Plutón es una helada bola de hielo y roca que orbita el Sol en los más lejanos confines de nuestro Sistema Solar. Considerado un planeta, aunque extraño, desde su descubrimiento en 1930 hasta 2006, cuando fue oficialmente demovido de su categoría de 9no planeta de nuestro Sistema Solar por la Unión Astronómica Internacional, en Agosto 2006.
Plutón está ahora oficialmente clasificado como un planeta enano. Es uno de los miembros más grandes de una clase de esferas heladas conocidas como Objetos del Cinturón de Kuiper. Tiene varias lunas lunas conocidas; una de las cuales, Caronte, es muy grande - ¡casi tan grande como el mismo Plutón!
La superficie de Plutón parece ser compuesta de una mezcla de hielo y rocas, mientras su interior es probablemente similar al de otras lunas heladas del sistema solar. Sorprendentemente, Plutón tiene una atmósfera que es continuamente producida y perdida cuando Plutón se encuentra dentro de la órbita de Neptuno. ¡No se sabe aún si Plutón tiene una magnetosfera o no! ¡Quizás lo sabremos una vez que la misión New Horizon de NASA, lanzada en 2006, llegue a Plutón en 2015!
En el panteón Romano, Plutón fue el dios del inframundo, y el esposo de la bella pero desafortunada Persephone.
Se cree que los Asteroides son pequeños cuerpos resultantes de la formación de nuestro Sistema Solar hace 4.600 millones de años. Estos son objetos rocosos de formas circulares o irregulares que cubren cientos de kilómetros de longitud, pero la mayoría de ellos son mucho más pequeños.
Más de 100.000 Asteroides se hayan en un cinturón existente entre Marte y Júpiter. Estos Asteroides están ubicados en una parte del sistema solar en donde se se cree existe un espacio en el área de separación de los planetas. Los científicos piensan que éstos restos podrían ser los restos de un planeta en formación que se desprendió prematuramente del sistema solar. A la mayoría de los miles de asteroides más grandes que se encuentran en este cinturón se les ha dado nombre.
¡Los chances de que un Asteroide choque con la Tierra son muy remotos!. Pero algunos si se aproximan considerablemente a la Tierra, como fue el caso de Hermes (con la mayor aproximación de 777.000 Km).
El término meteoro proviene del griego meteoron, que significa fenómeno en el cielo. Se emplea para describir el destello luminoso producido por la caida de la materia que existe en el sistema solar sobre la atmósfera terrestre lo que da lugar a una incandescencia temporal resultado de la fricción atmosférica. Esto ocurre generalmente a alturas entre 80 y 110 kilómetros sobre la superficie de la Tierra. Este término se emplea también en la palabra meteoroide con la que nos referimos a la propia partícula sin ninguna relación con el fenómeno que produce cuando entra en la atmósfera de la Tierra. Un meteoroide es materia que gira alrededor del Sol o cualquier objeto del espacio interplanetario que es demasiado pequeño para ser considerado como un asteroide o un cometa. Las partículas que son más pequeñas todavía reciben el nombre de micrometeoroides o granos de polvo estelar, lo que incluye cualquier materia interestelar que pudiera entrar en el sistema solar. Un meteorito es un meteoroide que alcanza la superficie de la Tierra sin que se haya vaporizado completamente.
Uno de los principales objetivos del estudio de los metoritos es determinar la historia y origen de sus cuerpos progenitores. Se ha demostrado concluyentemente que algunas acondritas recogidas en la Antártida desde 1981 proceden de la Luna, basándose en el parecido que tiene su composición con la de las rocas obtenidas durante las misiones Apollo entre 1969 y 1972. La procedencia de otros meteoritos todavía es desconocida, aunque se sospecha que otro conjunto de ocho acondritas podrían proceder de Marte. Estos meteoritos contienen gases atmosféricos atrapados en los minerales fundidos cuya composición coincide con la de la atmósfera marciana tal como fue medida por las sondas Viking en 1976. Se supone que todos los demás grupos se han originado en asteroides o cometas; se piensa que la mayoría de los meteoritos son fragmentos de asteroides.
