Temas 15 Sistemas Solares

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9 9 9 1 e rt s e im rt 00 015 > r e 1 9 77841 1 355668 P.V.P. 1000 PTA. 6,01 EURO Sumario Paseo planetario Paseo planetario.. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4 Mercurio .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. . 6 Venus .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. 8 Tierra... .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. 10 Marte .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. . 12 Júpiter .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. 14 Saturno .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. 16 Urano .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. . 18 Neptuno .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. . 20 Plutón .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. . 22 Asteroides . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24 Cometas .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. . 24 La escuadra científica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2 6 Tim Beardsley Planetas hermanos Mercurio: el planeta olvidado . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 2 Robert M. Nelson Misión Pioneer a Venus .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. 4 0 Janet G. Luhmann, James B. Pollack y Lawrence Colin La exploración de Marte. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4 8 Matthew P. Golombek La misión Galileo ..... Torrence V. Johnson ..... ..... ..... ..... ..... . 58 El enigma del anillo de Júpiter . . . . . . . . . . . . . . . . 66 Gregor Morfill Saturno blanco . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67 Corey S. Powell Urano .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. . 68 Andrew P. Ingersoll Atmósfera de Júpiter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76 J. L. Ortiz, T. Martín, G. Orton Neptuno .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. . 78 June Kinoshita Plutón .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. 87 Richard P. Binzel El cinturón de Kuiper . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9 6 Jane X. Luu y David C. Jewitt Compañeros de otros soles Planetas g igantes d e l ejanas e strellas. . . . . . . . . . . . . . 104 Geoffey W. Marcy y R. Paul Butler Cómo construir sistemas solares . . . . . . . . . . . . . . 111 Brett Gladman Paseo planeta rio S i pudiéramos retroceder en el tiempo unos cuatro mil quinientos millones de años para observar lo que entonces hubiera en el espacio interestelar de nuestra Vía Láctea, que ya tendría unos cinco mil millones de años, nos encontraríamos con una curiosa nube de gases y de polvo, plana y circular. No hay completo acuerdo todavía sobre las causas de que tal nube empezase a contraerse, razón por lacreció que sue impulsó ritmo dehacia giro, que era relativamente al principio, sus zonas más externaspequeño a determinados conglomerados de polvo y de materia, que así pudieron resistir la atracción gravitatoria de una nebulosa de gran masa situada en su centro. Este proceso de contracción hizo que la temperatura del interior de esta gigantesca nebulosa central —la precursora de nuestro Sol— aumentase muy rápidamente, hasta que la temperatura y la presión alcanzaron los valores suficientes para encender el horno termonuclear, que probablemen te seguirá ardiendo durante cinco mil millones de años más. Pasadas decenas de millones de años, aquellos conglomerados que rodeaban al protosol se convirtieron en nueve planetas, en sesenta y tres lunas y en una miríada de asteroides y de cometas, es decir, en nuestro sistema solar. Uno de los muchos rompecabezas aún sin resolver sobre su formación es p or qué los cuatro primeros planetas son pequeños y rocosos, mientras que los restantes son gigantescos y gaseosos. El descubrimiento en la Vía Láctea de otros planetas de características semejantes que giran muy cerca de estrellas parecidas al Sol ha puesto en duda la teoría que contaba con más aceptación, según la cual el intenso flujo solar primitivo lanzaría a los elementos más ligeros hacia las zonas periféricas del sistema. Las páginas siguientes pueden servir de guía para un rápido viaje por el sistema solar. URANO Sinopsis planetaria MERCURIO VENUS TIERRA MARTE DISTANCIA MEDIA AL SOL (millones de km) 57,9 108,2 149,6 227,94 DIAMETRO ECUATORIAL (kilómetros) 4878 12.100 12.756,34 6786 MASA (kilogramos) 3,3 ¥ 1023 4,9 ¥ 1024 6,0 ¥ 1024 6,4 ¥ 1023 DENSIDAD (gramos por centímetro cúbico) DURACION DEL DIA (respecto al terrestre) 5,41 5,25 5,52 3,9 58,6 días 243,0 días 23,93 horas 24,62 horas 87,97 días 224,7 días 365,26 días 686,98 días 0 0 1 2 Indicios insignificantes de sodio, helio, hidrógeno y oxígeno 96% dióxido de carbono, 3,5% nitrógeno 78% nitrógeno, 21% oxígeno, 0,9% argón 95% dióxido de carbono, 3% nitrógeno, 1,6% argón DURACION DEL AÑO (respecto al terrestre) NUMERO DE LUNAS CONOCIDAS COMPOSICION ATMOSFERICA 4 TEMAS 15 SATURNO JUPITER TIERRA GANIMEDES TITANIA VENUS CALISTO REA MARTE IO OBERON LUNA JAPETO TITAN M ERCURIO EUROPA TRITON CARONTE PLUTON UMBRIEL ARIEL NEPTUNO Tamaño relativo de los cuerpos mayores del sistema solar JUPITER SATURNO URANO NEPTUNO PLUTON 778,4 1423,6 2867,0 4488,4 5909,6 142.984 120.536 51.108 49.538 2350 1,9 ¥ 10 27 5,7 ¥ 1026 8,7 ¥ 1025 1,0 ¥ 1026 1,3 ¥ 1022 1,3 0,7 1,3 1,7 1,99 9,8 horas 10,2 horas 17,9 horas 19,1 horas 6,39 días 11,86 años 29,46 años 84 años 164,8 años 247,7 años 16 19 al menos 17 8 1 90% hidrógeno, 10% helio, indicios de metano 97% hidrógeno, 3% helio, indicios de metano 83% hidrógeno, 15% helio, 2% metano 74% hidrógeno, 25% helio, 2% metano Probablemente metano; puede que nitrógeno y monóxido de carbono SISTEMAS S OLARES 5 Mercurio –183 ) S O D TAMAÑO COMPARADO CON LA TIERRA R A U T A R E P M E T 400 R 300 A G I T 200 N E C 100 S O 0 D A R–100 (G L E D S E T N A 1. LA TEMPERATURA DEL DIA MERCURIAL abarca un rango de 400oC, descendiendo bruscamente por la noche a casi –200oC. Las temperaturas elevadas impiden que exista atmósfera, puesto que las –200 moléculas gaseosas se mueven a velocidad mayor que DIAS TERRESTRES: 0 la de escape del planeta. 6 27 500 TEMAS 15 R E C E N A M A A N A Ñ A M A I D E M 22 MATERIALES DISPERSOS 2. EL CRATER CALORIS, de 1300 kilómetros de ancho, se formó hace 3600 millones de años cuando un proyectil gigantesco golpeó Mercurio (derecha). Las ondas de choque se propagaron por el planeta y crearon terrenos montañosos y accidentados ONDAS en la parte diametralmente opuesta SUPERFICIALES (debajo). Un impacto más reciente y lo suficientemente violento para fundir la roca creó el cráter Petrarca en el centro de esta zona. Los materiales fundidos fluyeron por un canal de cien kilómetros hasta un cráter vecino. MANTO S O ND E AD C O M P R O I N E TERRENO ACCIDENTADO Y MONTAÑOSO E s el planeta más interior del sistema solar. Sus características son las más extremadas de los cuerpos de tipo terrestre. Las temperaturas diurnas alcanzan los 427 oC, suficientes para derretir el zinc. Por la noche, en cambio, la carencia de atmósfera hace que la temperatura descienda a –183 oC, suficiente para congelar el criptón. Su densidad también es anormal. Para justificar su magnitud, 5,44 gramos por centímetro cúbico, los astrónomos creen que el planeta tiene que estar formado por un gigantesco núcleo formado sobre todo de hierro. Es % probable que tal núcleo ocupe el 42 del volumen total, mient ras que el de la Tierra no ocupa más que el 16% y el de Marte el 9%. Es también interesante la relación que hay entre el tiempo que tarda el planeta en girar sobre sí mismo, 59 días terrestres, y en dar una vuelta completa alrededor del Sol, 88 días. Los períodos de rotación y de traslación de Mercurio presentan una proporción exacta de 2:3, debida a la influencia gravitatoria del Sol sobre el abultamiento planetario, que resulta mayor cada 1,5 rotaciones del planeta. 3. LA FALLA DISCOVERY ( grieta mostrada en las imágenes de la derecha ) es una hendidura de 500 kilómetros de largo, creada probablemente durante la solidificación y la contracción de parte del núcleo de Mercurio. Ver amanecer desde el interior de la falla tiene que ser un espectáculo impresionante (abajo, a la derecha ). 407 427 A I D IO D E M E D R A T 44 50 –23 –23 A –183 O S A C O 88 E H C O N 89A176 SISTEMAS S OLARES 7 Venus TAMAÑO COMPARADO CON LA TIERRA 8 1. LA DENSA ATMOSFERA DE –43o C (–45o F) 68 KM DIOXIDO DE CARBONO de Venus es opaca a la radiación 15o C 55 KM infrarroja, por lo que el calor queda atrapado en la superficie. Las tres capas de nubes son el 73o C 50 KM resultado de un ciclo meteorológico complejo en el 91o C cual el azufre es objeto de una 48 KM serie de reacciones que terminan 220o C formando gotitas de ácido 31 KM sulfúrico a altitudes superiores a los 70 kilómetros. 470o C NIVEL DEL SUELO A pesar de tener el nombre de la diosa del amor, Venus se parecería más a la hermana fea de la Tierra. Ambos planetas se formaron en el mismo entorno general de la nebulosa solar, lo que indica el parecido básico de los materiales que los componen. Sus tamaños, masas y densidades son aproximadamente iguales, mientras que Venus gira alrededor del Sol como a un 70% de la distancia media de la Tierra. Pero mientras que en ésta imperan la temperatura y las condiciones necesarias para que sea posible la vida, entre las que se cuentan la variedad 2. LA SUPERFICIE DE VENUS se apreció por primera vez en 1991 gracias al uso del radar, en una imagen producida con los datos del satélite Magallanesque pudo descorrer el velo atmosférico y obtener una visión completa de Venus (izquierda). Los datos delMagallanesse han utilizado posteriormente para realizar mapas topográficos de la superficie arriba, ( a la izquierda ), normalmente oculta por las espesas nubes arriba, ( a la derecha ). 3. LA SUPERFICIE DE VENUS fue fotografiada por la sonda Soviet Veneraen marzo de 1982 (arriba), durante las aproximadamente dos horas que sobrevivió. El color naranja detectado por sus imágenes se superpuso luego a las imágenes de radar del planeta, como la imagen grande de la izquierda y el paisaje de la derecha. 4. ENORME VOLCAN conocido con el nombre de Maat Mons, cuya imagen se reconstruyó mediante datos del satéliteMagallanes. Los datos se procesaron para crear esta perspectiva, una panorámica desde una distancia de unos 550 kilómetros y una altitud de 1,7 kilómetros. La altura del propio volcán es de unos seis kilómetros. ambiental y el es campo magnético intenso, Venus un horno de alta presión, seco e infernal, cuyo campo magnético no puede evitar siquiera que el viento solar barra las capas superiores de su atmósfera. Por debajo de las omnipresentes nubes de ácido sulfúrico y de la espesa atmósfera de dióxido de carbono, la superficie de Venus alcanza temperaturas superiores a los 450 oC. Uno de los misterios fundamentales que lo rodean es su relativa escasez de cráteres, lo que hace conjeturar que la antigüedad de su superficie no supere los 600 millones de años. No se dispone de explicaciones convincentes al respecto, aunque se acepta la existencia de procesos de vulcanismo y de tectónica. Tierra 1. LOS OCEANOS ocupan el 71 por ciento de la superficie de la Tierra; aún hoy permanecen en su mayoría inexplorados. Investigadores de la National Science Foundation estadounidense llevan decenios trabajando en la obtención de imágenes de la plataforma continental de Estados Unidos, a las que pertenece la de la izquierda, correspondiente a la zona de la Bahía de Monterrey en el norte de California. 10 TEMAS 15 2. LA DIVERSIDAD DE LA VIDA terrestre no ha sido abarcada todavía. Se han descubierto y clasificado como 1,75 millones de especies, añadiéndose otras 10.000 nuevas cada año. (La mitad de todas las especies conocidas son insectos, de los que el 40% son escarabajos.) Una estimación del número total de especies se situaría entre los 7 y los 14 millones; los zoólogos creen que quizá las actuales no representen más del 0,1% de las que han existido a lo largo de los tiempos. L o que la distingue del resto de los planetas es el estar saturada de vida. La posibilidad de que tal cosa sucediera dependió de la temperatura superficial y consecuentemente de su distancia al Sol. La abundancia de agua líquida fue decisiva para la evolución del planeta, pues moderó las temperaturas, erosionó las rocas, disolvió los minerales y favoreció complejas reacciones químicas, algunas de las cuales produjeron la primera célula hace cerca de cuatro mil millones de años. No hace más de 600 millones de años que comenzaron a proliferar los animales macroscópicos, la paciente tarea de acumulación tras de oxígeno en la atmósfera realizada por la fotosíntesis. El gran satélite terrestre, la Luna, se formó probablemente de los restos que quedaron tras el choque entre la Tierra primitiva y otro cuerpo enorme. Vistos desde la Tierra, la Luna y el Sol parecen del mismo tamaño, por lo que es el único desde el que puede contemplarse la belleza de la corona solar durante un eclipse total. 3. DOCE PERSONAS han visitado el satélite de la Tierra. La fotografía muestra a Edwin P. (“Buzz”) Aldrin, Jr., la segunda que pisó la superficie lunar. La Luna gira alrededor de la Tierra a una distancia media de 380.000 kilómetros 4. LA POBLACION HUMANA se estima en unos 5800 millones, cifra que se ha disparado en los últimos tiempos. La media del promedio anual de crecimiento entre 1850 y 1900 fue del 0,5% y del 0,8% en la primera mitad 10 del sigloXX. Desde 1950 la media está alrededor del 1,81,9%. Actualmente se espera que para el año 2050 la población alcance los diez mil millones de 1 personas. y su diámetro es como la cuarta parte del terrestre, convirtiéndolo en un satélite natural extraordinariamente grande. N O I C A L B O P 0,1 1 400 800 1200 AÑO 1600 2000 5. LOS PRINCIPALES ECOSISTEMAS de la Tierra son muy diferentes y variados, habiendo montañosos, de tipos bosques lluviosos tropicales, desérticos y oceánicos. Las zonas urbanas, que han aumentado de manera desproporcionada con el crecimiento de la población, son de alguna forma ecosistemas complejos especiales. SISTEMAS S OLARES 11 ) S E N O L L I M E D S E IL M ( Marte TAMAÑO COMPARADO CON LA TIERRA 1. EL PAISAJE MARCIANO fue fotografiado en julio de 1997 por el vehículo espacial Mars Pathfinder (derecha), pudiendo vérsele en la parte inferior de esta imagen panorámica. Las protuberancias que aparecen en el horizonte, llamadas Twin Peaks, estaban a unos 1000 metros al sur-suroeste de la nave. ElPathfinderllevaba un vehículo de seis ruedas llamado Sojourner(izquierda), que analizó el terreno y un grupo de rocas. En la panorámica de al lado se puede observar a Sojourneren frente de una de las rocas, apodada Yogi. 12 L a relativa cercanía de Marte, sus connotaciones mitológicas e incluso su tonalidad le han convertido en el planeta preferido de la cultura popular. Innumerables trabajos científicos y de ciencia ficción han considerado las posibilidades de que hubiese vida en Marte. Pero los dos módulos estadounidenses Viking demostraron en 1976 que no había ninguna prueba de vida en sus lugares de amartizaje . Dos acontecimientos recientes con él relacionados trascendieron a la opinión pública. Investigadores de la NASA y de la Universidad de Stanford 2. EN EL METEORITO MARCIANO ALH84001 (arriba) se encontraron objetos fragmentados de unos 380 nanómetros de largo (derecha); algunos investigadores pensaron que podían ser los restos fosilizados de vida bacteriana que entrase en contacto con la roca hace más de 1300 millones de años. Pero otros fueron más escépticos, afirmando que las estructuras no tenían srcen biológico y que la roca sufrió contaminación química tras su caída a la Tierra. dieron a conocer en 1996 que las características anormales encontradas en un conocido meteorito procedente de Marte pudieran interpretarse como vestigios de vida primitiva bacteriana. En el verano de 1997 la sonda espacial Mars Pathfinder y su diminuto explorador móvil Sojourner analizaron y procesaron las imágenes de algunas rocas, de la atmósfera y del terreno marciano. Las conclusiones fueron que la mayoría de las rocas fue arrastrada por una gran riada ocurrida hace al menos dos mil millones de años y que algunas de ellas eran muy parecidas al tipo de rocas terrestres conocidas como andesitas. 3. LAS MINUSCULAS LUNAS MARCIANAS Deimos (superior) y Fobos (inferior) tienen diámetros de unos 15 y 27 kilómetros respectivamente. En ambos satélites abunda el carbono, por lo que hay quien es piens que son capturados del an anillo de asteroides, relativamente próximo a Marte. cuerpo s 4. SURCOS SINUOSOS, formados por tierra depositada por corrientes que circulan bajo capas de hielo, parecen existir sobre el suelo de la cuenca de Argyre de Marte arriba, ( vista desde órbita), indicando que alguna vez esta zona estuviese cubierta de glaciares fundidos. Hay abundantes pruebas de que el planeta fue más cálido y más húmedo en el pasado, aunque sea difícil saber la cantidad de agua que hubo, cuántos períodos de este tipo existieron, ni su duración. SISTEMAS S OLARES 13 Júpiter TAMAÑO COMPARADO CON LA TIERRA SINOPE ME R CA A EL 1. LA GRAN MANCHA ROJA, el rasgo más característico de Júpiter, ha persistido en su atmósfera desde que se hicieran las primeras observaciones detalladas del planeta. Tiene un tamaño tal que en ella cabrían dos Tierras y da una vuelta en sentido antihorario cada doce horas. Datos obtenidos de las fotografías del Voyager muestran que su zona interior es relativamente estable. La Gran Mancha Roja sería así un gigantesco vórtice, con vientos de unos 400 kilómetros por hora. AR HIM AL EA D IS L CALISTO GANIMEDES METIS EUROPA IO ADRASTEA A AMALTEA TEBE JUPITER E U Q O H C E D E T N E R F R A L O S O T N IE V 14 A L L A T N A P A IC T E N G A M LINEAS DE CAMPO MAGNETICO 2. LA INMENSA MAGNETOSFERA JOVIANA alcanza un tamaño mayor que el del Sol. Su cola se extiende más allá de la órbita de Saturno, lo que significa que el propio Saturno se encuentra a veces dentro de ella. El viento solar la empuja, dándole una forma claramente asimétrica. IA LE IT AN ANQ UE PA SI FA E TEMAS 15 IO J JUPITER EUROPA úpiter se diferencia de los cuatro planetas rocosos y relativamente pequeños que le han precedido en nuestro periplo desde el Sol. Es el primero de los cuatro “gigantes gaseosos”, planetas que empequeñecen a la Tierra y que no tienen una superficie sólida. Todo en Júpiter está hecho a gran escala. El es mayor que todos los demás planetas juntos, mientras que su satélite Ganimedes es mayor que Mercurio. Las cantidades de hidrógeno y de helio que tiene Júpiter llevaron a pensar que no se formase en la nube gaseosa que srcinó al Sol. Otros aná- GANIMEDES lisis más minuciosos indican lamasa existencia de un núcleo sólido, cuya pudiera decuplicar la terrestre, sobre el cual se formó el resto del planeta. Júpiter difiere también de los planetas llamados terrestres por irradiar más energía de la que recibe del Sol. Al gu no s fr ag me nt os de l co me ta Shoemaker-Levy 9 se precipitaron sobre Júpiter en 1994, ofreciendo un espectáculo cósmico inédito. CALISTO 5. LOS CUATRO SATELITES GALILEANOS reciben este nombre por su descubridor, Galileo Galilei. El más interno, Io, sufre una intensa actividad volcánica, captada por la cámara del Voyager (arriba, a la izquierda), que remodela continuamente la superficie del planeta. El espectro infrarrojo de Europa, el menor de los cuatro, parece indicar también procesos de cambio superficial, motivados por el agua que emerge desde el interior y se congela en la superficie. La imagen, en falso color, muestra el hielo contaminado ( en rojo) e 3. CUATRO CLASES DISTINTAS DE SATELITES orbitan en torno a Júpiter. Los galileanos describen órbitas casi perfectamente circulares (verde). Los satélites más cercanos son pequeños y se mueven apresuradamente a su alrededor amarillo ( ); a dos de ellos no les lleva más de siete horas dar una 4. SECCION DE JUPITER vuelta. Hay otro grupo de satélites mostrando sus capas. Hay nubes pequeños que probablemente fueron frías de amoniaco, de hidrógeno y de capturados por gravedadrojo ( ). agua que flotan sobre hidrógeno Los satélites más externosazul ( ) líquido caliente. Entrando en las giran en sentido opuesto profundidades del planeta, la al resto, en órbitas muy presión y la temperatura hacen que excéntricas e inclinadas. el hidrógeno se comporte como un metal líquido. El centro del planeta es un núcleo de roca fundida. CRISTALES DE AMONIACO CRISTALES DE HIDROSULFURO AMONICO HIDROGENO LIQUIDO HIDROGENO METALICO LIQUIDO GOTITAS DE AGUA HELADA HIDROGENO LIQUIDO inmensas llanuras heladas ( azul). La presencia de agua líquida bajo la capa de hielo, junto con la de algunas moléculas orgánicas, ha llevado a conjeturar que el océano de E uropa pudiera permitir el desarrollo de los procesos bioquímicos necesarios para la vida. El satélite mayor, Ganimedes, está constituido probablemente por un núcleo rocoso cubierto por una gran superficie helada. Esta superficie está marcada por surcos, resultado presunto de una actividad volcánica primitiva, que tienen profundidades de cientos de metros y longitudes de miles de kilómetros. Pariente del resto de los satélites galileanos, pero de distinto tipo, es Calisto, que no muestra signos aparentes de que su superficie se haya alterado desde que sus cráteres se formaron hace unos cuatro mil millones de años por impactos. El acantilado que produce la sombra de la fotografía es parte de uno de los anillos así formados. 150 KILOMETROS AGUA Y AMONIACO ROCA FUNDIDA SISTEMAS S OLARES 15 Saturno REA 1. LA MAGNETOSFERA DE SATURNO es bastante tranquila gracias al alineamiento del polo magnético con el polo rotacional. El viento solar comprime la magnetosfera en la región subsolar y alarga la parte de sotavento. La rotación rápida del planeta hace que se forme un disco de corriente eléctrica en el plano del ecuador, que a su vez afecta al campo magnético de las regiones más distantes de la magnetosfera. JAPETO CRATERES SUPERPUESTOS FORMACION DE HIELO ONDULANTE 16 TEMAS 15 PANTALLA MAGNETICA MAGNETOPAUSA R A L O S O T N E I V C D O H U Q MAGNETOCOLA L os anillos de Saturno le convierten en una de las imágenes más familiares y espectaculares de la astronomía, por no mencionar la ciencia ficción. Cuando Galileo apuntó a él por vez primera con un primitivo telescopio en 1610, llegó a conclusiones erróneas; la pobre imagen conseguida con su aparato le hizo creer que Saturno era un sistema triple, formado por un gran cuerpo central y otros dos más pequeños a los lados. Los anillos parecen ser bastante posteriores al planeta. Algunos grandes matemáticos dedicaron a ellos sus estudios. Laplace y Maxwell E E E T N E R F 2. LA ASTRONAVECASSINI despegó de la Tierra en octubre de 1997 para encontrarse con Saturno en el 2004. La nave tiene este nombre por Jean-Dominique Cassini, que en 1675 descubrió un entre anillos, conocido como la división dehueco Cassini. Enlos cuanto llegue a Saturno,Cassini lanzará la sondaHuygens, que descenderá hasta la superficie del satélite Titán. Huygens obtendrá muestras químicas de la espesa atmósfera conforme vaya descendiendo y seguirá operando durante una hora tras su aterrizaje, si es que no se zambulle en hidrocarburos líquidos. Esto es muy interesante pues la química de Titán pudiera ser parecida a la de la Tierra primitiva. calcularon los anillos de Saturno tienen queque estar compuestos por muchos objetos pequeños. Aunque sea casi del mismo tamaño que Júpiter, la masa de Saturno es la tercera parte, siendo el cuerpo de menor densidad media del sistema solar. Al ser un gigante gaseoso, el planeta no tiene un período de rotación simple, sino bastante variable, dependiendo de la latitud. Las nubes atmosféricas superiores recorren el ecuador velozmente, en tan sólo 10 horas y 10 minutos; las de latitudes altas pueden tardar media hora más en rodear al planeta. Según los datos del campo gravitatorio, Saturno parece estar formado por un núcleo sólido cuya masa sería más de veinte veces la terrestre. Es el planeta más achatado; la intensidad de la gravedad en su ecuador no llega a las tres cuartas partes de la de los polos. 3. LOS ANILLOS DE SATURNO tienen un diámetro de unos 270.000 kilómetros y varios cientos de metros de espesor, a pesar de lo cual su masa total no supera a la del satélite Mimas. Los anillos pudieran haberse formado a partir de los añicos de un satélite del tamaño de Mimas que hubiera explotado. Esta fotografía de color realzado se montó con imágenes tomadas por el Voyager 2 a través de varios filtros. Los colores diferentes pudieran representar variaciones de la composición química. TELESTO PROMETEO ATLAS CALIPSO HELENA JAPETO TETIS JANO PAN TITAN 1995-S4 MIMAS PANDORA ENCELADO DIONE FEBE REA HIPERION EPIMETEO TETIS MIMAS CENTRO DEL CRATER HERSCHEL CISURA DE ITACA SISTEMAS S OLARES 4. LOS SATELITES MAS PEQUEÑOS DE SATURNO parecen enanos frente a Titán. Se les representa en la ilustración de la izquierda, ordenados según la posición de sus órbitas, con la más alejada en el extremo izquierdo. Ha habido que ampliar la escala de Pan, Atlas, Telesto, Calipso y Helena hasta cinco veces para que se les pueda ver junto a los demás. Las medidas de densidad indican que en todos abunda el h ielo y puede que haya amoniaco. Muchos tienen rasgos peculiares y rarezas: Hiperión tiene la única órbita caótica conocida del sistema solar. Encélado podría tener volcanes. Rea tiene muchos cráteres, aunque las regiones más brillantes podrían ser nuevas formaciones de hielo. Tetis está salpicado de abundantes cráteres y presenta como rasgo principal la Cisura de Itaca ( derecha ), una grieta de cien kilómetros de ancho y entre cuatro y cinco ki lómetros de profundidad, que se extiende prácticamente de polo a polo. Mimas posee el enorme cráter, el Herschel, de diez kilómetros de profundidad y 130 de diámetro, que ocupa un tercio de todo el satélite. 