sistema de nubes muy activo, posiblemente más activo que el de Júpiter. La velocidad del viento en la atmósfera de Neptuno, es de hasta 2.000 km/h, siendo la mayor del sistema solar y se cree que se alimentan del flujo de calor interno.
Anillos de Neptuno
Evidencia de un incompleto anillo (arco) alrededor de Neptuno fue descubierto a mediados de los 80, con un experimento de ocultación estelar, encontrando ocasionalmente un titileo justo antes y después de que el planeta ocultara una estrella. Imágenes tomadas por el Voyager 2 en 1989 (cuando el sistema de anillos fue hallado) se vislumbraron muchos anillos delgados, desde el más externo que contiene tres prominentes arcos ahora llamados Libertad, Igualdad y Fraternidad. La existencia de arcos es muy difícil de entender porque las leyes de movimiento pueden predecir que los espacios en un mismo anillo están siempre, por un muy corto período. Los efectos gravitacionales de Galatea, una luna justo en la parte interna del anillo donde se cree que está confinado el arco. Muchos anillos han sido detectados por las cámaras del Voyager.
Los anillos de Neptuno on mucho más oscuros que los anillos brillantes de Saturno. Los anillos de Saturno están hechos de hielo, el cual refleja gran cantidad de luz. Probablemente, los anillos de Neptuno estén compuestos de roca y de polvo, ya que las rocas y el polvo no reflejan tanta luz.
Aunque las primeras imágenes en volverse a tomar de los anillos exteriores de Neptuno en más de una década, muestran que algunas partes se han deteriorado dramáticamente y una sección está próxima a desaparecer totalmente.
En el 2002 y 2003, Imke de Pater de la Universidad de California, Berkeley, y sus colegas utilizaron el telescopio Keck de 10 metros de Hawái para volver a mirar al anillo. Han analizado ya las imágenes y han encontrado que todos los arcos parecen haber sufrido una desintegración, mientras que uno en especial, llamado Liberté, se ha desvanecido considerablemente desde las observaciones de la Voyager.
El miembro del equipo, Eugene Chiang, dice que si esta tendencia continua, Libertad habrá desaparecido dentro de 100 años. Los resultados sugieren que sea lo que sea que está causando el deterioro de los arcos, está actuando más rápido que cualquier mecanismo que pudiera regenerarlos, ya que “El sistema no está en equilibrio”, dice Chiang
http://es.wikipedia.org/wiki/Neptuno_(planeta)
Plutón
En astronomía, (134340) Plutón es un planeta enano que forma parte de un sistema planetario doble con su satélite Caronte. En la Asamblea General de la Unión Astronómica Internacional (UAI) celebrada en Praga el 24 de agosto de 2006 se creó una nueva categoría llamada plutoide, en la que se incluye a Plutón, sustituyendo al nombre de planeta enano. Es también el prototipo de una categoría de objetos transneptunianos denominada plutinos, y también de los plutoides. Posee una órbita excéntrica y altamente inclinada con respecto a la eclíptica, que recorre acercándose en su perihelio hasta el interior de la órbita de Neptuno. El sistema Plutón-Caronte posee dos satélites: Nix e Hidra. Estos son cuerpos celestes que comparten la misma categoría. Hasta el momento no ha sido visitado por ninguna sonda espacial, aunque se espera que la misión New Horizons de la NASA lo sobrevuele en 2015.
Fue descubierto el 18 de febrero de 1930 por el astrónomo estadounidense Clyde William Tombaugh (1906-1997) desde el Observatorio Lowell en Flagstaff, Arizona, y considerado el noveno y más pequeño planeta del Sistema Solar por la Unión Astronómica Internacional y por la opinión pública desde entonces hasta 2006, aunque su pertenencia al grupo de planetas del Sistema Solar fue siempre objeto de controversia entre los astrónomos. Tras un intenso debate, la UAI decidió el 24 de agosto de 2006, por unanimidad, reclasificar Plutón como planeta enano, requiriendo que un planeta debe "despejar el entorno de su órbita". Se propuso su clasificación como planeta en el borrador de resolución, pero desapareció de la resolución final, aprobada por la Asamblea General de la UAI. Desde el 7 de septiembre de 2006 tiene el número 134340, otorgado por el Minor Planet Center.