Los meteoritos han demostrado ser difíciles de clasificar, pero se pueden establecer tres grandes grupos: rocosos, ferrosos de tipo rocoso y ferrosos. La datación radiométrica de las condritas les ha asignado una edad de 4.550 millones de años, que aproximadamente la edad del sistema solar. Están considerados como buenos ejemplos de la materia primitiva del sistema solar, aunque en muchos casos sus propiedades han sido modificadas por el metamorfismo térmico o alterados por congelación. Algunos expertos en meteoritos han sugerido que las diferentes propiedades que se pueden encontrar en varias condritas dan una idea del lugar donde se formaron. Las enstatitas contienen los elementos más refractarios y se crer que se han formado en el sistema solar más interno. Las condritas ordinarias, que son las más comunes que contienen tanto elementos volátiles como oxidados, se cree que se formaron en el cinturón interior de asteroides. Las condritas carbonaceas, que tienen las proporciones más altas de elementos volátiles y son las más oxidadas, se piensa que se formaron incluso a mayor distancia del Sol. Cada una de estas clases pueden ser subdividas a su vez en grupos más pequeños con propiedades diferentes.
Otros tipos de meteoritos que han sido procesados geológicamente son las acondritas, los ferrosos y las pallasitas. Las acondritas son también meteoritos rocosos pero se piensa que están formados por material reprocesado o diferenciado. Se producen por la fusión y recristalización sobre o en el interior del meteorito progenitor; como resultado, las acondritas tienen diferentes texturas y mineralogías indicadoras de procesos ígneos. Las pallasitas son meteoritos ferrosos de tipo rocoso compuestos por olivino rodeado por metal. Los meteoritos ferrosos están clasificados en trece grandes grupos y están compuesto básicamente por aleaciones de hierro-níquel con pequeñas cantidades de carbono, azufre y fósforo. Estos meteoritos se formaron cuando el metal fundido se segregó de silicatos menos densos y se enfrió, presentado otro tipo de comportamiento ante la fusión en el interior de los cuerpos progenitores. Por tanto, los meteoritos contienen la evidencia de los cambios que tuvieron lugar en los cuerpos de los que ellos fueron arrancados, presumiblemente por impactos, para ser colocados en la primera de muchas revoluciones.
El movimiento de los meteoroides puede ser alterado gravemente por los campos gravitatorios de los grandes planetas, la influencia gravitatoria de Júpiter es capaz de modificar la órbita de un asteroide del cinturón principal para que se sumerja en el sistema solar interior y atraviese la órbita de la Tierra. Este es aparentemente el caso de los fragmentos de asteroide Apollo y Vesta.
Las partículas que se encuentran en órbitas muy parecidas reciben el nombre de corriente de partículas y aquellas que siguen órbitas erráticas se denominan componentes esporádicos. Se piensan que la mayor parte de las corrientes de meteoros están formadas por la desintegración del núcleo de algún cometa y consecuentemente se distribuyen alrededor de la órbita original del cometa. Cuando la órbita de la Tierra intersecta una corriente de meteoros, aumenta el número de estos y se produce una lluvia de meteoros. Estas lluvias suelen continuar durante varios días. Si la lluvia es particularmente intensa recibe el nombre de tormenta de meteoros. Se cree que los meteoros esporádicos presentan una pérdida gradual de su coherencia orbital que se convierte en una lluvia de meteoros debido a las colisiones y los efectos radiactivos, aumentados por las influencias gravitacionales. Existe todavía el debate sobre la relación que existe entre los metoros esporádicos y las lluvias de meteoros.