17 Urano 1. COLORES VERDADERO Y FALSO. El aspecto azulado y apacible de Urano, causado por la presencia de metano, resulta bastante triste si lo comparamos con las animadas imágenes que nos ofrecen Júpiter y Saturno. El Voyager 2 fotografió el planeta usando filtros ultravioleta, violeta, azul, verde y naranja, lo que permitió revelar más detalles, tales como la niebla que cubre el polo sur, representada aquí en color naranja. 1986U8 1986U7 TAMAÑO COMPARADO CON LA TIERRA MAGNETOCOLA Q O R A L O S O T N IE V 18 E E U CH D E T N E R F LINEAS DE CAMPO MAGNETICO 3. LOS SATELITES PASTORES confinan al anillo épsilon mediante fuerzas gravitatorias, cada uno por un lado. Los pastores son Ofelia (1986U8) y Cordelia (1986U7), pilladosin fragantipor la cámara delVoyager (foto superior). Epsilon es el más ancho y brillante de los nueve anillos, visibles todos claramente en la imagen tomada por el Voyager a una distancia de más de un millón de kilómetros del planeta (a la derecha). 2. LA MAGNETOSFERA DE URANO está inclinada 59 grados con respecto al eje de rotación. El campo magnético es además oblicuo, quizá porque su región de dínamo esté un tanto descentrada. Las teorías de las dínamos planetarias presentan generalmente lagunas explicativas, incluida la de la terrestre. TEMAS 15 MIRANDA ARIEL UMBRIEL 4. LOS CINCO SATELITES MAYORES son una mezcla de rocas y de hielo. Ariel, Umbriel, Titania y Oberón tienen densidades que indican composicion es aproximadas de tres partes de hielo por dos de roca. El más pequeño, Miranda, es muy probable que tenga mayores proporciones de hielo, al igual que la decena restante de satélites diminutos de Urano. Las superficies de Oberón y de Umbriel están salpicadas de cráteres. Titania y Ariel se parecen a ellos en la densidad de pequeños cráteres, pero tienen bastantes menos cráteres grandes, los de tamaños comprendidos entre 50 y 100 kilómetros. Es probable que estos grandes cráteres sean más antiguos, lo que indicaría que las superficies de Titania y de Ariel fuesen más recientes que las de Oberón y Umbriel, aunque por causas aún no aclaradas. Todos los satélites tienen cañones que parecen revelar primitivas fracturas de su superficie, debidas a expansiones que en la mayoría de ellos estarían comprendidas entre el uno y el dos por ciento, aunque en el caso de Miranda pudieran llegar al seis por ciento. Tales expansiones pudieran ser el resultado de la congelación sufrida por el agua que srcinalmente se encontrase en estado líquido, aunque tal hecho todavía esté por justificar. La expansión de Miranda marcó su superficie con una amplia red de surcos y de canalones ( ) y con profundos imágenes superiores cañones de hasta 80 kilómetros de ancho y 20 de hondo. Las enormes grietas de Titania indican períodos de gran actividad tectónica. TITANIA U rano es un planeta extraño, incluso a tenor de lo que se estila por los confines del sistema solar. De color verde azulado, carece casi por completo de rasgos distintivos. Su única característica notable es la de estar tumbado de lado, apuntando su eje de r otación a 98 grados del de su órbita. Lo más probable es que sea resultado de un gran choque ocurrido en las épocas de formación del planeta. Su campo magnético también está inclinado 59 grados con respecto al eje de rotación. Como última rareza señalemos que el planeta gira en sentido opuesto al terrestre. Parece bastante apacible que sus tormentosos y más gigantescos compañeros, aunque las imágenes obtenidas por el Voyager 2 en 1986, tras ser sometidas a intensos tratamientos, muestren bandas como las de Saturno y de Júpiter. Se parece a ellos, en cambio, en el hecho de rodearse de anillos y de numerosos satélites. La sonda descubrió diez pequeños satélites. Nueve anillos se detectaron en 1977 merced a ocultaciones estelares, habiéndose encontrado otros dos posteriormente. OBERON PUCK BELINDA ROSALINDA PORCIA JULIETA DESDEMONA 5. LOS QUINCE SATELITES DE URANO giran en torno a él en círculos casi perfectos. Aunque el planeta fuese descubierto en 1781, tuvieron que pasar dos siglos hasta que el Voyager encontrara los diez satélites menores. No se muestran dos satélites aún más pequeños, cuyas órbitas son relativamente excéntricas y que se descubrieron a finales de 1997. Los anillos son los que se encuentran más cerca del planeta, seguidos por los satélites pequeños, quedando reservadas las órbitas más lejanas para los más grandes. El primero de los satélites, Cordelia, gira entre los dos últimos anillos. N O R E B O SISTEMAS S OLARES A I N A IT T L IE R B M U CRESIDA BLANCA OFELIA CORDELIA L IE R A A D N A IR M 19 Neptuno 1. LA GRAN MANCHA OSCURA Y LAS CAPAS DE NUBES son visibles claramente en estas imágenes delVoyager. Es muy probable que la mancha oscura (izquierda) sea un inmenso sistema de tormentas que gira en sentido contrario al de las agujas del reloj. Las formas que toman las nubes blancas que la acompañan cambian continuamente. Algunas franjas de nubes siguen casi exactamente las líneas de latitud (derecha). 20 TEMAS 15 2. LOS TENUES ANILLOS DE NEPTUNO (derecha) no se aprecian normalmente, debido al propio brillo del planeta, pero se perciben en esta imagen dividida, al haber sido anulada la sobreexposición de Neptuno. Estas imágenes delVoyager permiten distinguir claramente dos anillos bien definidos y un tercero más difuso y más cercano al planeta. La apariencia trenzada que muestran determinadas partes del anillo externoizquierda ( ) pudiera deberse a la distribución de los materiales srcinales, pero el movimiento propio del Voyager , que desenfoca levemente la imagen, también pudiera contribuir a ello. C uando los astrónomos se dieron cuenta de que la órbita de Urano no coincidía con la calculada, sospecharon la existencia de otro gran cuerpo que ejerciera una fuerza gravitatoria sobre él, por lo que se dedicaron a buscar un octavo planeta. En 1846 se confirmó la existencia de Neptuno, un planeta tan lejano del Sol que tuvieron que pasar otros trece años para que se completara una órbita desde su descubrimiento. Es el octavo planeta por su distancia media al Sol, pero en 1999 finalizará una época que ha durado dos decenios y durante la que ha sido el planeta más TRITON 3. TRITON es el único satélite conocido que viaja en sentido opuesto al de rotación de su planeta. Hay que añadir a esto una inclinación de 157 grados del pl ano de su órbita con respecto a la de Neptuno. Tritón bien podría haber sido un cuerpo independiente capturado posteriormente por la gravedad de Neptuno. Las observaciones del Voyager hicieron que nuestros conocimientos de este satélite mejorasen notablemente. Es probable que esté formado por un interior rocoso rodeado de agua helada. La evaporación del nitrógeno helado de la capa superficial pudiera ser la causa del color rosáceo de la fotografía externo, Plutón volverá a situarse más allápues de su órbita. La atmósfera de Neptuno es de un azul profundo y está agitada por vientos de más de 700 metros por segundo, los más rápidos encontrados en cualquier planeta. Más denso que los otros gigantes gaseosos, es probable que tenga hielo y roca fundidos en su interior, aunque algunos datos sobre su rotación indicarían que no estuviesen concentrados en un núcleo, sino bastante dispersos. Como le sucede a Urano, el campo magnético de Neptuno está desviado de su eje de rotación. La fuente del campo parece estar muy alejada del centro del planeta. Los anillos pudieran haberse formado mucho después que el planeta. El curioso anillo externo, compuesto de partículas de distinto tamaño, pudiera ser el resultado de la disgregación de un satélite no hace muchos millares de años. Los impresionantes satélites de Neptuno son Nereida, cuya órbita es la más excéntrica de todas las de los satélites planetarios, con diferencias de siete veces entre las distancias de mayor lejanía y de mayor proximidad, y Tritón, cuya órbita se opone a la rotación de Neptuno y está inclinada 157 grados con respecto al ecuador del planeta. superior. El cruzan srcen de las líneaspooscuras que el casquete lar sur (inmediatamente encima) podría ser eruptivo, de volcanes de hielo, una especie de géiseres fríos, que expulsarían nitrógeno líquido, polvo o metano. Las placas de hielo ( derecha) tienen una apariencia sospechosa de lagos, lo que lleva a pensar que estas zonas fuesen alguna vez fluidas. SISTEMAS S OLARES 21 Plutón PLUTON CARONTE 22 TEMAS 15 ¿E 1. LAS MEJORES IMAGENES DISPO NIBLES DE PLUTON son las que aquí se muestran, correspondientes a hemisferios opuestos. Fueron obtenidas por el telescopio espacial Hubble. Muestran que la superficie de Plutón presenta mayores contrastes a gran escala que cualquier otro planeta, excepto posiblemente la Tierra. Con este y otros datos se elaboró la imagen artística de Plutón de la página opuesta. 800 L A Ñ E S600 A L E D400 D A ID S200 N E T N I 0 2. EL ANILLO DE KUIPER está formado por cometas incipientes y por objetos demasiado pequeños como para considerarlos planetas. Se estima que la masa total del anillo está comprendida entre un cuarto y la mitad de la terrestre. Salvo Plutón, el tamaño de los mayores elementos no supera algunos cientos de kilómetros de diámetro. NEPTUNO URANO SATURNO JUPITER g a b f c PLUTON Y LA ESTRELLA e d PLUTON SOLO 20 60 1 00 1 40 18 0 SEGUNDOS DESPUES DE LAS 10:35:50 (UTC) DEL 9 DE JUNIO DE 1988 ANECER AM CAPA DE g f e d TRAYECTORIAS OBSERVADAS DE LA ESTRELLA cb a s Plutón realmente un planeta? Hasta hace menos de diez años esta cuestión podía parecer simple. Pero desde entonces se ha descubierto una zona, denominada anillo de Kuiper, poblada de objetos que giran en torno al Sol más allá de Neptuno. Son demasiado pequeños para ser considerados planetas, aunque también haya cometas de período relativamente corto, es decir, que se aproximan al Sol al menos una vez cada dos siglos. Son muchos quienes siguen considerando a Plutón como planeta, pues aunque su masa no sea más que 1/400 la terrestre, es con mucho el mayor objeto del anillo de Kuiper. También parece más brillante que el resto. Y por último hay que tener en cuenta la tradición, pues se le ha aceptado como un planeta más desde que Clyde Tombaugh lo descubriera en 1930. Plutón nunca ha sido fotografiado con gran resolución; las mejores imágenes que existen se hicieron con el telescopio espacial Hubble (arriba, a la izquierda ). James W. Christy detectó un bulto en el disco de Plutón en 1978, mientras estudiaba imágenes de peor calidad. Dicho bulto resultó ser un satélite, al que más tarde se llamó Caronte, el remero mitológico que cruzaba la laguna Estigia y llevaba a los viajeros al reino de Plutón. R O D TRANSICION E AT UA C A RDE C ER 3. UNA OCULTACION ESTELAR demostró que Plutón tiene atmósfera. Un equipo de astrónomos siguió a Plutón desde ocho lugares diferentes de observación cuando pasaba por delante de una estrella distante, el 9 de junio de 1988. La estrella se fue oscureciendo gradualmente, como si su luz atravesara una atmósfera. La mayor pendiente de la curva de luz (enb y f) indica una capa de transición en la atmósfera de Plutón, que podría ser niebla o una región con bruscos cambios de temperatura. 4. UN PAISAJE DE PLUTON podría consistir en un cielo cubierto de estrellas y una vista de Caronte por encima de un terreno escabroso, teñido de rosa como consecuencia de procesos fotoquímicos complejos y cubierto de manchas de metano, de monóxido de carbono y de nitrógeno congelado. La atmósfera del planeta es tan tenue que probablemente el cielo siempre sea negro, incluso de día. CINTURON KUIPER SISTEMAS S OLARES 23 Asteroides 1. IDA, descubierto en 1993 por la astronave Galileo. Fue el primer asteroide conocido que poseía su propio satélite diminuto, al que se llamó Dáctilo. (En 1997 se descubrió que el asteroide Dioniso también pudiera tener un satélite.) De unos 52 Kilómetros de longitud, Ida parece tener además su propio campo magnético. Los cráteres indican que su edad pudiera ser de unos mil millones de años. 2. GASPRA fue el primer asteroide que posó en primer plano para la astronaveGalileo cuando ésta se dirigía hacia Júpiter. 1. EL COMETA SHOEMAKER-LEVY 9derecha ( ) se estrelló contra Júpiter en julio de 1994, constituyendo la mayor colisión presenciada por la humanidad. Eran más de veinte fragmentos, con Cometas velocidades de sesenta kilómetros por segundo, algunos de los cuales produjeron explosiones de energía equivalente a la de millones de megatones de cabezas nucleares. 2. EL GRAN COMETA DE 1680, del que Isaac Newton determinó que tenía una órbita casi parabólica. Ya en nuestro siglo, en 1995, el telescopio espacialHubble descubrió un anillo de cometas que envuelve el sistema solar, compuesto quizá por 200 millones de ellos. 24 TEMAS 15 103 3. ESCASEAN LOS ASTEROIDES MUY GRANDES, cuyos diámetros superen los diez kilómetros. La gráfica muestra los números relativos de asteroides pequeños y grandes. E S E ID O R E T S102 A E D O R E M U N 10 12,8 6,4 3,2 1,6 DIAMETRO DE LOS ASTEROIDES (KILOMETROS) 4. EL METEORITO PEEKSKILL (abajo) destrozó el 9 de octubre de 1992 este Chevrolet Malibu que se encontraba estacionado. Miles de personas de la zona de Nueva York vieron la bola de fuego y hubo quienes grabaron la estela de su descenso en cinta de vídeo. Gracias a ello pudieron calcularse la trayectoria y la órbita originales del meteorito. Hubo quien llegó a conjeturar que su órbita y su composición indicaban que formó parte del asteroide 6 Hebe. ntre las órbitas de Marte y de Júpiter flotan miles de cuerpos celestes, a los que los astrónomos suelen llamar planetas menores, o asteroides. Deberían haberse agrupado formando un pequeño planeta, si no hubiesen estado bajo la inmensa influencia gravitatoria de Júpiter, que hizo que se aceleraran. Puede formarse un planeta mediante choques entre objetos pequeños que se desplacen lentamente, pero si se mueven a más de cinco kilómetros por segundo, que es la velocidad media de los asteroides, las colisiones son demasiado viole ntas. Tales colisiones pueden mandar pedazos de asteroide fuera de sus órbitas normales, situándose algunos en órbitas estables, durante parte de las cuales se acercan a la Tierra. A veces alcanzan la superficie de nuestro planeta; son los meteoritos. El conocimiento que tenemos de los asteroides aumentará de manera importante este año cuando la sonda llamada Near Earth Asteroid Rendezvous se aproxime a unos cincuenta kilómetros del asteroide Eros. a palabra cometa viene del griego y significa cabellera , descripción que resulta adecuada para algo que aparece en el firmamento como una mancha o un borrón. Estos visitantes provienen de los lugares más remotos del sistema solar y consisten en un núcleo sólido de polvo y de hielo, motivo por el que también se les conoce como “bolas de nieve sucia”. El influjo del Sol hace que se produzcan la estela nebulosa y una o más colas que caracterizan al cometa mientras cruza el cielo. Lo más verosímil es que fuese un cometa lo que chocó violentamente con la Tierra hace 65 millones de años (aunque también figura como candidato un asteroide), causando la extinción generalizada que acabó con los dinosaurios y despejó el camino para nuestra propia evolución. Los cálculos realizados por el astrónomo holandés Jan Hendrick Oort a mediados del presente siglo demostraron que tiene que haber un enorme enjambre de cometas a distancias del Sol comprendidas entre cuarenta y cincuenta mil veces la de la Tierra al Sol, conjunto al que se denomina nube de Oort. L 3. EL HALE-BOPP, el cometa más brillante desde 1811, fue claramente visible a simple vista incluso en las grandes ciudades, inundadas de luz artificial. En la imagen se aprecian tres colas distintas, una de polvo, otra de gas ionizado y la tercera de átomos de sodio. 4. EL COMETA HALLEY nos visita a intervalos regulares de unos 75 años. Su órbita y la separación de sus visitas varían ligeramente debido a las perturbaciones de los planetas Júpiter y Saturno. Edmund Halley analizó los datos del conocido cometa en el siglo XVII y calculó la fecha de la siguiente aparición, razón por la que lleva su nombre. ARES 25 La escuadra científica Tim Beardsley Los sensores desplegados en el espacio van a revolucionar la comprensión científica del cosmos 1. EL TELESCOPIO ESPACIALHUBBLE se separa del transbordadorDisco very sobre el océano Indico en febrero de 1997, tras recibir nuevos instrumentos. Las impresionantes imágenes obtenidas por el Hubble han despertado un interés generalizado por los fenómenos astrofísicos. N uestro sistema solar y el universo que lo encierra se conocerán más ampliamente y con mayor precisión durante el próximo decenio, período en el que saldrán de la Tierra medio centenar de misiones científicas con tal propósito. Esta verdadera escuadra espacial visitará planetas, cometas y asteroides y recogerá datos en las profundidades del espacio, allende la envoltura atmosférica terrestre. Lo más probable es que se halle respuesta a preguntas muy antiguas, pero también que aparezcan intrincados problemas que todavía no se imaginan. No menos de nueve naves espaciales van a explorar minuciosamente Marte, incluido el módulo de reconocimiento ( Mars Global Surveyor ) que se encuentra actualmente en órbita marciana. Si el plan se desarrolla en los términos previstos, se traerán a la Tierra muestras del planeta rojo poco después del 2005. Es posible que la NASA incluya en sus planes misiones a Plutón y quizás a Mercurio y Venus (todavía no programadas). También deberían llegar a nuestro planeta muestras del espacio interplanetario más remoto, de asteroides y de colas de cometas. La Luna volverá a ser un destino habitual de vehículos automáticos, como se contempla en proyectos europeos y japoneses. En estas misiones se pretende cartografiar la composición de nuestro satélite y saber por fin si contiene agua helada cerca de su polo sur, como apuntan las observaciones de radar. Hasta podría lanzarse una sonda hacia el Sol en el 2005 (la 26 misión Solar Probe ). Allá por el 2004, la gran nave espacial Cassini llegará a Saturno y e nviará la sonda Huygens que la acompaña a investigar Titán, gigantesco satélite de aquel planeta. Se han programado también diversas misiones para observar desde lejos las violentas explosiones solares, entre ellas el Telescopio solar espacial de Alemania y China, las Coronas F y Fotón de Rusia, y la Solar B del Japón. Más allá de los límites del sistema solar, no tardará en desplegarse una flota igualmente impresionante de detectores sensibles para tomar imágenes y analizar la radiación y las partículas provenientes de las profundidades del espacio. Varios observatorios de este género se han lanzado ya en los últimos años, pero el cambio de siglo va a contemplar muchos más. Dados los avances técnicos experimentados por los sensores y la informática, los nuevos instrumentos aventajarán notablemente a sus antecesores. En esta magna exploración particip arán al menos veinte naciones. La mayoría de las misiones contará en alguna medida con la cooperación e incluso con la competencia internacional es. Los Estados Unidos, Rusia, Japón y la Agencia Europea del Espacio ( ESA ) se destacan como grandes protagonistas, pero no son los únicos. Se prevén diversas exploraciones de menor envergadura: los programas de observació n de la Ind ia y de Sue cia , por ej emp lo, y los importantes proyectos emprendidos por Francia, Alemania e Italia al margen de su pertenencia a la ESA . TEMAS 15 Numerosos países que no operan naves espaciales aportarán instrumentación y ofrecerán el uso de estaciones de seguimiento. Es probable que se intensifique la colaboración internacional, especialmente en misiones muy costosas, como la toma de muestras en Marte ( Mars Sample Return Mission ). Pese a haber admitido recientemente que las misiones científicas espaciales tienen que ser sencillas y baratas, la NASA tiene en cartera varios proyectos de mayor cuantía. Módulo de aterrizaje Mars Surveyor ’98 H acia el 2008 puede que las explosiones de rayos gamma hayan perdido algo de su misterio, gracias a un escuadrón de satélites diseñados para identificar y observar estos sucesos breves aunque catastróficos. Los cuásares y los núcleos galácticos activos de todo tipo –sin olvidar el centro de nuestra propia galaxia– se someterán a un intenso enX. lasEntre longitudes de onda de los rayos gammaescrutinio y los rayos los observatorios de energías elevadas más interesantes que se han proyectado figuran INTEGRA L, cuyo lanzamiento ha programado la ESA en el 2001 para estudiar las fuentes de rayos gamma; la espectroscopía de rayos X de régimen elevado (High-Throughput X-ray Spectroscopy Mission), que debe iniciarse en 1999, y el centro astrofísico avanzado de rayos X ( Advanced X-ray Astrophysics Facility, AXAF), tantas veces retrasado. Los radioastrónomos observarán también estas regiones de gran energía con una resolución jamás alcanza da, para lo cual utilizarán una interfe rometría de línea de referencia muy larga, q ue combina las mediciones desde satélite con las realizadas por antenas en la Tierra. El satélite japonés de radioastronomía HALCA , ya operativo, aplica esta técnica, mientras, que Rusia proyecta lanzar uno mayor, el Radioastron en el 2000. Otros sensores especializados, como la sonda anisótropa de microondas ( Microwav e Anisotropy Prob e, MAP ) de la NASA y la misión combinada FIRST/Planck (First Infrared Submillimeter Telescope) de la ESA, detectarán los vestigios de radiación cósmica de fondo, examen que podría revelar mucho sobre los primeros momentos del universo. Avances importantes provendrán de la astronomía de infrarrojos, que es más adecuada para estudiar la formación de galaxias, estrellas y planetas. Se espera con impaciencia el lanzamiento del telescopio espacial de infrarrojos (Space Infrared Telescope Facility, SIRTF ) para el 2001. Al igual que otros observatorios que trabajan en las ondas submilimétricas del infrarrojo, esta nave ampliará la operatividad del observatorio espacial de infrarrojos (Infrared Space Observatory ) de la ESA, cuyas existencias de refrigerante criogénico amenazaban agotarse a principios de 1998. Si bien la mayoría de los observatorios espaciales describen órbitas terrestres, la operación en infrarrojos se mejora con la distancia. El SIRTF orbitará el Sol a 48 millones de kilómetros de la Tierra, mientras que otros observatorios en longitudes de onda submilimétricas y del infrarrojo se situarán en torno a un punto de estabilidad gravitatoria que dista dos millones de kilómetros de la Tierra en dirección opuesta al Sol. El telescopio espacial de la próxima generación Next ( Generation Space Telescope), cuyo lanzamiento está previsto en principio para el 2007, incorporará un observatorio de elevada resolución en infrarrojos, digno sucesor del telescopio espacial Hubble , que terminará su vida algo después del 2005. N Space Inte rfero metry Missi on, SIM o sólo en radioastronomía se aplicarán técnicas interferométricas. La misión de interferometría espacial ( ), actualmente en estudio, se centra en el difícil reto técnico que entraña la interferometría óptica en el espacio. Dos telescopios ópticos independientes, separados por un brazo de diez metros, combinarían su efecto para conseguir una resolución inaudita. Y por si fuera poco, comienza a planificarse una misión todavía más ambiciosa: la Terrestrial Planet Finder que utilizaría interferometría de infrarrojos para buscar planetas del tamaño de la Tierra en torno de estrellas lejanas, lo cual es muy importante para el estudio de los orígenes que ocupa a la NASA. Como es natural, todos estos planes y las fechas de las misiones espaciales están sujetos a modificaciones. Pese 2. EXAMEN DECASSINI en el Laboratorio de Propulsión a a todo, la magnitud y los propósitos de este escuadrón de la ciencia atestiguan la apremiante inquietud del hombre Chorro de Pasadena, California. La nave espacial fue lanzada en octubre de 1997 hacia Saturno, a donde debe llegaren el 2004. por comprender la formación de nuestro universo. SISTEMAS S OLARES 27 EXPLORACIONES ESPACIALES DEL PROXIMO DECENIO NO M BR E D E L A MI SI O N ( PA T RO C I NA D O R) ACE, Advanced Composition O B JE T I V O P R I N C I P A L D E L A M I S I O N F E CH A D E L AN Z AM IE NT O Observar las partículas atómicas solares y el entorno interplanetario 1997 Coronas F (Rusia) Observar el espectro solar durante un máximo de actividad solar 1998 TRACE, Transition Region and Fotografiar los plasmas de la corona solar en la gama del ultravioleta 1998 Estudiar las erupciones solares mediante rayos X, rayos gamma 2000 Explorer (NASA) Coronal Explorer (NASA) HESSI, High Energy Solar l o S l E Spectroscopic Imager (NASA) y neutrones Photon (Rusia) Analizar los rayos gamma emitidos por el Sol SST, Space Solar Estudiar el campo magnético solar 2000 HESSI 2001 Telescope (China y Alemania) a n u L a L s ta e n a l p s o L Genesis (NASA) Recoger núcleos atómicos del viento solar y traerlos a la Tierra 2001 Solar Probe (NASA) Medir partículas, campos, rayos X y luz de la corona solar 2003 Solar B (Japón) Estudiar el campo magnético solar cuando se producen fenómenos violentos 2004 Lunar Prospector (NASA) Estudiar el campo magnético lunar y buscar pruebas de la existencia de agua en los polos 1998 Lunar A (Japón) Analizar