Su gran distancia al Sol y a la Tierra, unida a su reducido tamaño, impide que brille por debajo de la magnitud 13,8 en sus mejores momentos (perihelio orbital y oposición), por lo cual sólo puede ser apreciado con telescopios a partir de los 200 mm de abertura, fotográficamente o con cámara CCD. Incluso en sus mejores momentos aparece como astro puntual de aspecto estelar, amarillento, sin rasgos distintivos (diámetro aparente inferior a 0,1 segundos de arco).
Órbita
La órbita de Plutón es muy excéntrica y, durante 20 de los 249 años que tarda en recorrerla, se encuentra más cerca del Sol que Neptuno.
Es también la más inclinada con respecto al plano en el que orbitan los demás planetas del Sistema Solar, siendo su inclinación de 17º. Por eso no hay peligro alguno de que se encuentre con Neptuno. Cuando las órbitas se cruzan lo hacen cerca de los extremos de manera que, en sentido perpendicular a la eclíptica, les separa una enorme distancia.
Plutón llegó por última vez a su perihelio en septiembre de 1989, y continuó desplazándose por el interior de la órbita de Neptuno hasta marzo de 1999. Actualmente se aleja del Sol, y no volverá a estar a menor distancia que Neptuno hasta septiembre de 2226.
Atmósfera
Plutón posee una atmósfera extremadamente tenue, formada por nitrógeno, metano y monóxido de carbono, que se congela y colapsa sobre su superficie a medida que el planeta se aleja del Sol. Es esta evaporación y posterior congelamiento lo que causó las variaciones en el albedo del planeta, detectadas por medio de fotómetros fotoeléctricos en la década de 1950 (Kuiper y otros). A medida que el planeta se aproximó, los cambios se fueron haciendo menores, disminuyendo cuando se encontró en el perihelio orbital (1989). Se espera que estos cambios de albedo se repitan, pero a la inversa, a medida que el planeta se aleje del Sol rumbo a su afelio.
Planeta u objeto transneptuniano
Desde su descubrimiento hasta agosto de 2006 Plutón fue considerado un planeta, el noveno del Sistema Solar por la Unión Astronómica Internacional. Sin embargo, su reducido tamaño, así como su órbita tan alejada del plano orbital del resto de los planetas, a menudo han llevado a que muchos científicos no se refieran a él como un auténtico planeta, y existía la opinión generalizada de que su designación como planeta se debía a que era el único posible candidato a serlo que ha sido descubierto por un estadounidense.
En 1999 el astrónomo Brian Marsden del Minor Planet Center llegó a proponer incluirlo en la lista de asteroides y objetos transneptunianos, asignándole el número 10.000.
Finalmente esa idea no fue aceptada por la Unión Astronómica Internacional y el asteroide 1951 SY recibió ese número, siéndole asignado el nombre de Myriostos.
La controversia volvió a intensificarse a partir de 2001 por el descubrimiento relativamente frecuente de objetos similares a Plutón en el Sistema Solar exterior. En 2002 fue descubierto 50000 Quaoar, un objeto transneptuniano con un diámetro de 1280 kilómetros, más de la mitad del tamaño de Plutón. En 2004, a una distancia mucho mayor del Sol, fue detectado 90377 Sedna, cuyo diámetro es de aproximadamente 1300 kilómetros. En julio de 2005 se anunció el descubrimiento de un objeto transneptuniano, designado actualmente (136199) Eris, cuyo diámetro sería superior al de Plutón.
El 24 de agosto de 2006 la UAI publicó una nueva definición de planeta, tras la cual Plutón cambió su status y pasó a formar parte de la nueva categoría planetas enanos, siendo el segundo en tamaño.
http://es.wikipedia.org/wiki/(134340)_Plut%C3%B3n
Meteoros
En las noches claras se observa que en forma repentina un punto evemente brillante del cielo se desplaza rápidamente; en pocos segundos desaparece de la visión: son las llamadas estrellas fugaces o meteoros.
Se trata de partículas de polvo de muy pequeño tamaño que al penetrar en la atmósfera terrestre, se queman rápidamente por el roce con os gases de la misma, lo que sucede a una altura entre 60 y 120 km. Algunos meteoros, aquellos de mayores imensiones y pesos apreciables, son más brillantes y llegan a describir más largas trayectorias, mostrándose por más tiempo. En una noche despejada y alejado de la iluminación de las ciudades se pueden observar una media docena por hora. Al final de la noche se alcanzan a ver más meteoros que al comienzo
Pero hay épocas del año en que desde un cierto lugar de la Tierra, el cielo se llena de meteoros formando verdaderas "lluvias de estrellas fugaces", las que suelen durar unas horas o bien unos días. Por un efecto de perspectiva, para el observador terrestre, todos los meteoros de una lluvia parecen emerger de un único sitio del cielo, llamado "punto radiante".