Un agujero negro es un hipotético cuerpo celeste con un campo gravitatorio tan fuerte que ni siquiera la radiación electromagnética puede escapar de su proximidad. El cuerpo está rodeado por una frontera esférica, llamada horizonte de sucesos, a través de la cual la luz puede entrar, pero no puede salir, por lo que parece ser completamente negro. Un campo de estas características puede corresponder a un cuerpo de alta densidad con una masa relativamente pequeña, como la del Sol o inferior, que está condensada en un volumen mucho menor, o a un cuerpo de baja densidad con una masa muy grande, como una colección de millones de estrellas en el centro de una galaxia.
El concepto de agujero negro lo desarrolló el astrónomo alemán Karl Schwarzschild en 1916 sobre la base de la teoría de la relatividad de Albert Einstein. El radio del horizonte de sucesos de un agujero negro de Schwarzschild solamente depende de la masa del cuerpo: en kilómetros es 2,95 veces la masa del cuerpo en masas solares, es decir, la masa del cuerpo dividida por la masa del Sol. Si un cuerpo está eléctricamente cargado o está girando, los resultados de Schwarzschild se modifican. En la parte exterior del horizonte se forma una "ergosfera", dentro de la cual la materia se ve obligada a girar con el agujero negro. En principio, la energía sólo puede ser emitida por la ergosfera.
Según la relatividad general, la gravitación modifica intensamente el espacio y el tiempo en las proximidades de un agujero negro. Cuando un observador se acerca al horizonte de sucesos desde el exterior, el tiempo se retrasa con relación al de observadores a distancia, deteniéndose completamente en el horizonte.
Los agujeros negros pueden formarse durante el transcurso de la evolución estelar. Cuando el combustible nuclear se agota en el núcleo de una estrella, la presión asociada con el calor que produce ya no es suficiente para impedir la contracción del núcleo debida a su propia gravedad. En esta fase de contracción adquieren importancia dos nuevos tipos de presión. A densidades mayores de un millón de veces la del agua, aparece una presión debida a la alta densidad de electrones, que detiene la contracción en una enana blanca. Esto sucede para núcleos con masa inferior a 1,4 masas solares. Si la masa del núcleo es mayor que esta cantidad, esa presión es incapaz de detener la contracción, que continúa hasta alcanzar una densidad de mil billones de veces la del agua. Entonces, otro nuevo tipo de presión debida a la alta densidad de neutrones detendría la contracción en una estrella de neutrones. Sin embargo, si la masa del núcleo sobrepasa las 1,7 masas solares, ninguno de estos dos tipos de presión es suficiente para evitar que se hunda hacia un agujero negro. Una vez que un cuerpo se ha contraído dentro de su radio de Schwartschild, teóricamente se hundirá o colapsará en una singularidad, esto es, en un objeto sin dimensiones, de densidad infinita.
En 1994, el telescopio espacial Hubble proporcionó sólidas pruebas de que existe un agujero negro en el centro de la galaxia M87. La alta aceleración de gases en esta región indica que debe haber un objeto o un grupo de objetos de 2,5 a 3.500 millones de masas solares.
El físico inglés Stephen Hawking ha sugerido que muchos agujeros negros pueden haberse formado al comienzo del Universo. Si esto es así, muchos de estos agujeros negros podrían estar demasiado lejos de otra materia para formar discos de acreción detectables, e incluso podrían componer una fracción significativa de la masa total del Universo. En reacción al concepto de singularidad, Hawking ha sugerido que los agujeros negros no se colapsan de esa forma, sino que forman "agujeros de gusano" que comunican con otros universos diferentes al nuestro.
Un agujero negro de masa suficientemente pequeña puede capturar un miembro de un par electrón-positrón cerca del horizonte de sucesos, dejando escapar al otro. Esta partícula sustrae energía del agujero negro, provocando la evaporación de éste. Cualquier agujero negro formado en los comienzos del Universo, con una masa menor de unos pocos miles de millones de toneladas ya se habría evaporado, pero los de mayor masa pueden permanecer.