el subsuelo lunar 1999 Euromoon 2000 (ESA) Explorar el polo sur lunar (en estudio) 2001 Selene (Japón) Cartografiar la Luna, estudiando campos y partículas 2003 Galileo (NASA) Explorar Júpiter y sus lunas 1989 Mars Global Surveyor (NASA) Cartografiar Marte y recoger datos transmitidos por otras misiones Cassini (NASA) Explorar el sistema de Saturno; Huygens (ESA) descenderá a Titán 1997 Planet B (Japón) Estudiar las relaciones entre el viento solar y la atmósfera de Marte 1998 Mars Surveyor ‘98 (NASA) Explorar un lugar cerca del polo sur de Marte (misión en dos partes) Deep Space II (NASA) Analizar el subsuelo marciano 1999 Mars Surveyor 2001 (NASA) Posar sobre Marte un vehículo que recorra muchos kilómetros (misión en dos partes) 2001 Mars Surveyor 2003 (NASA) Recoger muestras de suelo marciano (misión en dos partes, en estudio) 2003 Mars Express (ESA) Analizar suelo marciano utilizando un módulo orbitador y dos de aterrizaje 2003 Pluto/Kuipe r Express (NASA) Explorar Plutón, único planeta del sistema solar no visitado, y el cinturón de Kuiper PROSPECTOR LUNAR 1996 1998 y 1999 Después del 2003 (en estudio) s ta e Mars Sample Return (NASA) Traer a la Tierra muestras de rocas y de suelo marciano (en estudio) Stardust (NASA) Alcanzar el cometa Wild 2, recoger partículas de su cola 1999 y traer las muestras a la Tierra CONTOUR, Comet Nucleus Tour o m C Obtener mapas espectrales de tres núcleos de cometa 2002 Posar una sonda sobre el núcleo del cometa Wirtanen 2003 (NASA) Rosetta (ESA y Francia) n ró u t in C Después del 2005 s NEAR, Near Earth Asteroid Rendezvous e d i (NASA) o r e t MUSES C (Japón) s a e d 28 Medir la composición, el campo magnético y la distribución de masas del asteroide Eros 1996 ROSETTA Traer una muestra de material de un asteroide 2002 TEMAS 15 N O MB RE D E L A M IS IO N ( PA T R O C IN A DO R ) O B JET I VO P RI N CI PA L D E L A M IS IO N F EC HA DE L A NZ A MI EN T O RXTE, Rossi X-ray Timing Explorer (NASA) Observar cambios de las fuentes de rayos X con el tiempo 1995 Beppo-SAX (Italia) Observar fuentes de rayos X de rangos de energía muy distintos 1996 HALCA (Japón) Estudiar núcleos galácticos y cuásares por interferometría radioeléctrica 1997 FUSE, Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (NASA) Detectar deuterio en el espacio interestelar 1998 AXAF, Advanced X-ray Astrophysics Facility (NASA) Obtener imágenes de rayos X y espectros de agujeros negros y de otros objetos de gran energía 1998 WIRE, Wide-Field Infrared Explorer (NASA) Observar la formación de galaxias con un telescopio criogénico 1998 Odin (Suecia) Detectar emisiones en ondas milimétricas procedentes del oxígeno y del vapor de agua contenidos en los gases interestelares SWAS, Submillimeter Wave Astronomy Satellite (NASA) Buscar oxígeno, vapor de agua y carbono en las nubes interestelares 1999 ABRIXAS, A Broad-band Imaging X-ray All-sky Survey (Alemania) Realizar un detenido examen con rayos X por toda la esfera celeste 1999 Spectrum X-gamma (Rusia) Medir emisiones de rayos X procedentes de púlsares, agujeros negros, residuos de supernovas y núcleos galácticos activos 1999 HETE II, High Energy Transient Explorer (NASA) Estudiar focos de explosiones de rayos gamma con detectores de rayos X y de rayos gamma 1999 o t o m re XMM, High-Throgh put X-ray Spectroscopy Mission (ESA) Observar espectros de las fuentes cósmicas de rayos X 1999 o i c a p s E Astro-E (Japón) Realizar observaciones de gran resolución en rayos X 2000 MAP, Microwave Anisotropy Probe (NASA) Estudiar el srcen y la evolución del universo a través de la radiación cósmica de fondo 2000 Radioastron (Rusia) Observar cuásares y fenómenos de gran energía m ediante interferometría radioeléctrica 2000 SIRTF, Space Infrared Telescope Facility (NASA) Realizar observaciones de gran resolución de estrellas y galaxias en infrarrojos 2001 Corot (Francia) Buscar pruebas de la existencia de planetas en torno de estrellas lejanas 2001 INTEGRAL, International Gamma Ray Astrophysics Lab (ESA) Obtener espectros de estrellas de neutrones, agujeros negros, explosiones de rayos gamma, púlsares de rayos X y núcleos galácticos activos 2001 GALEX, Galaxy Evolution Explorer (NASA) Observar estrellas, galaxias y elementos pesados en longitudes de onda del ultravioleta (en estudio) Spectrum UV (Rusia) Estudiar objetos astrofísicos en longitudes de onda del ultravioleta 2001 SIM, Space Interferometry Mission (NASA) Tomar imágenes de estrellas que pudieran albergar planetas como la Tierra (en estudio) 2004 HTXS, Constellation X-ray Mission (NASA) Realizar espectroscopia de gran resolución en rayos X (en estudio) Después del 2005 OWL, Orbiting Wide-angle Light Collectors (NASA) Estudiar los efectos de los rayos cósmicos en la atmósfera terrestre (en estudio) Después del 2005 FIRST, Far Infrared Submillimeter Telescope, and Planck (ESA) Discernir la estructura detallada del fondo cósmico de microondas (misión combinada) 2006 Next Generation Space Telescope (NASA) Explorar el espacio circundante en las longitudes de onda infrarrojas (en estudio) 2007 TPF, Terrestrial Planet Finder (NASA) Buscar planetas y protoplanetas que giren alrededor de estrellas próximas (en estudio) 2009 SISTEMAS S OLARES 1998 AXAF XMM 2001 29 Planetas hermanos Mercurio: el planeta olvidado Robert M. Nelson Pese a ser uno de los vecinos que la Tierra tiene más cerca, sigue siendo en buena medida un mundo extraño y desconocido M ercurio, el planeta más cercano al Sol, es un mundo donde reinan los extremos. De todos los objetos que se condensaron a partir de la nebulosa pre solar, es el que se formó a mayores temperaturas. Del amanecer al crepúsculo, un día dura allá 176 terrestres; es el día más largo de todo el sistema solar, más incluso que su propio ciclo anual. Cuando Mercurio está en el perihelio (el punto de la órbita más cercano al Sol) se desplaza con tal rapidez, que si nos situásemos en algún punto de su superficie nos parecería que el Sol se detenía en el cielo y retrocedía, y así hasta que la rotación del planeta dominara otra vez y el Sol avanzase de nuevo. Durante el día la temperatura de la superficie alcanza los 700 grados kelvin, la mayor del sistema solar (más que suficiente para derretir el plomo); de noche cae hasta sólo 100 grados kelvin (como para congelar el criptón). Tales particularidades convierten 1. AMANECER EN MERCURIO, de un brillo diez veces mayor que en la Tierra. Viene anunciado por fulguraciones procedentes de la corona solar, que serpentean sobre el horizonte e iluminan las laderas del escarpe Discovery(a la derecha de la imagen; ilustración basada en los datos delMariner 10). Se ven en el cielo un planeta azul y su luna. a Mercurio en un objeto muy intrigante. Plantea grandes problemas a la investigación científica. Sus propiedades extremas hacen que cueste encajarlo en un esquema general de evolución del sistema solar, pero esas mismas peculiaridades ofrecen a los astrónomos oportunidades de comprobar sus teorías con precisión y rigor. Pero aunque Mercurio sea, tras Marte y Venus, el vecino más próxi mo a la Tierra, sólo del remoto Plutón sabemos menos. Siguen envueltos en el misterio sus orígenes y su evolución, su especial campo magnético, su tenue atmósfera, su núcleo, quizá líquido, suEl enorme densidad. planeta brilla mucho, pero está tan lejos que los astrónomos de antaño no lograban distinguir las peculiaridades de su superficie; tuvieron que conformarse con determinar su movimiento en el cielo. Tal como lo vemos desde la Tierra, Mercurio, por ser el planeta más interior del sistema solar, nunca se aleja del Sol más de 27 grados. Este ángulo es menor que el de las manecillas de un reloj a la una. Por tanto, sólo se le puede observar durante el día (con las consiguientes dificultades que plantea la luz solar dispersa), poco antes del amanecer o poco después del ocaso, cuando el Sol se sitúa justo encima del horizonte. Pero al alba o en el crepúsculo la posición celeste de Mercurio es demasiado baja y su luz debe atravesar diez veces más aire turbulento que cuando se encuentra en el cenit del observador. Los mejores telescopios terrestres no alcanzan a distinguir otros rasgos de Mercurio que los que abarquen varios cientos de kilómetros como mínimo, resolución mucho peor que cuando se mira la Luna a simple vista. Pese a tales limitaciones, la observac ión ter res tre ha propor cionad o resultados interesantes. En 1955 se hizo que rebotaran ondas de radar en la superficie de Mercurio. Al medir el corrimiento Doppler de la frecuencia de las ondas reflejadas se supo que el período de rotación del planeta era de 59 días. Hasta entonces se aceptaba comúnmente que era de 88 días, como su período anual; se creía, pues, que una de las caras siempre miraba al Sol. Lo sorprendente es la sencilla relación 2:3 entre el día y el año de Mercurio. Es probable que una flexión de marea disipara energía y frenase la rotación, en un principio mucho más rápida, del planeta; algún proceso enigmático debió de encerrarla en esa relación 2:3. A los nuevos observatorios espaciales, como el telescopio espacial 33 Hubb le , no les limita la distorsión atmosférica; cabría pensar, por tanto, que fueran las herramientas ideales para el estudio de Mercurio. Por desgracia el Hubble —como muchos otros sensores espaciales— no puede apuntar hacia Mercurio porque los rayos solares, tan cercanos al planeta, podrían dañar su sensibles instrumentos ópticos. Parece, pues, que la única forma de investigar Mercurio es por medio de una nave espacial que lo examine de cerca. Sólo una vez ha llegado hasta él una sonda, el Mariner 10, que, integrada en una misión más amplia de Al medir la aceleración del Mariner en el sorprendentemente potente campo gravitatorio de Mercurio se confirmó una de sus características más singulares: su gran densidad. Los demás cuerpos terrestres del sistema solar, es decir, los no gaseo sos — Venus, la Luna, Marte y la Tierra—, muestran una relación bastante lineal entre densidad y tamaño. La Tierra y Venus presentan una densidad elevada; meno s densos son la Luna y Marte. Aunque Mercurio no sea mucho mayor que la Luna, su densidad es la típica de un planeta mucho mayor, como la Tierra. exploración solar interior, lo sobrevolódel ensistema los años setenta. Conseguir que la sonda llegara allá no fue tarea fácil. Caer directamente en el pozo de potencial gravitatorio del Sol era imposible; tuvo que rebotar en el campo de Venus para perder así energía gravitatoria y frenarse, como requería su encuentro con Mercurio. La órbita que describía el Mariner alrededor del Sol hizo que se acercara tres veces a Mercurio: el 29 de marzo de 1974, el 21 de septiembre de 1974 y el 16 de marzo de 1975. La nave recogió imágenes de aproximadamente un 40 por ciento de la superficie de Mercurio; en ellas se descubría un terreno cubierto de cráteres que, a primera vista, se asemejaba a la faz de la Luna. Por desgracia las imágenes dieron pie a la errónea impresión de que Mercurio era más o menos como la Luna, aunque situada en una región diferente del sistema solar. Por eso ha sido el planeta olvidado del programa espacial estadounidense. Se han llevado a cabo más de cuarenta misiones a la Luna, veinte a Venus y más de quince a Marte. Durante el próximo decenio girará alrededor de Venus, de Mart e, de Júpi ter y de Saturno una flota de satélites que durante muchos años enviará información minuciosa sobre estos planetas y sus alrededores. Pero Mer curio seguirá siendo, en buena medida, un lugar por explorar. Esteladato ofrece un de indicio crucial sobre composición su interior. Las capas externas de un planeta terrestre están hechas de silicatos, de materiales ligeros. A medida que se gana en profundidad aumenta la densidad debido, por una parte, a la compresión que ejercen las capas de roca superiores y, por otra, a la diferente composición de los materiales del interior. Los densos núcleos de los planetas terrestres es muy probable que estén compuestos fundamentalmente de hierro. Cabe, pues, que Mercurio tenga, en relación a su tamaño, el mayor núcleo metálico de todos los planetas terrestres. Esa tesis ha desencadenado un vigoroso debate acerca del srcen y la evolución del sistema solar. Los astrónomos aceptan que todos los planetas se condensaron a partir de la nebulosa solar, más o menos al mismo tiempo. Si esta premisa fuese cierta, hay tres posibles circunstancias que podrían explicar por qué Mercurio es tan especial. En primer lugar, la composición de la nebulosa solar quizá fuese muy diferente en la vecindad de la órbita de Mercurio, mucho más de lo predicho por los modelos teóricos. También es posible que el Sol tuviese tanta energía en los principios del sistema solar que los elementos más volátiles y de menor densidad del planeta se vaporizasen y se dispersasen. La tercera posibilidad consiste en que un objeto de gran masa chocase con Mercurio poco después de su formación y evaporase los materiales de menor densidad. Los datos de que se dispone hasta ahora no permiten decantarse por ninguna de ellas. Por extraño que parezca, ni el análisis cuidadoso de los datos del Mari ner ni las laboriosas observaciones espectroscópicas realizadas desde la Tierra han logrado detectar cantidad alguna de hierro en las rocas de la corteza de Mercurio. Esta ausencia de hierro superficial con- D ebemos a la misión Mariner casi todo cuanto sabemos de Mercurio. La batería de instrumentos que la sonda llevaba a bordo envió a la Tierra unas 2000 imágenes cuya resolución efectiva era de 1,5 kilómetros aproximadamente, comparable a la de una vista de la Luna tomada desde la Tierra con un telescopio de gran diámetro. Pero todas esas imágenes no captaron más que una de las caras de Mercurio; la otra no se ha visto nunca. 34 Datos imprescindibles C on una órbita muy inclinada y excéntrica, Mercurio es el planeta más interior del sistema solar. Gira sobre su propio eje a una velocidad lentísima, de modo que el día dura 59 terrestres, mientras que su período anual es de 88 días terrestres. Su proximidad al Sol y los días interminables hacen que las temperaturas diurnas sean las más elevadas del sistema solar. Su superficie es rocosa, abundante en cráteres. Es algo mayor que la Luna y excepcionalmente denso para su tamaño; ha de tener, pues, un gran núcleo de hierro. Además posee un fuerte campo magnético, lo que sugiere que existen zonas líquidas en el núcleo. Habida cuenta de que un planeta pequeño como éste debería haberse enfriado lo deprisa como para solidificarse delsuficientemente todo, estos datos plantean interrogantes sobre su srcen e incluso acerca del nacimiento del sistema solar. El campo magnético de Mercurio forma alrededor del planeta una magnetosfera que resguarda parcialmente la superficie del potente viento de protones que emana del Sol. La tenue atmósfera está hecha de partículas del viento solar, recicladas, o arrancadas de la superficie. Pese a su desconcertante naturaleza, sólo una nave espacial, Mariner , ha volado hasta Mercurio. —R.M.N TAMAÑOS RELATIVOS DE LOS CUERPOS CELESTES MERCURIO VENUS TIERRA LUNA MARTE ORBITAS RELATIVAS DE LOS CUERPOS TERRESTRES (grado de inclinación respecto a la eclíptica) SOL MARTE (1,85) MERCURIO (7,0) VENUS (3,39) TIERRA (0) TEMAS 15 LA MAGNETOSFERA DE MERCURIO FRENTE DE CHOQUE VIENTO SOLAR LINEA DEL CAMPO MAGNETICO DENSIDAD DE CUERPOS TERRESTRES ) O IC6 B U C O R5 T D E A IM D I T4 S N MERCURIO N E C E D R O3 LUNA P S O M A2 R 01234567 (G TIERRA VENUS MARTE RADIO (MILES DE KILOMETROS) MISIONES A OBJETOS TERRESTRES 40 30 S E N IO S I M E 20 D O R E M U N 10 SISTEMAS S OLARES TRIPULADA SONDA ORBITAL SONDA DE ATERRIZAJE VUELO DE APROXIMACION 0 LUNA MARTE VENUS MERCURIO 35 trastaría con la abundancia que se cree existe en el interior. Ha y hierro en la corteza de la Tierra y la e spectroscopía lo ha detectado también en las rocas de la Luna y de Marte. Por tanto, Mercurio podría ser el único planeta del sistema solar interior en el que el hierro se conce ntre en sus profundidades mientras que en la corteza se acumulan los livianos silicatos. Puede que permaneciera fundido tanto tiem po que las sustancias pesadas se asentasen en su centro, lo mismo que el hierro se deposita bajo la escoria en unEl horno de fundición. Mariner 10 también descubrió que Mercurio tiene un campo magnético bastante intenso, el más potente de los planetas terrestres, exceptuada la propia Tierra. El campo magnético de la Tierra está generado por los metales fundidos, conductores de la electricidad, que gracias a un proceso de “dínamo autosuficiente” circulan por su núcleo. Si la fuente del campo magnético de Mercurio fuese similar, su interior estaría líquido. Esta hipótesis presenta un problema. Mercurio es relativamente pequeño, siendo su área superficial grande con respecto a su volumen. En igualdad de circunstancias, un cuerpo pequeño irradiará energía al espacio a un ritmo mucho más rápido que un cuerpo mayor. Si el núcleo de Mercurio fuese de hierro puro, como indican el fuerte campo magnético y la gran densidad, hace eones que se habría enfriado y solidificado. Pero un núcleo sólido no puede generar una dínamo magnética autosuficiente. Esta contradicción induce a pensar que existan otros materiales en el núcleo. Tales aditivos podrían dismi- nuir el punto de congelación del hierro de modo que permaneciese líquido incluso a temperaturas bastante bajas. El azufre, un elemento abundante en el cosmos, es un posible candidato. En los modelos de Mercurio recientes, en efecto, aunque el núcleo esté compuesto de hierro sólido, lo rodea una capa líquida de hie rro y de azufre cuya temperatura es de 1300 grados kelvin. Esta solución de la paradoja sigue siendo, con todo, una conjetura. MANTO Cuando una superficie planetaria se ha solidificado, puede MATERIAL DESPEDIDO N I ONDAS SUPERFICIALES O A ND DE C O M P R E O S TERRENO ACCIDENTADO 2. EL CRATER CALORIS se formó cuando un proyectil gigantesco embistió contra Mercurio hace 3600 millones de años ( arriba). Las ondas de choque sacudieron el planeta y crearon terrenos abruptos y rayados en la cara opuesta. El borde de Caloris ( abajo ) es una serie de ondas concéntricas “congeladas” después del impacto. Desde entonces su base llana, de 1300 kilómetros de ancho, se ha ido cubriendo de cráteres menores. que se combe, si está sometiday a tensión de forma constante durante largos pe ríodos de tiempo, o que se resquebraje, como lo haría un trozo de cristal cuando recibe un golpe. Poco después de su nacimiento, hace 4000 millones de años, Mercurio sufrió el bombardeo de enormes meteoritos que penetraron en su frágil epidermis externa y liberaron ingentes torrentes de lava. En tiempos más recientes ha habido colisiones menos violentas, que de todas formas han generado ríos de lava. Tales impactos tuvieron que liberar suficiente energía como para derretir la superficie o hacer que brotasen capas líquidas más profundas. La superficie de Mercurio está marcada por fenómenos que ocurrieron después de que su capa externa se solidificara. Los geólogos planetarios han esbozado la historia de Mer curio basándose en esas huellas, pese a que no se dispone de datos precisos sobre las rocas que forman su corteza. El único modo de determinar una edad absoluta es mediante la datación radiométrica de muestras extraídas del planeta (de las que tampoco se dispone hasta la fecha). Pero los geólogos tienen maneras ingeniosas de asignar edades relativas, en su mayor parte basadas en el principio de superposición: una formación que esté superpuesta o corte a otra es menos antigua que ésta. Dicho principio resulta particularmente útil para establecer las edades relativas de los cráteres. M ercurio presenta varios cráteres grandes, rodeados por múltiples anillos concéntricos de colinas y valles que probablemente se srcinaron tras el impacto de un meteorito. Sus ondas de choque se propagarían —como al lanzar una piedra a un estanque— desde el lugar del impacto hasta que se quedaran “congeladas”. Caloris, un monstruo de 1300 kilómetros de diámetro, es el mayor de estos cráteres. El impacto que lo creó formó una cuenca llana —donde lo dejó todo como la palma de la mano— sobre la que nuevos impactos más pequeños han ido marcando su huella. Dada una estimación del número de proyectiles que se estrellan contra el planeta por unidad de tiempo, la distribución de tamaños de estos cráteres indica que el impacto de Caloris seguramente ocurrió hace unos 3600 millones de años; este dato nos sirve como punto de referencia temporal. La colisión fue tan violenta que rajó la superficie del extremo opuesto del planeta; en los antípodas de Caloris hay numerosas grietas y fallas. La superficie de Mercurio está cruzada también por formaciones rectilíneas de srcen desconocido, orientadas principalmente de norte a sur, de nordeste a sudoeste y de noroeste a sudeste; dibujan la “red mercuriana”. Una explicación de su existencia sería que la corteza se solidificara cuando la rotación del planeta era mucho más rápida, quizá con un día de sólo veinte horas. Con estas vueltas tan veloces el planeta tendría un bulbo ecuatorial; al ralentizarse hasta alcanzar su período actual la gravedad le conferiría una forma más esférica. Es probable que las líneas surgiesen cuando la superficie se acomodara a este cambio. No cruzan el cráter Caloris, lo que indica que son anteriores al impacto que lo creó. SISTEMAS S OLARES 3. LOS ANTIPODAS DE CALORIS son unos terrenos caóticos, con colinas y fracturas generadas por el impacto en el lado opuesto del planeta. El cráter Petrarca ( centro ) lo abrió un impacto mucho más reciente, como evidencia la escasez de cráteres secundarios en su lecho liso. Pero fue lo bastante violento como para fundir las rocas, que fluyeron por un canal de cien kilómetros de longitud y anegaron un cráter cercano. Mercurio se iba enfriando mientras se frenaba su rotación, por lo que se iban solidificando las partes externas de su núcleo. La contracción que acompañó a estos fenómenos seguramente redujo el área superficial del planeta en alrededor de un millón de kilómetros cuadrados, con lo que se generaría una red de fallas que se manifestaría en forma de los largos escarpes curvos que surcan la superficie. En comparación con la Tierra, donde la erosión ha alisado la mayoría de los cráteres, las superficies de Mercurio, de Marte y de la Luna muestran nítida su frecuente incidencia. La distribución de tamaños es similar en los tres, con la salvedad de que en Mercurio tienden a ser algo mayores. Los objetos que se precipitaron sobre Mercurio viajaban casi con toda seguridad a velocidades superiores que los que chocaron contra los otros planetas. Es lo que cabe esperar si los proyectiles describen órbitas elípticas alrededor del Sol, porque en la región de la órbita de Mercurio se mueven más deprisa que en zonas más aleja- das. Todos esos cuerpos rocosos tenían que provenir de una misma familia, srcinada en el cinturón de asteroides. Las lunas de Júpiter presentan, por contra, una distribución diferente de tamaños de cráteres, lo que indica que chocaron con objetos de otro tipo. El campo magnético de Mercurio es lo bastante intenso para atrapar las partículas cargadas que arrastra el viento solar (un torrente de protones liberado por el Sol). El campo magnético forma una pantalla, o magnetosfera, una versión en miniatura de la que rodea a la Tierra. Las magnetosferas cambian sin cesar en respuesta a la actividad solar; al ser más pequeña, la pantalla magnética de Mercurio cambia mucho más deprisa que la de la Tierra y reacciona con rapidez al viento solar, cuya densidad en Mercurio decuplica la registrada en la Tierra. El viento solar bombardea implacable el lado iluminado de Mercurio. El campo magnético es justo lo bastante potente como para impedir que el viento llegue a la superficie del planeta, salvo cuando la actividad del 37 Sol es más intensa o cuando Mercurio está en el perihelio. En esos casos, los protones de gran energía que componen el viento solar arrancan materia de la corteza del planeta y la magnetosfera puede atrapar las partículas así liberadas. Pero un cuerpo tan caliente como Mercurio no retiene una atmósfera considerable, ya que las moléculas de gas se desplazan por lo normal a mayor velocidad que la de escape del planeta. Cualquier cantidad significativa de material volátil que haya en Mercurio no tardará en disiparse hacia el espacio, razón por la que la opinióntiempo generalizada fue durante mucho que el planeta carecía de atmósfera. Pero el espectrómetro ultravioleta instalado en el Mariner 10 detectó hidrógeno, helio y oxígeno. Observaciones realizadas posteriormente desde la Tierra hallaron trazas de sodio y de potasio. No se ha acallado el debate sobre la fuente y el destino final de este material atmosférico. En contraste con la capa gaseosa que recubre la Tierra, la atmósfera de Mercurio se evapora y se regenera constantemente. Es probable que en gran parte sea creada, directa o indirectamente, por el viento solar; algunos de los componentes podrían provenir de la magnetosfera o del flujo de material cometario. Cuando un átomo es arrancado de la superficie por la acción del viento solar puede incorporarse a la tenue atmósfera. Es incluso posible que el planeta continúe deshaciéndose de los últimos restos de su repertorio inicial de sustancias volátiles. R ecientemente un equipo de astrónomos del Instituto de Tecnología de California y del Laboratorio de Propulsión a Chorro (JPL), ambos en Pasadena, observaron la polarización circular de un haz de radar reflejado en una zona cercana a los polos de Mercurio, lo que apunta a la presencia de hielo. No deja de ser interesante la posibilidad de que un planeta tan caliente como Mercurio muestre capas de hielo de agua (o simplemente agua). Pudiera ser que el hielo subsistiese en regiones de sombra perpetua cerca de los polos, como remanente del agua primordial que se condensase durante el nacimiento del planeta. De ser cierto esto, Mercurio tendría que haber permanecido en una orientación muy estable desde que existe el sistema solar, sin que ninguno de los polos se hubiera inclinado en dirección al Sol, pese a fenómenos devastadores como el impacto de Caloris. Tal estabilidad sería más que notable. 