Las lluvias de meteoros reciben el nombre de la constelación donde aparece el mencionado punto radiante. Por ejemplo, las Leónidas es una lluvia de estrellas que ocurre hacia la constelación de Leo; este fenómeno aparece todos los años en la misma fecha, a mediados de Noviembre, aunque resulta particularmente abundante en meteoros cada 33 años. El 13 de noviembre de 1833 se produjo una de las lluvias más espectaculares de la época moderna: se observón unas 200.000 estrellas fugaces por hora.
Se ha acumulado evidencia de que estas lluvias se vinculan con los restos de cometas. Es decir, al aproximarse los cometas al Sol se han desintegrado, dejando parte de su polvo en forma de una tenue nube de partículas.
Ese polvo describe una trayectoria alrededor del Sol de la misma manera que los planetas, y por lo tanto también se lo considera miembro del Sistema Solar. Cuando la Tierra atraviesa la región de la nube de polvo, las partículas caen en la atmósfera provocando esa enorme cantidad de estrellas fugaces. Debido al movimiento periódico de la Tierra alrededor del Sol, el encuentro con la nube y las consecuentes lluvias de estrellas, suceden aproximadamente en la misma fecha de cada año.
Por otra parte, en raras ocasiones, al penetrar en la atmósfera y antes de impactar contra el suelo, también se observa que los meteoros explotan y resultan tan brillantes como, por ejemplo, la Luna Llena. En oportunidades, si son espectacularmente brillantes, se los puede ver durante el día; a veces aparece un meteoro que en su trayectoria en el cielo deja una estela brillante y que al desintegrarse puede producir fuertes ruidos: cuando sucede un fenómeno como éste, a dicho meteoro se lo denomina bólido. Si además los meteoros son lo suficientemente grandes, antes de quemarse totalmente atravesando la atmósfera pueden llegar a impactar la superficie terrestre: entonces se los denomina meteoritos.
Si se trata de rocas de grandes dimensiones (fragmentos de asteroides o núcleos de cometas), en el choque pueden producir un cráter de impacto. Algunos de éstos cráteres se pueden advertir en la superficie terrestre, aunque muy afectados por la erosión. Se conocen unos 160 cráteres en toda la tierra. Se puede mencionar, como ejemplo, que en el año 1908 un meteoro aparentemente de grandes dimensiones produjo daños considerables en una extensa región deshabitada de Siberia (Rusia). En Arizona (USA) se halla un cráter de unos 1.200 m de diámetro y profundidad de 175 m, posiblemente producido por el choque de un trozo de asteroide, hace 50.000 años.Se ha estimado que el diámetro de un crater producido por un meteoro es alrededor de 10 veces el diámetro del meteoro que impacta.
Los meteoritos recogidos en la superficie terrestre son de los tipos: rocosos y metálicos. Los rocosos (más abundantes) son difíciles de reconocer por su similitud con las piedras terrestres, y por lo tanto deben ser recogidos inmediatamente a su caída. Por su parte, los metálicos, al estar constituidos por hierro en un grado de extrema pureza, resultan más fáciles de identificar. Son relativamente fáciles de ubicar en los desiertos, ventisqueros y regiones polares.
Es posible determinar la edad de los meteoritos por métodos radioactivos de datación, encontrándose que es de unos 4.500 millones de años; una edad similar a la de la Tierra y a la de las rocas lunares. Por lo tanto, se estima que los meteoritos son, cuerpos que se formaron al mismo tiempo que el Sol y su sistema planetario.
Pero en el cielo nocturno todavía hay otros fenómenos involucrados con el polvo meteorítico presente en el camino de la Tierra alrededor del Sol.
Un fenómeno interesante se observa desde lugares donde la luz artificial no moleste la visión; se percibe, sobre la dirección en que se mueve el Sol y poco antes de su salida (o poco después de su puesta) una banda luminosa denominada luz zodiacal.
La luz zodiacal (ques e observa en la región del Zodíaco) se produce como resultado del reflejo de la luz solar en las partículas de polvo que se encuentran esparcidas entre el Sol y nuestro planeta. La alta densidad de polvo y la capacidad de reflexión del mismo hacen que ese reflejo sea observable, bajo ciertas condiciones, desde la superficie de la Tierra.