En enero de 1997, un equipo de astrofísicos estadounidenses presentó nuevos datos sobre los agujeros negros. Sus investigaciones se extendieron a nueve sistemas binarios de estrellas, emisores de rayos X (binarias de rayos X). En cinco de los nueve casos, cuando el material de la estrella de menor masa golpea la superficie del otro objeto, éste emite una radiación brillante en su superficie; se trata de una estrella de neutrones. En las otras cuatro binarias, de las que se creía que contenían agujeros negros, la radiación emitida por el segundo objeto es mínima: la energía desaparecería a través del horizonte de sucesos. Estos datos constituyen el conjunto de pruebas más directo (aunque no definitivo) de la existencia de agujeros negros. El mismo equipo de investigadores informó también del descubrimiento de tres nuevos candidatos a agujeros negros localizados en los centros de las galaxias NGC 3379 (también conocida como M105), NGC 3377 y NGC 4486B.
Los cometas son cuerpos celestes de formas irregulares, frágiles y pequeños, compuestos por una mezcla de granos no volátiles y gases congelados (tienen un aspecto nebuloso). Tienen órbitas muy elípticas que los lleva muy cerca del Sol y los devuelve al espacio profundo, frecuentemente más allá de la órbita de Plutón. Se caracterizan por una cola larga y luminosa, aunque esto sólo se produce cuando el cometa se encuentra en las cercanías del Sol.
Las estructuras de los cometas son diversas y muy dinámicas, pero todos ellos desarrollan una nube de material difuso que los rodea, denominada cabellera, que generalmente crece en tamaño y brillo a medida que el cometa se aproxima al Sol. Generalmente es visible un pequeño núcleo brillante (menos de 10 kilómetros de diámetro) en el centro de la cabellera. La cabellera y el núcleo juntos constituyen la cabeza del cometa. La cabeza, incluida su difusa cabellera, puede ser mayor que el planeta Júpiter. Sin embargo, la parte sólida de la mayoría de los cometas tiene un volumen de algunos kilómetros cúbicos solamente. Por ejemplo, el núcleo oscurecido por el polvo del cometa Halley tiene un tamaño aproximado de 15 por 4 kilómetros.
A medida que los cometas se aproximan al Sol, la alta temperatura solar provoca la sublimación de los hielos, desarrollando colas enormes de material luminoso que se extienden por millones de kilómetros desde la cabeza, alejándose del Sol. La cola también se vuelve brillante en las proximidades del Sol y puede extenderse decenas o centenares de millones de kilómetros en el espacio. La cola siempre se extiende en sentido opuesto al Sol, incluso cuando el cometa se aleja del astro central. Las grandes colas de los cometas están compuestas de simples moléculas ionizadas, incluyendo el monóxido de carbono y el dióxido de carbono. Las moléculas son expulsadas del cometa por la acción del viento solar, una corriente de gases calientes arrojada continuamente desde la corona solar (la atmósfera externa del Sol), a una velocidad de 400 km/s. Con frecuencia, los cometas también presentan una cola arqueada, más pequeña, compuesta de polvo fino expulsado de la cabellera por la presión de la radiación solar. Cuando están lejos del Sol, el núcleo está muy frío y su material está congelado. El astrónomo estadounidense Fred L. Whipple describió en 1949 el núcleo de los cometas, que contiene casi toda la masa del cometa, como una "bola de nieve sucia" compuesta por una mezcla de hielo y polvo. También, en este estado, reciben el nombre de "iceberg sucio". Cuando un cometa se aproxima al Sol, a pocas UA (unidades astronómicas) del Sol, la superficie del núcleo empieza a calentarse y los volátiles se evaporan. Las moléculas evaporadas se desprenden y arrastran con ellas pequeñas partículas sólidas formando la cabellera del cometa, de gas y polvo.