38 ESCARPE DISCOVERY 4. EL ESCARPE DISCOVERY (el surco que se observa en el dibujo de arriba y en la foto de la página siguiente ) mide 500 kilómetros de largo y en algunos lugares alcanza una altitud de dos kilómetros. La superficie de Mercurio está plagada de fallas inversas como ésta, que seguramente se srcinaron cuando ciertas zonas del núcleo de Mercurio se solidificaron y se encogieron. Como consecuen cia la corteza tuvo que contraerse para adaptarse a una superficie más reducida. La compresión se produce mediante el deslizamiento de una sección de la corteza sobre otra: se genera así una falla inversa. Otra posible fuente de agua residiría en los cometas que se precipitan sin cesar sobre él. El hielo que cayese sobre los polos podría quedar a la sombra y se evaporaría muy despacio; estos depósitos de agua podrían ser una de las fuentes del oxígeno y el hidrógeno que detectamos en la atmósfera de Mercurio. Por otra parte, astrónomos de la Universidad de Arizona han propuesto que las regiones polares en sombra podrían contener otra especie volátil, el azufre, que imita la reflectividad radárica del hielo, pero tiene un punto de fusión superior. ¿Por qué es Mercurio el gran ausente de los esfuerzos que llevan haciéndose un cuarto de siglo para explorar el sistema solar? Una posible respuesta es la similitud existente entre las superficies de Mercurio y de la Luna. Otro factor, más sutil, se esconde en el modo en que se plantean las misiones planetarias. Los miembros de los grupos de especialistas de la NASA se hallaban involucrados en las misiones más recientes, dirigidas casi todas hacia otros planetas, por lo que sus conocimientos e intereses se centraban en ellos, mientras que Mercurio cuenta con pocos abogados. Y está la economía. Los jerarcas de la NASA exigen que los investigadores propongan misiones “mejores, más rápidas y más baratas”, con un conjun to limi tad o de obj etivos, y que transijan en perder un poco de valor científico a cambio de un menor coste total. En un ambiente como el actual de recortes presupuestarios, las propuestas más ambiciosas que la NASA puede tener en cuenta para la exploración del espacio remoto son las del programa Discovery . Para proponer tal o cual misión los científicos interesados han de asociarse con empresas, y a veces esos proyectos conjuntos son seleccionados y financiados por la NASA. Hasta el momento se han llevado a cabo cuatro misiones de estas características. Se supone que el coste de una misión del programa Discovery no ha de superar los 226 millones de dólares. Como contrapunto, las misiones Galileo , a Júpiter, y Cassini , a Saturno, costarán ambas más de mil millones de dólares. P oner un satélite en órbita alrededor de Mercurio plantea dificultades técnicas especiales. La nave tendría que estar protegida contra la intensa energía que emite el Sol e incluso contra la energía solar que se refleja en la superficie de Mercurio. Puesto que la sonda estaría cerca del planeta, en ocasiones la luz “mercuriana” supondría una mayor amenaza que la luz solar directa. La NASA recibió en 1994 una propuesta de misión a Mercurio, dentro del programa Discovery , y dos en 1996. La primera, o Hermes 94, utilizaba un sistema de propulsión tradicional, de hidracina-tetróxido de ni trógeno, que requería una carga de combustible de 1145 kilogramos, destinada en su mayor parte a reducir la velocidad de la nave a medida que se fuera TEMAS 15 proporciones de los elementos más abundantes en las rocas de la corteza. Pese al interés científico que revisten ambos instrumentos, su masa adicional obliga a que la nave se aproxime dos veces a Venus y tres a Mercurio antes de entrar en la órbita de éste. Esta trayectoria hará que el viaje a Mercurio dure más de cuatro años (el doble, más o menos, de lo que tardaría Hermes 96). Messenger es la más costosa de las misiones Discovery que están sobre la mesa; su presupuesto actual gira en torno a los 211 millones de dólares. Los responsables de asignar los con- Disco very tratos hincapié para las en misiones hacen el hecho de que su criterio se basa en la opinión de evaluadores externos a la NASA. Al tomar decisiones estos comités se esfuerzan por llegar a un consenso, lo que les inclina a favorecer técnicas contrastadas y a ser poco receptivos a las más innovadoras. A aproximando al Sol. La cantidad de combustible no hubiese podido reducirse más que aumentando el número de encuentros planetarios (que irían restando energía gravitatoria). Por desgracia tales maniobras habrían incrementado el tiempo de permanencia de la nave en el espacio, donde la exposición a las radiaciones reduce la vida de ciertos componentes de estado sólido imprescindibles. El instrumental habría permitido que se cartografiase la totalidad de la superficie de Mercurio con una resolución de un kilómetro, si no mejor. Estos mapas topográficos podrían haberse correlacionado con las cartas de los campos magnético y gravitatorio de Mercurio. La NASA, aunque en un principio admitió a trámite la misión para un estudio más detallado, terminó por rechazarla debido a su elevado presupuesto y a la magnitud del riesgo. En 1996 el equipo del Hermes , el JPL y la empresa Spectrum Astro, de Gilbert (Arizona), propusieron una técnica novedosa que permitiría llevar la misma carga útil con una reducción drástica de la cantidad de combustible, del coste y de la duración de la navegación interplaneta- SISTEMAS S OLARES ria. Se trataba de un propulsor iónico movido por energía solar que no requeriría más que 295 kilogramos de combustible. Este revolucionario motor impulsaría la nave sirviéndose de la energía solar para ionizar átomos de xenón y acelerarlos a grandes velocidades mediante un campo eléctrico dirigido hacia el exterior por la parte trasera de la nave. Con esta inno vac ión el viaje interplanetario de Hermes 96 habría durado un año menos que el de Her mes 94 . Pero la NASA no recomendó el estudio detallado del proyecto porque, en opinión de sus es pecialistas, no podía confiarse plenamente en la propulsión eléctrica solar sin el respaldo de un dispositivo químico de emergencia. Dentro del ciclo de misiones Discovery de 1996 la NASA seleccio nó, en cambio, una propuesta para poner en órbita alrededor de Mercurio una nave, el proyecto Messenger . Lo elaboró un grupo de ingenieros del Laboratorio de Física Aplicada de Maryland. Al igual que Hermes 94, se basa en la propulsión químic a tradicional y prevé un equipo similar de sensores, aunque se añaden dos dispositivos capaces de determinar las fortunadamente la NASA ha establecido un programa independiente dedicado a las ideas futuristas. En él se enmarca la misión Es pacio Remoto del Nuevo Milenio I ( New Millennium Deep Space One ), cuyo propósito es llevar al espacio todas las técnicas de vanguardia propuestas hasta la fecha. El 24 de octubre de 1998 despegó Espacio Remoto I, nave impulsada por un motor iónico solar, que emprendía un viaje de tres años a un asteroide, a Marte y al cometa West-Kohoutek-Ik amura. Puede que este vehículo demuestre que la propulsión por energía eléctrica solar funciona tan bien como esperan sus promotores. Si es así, los motores solares podrían propulsar durante la primera parte del próximo siglo numerosos vuelos por el sistema solar interior, en cuyo caso es indudable que revelarían los olvidados misterios de Mercurio. BIBLIOGRAFIA COMPLEMENTARIA ATLAS OF MERCURY. Dirigido por M. E. Davies, D. E. Gault, S. E. Dwornik y R. G. Strom. NASA Scientific and Technical Information Office, Washington DC, 1978. MERCURY. Dirigido por F. Vilas, C. R. Chapman y M. S. Matthews, University of Arizona Press, 1988. HE T NEW SOLAR SYSTEM . Dirigido por J. K. Beatty y A. Chaikin. Cambridge University Press y Sky Publishing Corporation, 1990. 39 Misión Pioneer a Venus Janet G. Luhmann, James B. Pollack y Lawrence Colin Los ingenios que la componían escudriñaron la atmósfera, las nubes y el espacio circundante del planeta. Los resultados aclaran la singular historia evolutiva de Venus S e dice a menudo que Venus y la Tierra son planetas “gemelos” porque tienen un tamaño y guardan una distancia al Sol similares. A lo largo de los catorce años que duró la misión Pioneer se descubrió, sin embargo, que la relación entre estos dos mundos ofrecía escaso parentesco. La superficie de Venus se cuece bajo una densa atmósfera de dióxido de carbono, las nubes que la cubren son de ácido sulfúrico y, al no haber campo magnético, las porciones superiores de su atmósfera permanecen expuestas al continuo bombardeo de partículas cargadas procedentes del Sol. La oportunidad de explorar medio tan hostil terminó bruscamente en octubre de 1992, cuando el Pioneer Venus ardió como un meteoro en la atmósfera del planeta. La información reunida por la misión Pioneer complementa las imágenes de radar que luego envió la sonda Magallanes , que se centró en el estudio geológico de la superficie de Venus y de la estructura interna del planeta; la Pioneer , en cambio, recogió información sobre la composición y dinámica de la atmósfera del planeta y de los alrededores interplanetarios. Estos datos ponen de relieve la forma en que diferencias en apariencia insignificantes de las condiciones físicas han conducido a Venus y a la Tierra por caminos evolutivos dispares y permitirán evaluar los modos en que la actividad humana modifica el medio terrestre. La misión Pioneer Venus constaba de dos componentes: el vehículo orbital y la multisonda. Portaba ésta cuatro sondas, una grande y tres menores e idénticas, proyectadas para internarse en la atmósfera e ir transmitiendo datos sobre las condiciones locales que se encontrasen por el camino. El vehículo orbital iba cargado con una docena de instrumentos para examinar la composición y naturaleza física de la atmósfera supe- 40 rior de Venus y de la ionosfera, la capa cargada eléctricamente que se encuentra entre la atmósfera y el espacio exterior. La multisonda, lanzada en agosto de 1978, llegó a Venus el 9 de diciembre de ese mismo año. Veinticuatro días antes de su arribada, el transportador de la multisonda, o “bus”, liberaba la sonda mayor. Unos cinco días más tarde, el bus se desprendía de las otras tres, para que emprendiesen su camino a solas. Las sondas se aproximaron al planeta por latitudes altas y bajas y por las caras oscura e iluminada. Así se pudo, con la información que transmitieron durante sus descensos, construir una imagen global de la estructura atmosférica de Venus. El vehículo orbital abandonó la Tierra en mayo de 1978, pero siguió una trayectoria algo más larga que la multisonda, por lo que su llegada se produjo tan sólo cinco días antes, el 4 de diciembre. En este momento tomó una órbita muy excéntrica, que descendía hasta una altura entre 150 y 200 kilómetros sobre la superficie del planeta y llegaba a alejarse hasta 66.900 kilómetros. En los momentos de mayor aproximación, los instrumentos tomaban muestras de la ionosfera y de la atmósfera superior. Doce horas más tarde, el vehículo orbital estaba ya lo suficientemente lejos para que los equipos sensores a control remoto pudiesen tomar imágenes globales del planeta y efectuar mediciones en el medio lindante con el espacio exterior. El arrastre gravitacional del Sol modificaba la órbita de la sonda y fue haciendo que el vehículo orbital pasase cada vez más cerca del planeta desde 1986. Cuando sus impulsores se quedaron sin combustible, el Pioneer se fue hundiendo, con cada órbita, en la profundidad de la atmósfera venusina, hasta que le llegó su violento final. M ucho antes de la llegada de la misión, se sabía que el planeta no hacía justicia a su fama de gemelo de la Tierra. En ésta se dan las condiciones ideales para que existan el agua líquida y la vida. Venus es, por contra, un infierno planetario. La temperatura de su superficie alcanza los 450 grados Celsius. La presión atmosférica superficial multiplica 93 veces la existente al nivel del mar en la Tierra. Aun dejando de lado la temperatura y la presión, el aire de Venus sería irrespirable para el hombre. La atmósfera de la Tierra está compuesta por un 78 % de nitrógeno y un 21 % de oxígeno; la de Venus, mucho más densa, es, casi en su totalidad, de CO2, seguido en abundancia por el nitrógeno, con sólo el 3,5 %. Ambos planetas presentan parecida cantidad total de nitrógeno gaseoso, pero la atmósfera de Venus contiene 30.000 veces más dióxido de carbono que la terrestre. La Tierra contiene una cantidad de CO2 comparable a la de la atmósfera venusina, pero el dióxido de carbono terrestre permanece confinado en rocas carbonatadas. De tan importante divergencia derivan muchas de las diferencias ambiental es que existen entre ambos planetas. La sonda grande llevaba a bordo un espectrómetro de masas y un cromatógrafo de gases para medir la composición exacta de la atmósfera. Uno de los aspectos más asombrosos de la atmósfera venusina es su extremada sequedad. No dispone más 1. VEHICULO ORBITAL DE LA MISION PIONEER, que pasó con regularidad a menos de 200 kilómetros por encima de las densas nubes de ácido sulfúrico que cubren el planeta. La sonda dio 5055 vueltas alrededor de Venus durante sus catorce años de vida, recogiendo abundante información sobre su atmósfera y su entorno. TEMAS 15 2. LOS RAPIDOS VIENTOS que tienen lugar en las cimas de las nubes de Venus se mueven sesenta veces más deprisa que el propio planeta. Estas imágenes ultravioletas en falso color tomadas por Pioneer (derecha) muestran la estructura nubosa y su veloz desplazamiento. La circulación atmosférica está impulsada por la radiación solar, que produce un flujo norte-sur, la célula de Hadley. La rotación de la atmósfera transforma las células de Hadley en vientos zonales de dirección predominante oeste, que los remolinos pueden intensificar. que de una cienmilésima parte del agua contenida en los océanos de la Tierra. Si en se condensara toda agua de Venus su superficie, se el formaría un charco de dos centímetros escasos de profundidad. A diferencia de la Tierra, Venus alberga cantidades mínimas, si es que tiene alguna, de oxígeno molecular en su atmósfera inferior. El abundante oxígeno de la atmósfera terrestre es un producto secundario de la fotosíntesis de las plantas. Si no fuera por la actividad de los seres vivos, la atmósfera de la Tierra también sería pobre en oxígeno. La atmósfera de Venus es mucho más rica que la terrestre en gases azufrados, sobre todo dió- Atmósfera de Venus, tórrida y tóxica L as nubes opacas y la densa atmósfera de Venus atrapan y reemiten la radiación térmica, haciendo que la temperatura superficial sea de unos abrasadores 450 grados. La convección no amortigua tal calor. Las nubes son el producto de un ciclo químico en el que participa azufre elemental (S). A través de un proceso de tampón, el azufre depositado en las rocas superficiales reacciona con el monóxido de carbono (CO) y el dióxido de carbono (CO 2) atmosféricos para producir sulfuro de carbonilo (COS), que a su vez reacciona con gases en los que abunda el oxígeno 42 (O) para producir dióxido de azufre (SO 2). En la zona fotoquímica situada por encima de las nubes, el dióxido de azufre reacciona con el agua (H 2O) y con los rayos solares ultravioletas, srcinando gotas de ácido sulfúrico (H 2SO 4). Estas gotas van penetrando en la zona de condensación y van creciendo conforme avanzan, debido a que chocan entre sí y a que absorben los vapores de ácido sulfúrico y de agua presentes en el aire. Las partículas se vaporizan en las zonas calientes próximas a la superficie, disociándose para formar dióxido de azufre y vapor de agua. TEMAS 15 xido de azufre, que en la Tierra son eliminados por la lluvia. Otros constituyentes menores detectados en la atmósfera venusina ofrecen pistas sobre la historia interna del planeta. El gas inerte argón 40 se srcina por desintegración del potasio 40 radiactivo, presente en casi todas las rocas. La circulación que se produce en el interior de los planetas permite que el argón 40 que se encuentra atrapado en las rocas profundas encuentre vías de salida hacia la superficie y hacia la atmósfera, donde se va acumulando durante millones de años. La misión Pioneer halló menos argón 40 en la atmósfera de Venus que en la terrestre. Esta disparidad refleja profundas diferencias en el modo en que se transportan la masa y el calor desde el interior planetario hasta la superficie. La sonda Magallanes descubrió indicios de vulcanismo generalizado en el pasado venusino, pero ningún rastro de las placas tectónicas gracias a las cuales la superficie de la Tierra se mantiene activa y joven geológicamente. La misión Pioneer Venus detectó otros aspectos en los que Venus es más primitivo que la Tierra. Su atmósfera contiene mayores concentraciones de los gases inertes o nobles — especialmente neón y otros isótopos de argón— que han acompañado a los planetas desde su nacimiento. Nos señala esta disparidad que Venus ha conservado una fracción mucho mayor de su atmósfera srcinal. La Tierra podría haberse visto privada de buena parte de su atmósfera primigenia —perdida en el espacio— por la embestida de un cuerpo celeste del tamaño de Marte. La densa atmósfera de Venus, dominada por CO 2, es la responsable directa de las inhóspitas condiciones reinantes en la superficie. En un cuerpo celeste que carezca de aire, como la Luna, la temperatura superficial depende del equilibrio entre la canti- SISTEMAS S OLARES dad de luz solar absorbida por la superficie y la cantidad de calor emitida hacia el espacio. La presencia de una atmósfera complica la situación, ya que impide que parte de la luz solar llegue a la superficie, mientras que ayuda al transporte calórico en dirección ascendente. Mayor importancia reviste que los gases de la atmósfera absorban radiación infrarroja (térmica) procedente de la superficie y la reemitan otra vez hacia abajo. El subsiguiente calentamiento superficial se denomina “efecto invernadero” porque la atmósfera funciona a modo de un gigantesco hibernáculo en el que penetra la luz solar, pero del que los rayos infrarrojos no pueden salir, lo que causa un aumento de temperatura. L a intensidad del efecto invernadero depende de la capacidad que los gases atmosféricos tengan de captar la radiación infrarroja. Los principales gases causantes del efecto en la Tierra —dióxido de carbono y vapor de agua— absorben partes complementarias del espectro infrarrojo. En teoría, al añadir mayor cantidad de estos gases al aire debería aumentar la intensidad del efecto invernadero. La atmósfera de la Tierra es muy transparente para los rayos infrarrojos cuya longitud de onda esté entre ocho y trece micrometros (si bien el ozono, el metano, el freón y otros gases absorben rayos en franjas estrechas de esta banda). Esta “ventana” abierta del invernadero atmosférico limita el calentamiento que experimenta la Tierra. La misión Pioneer mostró que, en Venus, el efecto invernader o resulta mucho más eficaz. Con los datos recogidos por las cuatro sondas atmosféricas se construyó un modelo matemático que genera unos valores que andan muy cerca de las temperaturas observadas a varias alturas. A partir de este modelo se dedujo que el CO2 es allí el más importante de los gases de invernadero, aunque su acción se vea reforzada por la presencia de vapor de agua, nubes, dióxido de azufre y monóxido de carbono. La mezcla de gases y partículas que se produce en la atmósfera venusina obstruye la radiación térmica en casi todas las longitudes de onda; impide que el calor se escape hacia el espacio, lo que produce temperaturas superficiales elevadas. Los astrónomos se han venido preguntando desde hace tiempo por qué es Venus tan caliente y seco en comparación con la Tierra, si, además, parece verosímil que ambos iniciaran sus días con una composición general parecida. Según la teoría actual, la formación de los dos planetas se produjo por colisión con cuerpos más pequeños y su subsiguiente absorción. En este proceso, cada protoplaneta dispersaría otros cuerpos menores, cuyas órbitas se cruzarían en el camino del otro protoplaneta. De este modo, la Tierra y Venus deberían haber incorporado una cantidad parecida de cuerpos que tuviesen mu- 43 cha agua, aunque inicialmente el agua estuviera distribuida de forma irregular por el sistema solar primitivo. Que los dos planetas tengan cantidades más o menos iguales de dióxido de carbono y de nitrógeno refuerza la idea de que hubieron de tener también cantidades comparables de agua. a Tierra y Venus desarrollaron, en sus primeros tiempos, densas atmósferas con los gases que emergían de sus interiores y con los restos vapor izados de los cuerpo s helad os que chocaban contra ellos. El agua de ra de la superficie de Venus fue subiendo gradualmente hasta superar la de ebullición del agua. Desde ese momento, el CO 2 que emanaba de los volcanes o el generado por los impactos sufridos no pudo ser eliminado de la atmósfera por medio de la erosión química de las rocas. A medida que el CO2 se acumulaba en la atmósfera, el efecto invernadero fue alcanzando una intensidad cada vez mayor. El resultado final es la situación actual: un planeta sofocante y dominado por el dióxido de carbono. Tras la ebullición de los océanos, la atmósfera de Venus tendría que ha- o escapan del planeta por la influencia del viento solar. Las zonas superiores de la atmósfera de Venus contenían mucha más agua hace miles de millones de años que actualmente. El Sol, en su etapa temprana, también emitía mayor cantidad de rayos ultravioletas de gran energía. Ambos factores aceleraron el ritmo de pérdida de agua hacia el espacio. Los cálculos indican que a lo largo de la historia del sistema solar, 4500 millones de años, Venus pudo haber perdido tanta agua como la que contienen los océanos terrestres. la atmósfera terrestre se condensó para formar lagos y océanos, que tendrían una importancia crucial en el desarrollo climático del planeta. Pronto quedó secuestrado gran parte del CO2 del aire en carbonatos sólidos, proceso éste que se produjo por erosión química de las rocas en presencia del agua líquida. Es posible que Venus también tuviera vastos océanos durante su juventud. El Sol recién nacido tenía un treinta por ciento menos de luminosidad que hoy; las temperaturas reinantes en Venus estarían bastante por debajo del punto de ebullición del agua. (Venus describe su órbita a 0,72 veces la distancia de la Tierra al Sol.) Sin embargo, a medida que aumentó la luminosidad del Sol, la temperatu- berse contraste llenado de vapor de agua, en claro con los datos. ¿Adónde ha ido a parar toda esa agua? La misión Pioneer ha ayudado a resolver este enigma. Ha dejado sentado que Venus sigue perdiendo agua. Las moléculas de agua, que vagan por encima de las nubes, reaccionan con la radiación solar y con otras moléculas; durante ese proceso se dividen en sus componentes, en oxígeno e hidrógeno. Los átomos de hidrógeno se pierden en el espacio por la influencia ejercida sobre ellos en los niveles superiores de la atmósfera por otros átomos, por iones de gran energía y por el viento solar, el flujo de partículas cargadas proveniente del Sol. En la superficie, los átomos de oxígeno sobrantes se combinan con minerales G L racias a la la superficie, moderada la temperatura de Tierra nunca ha experimentado semejante merma hídrica. El agua de nuestro planeta permanece en la superficie o en las zonas inferiores de la atmósfera, no llegando a las superiores más que pequeñas cantidades, que desaparecen para siempre. Una vez empezaron a bullir los océanos de Venus, la temperatura atmosférica fue aumentando progresivamente, con lo que ascendió cada vez más vapor de agua hacia las capas superiores de la atmósfera. A pesar de lo cual todavía le queda algún resto de agua. Las observaciones de la atmósfera superior realizadas por el vehículo orbital señalan que pierde 5  10 25 átomos y iones de hidrógeno por segundo. A ese ritmo, la totalidad del agua presente en la atmósfera se desvanecería en unos 200 millones de años. La edad de Venus multiplica por más de 20 veces esa cifra; por tanto, tiene que existir algún mecanismo capaz de reponer el agua que constantemente se pierde, mecanismo que consiste, casi con seguridad, en una mezcla de fuentes externas (impacto de los cometas y asteroides helados) e internas (erupciones superficiales de volcanes y fumarolas). Pese a su escasez de agua, Venus está cubierto de densas nubes que ocultan su superficie a los telescopios tradicionales. Los astrónomos se han sentido intrigados por la naturaleza de estas nubes durante siglos. Cuando se puso en marcha la misión Pioneer había ya todo un cúmulo de indicios de que se componían de soluciones concentradas de ácido sulfúrico y de agua fundamentalmente. Pero no se había podido determi3. INFLUENCIA DIRECTA DEL VIENTO SOLAR sobre las capas superiores de la nar la fuente del azufre. atmósfera de Venus, debida a que el planet a carece de campo magnético apreciable. La misión Pioneer aclaró