Los Eclipses
Un eclipse es el oscurecimiento de un cuerpo celeste por la interposición de otro cuerpo celeste. Es decir que cuando un astro queda oculto por un corto período, a la vista, se produce un eclipse.
Tipos de eclipse solar
Existen tres tipos de eclipse solar:
* Parcial: la Luna no cubre por completo el disco solar que aparece como un creciente.
* Total: desde una franja (banda de totalidad) en la superficie de la Tierra, la Luna cubre totalmente el Sol. Fuera de la banda de totalidad el eclipse es parcial. Se verá un eclipse total para los observadores situados en la Tierra que se encuentren dentro del cono de sombra lunar, cuyo diámetro máximo sobre la superficie de nuestro planeta no superará los 270 km, y que se desplaza en dirección este a unos 3.200 km/h. La duración de la fase de totalidad puede durar varios minutos, entre 2 y 7.5, alcanzando algo más de las 2 h todo el fenómeno, si bien en los eclipses anulares la máxima duración alcanza los 12 minutos y llega a más de 4 h en los parciales, teniendo esta zona de totalidad una anchura máxima de 272 km y una longitud máxima de 15.000 km
* Anular: ocurre cuando la Luna se encuentra cerca del apogeo y su diámetro angular es menor que el solar, de manera que en la fase máxima, permanece visible un anillo del disco del Sol. Esto ocurre en la banda de anularidad, fuera de ella el eclipse es parcial.
Para que se produzca un eclipse solar la Luna ha de estar en o próxima a uno de sus nodos, y tener la misma longitud celeste que el Sol.
Cada año suceden sin falta 2 eclipses de Sol, cerca de los nodos de la órbita lunar, si bien pueden suceder 4 e incluso 5 eclipses. Suceden 5 eclipses solares en un año cuando el primero de ellos tiene lugar poco tiempo después del primero de enero. Entonces el segundo tendrá lugar en el novilunio siguiente, el tercero y el cuarto sucederán antes de que transcurra medio año, y el quinto tendrá lugar pasados 345 días después del primero, puesto que ese es el número de días que contienen 12 meses sinódicos.
Por término medio sucede un eclipse total de Sol en el mismo punto terrestre una vez cada 200-300 años. Para que suceda un eclipse de Sol, es preciso que la Luna esté en conjunción inferior (Luna nueva) y además que el Sol se encuentre entre los 18º 31´ y 15º 21´ de uno de los nodos de la órbita lunar.
Geometria de un eclipse total de sol
La mayor o menor distancia de la Luna a su perigeo va a determinar que el eclipse sea total o anular, como se explica en la figura 2. Los valores extremos para el perigeo y apogeo lunares en el siglo XXI, tomados del Anuario del Observatorio Astronómico de Madrid, son los siguientes:
* Perigeo lunar: entre 356.375 km y 370.350 km
* Apogeo lunar: entre 404.050 km y 406.712 km
Considerando los valores extremos de los anteriores resulta que la distancia de la Luna a la Tierra variará en nuestro siglo en 50.337 km como máximo, cantidad importante que supone unos 4 minutos de arco para el diámetro angular lunar, en más o en menos, un 8% del diámetro angular medio de nuestro satélite.
Magnitud y oscurecimiento
La magnitud de un eclipse solar es la fracción del diámetro solar ocultado por la Luna, mientras que el oscurecimiento se refiere a la fracción de la superficie solar que queda oculta. Son cantidades completamente distintas. La magnitud puede darse en forma decimal o como un porcentaje: hablaremos indistintamente de una magnitud 0, 2 o del 20%, por ejemplo.
Si el eclipse es total se considera el cociente entre los diámetros angulares lunar y solar. En el momento de la totalidad este cociente valdrá 1, o más, en el caso de una Luna nueva muy próxima al perigeo.
Por otra parte, no puede darse una correspondencia única entre magnitud y oscurecimiento porque debido a la variable distancia Tierra-Luna varía asimismo el diámetro angular de ésta y a eclipses de igual magnitud no les corresponde siempre un mismo oscurecimiento. Esto se representa -de forma muy exagerada- en la figura 3: tanto en A como en B la magnitud es de 0, 5 -oculta la mitad del diámetro solar-, pero el oscurecimiento -fracción de superficie solar tras la Luna- es mayor en A que en B.
En la tabla de eclipses se dan las magnitudes de los eclipses solares hasta el año 3698
http://es.wikipedia.org/wiki/Eclipse_solar
ESPERO Q LES SIRVA!!!!!!!!!!!!!!!