A medida que un cometa se retira del Sol pierde menos gas y polvo, y la cola desaparece. Algunos cometas con órbitas pequeñas tienen colas tan cortas que son casi invisibles. Por otra parte, la cola de al menos un cometa ha superado la longitud de 320 millones de kilómetros en el espacio. La mayor o menor visibilidad de los cometas depende de la longitud de la cola y de su cercanía al Sol y a la Tierra. Menos de la mitad de las colas de los 1.400 cometas registrados eran visibles a simple vista, y menos del 10% resultaron llamativas. Uno de los cometas más brillantes observado desde nuestro planeta en los últimos veinte años ha sido el cometa Hale-Bopp, que alcanzó el punto más próximo a la Tierra en marzo de 1997. Además, el cometa permaneció visible durante un período excepcionalmente largo, lo que permitió a los astrónomos realizar importantes investigaciones sobre la composición y el proceso de formación de estos cuerpos celestes.
Cuando el núcleo está congelado, puede ser visto solamente debido a la luz solar reflejada. Sin embargo, cuando se crea la cabellera, el polvo refleja más luz solar y el gas de la cabellera absorbe la radiación ultravioleta y empieza a fluorescer. A unas 5 UA del sol, la fluorescencia generalmente se hace más intensa que la luz reflejada.
A medida que el cometa absorbe la luz ultravioleta, los procesos químicos desprenden hidrógeno, que escapa a la gravedad del cometa y forma una envuelta de hidrógeno. Esta envuelta no puede ser vista desde la Tierra ya que su luz es absorbida por nuestra atmósfera, pero ha sido detectada por las naves espaciales.
La presión de la radiación solar y los vientos solares aceleran los materiales alejándolos de la cabeza del cometa a diferentes velocidades de acuerdo con el tamaño y masa de los materiales. Por esto, las colas de polvo relativamente masivas son aceleradas más despacio y tienden a ser curvadas. La cola iónica es mucho menos masiva, y es acelerada tanto que aparece como una línea casi recta que se extiende desde el cometa en el lado opuesto al sol. Cada vez que un cometa visita al Sol, pierde parte de sus volátiles. Eventualmente, se convierte en otra masa rocosa en el Sistema Solar. Por esta razón, se dice que los cometas tienen una vida corta, en una escala de tiempo cosmológica. Muchos científicos creen que algunos asteroides son núcleos de cometas extinguidos, cometas que han perdido todos su volátiles.
Las apariciones de grandes cometas se consideraron fenómenos atmosféricos hasta 1577, cuando el astrónomo danés Tycho Brahe demostró que eran cuerpos celestes. En el siglo XVII el científico inglés Isaac Newton demostró que los movimientos de los cometas están sujetos a las mismas leyes que controlan los de los planetas. Comparando los elementos orbitales de algunos de los primeros cometas, el astrónomo británico Edmund Halley mostró que el cometa observado en 1682 era idéntico a los dos que habían aparecido en 1531 y en 1607, y predijo con éxito la reaparición del cometa en 1759. Las primeras apariciones de este cometa, el cometa Halley, se han identificado ahora a partir de registros fechados en el año 240 a.C., y es probable que el brillante cometa observado en el año 466 a.C. fuera también este mismo. El cometa Halley pasó por última vez alrededor del Sol a principios de 1986. En su fase de alejamiento fue visitado en marzo de ese año por dos sondas de construcción soviética, Vega 1 y Vega 2, y por otro vehículo espacial, llamado Giotto, lanzado por la Agencia Espacial Europea. También fue observado a gran distancia por dos astronaves japonesas.
Los cometas describen órbitas elípticas, y se han calculado los períodos (el tiempo que tarda un cometa en dar una vuelta alrededor del Sol) de unos 200 cometas. Los períodos varían desde 3,3 años para el cometa Encke a 2.000 años para el cometa Donati de 1858. Las órbitas de la mayor parte de los cometas son tan amplias que pueden parecer parábolas (curvas abiertas que apartarían a los cometas del sistema solar), pero como suponen los astrónomos a partir de los análisis técnicos, son elipses de gran excentricidad, posiblemente con períodos de hasta 40.000 años o mayores.