la cuesAllí donde el viento solar se desvía para circundar el planeta, se forma una onda de choque en arco. Algunos átomos neutros violeta ( ) de la zona superior de la at- tión. Cuando el vehículo orbital rodeó el planeta, examinó atentamente las mósfera venusina se convierten en iones, eléctricamente cargados ( ), que naranja son arrastrados por el viento solar. La radiación solar srcina también una capacimas de las nubes con su espectrópermanentemente cargada, la ionosfera zona ( azul). metro ultravioleta, que identifica el 44 TEMAS 15 patrón característic o de emisión y de absorción de átomos y moléculas. El cromatógrafo de gas de la sonda mayor midió también la composición de la región que se encuentra bajo la capa nubosa principal. Los resultados demuestran que su ácido sulfúrico proviene del dióxido sulfúrico presente en la atmósfera. Cerca de la cima de las nubes, a unos 60 o 70 kilómetros de la superficie, los rayos ultravioletas procedentes del Sol dividen el dióxido sulfúrico en fragmentos moleculares, los radicales, que experimentan reacciones químicas con los radicales derivados del agua, lo que termina porsulfúrico. producir minúsculas gotas de ácido La gravedad y las corrientes de aire hacen que las gotas emigren hacia abajo. A medida que descienden, van aumentando de tamaño al chocar entre sí e ir acumulando vapor de ácido sulfúrico del aire. En la base de las nubes, e incluso por debajo, las partículas de ácido sulfúrico se disocian en dióxido sulfúrico y vapor de agua. S e detectaron partículas finísimas (de menos de una milésima de milímetro de diámetro) a altitudes entre 48 y 30 kilómetros, justo por debajo de la base de la capa de nubes. Los movimientos atmosféricos arrastran las partículas, junto con el vapor de ácido sulfúrico, hacia altitudes mayores y más frías. Allí el ácido sulfúrico se condensa en torno a esas partículas, que así adquieren mayor tamaño y se concentran hacia la base de las nubes. La densidad de estas partículas varía según los lugares en la región inferior de la nube, por culpa quizá de las irregularidades de los movimientos ascendentes y descendentes que atraviesan la atmósfera. Cierta observación, relacionada con la anterior, ha producido gran conmoción y generado controversia. Mientras exploraba la química del azufre de Venus, el vehículo orbital detectó una disminución, clara y continua, de la concentración de dióxido sulfúrico cerca de las cimas de las nubes. Para algunos, eso probaba que una erupción volcánica gigante había arrojado azufre a la atmósfera coincidiendo con la llegada de la nave (lo que indicaría la existencia de vulcanismo activo en el planeta). Una vez concluida la erupción, los niveles de azufre tenían que descender, como efectivamente se observó. Según otros, los cambios en la composición podrían ser consecuencia de variaciones normales de la circulación atmosférica. Aunque no pudo resolver el problema del dióxido sulfúrico, la misión SISTEMAS S OLARES 4. AURORA DE LA CARA NOCTURNA, resaltada en una imagen ultravioleta en falso color tomada por la sonda espacial Pioneer. La media luna brillante corresponde al lado iluminado del planeta, que refleja los rayos ultravioletas solares. Las auroras a parches que se observan en la cara oscura de Venus se producen por el choque de partículas de gran energía contra la atmósfera venusina. Pioneer ha proporcionad o muchos detalles interesantes sobre la circulación de la atmósfera venusina, información que constituye un regalo para cuantos se aprestan a desentrañar la dinámica atmosférica, ya que muestra de qué manera actúan los patrones climáticos sobre un planeta que difiere de la Tierra en aspectos decisivos. L a rotación de Venus es lentísima; la Tierra completa 243 rotaciones diarias en el tiempo que tarda Venus en girar una vez con respecto a las estrellas. Además, debido a la densidad de su atmósfera, la temperatura de la superficie de Venus es casi constante desde el ecuador hasta los polos. Por tanto, se podría pensar ingenuamente que los vientos de Venus llevan muy poca velocidad. La misión Pioneer demostró que tal suposición es falsa. Los vientos que se producen a latitudes terrestres bajas se mueven más despacio que la rotación del planeta, mientras que los de latitudes más altas superan la velocidad de la superficie, estado cono- cido como superrotación . La atmósfera de Venus experimenta esta superrotación en todas sus latitudes y a cualquier altura, desde la vecindad de la superficie hasta 90 kilómetros por encima de la misma. Los vientos alcanzan su velocidad máxima cerca de las cimas de las nubes, donde soplan a 100 metros por segundo, unas 60 veces la rotación de la superficie. Los vientos de la Tierra son impulsados por los desequilibrios locales entre la cantidad de energía solar recibida y la de calor irradiado. En general, las bajas latitudes, que reciben mayor cantidad de luz solar, experimentan un calentamiento neto, mientras que las latitudes más altas, que reciben menos energía solar, experimentan un enfriamiento neto. La atmósfera desarrolla en consecuencia una estructura de circulación a gran escala denominada célula de Hadley: cerca del ecuador, el aire caliente sube y viaja en dirección a los polos, donde desciende y regresa al ecuador. Sin embargo, la rotación de un planeta sobre su eje desvía lateralmente los vientos norte-sur (meridiona- 45 5. HISTORIA EVOLUTIVA de Venus. Durante los primerosy gases del interior del planeta. El Sol, todavía débil en sus cientos de millones de años de su existencia obtuvo agua yfases iniciales, permitió la existencia de océanos calientes b). ( gases congelados de sus choques con cuerpos gélidos proce-A medida que aumentó la intensidad del brillo solar, los océadentes del sistema solara(). Los volcanes hicieron surgir agua nos se fueron evaporando, llenando la atmósfera de vapor de les) para generar vientos este-oeste (zonales). Los vientos zonales casi siempre acaban siendo mucho más fuertes que los vientos norte-sur a partir de los que se srcinan. La circulación de Hadley es la predominante en los movimientos atmosféricos terrestres a bajas latitudes. Los vientos zonales cercanos al ecuador se mueven a menor velocidad que la velocidad de rotación de la Tierra y son vientos del este; los que están más cerca de los polos proceden del oeste y son su perrotantes, que culminan en la corriente en chorro. Lo que resulta tan extraño en los vientos zonales de Venus es que la superrotación se produzca a todas las latitudes de la atmósfera inferior. N i siquiera se comprende todavía la razón por la que toda la atmósfera inferior de Venus presente superrotación. Es probable que la gran cantidad de energía solar absorbida en las capas superiores, cerca de las cimas de las nubes, contribuya a formar estos vientos veloces. Y cabe que el calentamiento de la atmósfera a grandes alturas instaure sistemas de circulación a los que afecte mucho menos la influencia del rozamiento con la superficie que en el caso de la Tierra. La atmósfera de Venus podría ser, por tanto, muy propensa a la formación de remolinos que transportasen bien el momento angular. Los remolinos neutralizarían la capacidad que tiene la circulación de Hadley de impedir la superrotación a bajas latitudes. En las imágenes de las nubes hay indicios de que los vientos padecen variacio- 46 nes a pequeña escala que se asemejan a remolinos. Mucho más allá de las capas superrotantes de la atmósfera venusina se encuentra la ionosfera, una zona extensa de átomos y moléculas do tados de carga eléctrica. Los iones se generan cuando los rayos ultravio letas de gran energía, procedentes del Sol, arrancan electrones de los gases atmosféricos. La misión Pioneer siguió el paso de las ondas de radio a través de la ionosfera y, en los mo mentos de mayor aproximación al planeta, midió directamente su temperatura, densidad y composición. Tal como cabría esperar, la ionosfera de Venus es más densa en el centro del hemisferio diurno, cerca del ecuador, donde la luz solar incide directamente. Debido a las abundantes reacciones químicas que tienen lugar entre las partículas, esa ionosfera está formada sobre todo por iones de oxígeno, aunque el dióxido de carbono no deja de ser el gas dominante a niveles inferiores. A diferencia de la Tierra, Venus carece de un campo magnético global apreciable. Esa ausencia afecta bastante a la estructura de su ionosfera. El vehículo orbital detectó una débil ionosfera que se extiende más allá de la frontera entre la cara oscura y la iluminada. Este descubrimiento es desconcertante: en la oscuridad, los iones y los electrones libres deberían recombinarse muy deprisa y formar átomos neutros. Uno de los instrumentos de a bordo descubrió que, en Venus, los iones de la cara iluminada emigraban a la cara nocturna. El campo magnético de la ionosfera terrestre inhibe tales flujos hori zontales. Las imágenes de las radiaciones ultravioletas del planeta, obtenidas gracias al espectrómetro ultravioleta, dan fe de una aurora discontinua en el hemisferio oscuro de Venus, desconocida hasta ese momento. Se atribuye a partículas de gran energía, posiblemente electrones, que se mueven a mucha velocidad y que chocan contra las moléculas atmosfé ricas gaseosas de la cara oscura, ex citándolas y ionizándolas, lo que intensifica la ionosfera nocturna. Las moléculas excitadas vuelven a su estado normal, de baja energía, por medio de la emisión de radiación, cuya manifestación es la aurora. L o mismo que acontece en las auroras terrestres, las partículas que generan las venusinas obtienen su energía de los vientos solares. El viento solar es la atmósfera externa, rarificada y extensa del astro, hecha de plasma —partículas cargadas, sobre todo protones y electrones— que sale despedido del Sol a velocidades supersónicas. El viento solar tiene una densidad de 15 protones y electrones por centímetro cúbico y una velocidad de 400 kilómetros por segundo en la órbita de Venus. Este soplo interplanetario extiende el campo magnético solar. Los campos magnéticos intrínsecos que rodean a la Tierra se oponen a la carga eléctrica del viento solar, que fluye alrededor de ellos por una superficie (la magnetopausa) en la que se igualan las presiones magnéticas de ambos. El grado de desviación depende de la fuerza del campo magnético planetario. Venus, carente de TEMAS 15 agua y provocando un gran calentamiento por efecto inver-se fue acumulando en la atmósfera, intensificando el efecto nadero. El agua depositada en la atmósfera superior se disoció invernadero. El azufre generado en la superficie formó ácido en oxígeno e hidrógeno, que escaparon hacia el espacio c). ( sulfúrico en las nubes. Así adquirió Venus sus características Ante la ausencia de océanos, el CO 2 emanado de los volcanes actuales (d). campo magnético casi por completo, no crea por esta vía un obs táculo mayor que el propio planeta. A pesar de lo cual el explorador espacial detectó que el plasma del viento solar se desviaba alrededor de Venus. Se confirmaron así las predicciones teóricas según las cuales es posible que la ionosfera de un planeta impida el paso del viento solar, aun cuando no haya campos magnéticos potentes. La ionosfera ejercería presión contra el viento a la manera de éstos, pero siendo la presión térmica del gas cargado la que neutralizaría la potencia del viento solar. El punto de equilibrio promedio se encuentra a una altitud de 300 kilómetros cerca del ecuador de mediodía de Venus, estando entre 800 y 1000 kilómetros por encima del límite entre el día y la noche. L a desviación del flujo del viento solar alrededor de obstáculos de cierto tamaño (como los planetas) viene precedida por una onda de choque “en arco”, frontera limpia muy parecida a la que se forma delante de un avión supersónico. La nave atravesó la onda de choque en arco dos veces en cada ciclo orbital durante casi toda su existencia, lo que le permitió realizar un seguimiento de los continuos cambios que tienen lugar en el ambiente magnético que rodea a Venus. Se descubrió así que la onda de choque se expande y se contrae coincidiendo con el ciclo de actividad solar de once años. El tamaño del radio del frente en el plano del límite entre el día y la noche varía entre unos 14.500 kilómetros en el máximo solar SISTEMAS S OLARES y 12.500 kilómetros en el mínimo solar. La expansión y la contracción son las consecuencias probables de los cambios que se producen en la atmósfera superior de Venus, asociados con las variaciones del flujo de radiación solar. Conforme va deslizándose por el arco de la onda de choque, el viento solar se hace cada vez más denso, se frena y cambia de dirección. Las líneas del campo magnético interplanetario, mantenidas fijas por la ionización del viento solar, se comprimen cuando éste atraviesa la onda de choque. La sonda espacial levantó un mapa de los rasgos geométricos generales del campo magnético que rodea a Venus. Las líneas del campo magnético terminan por deslizarse alrededor del obstáculo y por dentro de la estela que éste abre en el viento solar y que recibe el nombre de cola magnética inducida; la razón de esta denominación es que deriva del campo magnético interplanetario y no del campo del propio planeta, como ocurre con la cola magnética de la Tierra, que es mucho mayor. Debido a que carece de un campo interno importante, el influjo del viento solar sobre Venus es más directo que sobre la Tierra, y ese influjo ha afectado a la atmósfera de Venus. Sus capas superiores, en las que predomina el oxígeno atómico, se extienden muy por encima de la zona donde el viento solar se desvía alrededor del planeta. El plasma del viento solar afecta muy poco al oxígeno siempre y cuando se mantenga eléctricamente neutro. Es posible que un átomo de oxígeno se ionice, si le da un rayo ul- travioleta o si choca con una partícula del viento solar. El ion resultante podría acoplarse entonces al flujo de plasma, que lo arrastraría lejos del planeta y más allá del sistema solar. El viento solar limpia los niveles superiores de la atmósfera de Venus. Las medidas de la densidad de la ionosfera venusina indican que las capas superiores —las que superan la altura que se le calcula al obstáculo del viento solar— parecen haber desaparecido. Está claro que los iones creados por encima del obstáculo han sido retirados del modo descrito anteriormente. La sonda espacial también detectó los iones de oxígeno que se escapan en la cola del viento solar. En esencia, Pioneer tomó una instantánea de uno de los procesos por medio de los cuales Venus evolucionó hasta convertirse en un mundo diferente de la Tierra. BIBLIOGRAFIA COMPLEMENTARIA Número monográfico sobre los resultados de la misión Pioneer Venus. Journal of Geophysical Research, vol. 5, n.o A13, 30 de diciembre, 1980. VENUS. Dirigido por D. M. Hunten et al., University of Arizona Press, 1983. THEORY OF PLANETARY ATMOSPHERES: AN I NTRODUCTION TO THEIR PHYSICS AND CHEMISTRY . Joseph W. Chamberlain y Donald M. Hunten. Academic Press, 1987. VENUS AERONOMY . Dirigido por C. T. Russell. Número especial de Space Science Reviews, vol. 55, n.os 1-4, enero/ febrero 1991. 47 La exploración de Marte Matthew P. Golombek El vehículo Pathfinder recorrió por vez primera su superficie. Según los datos que obtuvo in situ, puede que hace tiempo hubiese vida en el planeta rojo 48 TEMAS 15 ocas, rocas, mirad esas rocas”, exclamé en voz alta a todos los que estábamos reunidos en la sala de control del Mars Pathfinder cerca de las 16:30 horas del 4 de julio de 1997. Se recibían las primeras imágenes de la superficie de Marte con nuestras miradas fijas sobre las pantallas de televisión. La excurs ión a Marte se hizo para estudiar sus rocas, pero lo que nadie sabía a ciencia cierta era si se encontraría alguna, ya que el lugar elegido para el aterrizaje se seleccionó “R carente de ellas. La primera conexión por radio indicó que la sonda estaba en posición casi horizontal, cosa que resultaba preocupa nte para los que estábamos interesados en el asunto, puesto que la mayoría de los presentes sostenía que una superficie rocosa haría que la sonda estuviera en posición inclinada. Las primeras imágenes no mostraron más que la propia sonda, por lo que seguía sin saberse en qué circunstancias se encontraba. Tuvieron que pasar varios minutos de enorme ten- sobre de imágenes orbitales nte. cuyaEl resolución era dela unbase kilómetro aproximadame vehículo pudiera haber ido a caer sobre un terreno llano y sión hasta que las primeras imágene de la superficie dejaron ver el terreno rocoso quesesperábamos (véase la figura 2 ). 1. EL CREPUSCULO EN EL VALLE DE ARES, lugar donde se produjo el aterrizaje Pathfinder del , se evoca en esta visión panorámica, una composición que recoge una puesta de sol real inserto ( de la izquierda ) y otras imágenes. El vehículo todoterreno está analizando la roca Yogui, situada a la derecha de la rampa posterior de la sonda. Hacia la derecha se encuentran las zonas de tierra rosa claro conocidas como Scooby las Doo más ( cercanas a la sonda ) y Baker’s Bench. El vehículo móvil intentó arañar la superficie de Scooby Doo sin éxito, lo que indica que la tierra está allí completamente solidificada. La rocalla, harto estudiada, se encuentra a la izquierda del centro. La roca achatada que aparece en la zona anterior a la rocalla está cubierta de polvo, pero las caras más empinadas de las rocas mayores están impolutas; el vehículo las analizó todas. (En esta simulación se manipularon por ordenador partes del cielo y del terreno para completar la imagen. Durante un crepúsculo real, las sombras tendrían una mayor amplitud y la superficie sería más oscura.) SISTEMAS S OLARES 49 2. LAS PRIMERAS IMAGENES del Mars Pathfinder se ensamblaron y ofrecieron esta visión panorámica de rocas oscuras, polvo rojo y un cielo mostaza. Muchas rocas, especialmente las que configuran la rocalla centro ( ), yacen apiladas e inclinadas, señal de que fueron depositadas por rápidos torrentes de agua. Un kilómetro más allá de la rocalla, hacia el horizonte oeste-suroeste, encontramos los picos gemelos, que sirvieron para identificar el lugar de aterrizaje en las imágenes delViking. Al día siguiente de la toma de tierra, la sonda retiró la cubierta neumática protectora y desplegó dos rampas; el vehículo móvil descendió por la rampa trasera para iniciar su estudio de la superficie. Los pequeños ( trazos de color verde y rojo son artefactos debidos a la compresión de los datos. ) 3. ESTA ROCA, cincelada por la arena y bautizada Moe, se parece a las rocas terrestres conocidas como ventifactos. La textura estriada se produce a medida que las partículas de arena arrastradas por el viento erosionan las piedras que encuentran en su camino. La arena terrestre resulta de la disgregación de las rocas por el agua. Los canales que aparecen en la faz de Moe apuntan, sin excepción alguna, en dirección al sudoeste, prácticamente la misma orientación que los senderos causados por el viento perceptibles en otros puntos de la misma zona. ¿Por qué nos interesaba tanto encontrar rocas? Cada roca lleva grabado, en los minerales que la componen, el mensaje sobre la historia de su formación, motivo por el que confiábamos en que nos proporcionarían indicios sobre el medio ambiente marciano en sus orígenes. La carga útil del Path finder , que consistía en una sonda principal equipada con una cámara multiespectro y un vehículo todoterreno móvil provisto de un analizador químico, se proyectó especialmente para estudiar las formaciones rocosas. Aunque no pudiera identificar los minerales de forma directa había sido cálido y húmedo con anterioridad. Los posibles cauces de antiguos lagos se encuentran en terrenos que, a juzgar por la densidad de cráteres de impacto, tienen la misma edad aproximadamente que las rocas más antiguas que encontramos en la Tierra, en las que se encuentran pruebas claras de vida que datan entre 3,9 y 3,6 miles de millones de años. Si la vida pudo desarrollarse en la Tierra por esa época, ¿por qué no habría de surgir también en Marte, dada la similitud de las condiciones reinantes en ambos planetas? Esto es las células solares y las reacciones del equipo a su entorno. Por poner una comparación, la misión orbital Viking, que comprendía dos pares de sondas orbitales, se efectuó hace más de veinte años con un coste unas veinte veces superior. Viking tuvo un enorme éxito y recogió más de 57.000 imágenes, que los investigadores llevan estudiando desde entonces. Las sondas llevaban a bordo elaborados instrumentos que realizaron pruebas para detectar la presencia de organismos en dos emplazamientos diferentes, pero no se encontró nada. —el analizador no medía más que los elementos químicos constituyentes—, nuestro plan consistía en identificarlos de forma indirecta, por su composición elemental y las formas, texturas y colores que tuvieran. El aterrizaje del Pathfinder a la en trada de un gigantesco barranco —por el que antaño fluyó una enorme cantidad de agua— permitía la búsqueda de rocas que en teoría hubieran podido ser transportadas desde las zonas más altas, donde aún perduran cráteres antiquísimos. Estas piedras podrían dar pistas sobre el clima que reinaba en Marte hace mucho tiempo y permitirían averiguar si las condiciones fueron alguna vez propicias para el desarrollo de la vida ( véase la figura 5). El requisito indispensable para que exista vida en la Tierra (la única forma de vida que conocemos) es la presencia de agua en estado líquido. El agua líquida no es estable en las condiciones que actualmente reinan en Marte. Como la temperatura y la presión son sumamente bajas, no hay agua más que en forma de hielo o de vapor; la fase líqu ida no duraría más que el breve período de tiempo necesario para congelarse o vaporizarse. Pero las imágenes tomadas por el Viking dos decenios atrás muestran la existencia de barrancos de drenaje y ofrecen pruebas de que existieron lagos en las zonas más ele vadas . Estas características apuntan a que Marte fuese en un pasado remoto más cálido y más húmedo, de modo que pudiera existir agua sobre su superficie [ véase “Cambio cli mático global en Marte”, por Jeffrey S. Kargel y Robert G. Strom; I N VESTIGACIÓN Y C IENCIA , enero de 1997]. También se han propuesto otras posibilidades, como serían los procesos de supuración causados por el calentamiento geotérmico de un medio frígido y seco. Una de las metas científicas del Pathfinder fue la búsqueda de indicios que probaran que Marte lo que sea hace que la investigación de Marte tan importante. La exploración de nuestro planeta vecino puede ayudarnos a encontrar respuesta a algunos de los interrogantes más significativos de la ciencia: ¿estamos solos en el universo? ¿Podrá surgir la vida en cualquier lugar donde el agua líquida sea estable? O, por el contrario, ¿se requiere algún otro elemento adicional? Si la vida llegó efectivamente a desarrollarse en Marte, ¿qué ha sido de ella? Y si nunca la hubo, ¿cuál fue la causa? La parte difícil en de la Pathfi ndermás consistía losmisión cinco minutos durante los cuales la nave tenía que pasar de la relativa calma del crucero interplanetario a las tensiones de su entrada en la atmósfera marciana, el descenso y el aterrizaje ( véase la figura 7 ). En tan corto espacio de tiempo tenían que efectuarse con precisión más de cincuenta operaciones decisivas para que la nave consiguiera tomar tierra correctamente. Unos treinta minutos antes de su entrada en la atmósfera, una de las piezas se separó del resto de la sonda. Cuando se encontraba a 130 kilómetros por encima de la superficie, una coraza aérea la protegió durante su entrada en la atmósfera. Un paracaídas se abría 134 segundos antes del aterrizaje, momento en el que salía despedida la coraza. La sonda colgaba durante el descenso de un cable de veinte metros de longitud. A med ida que el Pathfi nde r se aproximaba a la superficie, su radaraltímetro se encargó de disparar tres pequeños cohetes para reducir aún más su marcha. Por los lados de la sonda tetraédrica se proyectaron enormes colchones neumáticos y, mientras se seccionaba el cable, el conjunto entró en contacto con la superficie marciana a 50 kilómetros por hora, dando algún que otro bote. Las medidas del acelerómetro indican que rebotó al menos quince veces sin que los colchones neumáticos perdieran presión. Tras dar varias vueltas, se detuvo completamente, se desinflaron los colchones y la sonda quedó al descubierto para iniciar las operaciones en la superficie. Aunqu e el propósito principal del Pathf inder era demostrar la efectividad de esta novedosa secuencia de aterrizaje, el resto de la misión también cumplió con las expectativas. La sonda sobrevivió durante un espacio de tiempo tres veces superior a lo esperado y el vehículo todoterreno SISTEMAS S OLARES “Pathfinding”, buscando caminos E l Path finder fue una misión de tipo “ Discovery ” —que es como la Administración estadounidense NASA denomina a sus misiones “buenas, bonitas y más baratas”— proyectada para demostrar la existencia de alternativas de coste reducido que permitiesen el aterrizaje en Marte de una pequeña carga útil y de un veh ícul o móvil . El desarr ollo, el lanzamiento y la operación de la misión se llevaron a cabo con un presupuesto fijo comparable al de una gran producción cinematográfica (entre 200 y 300 millones de dólares), lo que no representa más que una pequeña parte del monto total que se asigna normalmente a una misión espacial. Construido y lanzado en un tiempo sumamente corto (tres años y medio), el Path finder incluía tres instrumentos científicos: el Ma rs detector de imagen del Pa th fi nd er , el espectrómetro de rayos X Alfa Protón y el instrumento destinado a la estructura atmosférica y a la metrología. El vehículo también actuaba como un instrumento más; se le utilizó para realiza r diez experimentos técnicos destinados a estudiar la abrasión de películas de metal en las ruedas del todo terreno, la adherencia del polvo a 51 doce veces más. La misión proporcionó gran cantidad de bits de información sobre Marte, incluyendo más de 16.500 imágenes tomadas por la sonda, 550 por el vehículo móvil y más o menos ocho mil millones y medio de medidas de temperatura, presión y viento. El todoterreno anduvo cien metros en total, realizando 230 maniobras, gracias a lo que cubrió un total de 200 metros cuadrados de superficie. Obtuvo 16 análisis químicos de rocas y de tierra, realizó experimentos de mecánica del suelo yexperimentos completó con éxito rosos téc numenicos. También logró captar la imaginación del público, co pando los titulares de la prensa durante una semana, convirtiéndose en el mayor acontecimiento seguido por Internet en toda su historia, con un total de 566 millones de conexiones durante el primer mes de la misión (el 8 de julio ya llevaba 47 millones de consultas). Etapa de inundaciones E l mosaico de los parajes marcianos que se elaboró a partir de las primeras imágenes, reveló una llanura pedregosa (cuyo veinte por ciento 4. LAS DUNAS DE ARENA constituyen pruebas incidentales que refuerzan la hipótesis de un pasado más húmedo. Estas dunas, situadas en la depresión que se encuentra detrás de la rocalla, se formaron cuando la arena, arrastrada por el viento, superó el montículo que antecede a la cresta de la duna, cayendo en cascada por el lado más inclinado que ( en esta imagen está situado en dirección opuesta al vehículo ). Las observaciones realizadas en órbita muestran dunas de dimensiones superiores, pero ninguna se encuentra cerca del emplazamiento del Pathfinder . El hallazgo de estas dunas más pequeñas indica que la arena abunda más en Marte de lo que se había sospechado. La formación de arena en la Tierra se debe principalmente a los movimientos del agua. aproximadamente está cubierto de rocas), que parece haberse formado como consecuencia de inundaciones de carácter catastrófico ( véase la figura 2 ). Esta hipótesis coincide con nuestras predicciones, realizadas según la información recogida por detectores que operaban por control remoto y la localización precisa del 5. UN POSIBLE CONGLOMERADO ROCOSO podría ser la mejor prueba de que Marte fuese antaño cálido y húmedo. La roca conocida como Ender “ ” presenta hoyos y piedras incrustadas. Rocas como ésta podrían ser conglomerados, piedras que, para formarse, necesitan estar en contacto con agua en movimiento. La sonda puede verse al fondo de la imagen; la antena reticulada sostiene una cámara y la antena de la derecha contiene los sensores meteorológicos. 52 lugar de aterrizaje (19,13 grados norte y 33,22 grados oeste), corriente abajo desde la boca del Valle de Ares en la zona baja conocida como Chryse Planitia. En las imágenes tomadas por el Viking , la zona se asemejaba a una localidad situada al este del centro del estado de Washington y conocida como Channeled Scabland, una formación geológica causada por inundaciones de glaciares en el Pleistoceno. Esta analogía hizo pensar que el Valle de Ares se formase cuando un volumen de agua parecido al de los Grandes Lagos (es decir, cientos de kilómetros cúbicos) quedase liberado en forma de caudales imparables, esculpiendo en pocas semanas el canal observado. La densidad de los cráteres de impacto que se aprecia en la zona indica que se formó en una época intermedia de la historia de Marte, en algún momento situado entre los mil ochocientos y los tres mil quinientos millones de años. Las imágenes del Pathfinder apoyan esta interpretación, ya que muestran guijarros redondeados y cantos rodados semejantes a los que se depositan tras las inundaciones de gran calibre. Las piedras situadas en la zona que denominamos “rocalla”, un conjunto de rocas situadas al sudoeste de la sonda y que apodamos co n los nombres de Tiburón, “media cúpula” y Moe, están inclinadas y apiladas, como si hubieran sido depositadas por grandes torrentes de agua. Las mayores rocas que aparecen en las imágenes (de medio metro TEMAS 15 y más) suelen ser achatadas y están situadas en posiciones elevadas, lo que parece coherente con la hipótesis de deposición por inundación. Los “picos gemelos” —un par de colinas que aparecen en el horizonte al sudoeste— son aerodinámicos. Las imágenes del Viking indican que la sonda está posada en el costado de un suave acantilado que se extiende al nordeste desde los “picos gemelos”; este acantilado podría ser una cola de restos depositados como consecuencia de la formación de esas colinas. Los pequeños canales que aparecen por doquier se asemejan a los que se aprecian en el Channeled Scabland, donde el desagüe que tuvo lugar en la última etapa de la inundación arrastró los materiales formados por los granos más finos. Las piedras que se observan en esta zona presentan una coloración gris oscura y están recubiertas de cantidades variables de polvo de color mostaza. Este polvo parece ser el mismo material que se observa en la atmósfera, cuyos granos son extremadamente finos, de tan sólo una micra (como muestran las imágenes to madas a través de varios filtros y en distintos puntos del cielo). El polvo también está acumulado tras las rocas, formando montones alargados producidos por el viento. Algunas de las rocas, que tiene n un aspecto acanalado y estriado, presentan signos de erosión causada presumiblemente por finas partículas, que el viento arrastraría por la SISTEMAS S OLARES superficie y cuyo tamaño (menor de un milímetro) no superaría el de un grano de arena ( véase la figura 3 ). La cámara del todoterreno también captó imágenes de las dunas de arena situadas en la depresión que se encuentra más allá de la rocalla ( véase la figu ra 4). La tierra recubre varios centímetros de la parte inferior de las piedras, lo que parece indicar que hubieran sido desenterradas por el viento. Pese a estos signos de lenta erosión por el viento, ni las rocas ni la superficie parecen haber cambiado mucho desde la época de la inundación. ¿Existen rocas sedimentarias en Marte? E Protó n l espectrómetro de rayos X Alfa , situado a bordo del todoterreno, midió la composición de ocho rocas. El contenido de silicio de alguna de ellas es muy superior a la de los meteoritos marcianos que constituyen las únicas muestras adicionales disponibles de Marte. Estos meteoritos se denominan rocas ígneas má ficas, piedras volcánicas con un contenido en silicio relativamente bajo, pero con grandes dosis de hierro y magnesio. Tales rocas se forman cuando el manto superior de un planeta se funde. El líquido fundido asciende a través de la corteza y se solidifica sobre la superficie o muy cerca de ella. Este tipo de rocas —denominadas generalmente basal- tos— es el más común de la Tierra y también se ha encontrado en la Luna. Dada la composición de los meteoritos marcianos y la presencia de llanuras y montañas parecidas a las formaciones producidas por el vulcanismo basáltico terrestre, los geólogos esperaban encontrar basaltos en Marte. Pero las rocas analizadas por el Path find er no son basaltos. Si son vol cánicas, como par ece ind icar la textura vesicular de su superficie, seguramente se formaron cuando los gases atrapados durante el proceso de enfriamiento produjeron pequeños agujeros en la piedra, y su contenido de silicio las clasifica como andesitas. Se forman cuando el líquido fundido basáltico de la superficie se introduce bajo la corteza, sumergiéndose hasta alcanzar grandes profundidades. Se forman entonces cristales en los que abundan el hierro y el magnesio, que se sumergen, dejando tras de sí un líquido fundido sumamente rico en silicio, que sigue su camino hasta hacer erupción sobre la superficie. Las andesitas constituyeron una gran sorpresa, pero como se desconoce su procedencia y el porqué de su presencia en la superficie marciana, no se sabe a ciencia cierta cuáles sean las verdaderas implicaciones de este descubrimiento . Si las andesitas fuesen representativas de las zonas altas, su presencia indicaría que la antigua corteza de Marte tendría una composición parecida a la corteza continental de la Tierra, 53 ZONA SELECCIONADA PARA EL ATERRIZAJE V D AL E L A E R E S N PUNTO EXACTO DE ATERRIZAJE 6. EL LUGAR DE ATERRIZAJE es un canal de desagüe producido hace miles de millones de años por inundaciones gigantescas. Fue elegido como punto de toma de tierra delPathfinder por tres razones: parecía seguro, sin que hubiera fuertes pendientes ni superficies abruptas como las detectadas por Viking y los radares terrestres; su escasa elevación aseguraba la densidad de aire suficiente para activar los paracaídas; y además las rocas del suelo deberían ser muy variadas. La región de cráteres situada al sur se encuentra entre los terrenos más antiguos de Marte. Las elipses marcan la zona seleccionada para el aterrizaje, que se fue reajustando durante la aproximación final al planeta; la flecha del recuadro principal indica el lugar donde tomó tierra y la del cuadro pequeño indica la dirección en la que se cree fluirían los torrentes de agua. similitud que sería difícil de conciliar con las historias geo lógicas tan dispares de ambos planetas. Otra posibilidad es que las rocas no representen más que una pequeña po rción de rocas silíceas en una llanura fundamentalmente ba sáltica. Resulta muy sorprendente que no todas las piedras parezcan ser volcánicas. Algunas presentan capas como las de las rocas sedimentarias terrestres, que se forman por deposición de fragmentos más pequeños de roca en el agua. Las imágenes del todoterreno muestran que la superficie está repleta de numerosos guijarros redondeados. También se observan rocas algo mayores que parecen tener piedras más pequeñas incrustadas en su superficie ( véase la figura 5 ) y pequeñas muescas brillantes (como si los fragmentos que quedaran incrustados durante su formación se hubiesen desprendido, dejando huecos). Estas rocas podrían ser conglomerados formados por torrentes de agua. El agua sería la responsable de la forma redondeada de los guijarros y los habría depositado en una matriz 54 de arena y arcilla, matriz que posteriormente su friría un proceso de compresión, formando así una roca que vendría transpo rtada a su posició n actual por las inundaciones. Debido a que los conglomerados se forman durante largos períodos de tiempo, si estas rocas marcianas fueran conglomerados reforzarían la hipótesis de que el agua en estado líquido fue estable en alguna época y que el clima marciano tuviese que ser, en consecuencia, más templado y más húmedo que el actual. Las muestras de tierra recogidas en la zona del aterrizaje son muy variadas: desde un polvo con coloraciones de diversa tonalidad —desde el rojo brillante al rojo oscuro— a materiales de color gris oscuro. El contenido de silicio de los suelos es, en general, inferior al de las rocas, mientras que tienen más azufre, hierro y magnesio. La composición de la tierra es generalmente igual a la que se midió en las zonas examinadas por el Viking , situadas en hemisferios opuestos ( Viking 1 se situó a 800 kilóme tros al oeste de Path finder ; Viking 2 a miles de kilómetros de distancia en la cara opuesta, al este del hemisferio norte). Parece, por lo tanto, que la deposición de estos suelos se realizó de la misma manera en todo el planeta. La semejanza de sus composiciones implica que los distintos colores pudieran ser el resultado de ligeras variaciones del contenido de hierro o del tamaño y forma de las partículas ( véase la figura 9). Parte del lugar de aterrizaje estaba recubierto por materiales de color rosa o rojo vivo. Aunque parecidos a las otras muestras en cuanto a composición se refiere, parecían haber sufrido un proceso de induración o de cementación, puesto que su superficie no se alteró con el paso de las ruedas del todoterreno. El Pathfinder también investigó el polvo presente en la atmósfera de Marte mediante observaciones de su deposición sobre una serie de objetivos magnéticos dispuestos en la nave. Resultó que el polvo es magnético en grado sumo. Podría estar compuesto de pequeñas partículas de silicato —arcilla quizá— ligadas por un mine- TEMAS 15 Aire hel ado grados kelvin (–10 oC) todos los días a las 14:00 de la hora local solar, y un mínimo de 197 grados kelvin (–76 oC) justo antes del amanecer. El mínimo de presión, de sólo 6,7 milibares, cerca del 0,67 por ciento de la presión terrestre a nivel del mar, se alcanzó en sol 20, el vigésimo día marciano después del aterrizaje. La presión del aire varía según las estaciones: durante el invierno hace tanto frío que entre el veinte y el treinta por ciento de toda la atmósfera se congela cerca de los polos, formando una gigantesca masa de dióxido de carbono sólido. El mínimo de presión registrado por os sensores meteorológicos proporcionaron informaciones adicionales sobre la atmósfera. En contraron pautas diurnas y de períodos más amplios en las fluctuaciones de la temperatura y la presión. La temperatura alcanzó un máximo de 263 Pathfinder indicapor quesulapunto atmósfera pasaba entonces más tenue y que el casquete polar del sur estaba en su punto álgido. Las temperaturas matinales fluctuaban de forma abrupta con el tiempo y la altura; los sensores situados a 0,25, 0,5 y 1 metro sobre la nave toma- ral muy magnético al que se denomina maghemita. Este dato también sería consistente con un pasado acuoso del planeta. El hierro podría haberse disuelto de los materiales de la corteza presentes en el agua, mientras que la maghemita sería un precipitado seco por congelación. El cielo de Marte mostró el mismo color mostaza que revelaron las imágenes del Viking , tonalidad que se explica por la presencia de finos granos de polvo que se encuentran suspendidos en la atmósfera. Las imágenes del telescopio espacial Hubble habían hecho pensar en una atmósfera cidad atmosférica registra variaciones apreciables durante cortos espacios de tiempo. El tamaño de las partículas de polvo (aproximadamente una micra) y la cantidad de vapor de agua (equivalente a tan sólo una centésima de milímetro de precipitación) calculados son consistentes con las medidas realizadas por el Viking . Aunque Marte tuviera un aspecto exuberante en algún tiempo pasado, actualmente es más seco y polvoriento que cualquiera de los desiertos de la Tierra. clara y nítida; quien llegó a imaginar quehubo se vería de hasta color azul desde la superficie del planeta. Pero el Pathfi nder descubriría algo bien distinto, lo que indica que o bien la atmósfera, alimentada por tormentas locales de polvo, contiene polvo de forma permanente, o bien que la opa- L FIN DE LA ETAPA DE CRUCERO ENTRADA APERTURA DE PARACAIDAS SEPARACION DE LA SONDA SEPARACION DE LA PANTALLA TERMICA INFLADO DE LA CUBIERTA NEUMATICA ENCENDIDO DE COHETES 7. LA SECUENCIA DE ATERRIZAJE fue el mayor desafío técnico de la Pathfinder. Tras siete meses de viaje desde la Tierra, la sonda finalizó su etapa de crucero interplanetario treinta minutos antes de producirse su entrada en la atmósfera. Su paso por la atmósfera, que duró cinco minutos, comenzó a una altitud de 130 kilómetros y a una velocidad de 27.000 kilómetros por hora. Una sucesión de carcasas aéreas, pantallas térmicas, paracaídas, cohetes y colchones neumáticos gigantes intervinieron en el aterrizaje. A continuación se desinflaron los colchones, el ingenio abrió sus pétalos y, a las 16:35 hora solar local (11:34 hora del Pacífico) del 4 de julio de 1997, realizó su primera transmisión por radio. CORTE DEL CABLE ATERRIZAJE DESINFLADO APERTURA DE PETALOS SISTEMAS S OLARES 55 9. LAS TIERRAS MULTICOLORES del planeta fueron removidas por el paso de las ruedas del todoterreno. Aquí el vehículo explora la “duna de la Sirena”, una pila de material 8. LAS NUBES AZULADAS que aparecen en el cielo al amanecer, cubierta por gránulos oscuros. Las huellas del vehículo mostradas en esta imagen coloreada tomada el día sol 39 (el trigédesvelaron también un suelo de color granate y polvo rojisimo noveno día marciano tras el aterrizaje), probablemente sean zo (parte inferior izquierda ). Se han podido deducir las de agua helada. El vapor de agua se congela durante la noche alpropiedades de los materiales de la superficie al estudiar rededor de finas partículas de polvo, evaporándose el hielo tras la el efecto que tenían sobre ellos las ruedas del artefacto. salida del sol. La cantidad total de vapor de agua que se detecta actualmente en la atmósfera marciana es baladí; de convertirse toda en precipitaciones, el recubrimiento acuoso de la superficie del planeta tendría una centésima de milímetro de profundidad. El aspecto de general, la atmósfera es, en parecido al observado porViking hace más de veinte años. ron registros dispares. Si nos encontrásemos sobre la superficie de Marte, tendríamos la nariz 20 grados centígrados más fría que los pies. El frío aire matinal se calienta por contacto con la superficie, ascendiendo en forma de pequeños remolinos, cosa muy distinta de lo que sucede en la Tierra, donde no se registran tales disparidades de temperatura. A media tarde, después de que el aire se haya calentado, las tem peraturas no mues- tran, en cambio, estas variaciones. Remolinos de polvo barrieron una y otra vez la zona donde estaba situada la sonda al principio de la tarde. Se manifestaron como cambios de presión rápidos y seguramente se parecían a los fenómenos detectados Viking ; por las sondas orbitales podrían constituir un importante mecanismo para provocar la suspen- sión del polvo en la atmósfera marciana. El resto de los vientos predominantes fueron suaves (nunca superiores a 36 kilómetros por hora) y variables. El Pathfinder midió las condiciones atmosféricas a altitudes superiores Pruebas de un Marte más húmedo y cálido Durante los treinta últimos años se han acumuladones, ríos, lagos e incluso un océano. ElPathfinder pruebas en favor de la hipótesis de que Marte se ha añadido pruebas que refuerzan esta teoría rojo ( ). pareció mucho al planeta Tierra, con precipitacio- RASGOGE OLOGICO Cadena de valles fluviales POSIBLEORIGE N Torrentes de agua procedentes del interior o de precipitaciones IMP LICACIONE S Atmósfera más densa (que hiciese posibles las precipitaciones) o calentamiento geotérmico más intenso (causa de los flujos subterráneos) Canal central ( thalweg) en los valles más anchos Flujo de agua descendente por el centro del valle Formación de valles por torrentes de agua, no por aludes ni por fuentes Depresiones parecidas a los lagos, con redes de drenaje; depósitos estratificados dentro de los cañones Agua que fluye a través de los canales desembocando en los lagos Presencia de agua en la superficie por tiempo desconocido Posibles líneas de ribera, playas y terrazas producidas por erosión Posible línea de costa Posible existencia de un océano en el hemisferio norte Cráteres sin borde y terrenos antiguos Ritmos de erosión grandes Superficie erosionada por el agua, incluso por muy erosionados Guijarros redondeados y posibles conglomerados rocosos precipitaciones Formación de rocas en torrentes de agua Abundantearena Accióndelaguasobrelasrocas Polvo muymagnético Cemento o trazas demaghemita sobre pequeños granos de silicio (1 micra de tamaño) 56 Estabilidad del agua líquida; la atmósfera tenía que ser más densa y más caliente Abundanciadeagua Estabilidad del agua líquida; la atmósfera tenía que ser más densa y más caliente TEMAS 15 10. LAS PIEZAS DEL Pathfinder aparecen como puntos brillantes en estas imágenes de gran aumento. Las pantallas de térmicas se desprendieron a unos dos kilómetros al sudoeste la sonda (izquierda ), mientras que la coraza lo hizo como un kilómetro hacia el sudestederecha ( ). Estas localizaciones y la de la sonda indican que soplaba un viento del sudoeste. durante su descenso. La atmósfera superior (situada por encima de los 60 kilómetros) estaba más fría de lo que midió en su día el Viking . El dato pudiera ser consecuencia de simples va ri ac io ne s es ta ci ona le s y de l momento concreto de la entrada del Pathfinder , las 3:00 hora local solar, mientras que Viking protagonizó su inmersión a las 16:00, cuando la atmósfera es más cálida. La temperatura mínima fue similar a la registrada por Viking y sus condiciones son atribuibles a la mezcla uniforme de polvo en un aire comparativamente más caliente. Esta misión contó con la ventaja adicional de que se pudieron usar las señales de radio para medir la rotación de Marte. Un seguimiento o rastreo Doppler diario de alcance bidireccional, realizado a frecuencias inferiores durante las sesiones de comunicación, determinó la posición de la sonda con una precisión de cien metros. La última medida de posición fue realizada por Viking hace más de veinte año s. Desd e ento nces se ha producido una precesión en el polo de rotación del planeta, esto es, la dirección de la inclinación de Marte ha cambiado, del mismo modo que una peonza se bambolea ligeramente. La diferencia entre las dos medidas de posición nos da la velocidad de precesión. Esta velocidad viene determinada por el momento de inercia del planeta, en función de su distribución de masa. El momento de inercia era el único parámetro de importancia de Marte que no se conocía hasta ahora. A partir de la determinación del SISTEMAS S OLARES momento de inercia realizada por Pathfinder , ahora sabemos que Marte posee un núcleo central de gran contenido metálico, cuyo radio está comprendido entre los 1300 y los 2400 kilómetros. Partiendo de presunciones sobre la composición del manto, derivadas de la composición de los meteoritos y de las rocas de Marte analizadas por el vehículo móvil, pueden empezar a fijarse límites a las temperaturas internas del planeta. Ant es de la mis ión Pat h fin der , la composición de los meteoritos marcianos apoyaba la hipótesis de que hubiera un núcleo, pero su tamaño era completamente desconocido. La nueva información sobre el interior del planeta ayudará a los geofísicos a comprender la evolución de Marte a través del tiempo. Además de la precesión a largo plazo, Path finder detectó también una variación anual en la velocidad de rotación del planeta, justo la que cabría esperar del intercambio estacional de dióxido de carbono que se produce entre la atmósfera y los casquetes de hielo. Si examinamos conjuntamente todos los resultados, parece razonable afirmar que Marte tuvo que ser muy parecido a la Tierra en alguna etapa de su historia, mucho más de lo que se había supuesto hasta ahora. Algunos materiales de la corteza de Marte se asemejan a la corteza continental terrestre por su contenido en silicio. Los guijarros y los posibles conglomerados, así como la presencia de abundantes y diminutas partículas de arena, corroboran además la hipótesis de que el planeta dispusiese antaño de abundante agua. El ambiente primigenio sería más cálido y más húmedo, quizá parecido al de los comienzos de la Tierra. En cambio, desde que las inundaciones srcinaron la zona elegida para el aterrizaje — hace entre 1,8 y 3,5 mil millones de años—, Marte ha sido un planeta muy distinto al nuestro. El lugar parece haber permanecido inalterado desde que se produjeron las deposiciones, lo que indica ritmos de erosión muy bajos y carencia de agua en las épocas recientes. Aunque no pueda estarse seguro de que Marte se pareciese más a la Tierra en sus orígenes que ahora, los datos recogidos por Pathfinder son muy estimulantes. La información que proporcione el Mars Global Surveyor , que actualmente orbita el planeta rojo, podría ayudarnos a responder a las decisivas cuestiones que siguen subsistiendo sobre este mundo tan cercano al nuestro. BIBLIOGRAFIA COMPLEMENTARIA M ARS . Dirigido por Hugh H. Kieffer, Bruce M. Jakosky, Conway W. Snyder y Mildred S. Matthews. University of Arizona Press, 1992. WATER ON MARS. Michael H. Carr. Oxford University Press, 1996. MARS PATHFINDERMISSION AND ARES VALLIS LANDING SITE. Matthew P. Golombek et al., en Journa l of Geophysical Research, vol. 102, n.o E2, pág. 3951-4229; 25 febrero 1997. MARS PATHFINDER. Matthew P. Golombek et al. En Science, vol. 278, pág. 17341774; 5 diciembre 1997. 