No se conoce ningún cometa que se haya aproximado a la Tierra con una órbita hiperbólica; esto significaría que su origen estaba en el espacio exterior del sistema solar. Sin embargo, algunos cometas pueden no volver jamás al sistema solar debido a la gran alteración de sus órbitas originales por la acción gravitatoria de los planetas. Esta acción se ha observado en una escala más pequeña: unos 60 cometas de períodos cortos tienen órbitas que han recibido la influencia del planeta Júpiter, y se dice que pertenecen a la familia de Júpiter. Sus períodos varían de 3,3 a 9 años.
Cuando varios cometas con períodos diferentes giran casi en la misma órbita se dice que son miembros de un grupo de cometas. El grupo más conocido incluye el espectacular cometa (que casi rozó el Sol) Ikeya-Seki de 1965, y otros siete que tienen períodos de cerca de mil años. El astrónomo estadounidense Brian G. Marsden dedujo que el cometa de 1965 y el de 1882, incluso más brillante, se separaron de un cometa principal, posiblemente el de 1106. Tal vez este cometa y otros del grupo se separaran de un cometa gigantesco hace miles de años.
Hay también una estrecha relación entre las órbitas de los cometas y las de las lluvias de meteoros. El astrónomo italiano Giovanni Virginio Schiaparelli demostró que la lluvia de meteoros Perseidas, que aparece en agosto, se mueve en la misma órbita que el Cometa III de 1862. De la misma forma la lluvia de meteoros Leónidas, que aparece en noviembre, estaba en la misma órbita que el Cometa I de 1866. Se ha sabido de otras lluvias diferentes relacionadas con las órbitas de los cometas y se supone que son restos diseminados por un cometa a lo largo de su órbita.
En algún momento se creyó que los cometas procedían del espacio interestelar. Aunque no se ha aceptado del todo ninguna teoría detallada de su origen, muchos astrónomos creen que los cometas se originaron en los primeros días del sistema solar en su parte exterior, más fría, a partir de la materia planetaria residual. El astrónomo danés Jan Hendrik Oort ha formulado que una "nube de reserva" de material cometario se ha acumulado más allá de la órbita de Plutón, y que los efectos gravitatorios de las estrellas fugaces pueden enviar parte de este material en dirección al Sol, momento en el que se haría visible en forma de cometas.
Las personas supersticiosas han considerado durante mucho tiempo que los cometas presagiaban calamidades o acontecimientos importantes. La aparición de un cometa ha despertado incluso el temor de una colisión entre el cometa y la Tierra. Nuestro planeta, de hecho, ha pasado a través de colas de cometas ocasionales sin que esto haya producido efectos de consideración. La caída del núcleo de un cometa en una gran ciudad probablemente la destruiría, pero la posibilidad de que esto ocurra es muy pequeña. Sin embargo, algunos científicos sugieren que ha habido colisiones en el pasado que incluso pueden haber tenido un efecto climático en la extinción de los dinosaurios.
En 1992 el cometa Shoemaker-Levy 9 explotó en 21 fragmentos de gran tamaño a medida que entraba en el fuerte campo gravitatorio de Júpiter. Durante una semana, en julio de 1994, los fragmentos irrumpieron bruscamente en la densa atmósfera de Júpiter a velocidades de 210.000 km/h. En el impacto, la enorme cantidad de energía cinética de los fragmentos se convirtió en calor mediante explosiones masivas, algunas de ellas visibles como bolas de fuego mayores que la Tierra.
Un satélite es un objeto secundario que gravita en una órbita cerrada alrededor de un planeta. La Luna es el satélite de la Tierra, si bien la Luna y la Tierra tienen un tamaño tan similar que se las puede considerar en algunos momentos como un sistema de dos planetas. El movimiento de la mayor parte de los satélites conocidos del sistema solar alrededor de sus planetas es directo, es decir, de oeste a este y en la misma dirección que giran sus planetas. Solamente ciertos satélites de grandes planetas exteriores giran en sentido inverso, es decir, de este a oeste y en dirección contraria a la de sus planetas; probablemente fueron capturados por los campos gravitatorios de los planetas algún tiempo después de la formación del sistema solar. Muchos astrónomos creen que Plutón, que se mueve en una órbita independiente alrededor del Sol, pudo haberse originado como satélite de Neptuno; recientemente se ha descubierto que el mismo Plutón tiene un satélite.
Se denomina satélite artificial a cualquiera de los objetos puestos en órbita alrededor de la Tierra con gran variedad de fines, científicos, tecnológicos y militares. El primer satélite artificial, el Sputnik 1, fue lanzado por la Unión Soviética el 4 de octubre de 1957. El primer satélite de Estados Unidos fue el Explorer 1, lanzado el 31 de enero de 1958, y resultó útil para el descubrimiento de los cinturones de radiación de la Tierra. En los años siguientes se lanzaron varios cientos de satélites, la mayor parte desde Estados Unidos y desde la antigua URSS, hasta 1983, año en que la Agencia Espacial Europea comenzó sus lanzamientos desde un centro espacial en la Guayana Francesa. El 27 de agosto de 1989 se utilizó un cohete privado para lanzar un satélite por primera vez. El cohete, construido y lanzado por una compañía de Estados Unidos, colocó un satélite inglés de difusión televisiva en órbita geosíncrona.
En la actualidad hay satélites de comunicaciones, navegación, militares, meteorológicos, de estudio de recursos terrestres y científicos. Estos últimos se utilizan para estudiar la alta atmósfera, el firmamento, o para probar alguna ley física.
A finales de 1986, de los más de 3.500 satélites que se han lanzado desde el Sputnik, unos 300 estaban operativos. La mayor parte de ellos son satélites de comunicación, utilizados para la comunicación telefónica y la transmisión de datos digitales e imágenes de televisión. Los satélites meteorológicos fotografían la Tierra a intervalos regulares en la luz visible y en el infrarrojo, y proporcionan datos a las estaciones meteorológicas de la Tierra, para la predicción de las condiciones atmosféricas de todo el mundo. Los satélites de navegación permiten determinar posiciones en el mar con un error límite de menos de 10 m, y también ayudan a la navegación en la localización de hielos y trazado de corrientes oceánicas. El SARSAT (Sistema de satélites de búsqueda y rescate) controla señales de socorro de barcos y aeronaves mediante una red de tres satélites estadounidenses (NOAA-9,10,11) y otros dos que fueron lanzados por la antigua Unión Soviética.
Los instrumentos astronómicos colocados a bordo de los satélites se utilizan para llevar a cabo observaciones imposibles de realizar desde la Tierra debido a la absorción de radiación de la atmósfera. Con el empleo de detectores y telescopios de rayos X se han descubierto un gran número de fuentes de rayos X. También es posible la observación de la radiación ultravioleta y la detección de los rayos gamma emitidos por los objetos celestes. En 1983, con el satélite IRAS de astronomía infrarroja, los astrónomos hicieron las primeras observaciones detalladas del núcleo de nuestra galaxia.
Los satélites artificiales se alimentan mediante células solares, mediante baterías que se cargan con la células solares y, en algunos casos, mediante generadores nucleares, en los que el calor producido por la desintegración de los radioisótopos se convierte en energía eléctrica. Los satélites están equipados con transmisores de radio para enviar datos, con radiorreceptores y circuitos electrónicos de almacenamiento de datos, y con equipos de control como sistemas de radar y de guía para el seguimiento de estrellas. Los satélites se colocan en órbita mediante cohetes de etapas múltiples, también denominados lanzadores. Para ello, la NASA desarrolló el proyecto Lanzadera Espacial y la Agencia Espacial Europea el cohete Ariane. En los últimos tiempos la República Popular de China ha desarrollado el lanzador Larga Marcha, mucho más barato que cualquiera de los anteriores; el tiempo dará cuenta de su fiabilidad.
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