57 La misión Galileo Torrence V. Johnson Desde su órbita alrededor de Júpiter la nave espacial Galileo observa el planeta y sus satélites naturales, al tiempo que da cuenta de un mundo desconocido l 7 de diciembre de 1995 el N ASA en 1976 el proyecto de una breve resplandor de una misión doble: una de entrada estrella fugaz de nueva fac- que estudiara la sonda atmósfera de tura iluminó el cielo de Júpiter. El Júpiter y un complejo aparato que cuerpo que se precipitó a casi 50 describiese unas doce órbitas alrekilómetros por segundo en los dedor del planeta en dos años con tenues gases de la atmósfera supe-el fin de transmitir información rior joviana no fue un meteoro ni sobre Júpiter, sus lunas y su podeun cometa, sino un ingenio creadorosísimo campo magnético. en la Tierra. A los pocos minutos se El Congreso aprobó la misión. abrió un paracaídas, para frenar elGalileo estaba destinado a converproyectil, y se desprendió lo que tirse, en enero de 1982, en la primera quedaba de la cubierta protectoranave planetaria lanzada por un contra el calor. La sonda descendiótransbordador espacial. Pero el proy envió a la nave no driza, el satélite grama de la lanzadera sufrió reveartificial Galileo, situado unos ses técnicos, como le pasó al cohete 200.000 kilómetros más arriba, de tres fases propulsado con comdatos sobre estructuras nebulares,bustible sólido necesario para que composiciones, temperaturas y pre-Galileo llega ra a Júpiter. Des pués siones. de considerar y descartar va rios La nave almacenó las señales procedimientos distintos, se eligió para su posterior transmisión a los como sistema de propulsión un investigadores que se mantenían cohete único, de gran potencia, ali-del movimiento de los planetas expectantes en la Tierra. Cuandomentado con hidrógeno líquido. Sealrededor del Sol complementaría terminó el proceso, entró en funcio-retrasó hasta mayo de 1986 la nuevala de un cohete inadecuado. Ternamiento un cohete que, durantefecha de lanzamiento. minaría por llegar a Júpiter, ofrecasi una hora, situó la nave en una En enero de 1986, poco despuésciendo además de paso más datos gran órbita alrededor del planeta.del traslado de Galileo desde el científicos de los inicialmente conTras visitar dos planetas y otros Laboratorio dePropulsión a Cho- siderados. tantos asteroides en un viaje de seis rro (JPL) de Pasadena hasta el Galile o y sus propulsores de años —durante los que realizó ade-Centro Espacial Kennedy de Cabocombustible sólido se internaron más otros descubrimientos inespe-Cañaveral, sucedió el trágico acci- en el espacio, dentro de la bodega rados—,Galileohabía llegado final- dente del Challenger, en el que de carga delAtlant is, el 18 de octumente a su destino: Júpiter. perecieron sus siete tripulantes. bre de 1989. Una vez estuvo en Trescientos ochenta y cinco añosLos siguientes lanzamientos de posición de emprender su viaje después de que Galileo Galilei des-transbordadores se pospusieron fuera del transbordador espacial, cubriera las lunas de Júpiter, unindefinidamente. El cohete de se encendieron los cohetes de satélite artificial bautizado con suhidrógeno líquido de la nave Galileo forma que, paradójicamente, nombre se sumaba a la interminable se consideraba además demasiadocayese hacia el centro del sistema circulación de éstas. peligroso para llevarlo en la bodega solar. La nueva trayectoria VEEGA El proyectoGalileo vio la luz a de carga del transbordador, por lo (Venus Earth Earth Gravity Assist , mediados de los años setenta, trasque se desechó la idea. El único o contribución gravitatoria Venus las aproximaciones a Júpiter de lossistema de propulsión que le que- Tierra Tierra) portaría la nave Pioneer 10y 11, cuando ya habían daba al satélite, un cohete de dos hasta Venus y la haría pasar dos comenzado las ambiciosas misionesfases alimentado con combustibleveces por la Tierra antes de tomar Voyager hacia los confines del sis-sólido, no generaba la energía sufi-el rumbo de Júpiter. Aparte de los tema solar. Estaba claro quepiJú ter ciente para impulsarlo hasta encuentros planetarios, esta y sus satélites peculiares —que for-Júpiter. sinuosa ruta incluía dos incursioman una especie de sistema solar Por suerte, a un equipo de pro- nes a través del cinturón de asteen miniatura— merecían algo másyecto de misiones del JPL se le roides, con particular acercaque una mirada furtiva. Un equipoocurrió una solución novedosa. miento a dos de esos miembros de dirigido por James Van Allen, de laVenus y la Tierra podrían empujarla familia solar, que nunca se Universidad de Iowa, presentó a lala nave; la energía que ésta tomaríahabían observado de cerca. E 58 TEMAS 15 1. GALILEO se aproximó a Io, la luna volcánica de Júpiter, el 7 de diciembre de 1995. La acción conjunta de sus propulsores y el arrastre gravitatorio de Io lo situó en órbita alrededor de Júpiter. El daño sufrido por la grabadora impidió desgraciadamente que se realizasen observaciones desde tan favorable proximidad. SISTEMAS S OLARES 59 En el camino hacia Venus y, en realidad, durante toda la larga travesía algunos instrumentos instalados a bordo de la nave no dejaron de escrutar el espacio interplanetario. El magnetómetro vigilaba el campo magnético interplanetario y el viento solar, constituido por partículas cargadas que manan del Sol y cubren distancias colosales. El instrumento dedicado al ultravioleta lejano también tuvo una utilidad inmediata. Las mediciones tomadas por Galileo sirvieron para calcular la variación de la radiación del Sol según la latitud de la zona de emisión, lo que permitió actualizar los Los transmisores de radio, de uso en las comunicaciones, también proporcionaron datos cien tíficos de gran valor. Desde el lado opuesto del Sol, Galileo envió ondas de radio al JPL que rozaron apenas la superficie solar visible. Gracias a los efectos que causaban sobre ellas, pudieron medirse los procesos turbulentos que acontecen en el Sol y los modos diversos en que se expulsa el material que pasa a ser parte del viento solar. La nave debía cu brir la primera etapa de su misión con su antena principal, una suerte de paraguas cerrado y oculto tras una lámina que la pro- sin abrirse no sirve para nada tan importante instrumento, diseñado para transmitir los datos muy velozmente. Porta también el satélite sendas anténulas en cada extremo, aunque carentes de la potencia necesaria para enviar información a semejantes distancias. Por eso se programó la grabadora de cinta magnética de Galileo con el fin de que registrara la información de Venus durante las primeras horas del acercamiento, datos que se enviaron a la Tierra por medio de una de las antenas de baja ganancia —la que apuntaba a nuestro planeta— durante modelos de dinámica solar. tegía de los rayos directos del Sol. Pero la primera visita de la nave, en Equipo instrumental de L a nave Galileo cuenta con dos segmentos, rotatorio el uno y estacionario el otro. La rotación confiere estabilidad y permite que la antena de comunicaciones, dispuesta a lo largo del eje de rotación, apunte siempre hacia la Tierra. Los instrumentos escrutadores que barren la totalidad del cielo están instalados en la parte principal, la rotatoria. Los aparatos que hay que apuntar a un objeto Galileo concreto durante un tiempo largo están colocados en la plataforma estacionaria de “barrido”. La sonda entró en la atmósfera de Júpiter justo cuando Galileo llegó al planeta, el 7 de diciembre de 1995, fecha en que los cohetes propulsores pusieron la nave en órbita alrededor de Júpiter, con la ayuda de la gravedad de Io. Desde esa posición ha transmitido muchos datos desde entonces y seguirá haciéndolo por algún tiempo. —T. V. J. LOS SENSORES DEL MAGNETOMETRO miden la fuerza y la dirección del campo magnético. EL DETECTOR DE EL DETECTOR DE POLVOcuenta los granos PLASMA mide las microscópicos y mide su tamaño y velocidad. partículas de baja energía y dotadas de carga de LA ANTENA DE ONDAS DE PLASMA detecta ondas elec- tromagnéticas y electrostáticas de la magnetosfera de Júpiter. magnetosfera joviana. EL DETECTOR DE PARTICULAS DE GRAN ENERGIA mide las partículas con carga y de alta energía de la magnetosfera de Júpiter. EL CONTADOR DE IONES PESADOS mide las partículas de energía muy alta, similares a los rayos cósmicos. LA ANTENA PRINCIPAL, concebida como el dispositivo básico de comunicación, sólo se ha abierto parcialmente y no funciona. LA ANTENA DE BAJA GANANCIA se utiliza en las comunicaciones y en los experimentos en radio. EL ESPECTROMETRO PARA EL ULTRAVIOLETA LEJANO detecta radiación de alta energía procedente del toro de Io o de las auroras de Júpiter. 60 LA PLATAFORMA DE BARRIDO contiene el espectrómetro ultravioleta, el espectrómetro de cartografiado en el infrarrojo cerca no, la cámara de imagen de estado sólido y el radiómetro fotopolaríme tro que analiza la radiación de distintas longitudes de onda. LA SONDA ATMOSFERICA JUPITER alberga siete instrumentos que miden la temperatura, la presión y la velocidad del viento, así como los relámpagos y su composición. LA ANTENA REPETIDORA PARA LA SONDA recibe los datos procedentes de la sonda. LOS PROPULSORES queman propelente para modificar la velocidad y orientación de la nave espacial. LOS GENERADORES TERMOELECTRICOS RADIOISOTOPICOS proporcionan energía nuclear a la nave espacial y a sus instrumentos. TEMAS 15 diciembre de 1990. La proximidad ga rantizaba la re cepción nítida de las señales, pese a la escasa potencia de su emisión. Las imágenes infrarrojas tomadas procedían del interior de la atmósfera de Venus y proporcionaron una visión de tallada de la estructura y de la dinámica de sus APROXIMACION A LA TIERRA 8 DIC. 1990 8 DIC. 1992 LANZAMIENTO 18 OCT. 1989 APROXIMACION A VENUS 10 FEB. 1990 IDA 28 AGO. 1993 CINTURON DE ASTEROIDES GASPRA 29 OCT. 1991 MISION BASICA COMPLETA; EMISION DE LOS DATOS 7 DIC. 1997 GALILEO VENUS LLEGADA A JUPITER IO en las que se discutió mucho, el equipo de planificación llegó al convencimiento de que gran parte de los objetivos científic os podrían alcanzarse con la anténula. Había que estar atentos al inminen te encuentro con Gaspra, el primero que una nave espacial tendría con un asteroide. Los 7 DIC. 1995 GANIMEDES TIERRA capas inferiores de CALISTO planes para su ob nubes. servación estaban JUPITER EUROPA Galileo también muy adelan tados y pudo observar a la se basaban en la 2. EL SINUOSO CAMINO hacia Júpiter de Galileo le ha hecho pasar por Venus, comunicación veloz Tierra desde la dos veces por la Tierra y otras tantas a través del cinturón de asteroides. Una perspectiva de un por medio de la vez en órbita alrededor de Júpiter, se acercará mucho a las cuatro lunas maexplorador interantena principal, yores del planeta. planetario, produtanto para acercar ciendo un impresioel satélite al astenante reportaje de roide como para nuestro acuoso planeta. La nave exaido al traste. Los datos de la nave enviar la información a la Tierra. minó los confines exteriores del campo podrían llegar a la Tierra gracias a la Trabajando sin descanso, los ingemagnético terrestre y tomó las prime- pequeña antena con la que se habían nieros calcularon cómo sustituir las ras mediciones de la cara oculta de la mantenido las comunicaciones desde veinte o más imágenes que se habían Luna desde los tiempos del programa el lanzamiento. Pero los planes para considerado necesarias para el piloApolo . Estas imágenes descubrieron la toma de datos en órbita dependían taje por sólo cinco. (El obturador de antiguos procesos volcánicos en regio- fundamentalmente de la antena prin- la cámara se mantuvo abierto, con lo nes no visitadas por los astronautas cipal, diseñada para transmitir 134.000 que las estrellas aparecieron como y confirmaron la existencia de una bit por segundo. Tras varias reuniones rayas; y así una imagen valió por cuenca de impacto, antigua y varias.) Se disponía del tiempo enorme, en la cara oculta, la justo para r ecibir de la antena cuenca Polo Sur-Aitken. de baja ganancia esas imágenes Poco después de su último imprescindibles que servirían paso por la Tierra, Galileo hubo para determinar la posición de de enfrentarse a un grave proGalileo. La comunidad astronóblema técnico. Co mo la nave mica internacional contribuyó estaba ya a una distancia razocon una campaña de observanable del Sol, quienes la dirigían ciones de la órbita de Gaspra, desde tierra ordenaron la aperelemento vital para determinar tura de la antena principal. Los la situación de la nave con resmotores no funcionaron ni diez pecto al asteroide. segundos antes de detenerse. El A la grabadora de cinta mages tudio de la contrariedad nética, cuya capacidad de almareveló que no se habían desplecenamiento era muy grande y gado algunas varillas de la que ya se había utilizado durante antena, probablemente tres; el el acercamiento a Venus, se le instrumento se había convertido asignó la tarea de guardar las en pura chatarra. Ningún imágenes de Gaspra. Debido a esfuerzo, de los muchos empeque el Galileo aún debía visitar ñados, consiguió abrirla. Parece la Tierra una última vez, la graque las varillas se atascaron bación podría recuperarse con la debido a la pérdida de lubriantena de baja ganancia, miencante producida durante los tras la nave estuviera cerca. largos viajes en camión que hizo Gracias a este ardid se salvaron la nave: de la costa del Pacífico los principales experimentos, a la atlántica en 1986, de vuelta pese a la pérdida de las transal Pacífico cuando se retrasó el misiones inmediatas de la lanzamiento y otra vez a la costa antena principal. 3. LA CARA NOCTURNA DE VENUS, fotografiada en atlántica en 1989. Se recuperaron algunas imáluz infrarroja por la nave durante su paso cerca del Durante unos meses desola- planeta. La radiación térmica se srcina a gran pro- genes inmediatamente después dores, se pensó que buena parte fundidad dentro de la atmósfera; gracias a ello se del encuentro para comprobar de la misión, si no toda, se había observó la capa interna de nubes. si tantos esfuerzos habían ser- SISTEMAS S OLARES 61 vido de algo. La navegación se había desarrollado con extraordinaria precisión. Era la primera vez que se veía a un asteroide de cerca. Su aspecto era el de una roca irregular con muchos cráteres de impacto pequeños, pero con menos cráteres grandes de lo esperado. Muchas de las partículas que componen el cinturón de asteroides eran, por lo visto, menores de lo que se había estimado. Y parecía que Gaspra se hubiese separado de otro cuerpo rocoso mayor recientemente, entre 300 y 500 millones de años aproximadamente. El resto de los datos se recuperó cuando Galileo vol vió a cas a por última vez, a finales de 1992. Se descubrió con sorpresa el cambio de dirección del campo magnético interplanetario cerca de Gaspra, como si encontrara un obstáculo magnético. Si Gaspra poseyese un campo magnético, afectaría al campo del viento ¿Por qué Júpiter? L os vuelos de aproximación de Voyager I en 1979 convencieron a los astrónomos de que Júpiter y sus lunas encierran un interés muy superior al que se había imaginado. El sistema joviano, con sus lunas de tamaño planetario, que describen órbitas circulares coplanares, se parece mucho a un pequeño sistema solar. Júpiter recuerda a una estrella. Contiene un 70 por ciento de la masa de todos los planetas de nuestro sistema solar juntos y consta principalmente de hidrógeno y helio. La energía gravitatoria que se desprendió al formarse el planeta hace 4500 millones de años, atrapada aún en sus profundidades, se va liberando paulatinamente, de modo que el planeta irradia casi el doble de la energía que recibe del Sol. Su atmósfera es el mejor exponente de la nebulosa srcina l, de la que surgió el sistema solar. La nebulosa contiene elementos ligeros, sobre todo hidrógeno y helio, que los planetas rocosos como la Tierra no poseyeron nunca o perdieron hace mucho tiempo. Los gases del mismísimo Sol han sufrido modificaciones debidas a la combustión termonuclear. Pero en el planeta gigante todo se ha conservado como fue en un principio, mantenido por la gigantesca gravedad. La sonda de Galileo , al revelar los datos relativos a la composición del gas y del polvo, mejora nuestro conocimiento de cómo nació el sistema solar. Júpiter no tiene superficie en el sentido habitual de la palabra. El hidrógeno se hace más denso con la profundidad y a niveles bastante someros se condensa formando un líquido caliente. A través de este océano de hidrógeno cae una lluvia perpetua de helio. Más abajo el hidrógeno se comporta como un metal y proporciona quizá la gran conductividad eléctrica necesaria para generar el poderoso campo magnético de Júpiter. Con su elevada gravedad, su rápida rotación y una química poco habitual, Júpiter constituye un banco de pruebas único. Muchas de las mediciones acometidas por la sonda están JUPITER CON DOS DE SUS SATELITES, IO IZQUIERDA ( ) Y EUROPA DERECHA ( ) EUROPA CALISTO GANIMEDES pensadas proporcionar sólida” que facilitepara la calibración de“una los base modelos atmosféricos, gracias a los cuales terminaremos por conocer la Tierra. Se piensa que los dieciséis satélites de Júpiter se formaron a partir de una nube de gas, de polvo y de hielo que rodeaba el planeta, del mismo modo que los planetas se formaron alrededor del Sol. Las grandes lunas 62 TEMAS 15 solar. Estaba claro que las propiedades magnéticas de los asteroides encerraban enorme interés. El segundo encuentro con la Tierra brindó la ocasión de realizar calibraciones sumamente útiles, proporcionó vistas excelentes de las regiones del polo norte de la Luna y, TORRENTES ATMOSFERICOS DE JUPITER a modo de despedida, nos regaló una película hermosísima de la Luna y la Tierra juntas. El impulso gravitatorio de la Tierra envió a la nave hacia su destino f inal el 8 de diciembre de 1992. Se ajustó la trayectoria para que Galileo arribara a Júpiter el 7 de diciembre de ERUPCION VOLCANICA EN IO EL VIENTO SOLAR SE DESVIA ALREDEDOR DE LA MAGNETOSFERA VIENTO SOLAR JUPITER MAGNETOSFERA LA MAGNETOSFERA INTERIOR CON EL TORO DE PLASMA DE IO LINEAS DEL CAMPO MAGNETICO JUPITER TORO DE IO ORBITAS DEL SATELITE SUPERFICIE DEL PLASMA SISTEMAS S OLARES 1995. En su camino se encontraría con el asteroide Ida el 28 de agosto de 1993. Esta cita presentaba nuevas dificultades. Para esquivar el cuello de botella en las comunicaciones se habían descartado la utilización de la antena principal, que seguía atascada, y la realización de más pasos rocosas, Io y Europa, están más próximas a Júpiter, igual que Mercurio y Venus son los planetas más internos del sistema solar. Más lejos, Ganimedes y Calisto poseen un mayor número de elementos ligeros, como el hidrógeno (en forma de hielo). un tamaño parecido al de lavolcánica Luna, Io esCon el cuerpo de mayor actividad de todo el sistema solar. La lava renueva su superficie cada pocos cientos de años. Al contrario de lo que sucede en la Tierra, cuyos volcanes reciben la energía del cal or de los radioisótopos, los de Io se calientan por las distorsiones de marea que producen Júpiter y los demás satélites. Las nubes volcánicas crean una atmósfera no uniforme de dióxido de azufre, parte del cual se escapa del planeta; el resto se congela sobre la superficie. Europa, del tamaño de nuestra Luna, tiene una extraña superficie fracturada y helada que hace que sea diez veces más brillante en luz refleja. Ganimedes y Calisto, lunas envejecidas y cubiertas de cráteres, tienen grandes cantidades de hielo; su tamaño es el de Mercurio. Los once acercamientos de Galileo a estos cuatro satélites revelarán numerosos detalles, como el espesor de la corteza de Io, la composición de las rocas de Calisto y el espesor del recubrimiento helado de Europa. La zona que rodea a un planeta dominada por su campo magnético se denomina magnetosfera. Júpiter tiene la mayor magnetosfera del sistema solar. Si pudiéramos ver el espacio que abarca, se presentaría en el cielo nocturno con un tamaño mayor que el de la Luna llena. La magnetosfera forma una barrera que se levanta ante las partículas cargadas eléctricamente del viento solar, al que fuerza a desviarse y a fluir alrededor del obstáculo invisible. Una onda de choque se forma en dirección contraria al flujo, en el borde de la magnetosfera que se orienta hacia el Sol; en la misma dirección del flujo, el campo magnético se alarga y dibuja una “magnetocola”. La magnetosfera alberga partículas cargadas de gran energía, corrientes inmensas y una gamaUn abrumadora de ondas electromagnéticas. enorme anillo en rotación, o toro, compuesto de iones de oxígeno y de azufre, rodea a Júpiter y constituye la parte interna de la magnetosfera. Este material proviene de Io, que ha de proporcionar aproximadamente una tonelada del mismo por segundo. T.V.J. 63 4. LOS BARROTES CARCELARIOS, cortes de las imágenes quebarrotes descubrieron una pequeña mancha a uno de los l ados se tomaron del asteroide Ida, se transmitieron a la Tierra ade Ida (izquierda); al recuperar la imagen completa derecha ( ), fin imágenes de localizar las secciones de interés sin tener que enviar se determinó quealrededor se tratabade deIda, una con rocalodeque un pasó kilómetro, las completas. (El fallo de la antena principal hizo tuada en órbita a ser sila necesaria tanta austeridad en la transmisión de los datos.) Los primera luna asteroide conocida. por las cercanías de la Tierra. La veloc idad de transmisión de los datos de Ida no superaría los 40 bit por segundo. Sin embargo, se quería observarlo a la mitad de distancia del avistamiento de Gaspra. Como Ida es unas dos veces mayor que Gaspra, su retrato tendría una superficie cuatro veces mayor. Para obtener de Ida datos mejores que los recabados de Gaspra, hubo que afinar las técnicas de navegación. Se desarrollaron también mejores métodos de búsqueda en la cinta grabada para que no se mandasen a la Tierra imágenes del “cielo negro”, de modo que la antena se limitase a transmitir los datos esenciales. La naturaleza ayudó, pues Ida tiene un período de 4,65 horas, unos dos tercios del período de Gaspra, y Galileo observa ría todos sus lados más de cerca. Las primeras imágenes mostraron que era un objeto extremadamente irregular, de unos 56 kilómetros de largo y con una superficie sembrada de cráteres. Pertenece a la familia Koronis, grupo de asteroides cuya existencia parece deberse a la desintegración de un cuerpo progenitor mayor, que mediría unos 100 kilómetros de diámetro. Algunos teóricos aducían que la desintegración se produciría no hace más de algunas decenas de millones de años, pero la superficie de Ida, marcada por los cráteres, muestra signos de envejecimiento e induce a pensar que la familia Koronis, y puede que otras, cuenten con edades de mil millones de años o más. Aún nos aguardaba otra sorpresa. En febrero de 1994 se empezó a examinar el resto de la cinta que contenía las imágenes de Ida. Pequeñas partes de algunas de ellas se habían obtenido en forma de “barrotes carcelarios”, es 64 decir, mediante secuencias en las que se transmitía un barrido de unas cuantas líneas, se saltaban muchas, se emitían unas pocas más y así hasta el final de la imagen. Se localizaron las secciones que contenían datos de Ida para recuperarlos más adelante. C uando se estudiaron los “barrotes”, Ann Harch detectó una extraña mancha a un lado de Ida. Se examinaron, una a una, las fuentes astronómicas que pudieran haber salido en el fondo de la imagen inadvertidamente. Al no encontrar ninguna, se llegó a la conclusión de que se había dado con un pequeño asteroide cercano a Ida, seguramente una luna suya. El equipo encargado de la zona infrarroja confirmó la presencia del asteroide. Ambos grupos se percataron de que trabajaban con imágenes del mismo objeto, aunque un poco diferentes. Un cálculo rápido de los ángulos de paralaje mostró que la roca estaba a unos 100 kilómetros del centro de Ida y que no se había movido mucho en los minutos que mediaron entre una ob servación y la siguiente. Un cuerpo pequeño, moviéndose tan despacio y situado tan cerca de un asteroide de mayores dimensiones, era casi con total seguridad un satélite. La Unión Astronómica Internacional lo bautizó con el nombre de Dáctilo (“Dactyl”), en honor a los Dáctilos, hijos mitológicos de Ida y Júpiter. En casi todas las imágenes de Ida aparecía Dáctilo. Las de gran resolución revelaron que tenía forma de patata y que estaba marcado de hoyuelos. No se trataba, en efecto, de un fragmento reciente producido por una co lisión. Su órbita tiene un período de 24 horas o más. La gama de órbitas que casan con las observa- ciones ayuda a acotar la masa y, por tanto, la densidad de Ida, que resulta ser parecida a la de los meteoritos rocosos. El descubrimiento de la luna de Ida generó un sinfín de interrogantes. Por ejemplo, el de su srcen. Una colisión podría haber puesto en órbita un pedazo de la propia Ida (una variante de esta idea es la de que nuestra propia Luna se formó cuando un impacto descomunal arrancó de la superficie de la Tierra una gran cantidad de materia, que se amalgamó con los restos del objeto causante del impacto). Pero en ese caso el fragmento tendría que haber chocado contra otro residuo situado estratégicamente; de no haber sido así, hubiera vuelto a caer sobre Ida. Lo probable es que Dáctilo e Ida nacieran de la fragmentación de un cuerpo de la familia Koronis. Si ambos pedazos permanecieron cercanos, pudieron quedar vinculados gravitatoriamente. Hay diversas opiniones sobre la probabilidad de que un asteroide adquiera un satélite y sobre la duración de éste. Desde principios de siglo han venido sucediéndose indicios, de dispar srcen, de que algunos asteroides podrían ser binarios, dos cuerpos que describen órbitas uno alrededor del otro en un espacio reducido. Pero las rocas pequeñas salen de su órbita con mucha facilidad debido a los efectos perturbadores del Sol y de otros planetas, sobre todo de Júpiter. Dáctilo, que gira a unos pocos radios de Ida, cae dentro de la influencia de ésta, pero queda por ver cuánto tiempo logrará permanecer así. En julio de 1994, cuando aún faltaba año y medio para llegar a Júpiter, Galileo contempló todo un espectáculo: el impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 en la cara oscura del TEMAS 15 planeta. Pero había que programar el ordenador de la nave meses antes del acontecimiento, cuando aún se desconocía el instante exacto de los impactos. Para obviar ese inconveniente, debían registrarse muchas más imágenes de las que podían enviarse a la Tierra por medio de la antena de baja ganancia. Para ello se utilizaron técnicas de búsqueda en las cintas de grabación como las empleadas durante el encuentro con Ida. El análisis de los fenómenos que se habían observado desde la Tierra y desde el telescopio espacial Hubble ayudó también a localizar y a no recuperar más que las débiles señales procedentes de la antena de baja ganancia. La DSN es un grupo de tres instalaciones de seguimiento situadas en Goldstone, Madrid y Can berra. Separadas por 120 grados de longitud, aseguran la visibilidad de cualquier nave espacial en todo momento. Las antenas se utilizan por separado para seguir diferentes naves espaciales. Pero cuando se requiere gran sensibilidad se sintonizan electrónicamente y se crea una suerte de antena receptora mucho mayor. Voyager hizo uso de esta posibilidad en su visita a los planetas Urano y secciones la grabación que contenían datosde sobre el impacto. Galileo observó la luz visible y la infrarroja cercana producidas por la entrada y la explosión de varios fragmentos del cometa. Destacan las imágenes del último suceso. Tomadas en luz verde a intervalos de 2,33 segundos, muestran un planeta giboso con un punto incandescente en la parte oscura, cuyo brillo crece y luego se apaga, la señal de la violenta muerte del fragmento W. También se registraron datos de vital importancia sobre el gran suceso G mediante experimentos llevado s a cabo en el ultravioleta e infrarrojo y con el radiómetro fotopolarímetro. Gracias a ellos se calcularon de forma directa el tamaño, la temperatura y la altitud de la bola de fuego. Apareció como un globo de unos ocho kilómetros de diámetro y 7500 grados kelvin de temperatura que, a medida que ascendió en la atmósfera, se expandió y se enfrió rápidamente. El análisis de esa avalancha de datos durará años. El detector de polvo de la nave, que mide los impactos de micrometeoritos no mayores que las partículas del humo del tabaco, ha venido registrando los flujos de polvo procedentes de Júpiter desde mediados de 1994. En agosto, a 62 millones de kilómetros del planeta todavía, Galileo se fue abriendo camino a través de una tormenta de polvo muy intensa. El detector fue embestido durante un mes por hasta 20.000 partículas que se movían a velocidades de entre 40 y 200 kilómetros por segundo. Los granos de polvo, demasiado pequeños para dañar la nave, pudieran tener su srcen en los anillos de Júpiter o en los volcanes de Io. Seguramente son granos con carga eléctrica que el campo magnético de Júpiter acelera y arroja hacia el espacio. Los responsables de la misión sufrieron un sobresalto más en octubre de ese mismo año. La grabadora, que había funcionado hasta entonces a la Neptuno, de mientras que Galileo la empleará forma habitual mientras observe Júpiter. Estas mejoras, en combinación con otros cambios en el modo en que 5. LA SONDA ATMOSFERICA de Júpiter las naves espaciales codifican los descendió sobre el planeta el 7 de di- datos, hacen que la capacidad de ciembre de 1995. Durante el descenso se información del enlace de telecomuquemó gran parte de la cubierta protectora (abajo); el resto se desprendió des- nicaciones alcance los mil bit por pués de que un paracaídas redujese la segundo, suficiente para que puedan velocidad de la sonda, dejando los ins- cumplirse los objetivos primarios de trumentos al descubierto, que midieron Galileo , la obtención de datos muy la velocidad del viento, la composición detallados de los objetos a los que se de las nubes, la frecuencia de los relám- aproxima y el estudio de los campos pagos y otros aspectos de la atmósfera. magnéticos. Galileo observará los satélites jovianos con la resolución con la que el LANDSAT , por ejemplo, perfección, tuvo problemas de rebobi- toma imágenes de la Tierra, aunque nado, quedando también fuera de ser- haya otros proyectos que se hayan vicio. La nave toda vía cuen ta con tornado imposibles en ausencia de la cierta cantidad de memoria de estado antena de ganancia elevada y de la sólido, que puede aprovecharse para grabadora magnética, entre los que almacenar y transmitir imágenes de se encuentran la observación de Io alta resolución, puede que aproxima- en el primer encuentro, la medición damente la mitad de las que hubiera de los fenómenos magnetosféricos con gran resolución temporal o la realiadmitido la grabadora. La llegada de la sonda a Júpiter el zación de un reportaje de la gran 7 de diciembre de 1995 marcó el prinmancha roja. Es imposible adivinar lo que se cipio de su misión central. La información aportada por la nave, un breve hubiese descubierto si hubiese podido conjunto de datos que puede almacerealizarse la amplia exploración del narse en un disco flexible, pero valio- sistema joviano que se había planeado sísimo, se recuperó íntegramente. A srcinalmente. Pero el equipo invespartir de ese mo mento, Galileo se tigador ya ha demostrado su capacidad para realizar descubrimientos concentró en la realización de un sinfín de medidas del planeta gigante, impresionantes mediante el uso intede sus cuatro lunas mayores y de su ligente de flujos de información muy reducidos. colosal campo magnético. SISTEMAS S OLARES L a capacidad de la nave se ha mejorado considerablemente. Cuando se programaron inicialmente sus ordenadores, las técnicas de compresión de datos eran aún primitivas. Un paquete de programas completamente nuevo permite que los datos se procesen, se editen y se compriman a bordo, lo que decuplica por lo menos el contenido de información de cada bit. La modificación de la Red del Espacio Remoto (Deep Space Network, DSN) permite recoger además las BIBLIOGRAFIA COMPLEMENTARIA J. Kelly Beatty y Andrew Chalkin. Sky Publishing, 1990. JUPITER: T HE GIANT PLANET. Reta Beebe. Simon & Schuster, 1994. La última información disponible y mucha de la obtenida durante la misión puede consultarse en la dirección de Internet http://www.jpl.nasa.gov/galileo. THE N EW S OLAR S YSTEM . 65 El enigma del anillo de Júpiter Gregor Morfill D esde hace más de trescientos años se conoce a Saturno como “el planeta de los anillos” (en gran medida gracias al trabajo del astrónomo Christiaan Huygens), mientras que la existencia de anillos alrededor de los otros planetas gigantes gaseosos —Júpiter, Urano y Neptuno— es el resultado de observaciones relativamente recientes. La razón primordial es la visibilidad: los las imágenes de los Voyager. Ambas están localizadas cerca del borde externo del anillo. Suponiendo entonces que esas dos lunas representasen “la punta del iceberg”, por ser las mayores de un grupo ubicado a unos 1,8 radios de Júpiter, tendríamos la fuente de material requerido para poblar el anillo visible. Pero ¿de dónde vienen los proyectiles? Se propusieron anillos de de Saturno, observadosaparecen a través de un telescopio dosla posibilidades. Podía tratarse de partículas moderno gran resolución, majestuosos y de nube interplanetaria responsable de la procedentes luz zodiacal gigantescos, mientras que el anillo de Júpiter impone (una extensa y tenue luz difusa que puede verse una hora mucho menos. De hecho su descubrimiento se efectuó tras la puesta del Sol o una hora antes del amanecer). gracias a las imágenes tomadas en las proximidades de También podrían ser pequeñas partículas de polvo inyecJúpiter por las cámaras de los vehículos espaciales Voyager tadas en la magnetosfera de Júpiter por la actividad volhace unos veinte años. Su tamaño es de unas veinte veces cánica del satélite Io. Parece fácil, a primera vista, contrasel diámetro terrestre y su anchura tar la hipótesis de la nube radial es del orden del radio interplanetaria como fuente de terrestre, proporciones semejanproyectiles, puesto que se conotes a las de la llanta de una rueda cen su distribución de masa y sus de bicicleta. A diferencia de los flujos, la física de los impactos a anillos de Saturno, que están forgrandes velocidades ha sido bien mados por “cantos” como de un estudiada en el laboratorio y puemetro de diámetro, el anillo visiden calcularse las propiedades ble de Júpiter es “un anillo de ópticas de las partículas, compapolvo”, constituido en gran rándolas con las observaciones medida por partículas micromédel anillo efectuadas por Voyager. tricas cuyo tamaño típico es el del Pero aquí es donde empiezan diámetro de un cabello humano. los problemas. No resulta de gran El anillo es tan tenue que, si todo ayuda el conocimiento de los flusu contenido se acumulase y comjos de las partículas proyectil si no primiese en un bloque cúbico, el se conoce el área que los pequelado del cubo resultante mediría El tenue anillo de Júpiter fotografiado en 1979 ños satélites presentan como unos 40 metros. blanco. Peor aún es que, para calpor la sondaVoyager 2 El tenue anillo de Júpiter ha cular la estructura espacial del sido en cierto modo un enigma. anillo y poder compararlo con las Tras todos estos años de investigación seguimos sin cono- observaciones, necesitamos saber la distribución de tamacer su srcen ni su funcionamiento. M. Horányi y T. E. ños de las partículas inyectadas y los mecanismos más Cravens propusieron una solución muy prometedora. Para importantes que rijan su transporte y destrucción. Mientras apreciar el avance que supone y comprender el rompeca- que los efectos de la presión de la radiación se conocen bezas, retrocedamos al tiempo en que los Voyager sobre- razonablemente bien, no pasa lo mismo con la intensidad volaron Júpiter y dieron un gran impulso a la ciencia de de las fuerzas electromagnéticas y con el efecto del dralos anillos planetarios. gado de las partículas por el plasma magnetosférico de Poco después de que se descubriese el anillo de Júpiter Júpiter. Lo mismo acontece con las pérdidas por procesos ya resultó evidente que su estructura no podría ser esta- de “salpicadura” (osputtering, erosión por el bombardeo ble. Las órbitas seguidas por unas partículas tan pequeñas de iones), con las colisiones con otras partículas de polvo son fácilmente perturbables, incluso por la presión de la y con su absorción por la parte alta de la atmósfera del radiación y por las fuerzas electromagnéticas, de forma planeta. que el planeta mismo las barre, perdiéndose en el espaA medida que se iba avanzando en el conocimiento de cio. Esto implica que tiene que haber una fuente que fenómenos complejos, como es que las partículas se carproporcione partículas al anillo. Se propuso que Júpiter guen eléctricamente y puedan ser transportadas en las tendría otro anillo mayor de pequeños satélites, como magnetosferas planetarias, el progreso en el análisis de de un kilómetro de tamaño, que se verían continuamente los datos transmitidos por los Voyager revelaba que el bombardeados por pequeños proyectiles submicrométri- anillo de Júpiter está estructurado: consiste en un anillo cos. Las diminutas partículas que los impactos arrancarían principal, que es el que hemos descrito, de unos 300 km de la superficie de esas pequeñas lunas serían las que de altura (espesor), cuyo borde interno se convierte en alimentasen al anillo. Al tiempo que se formulaban estas otro anillo toroidal, aún más débil, de unos 10.000 km de ideas se descubrieron dos pequeñas lunas de Júpiter, espesor. Al llegar aquí, la mayoría de los investigadores posteriormente bautizadas como Adrastea (cuyo radio teóricos arrojaron la toalla. es de unos 10 kilómetros) y Metis (con un radio de unos El aspecto nuevo y excitante del trabajo de Horányi y 20 kilómetros), gracias a un análisis pormenorizado de Cravens es que, comenzando con el modelo básico de 66 TEMAS 15 impacto desarrollado en los años ochenta, han mejorado la modelización dinámica de las trayectorias de las partículas. Proponen que la composición del plasma ambiente de la región del anillo de Júpiter está dominada por fotoelectrones y iones ionosféricos, lo que les conduce al sorprendente resultado de que las partículas expulsadas e inyectadas tienen una vida menor de un año. Su duración precisa es de t≈100a3 días, en donde a es el radio de la partícula en micrometros. Los cálculos previos basados en la erosión por salpicadura arrojaban tiempos de vida de 100 años o más. Esto les permite deducir la distribución de tamaños de las partículas expulsadas y encontrar que su ritmo de producción es proporcional a a, siendo  = –5,5 si se quiere conseguir un buen ajuste con el espesor óptico del anillo principal y con el espesor de la región toroidal. La distri- duce una dispersión de las partículas expulsadas con una distribución de tamaños característica que depende de la masa y velocidad de la partícula impactante. Si el espectro de masas de las partículas impactantes sigue una ley de potencias, la misma ley debe obedecer entonces la fuente de partículas expulsadas que alimenta el anillo. Esto significa que el espectro de tamaños de los proyectiles tiene una pendiente aguda, proporcional a a–5,5. Las observaciones y las leyes físicas de los impactos a gran velocidad indican que el margen de tamaño de los proyectiles es de 0,01 ≤ a ≤ 10 m. Pero en este rango de tamaños las distribuciones del tamaño de los granos interplanetarios siguen una ley de potencias proporcional aa–2,5. No resulta fácil compatibilizar esto con los refinados y cuidadosos análisis de los autores. Salvo que se invoquen procesos aún no conocidos, esto bución de densidad del concuerda también bastante con las observaciones deanillo dispersión luminosa que produce. Es así como se explican todos los detalles conocidos del anillo de Júpiter. Horányi y Cravens no analizan, sin embargo, una consecuencia lógica de sus resultados. Cada impacto srcinado por proyectiles moviéndose con una hipervelocidad pro- no dejaría otra alternativa que retornar la luna propuesta que las cenizas volcánicas expulsadas pora la Io sonde la fuente de las partículas proyectil responsables del tenue anillo de Júpiter. Si así fuese, el espectro de pendiente aguda estaría relacionado con el del flujo de partículas procedentes de los penachos volcánicos, que se sabe tiene un máximo alrededor de 0,01 micras.Sería una deducción fascinante. Saturno blanco Corey S. Powell n septiembre de 1990 astrónomos aficionados descubrieron la Gran Mancha Blanca, una violenta y descomunal tormenta en Saturno. Luego el fenómeno fue creciendo y se propagó hasta cubrir casi un hemisferio completo del planeta. A partir del 9 de noviembre, los astrónomos dirigieron la cámara de campo ancho del telescopio espacial Hubble hacia Saturno, para observarlo con mayor definicion. Imágenes anteriores recogidas por el Hubble habían permitido establecer que el procesamiento de las mismas en el ordenador capacitaba al telescopio para lograr la resolución buscada de una décima de segundo de arco, en imágenes brillantes y de gran contraste. Muchos astrónomos se encontraron con la agradable sorpresa de comprobar que las técnicas informáticas funcionaban con idéntica eficacia para objetos del tamaño de Saturno. La imagen resultante muestra los primeros momentos de una transformación en el planeta, cuyos rastros turbulentos se asemejan a los que las sondas Voyager nos han traído de Jupiter. El color blanco de la mancha se debe, presumiblemente, a nubes altas de cristales de amoníaco. Ignoramos, sin embargo, la causa de los movimientos atmosféricos verticales que dan srcen a las nubes. Manchas parecidas, aunque menores, habían aparecido antes, con intervalos de 27 a 30 años. Se atribuían a fenómenos estacionales ligados a los veintinueve años y medio que dura la órbita del planeta alrededor del Sol. La fotografía en falso color que se acompaña se ha obtenido combinando dos imágenes, en el azul y en el infrarrojo. El color azul indica nubes de baja altitud; el E SISTEMAS S OLARES rojo, nubes de alta altitud. El telescopio Hubble ha sacado más de 400 imágenes, que se utilizarán para crear una película donde contemplaremos el comportamiento, a lo largo del tiempo, de la Gran Mancha Blanca. El Hubble capta una gran mancha blanca. 67 Urano Andrew P. Ingersoll El gigantesco planeta verde-azulado tiene un polo dirigido hacia el Sol. Su campo magnético está inclinado, su atmósfera es densa y gélida y sus vientos se asemejan a los de la Tierra U rano, en contraste con todos los demás planetas del sistema solar, gira de lado, es decir, su eje de rotación casi descansa en el plano de su órbita; los ejes de rotación de los demás planetas son todos aproximadamente perpendiculares al plano orbital. ¿Cómo se produjo la anómala orientación en Urano? ¿De qué modo afecta ello a la circulación atmosférica? ¿Tiene el planeta campo magnético? Si es así, ¿cuál es su orientación? Estas son algunas de las preguntas a las que pretendía dar respuesta la misión delVoyager 2 , durante los meses inmediatos al punto de máxima proximidad de Urano, el día 24 de enero de 1986 [ véase“Encuentro del Voyager 2con Urano”, por Richard P. Laeser, William I. McLaughlin y Donna M. Wolf; I NVESTIGACIÓN Y CIENCIA, enero de 1987]. El encuentro planteó más preguntas nuevas que respuestas ofreció, aunque suministró, por fortuna para nosotros, abundancia de ambas. A veces es difícil llevar al ánimo de un público impaciente la idea de que así es como deben suceder las cosas. Durante la jubilosa conferencia de prensa que los investigadores del Voyager mantuvieron el día 27 de enero de 1986, uno de los reporteros se mostró preocupado por el hecho de que los científicos estuvieran todavía perplejos ante los nuevos descubrimientos, y preguntó por qué se tardaba tanto en explicarlos. Edward C. Stone, del Instituto de Tecnología de California, científico jefe del proyec to de la misión Voyager, replicó por todos nosotros. “Estamos felizmente perplejos”, dijo. “Cuando más aprendemos es cuando vemos cosas que no podemos explicar fácilmente. Si uno ve co sa s que pued e ex plic ar en seguida, probablemente no ha aprendido mucho. Ello significa que, seguramente, ya las sabía.” En el tiempo transcurrido desde entonces, parte de la confusión inicial sobre los datos 68 del Voyager, aunque por su puesto no toda, cedió su lugar a interpretaciones coherentes. Si hablamos de la apariencia externa de Urano, lo observemos desde la Tierra o desde la atalaya del Voyager 2, lo que más llama nuestra atención es su presencia anodina: constituye una esfera verde-azulada, sin apenas rasgos destacables. Cuan do el Voyager 2detectó, finalmente, ciertas configuraciones en las nubes de Urano, las figuras resultaron ser mucho menores que el diámetro del planeta y sólo un cinco por ciento más brillantes que sus alrededores. Visto desde la Tierra, el diámetro angular de Urano es sólo de unos cuatro segundos de arco. Como la atmósfera terrestre hace imperceptibles las configuraciones de un tamaño inferior al segundo de arco, cualquiera que sea el poder del telescopio, las observaciones desde la superficie terrestre no permiten discernir nada en Urano. Ni siquiera puede verse si está girando. No obstante, mucho antes de que el Voyager 2pasara a 80.000 kilómetros de Urano, los investigadores conocían ya la extraña orientación del eje de rotación del planeta. A ello se llegó tras la observación de las órbitas de los satélites importantes y de los anillos. Las órbitas son todas casi circulares y descansan, por de cirlo así, en un plano. Esta observación sugería que, en la historia temprana del sistema uraniano, éste había adoptado un estado de mínima energía, en el que los satélites y anillos describen sus órbitas en el plano ecuatorial del planeta. Diversas fuerzas conspiran para impulsar un sistema planetario a ese estado; entre ellas se cuentan las interacciones gravitatorias entre sus componentes, los choques con restos interplanetarios y el rozamiento con el gas residual de la formación del planeta. Observaciones precisas han mostrado que el polo de la rotación anti- horaria (que, en Urano, al revés que en la Tierra, es el polo sur) está inclinado 98 grados respecto al polo de la órbita antihoraria del planeta en torno al Sol. En el momento presente, el polo Sur apunta casi directamente hacia el Sol y la Tierra. La masa, radio, temperatura y composición atmosférica de Urano se conocían también antes de la misión Voyager. La masa se había inferido de los períodos orbitales de los satélites: equivale a unas 14,5 masas terrestres. El radio, de unos 25.600 kilómetros (cuatro veces el de la Tierra), se había determinado midiendo el tiempo que las estrellas permanecen ocultadas por el planeta. A poca distancia de las cimas de las nubes y a una presión de 0,4 veces la registrada en la atmósfera terrestre, la temperatura se había calculado observando las emisiones infrarrojas (térmicas) de Urano: resultó ser de 59 grados Kelvin (–214 grados Celsius). Finalmente, la composición de la atmósfera a la altura de las cimas de las nubes se había deducido del espectro infrarrojo, que denunciaba la presencia de hidrógeno molecular (H 2) y de metano (CH 4). La absorción selectiva de la luz rojiza del Sol por el metano confiere a Urano su color verde-azulado. S i bien la capa superior de su atmósfera está constituida, principalmente, por hidrógeno gaseoso, el grue so de Urano está formado de material más pesado. Afirmación que se funda en la densidad del planeta, que es de 1,27 gramos por centímetro cúbico. (La densidad del agua líquida, en las mismas unidades, va le 1.) Esa densidad nos sugiere un planeta constituido, sobre todo, por “hielos”, esto es, sustancias que se hallarían en estado de congelación en la superficie de Urano. Predominarán el agua, el amoníaco y el metano, que, por ser compuestos de los cuatro elementos TEMAS 15 reactivos más abundantes (hidrógeno, oxígeno, carbono y nitrógeno), son los hielos habituales en el sistema solar. A las bajas temperaturas existentes cerca de la cima de la atmósfera uraniana, estos productos se condensan y forman nubes de cristales de hielo. Por congelarse a temperatura inferior, el metano ocupa la capa de nubes superior. Las nubes de metano impi- den apreciar las de amoníaco y agua subyacentes, lo que explica por qué no se observan las marcas de esas sustancias en el espectro infrarrojo del planeta. El cuadro que emergía de las observaciones realizad as desde la Tierra situaba a Urano, junto con Neptuno, en una categoría aparte: entre los planetas en los que abundan el hidrógeno 1. URANO aparecería virtualmente uniforme ante los ojos de un observador del espacio, si las imágenes delVoyager, cuyo contraste ha sido muy realzado, no revelaran bandas nubosas. Las imágenes en blanco y negro de la figura se obtuvieron a través de tres filtros: violetasuperior ( izquierda), anaranjado (superior derecha) y anaranjado de metano (color selectivamente absorbido por el gas metano)inferior ( SISTEMAS S OLARES y el helio (Júpiter y Saturno) y los del sistema solar interno, ricos en oxígeno y en materiales rocosos y metálicos. Vale la pena advertir que la clasificación no es la que cabía esperar basándose en el modelo más sencillo de la formación del sistema solar. De acuerdo con el mismo, la preponderancia de los elementos ligeros, hidrógeno y helio, debería aumentar pro- izquierda); la imagen de falso color es una composición de las tres. La red de longitudes y latitudes de la imagen de falso color muestra que las ban das nubosas se centran en el polo y no en el punto directamente situado bajo el So punl( to blanco). El círculo blanco indica el punto que estaba directamente bajo el vehículo espacial cuando tomó las imágenes. 69 gresivamente con la distancia a la fuente del calor solar, causante de la evaporación. Sin embargo, Urano, con su concentración de hielos, contiene más elementos relativamente pesados que Júpiter y Saturno, y Neptuno resulta ser más pesado todavía. Los componentes congelados de Urano y Neptuno pueden proceder de los cometas, que son más estables en el sistema solar externo, pero la cuestión está sin resolver. Urano llena un segundo hueco entre los planetas jovianos y los terrestres. Parece haber perdido la mayor parte del calor interno que tenía cuando se TIERRA formó, aunque no todo. Hasta un treinta por ciento del calor irradiado por el planeta pudiera provenir de su interior y no del Sol. La cifra correspondiente para la Tierra es de 0,01 por ciento; para Júpiter y Saturno, que poseen una masa mucho mayor y, por tanto, han retenido una mayor proporción de su calor interno, la cifra es, al menos, del setenta por ciento. La intensidad de la fuente de calor interno de un planeta constituye un factor valioso para acercarnos a su evolución. Las características de la circulación atmosférica dependen también de la cuantía en que la atmós- CORTEZA ROCOSA fera sea calentada por debajo. La misión Voyager 2contaba, entre sus objetivos, refinar la incierta estima del calor interno de Urano. T uve a mi cargo la planificación y el análisis de las observaciones atmosféricas de esta misión, en particular de las referentes a nubes y vientos. Comenzó siendo un trabajo desmoralizador, tal era la uniformidad del planeta. Las órdenes enviadas al vehículo espacial habían de programarse mucho antes de ver nada de Urano. Con otros investigadores interesados en la atmósfera del planeta JUPITER 0,1 LIQUIDO MOLECULAR 110o K MANTO ROCOSO NH3 LIQUIDO METALICO NUCLEO DE ROCA Y HIELO NUCLEO DE HIERRO 1 ) R A (B NH4HS N O I S E R P H2O 10 100 ATMOSFERA GASEOSA URANO OCEANO LIQUIDO URANO ATMOSFERA SUPERDENSA 1 ) R A (B NUCLEO ROCOSO ~600o K 52o K 0,1 NUCLEO ROCOSO N IO S E R P CH4 NH3 10 NH4HS 100 H2O ~300o K 2. COMPARACION DE LAS ESTRUCTURAS INTERNAS de lano (CH4). En el modelo de tres capas de Urano izquierda ( ), los Tierra, Júpiter y Urano. (Seveces, han modificado los de tamaños relahielos fundidos forman uny“octano” entre eldel núcleo rocoso tivos: Urano es unas cuatro y Júpiter más once veces, la atmósfera de hidrógeno helio. Los datos Voyager favo- y mayor que la Tierra.) La Tierra, igual que Mercurio, Venus yrecen, sin embargo, un modelo de dos capas ( ), en el derecha Marte, es un planeta denso y rocoso, constituido por metalesque los gases y los hielos estén mezclados en una densa atmósy sus óxidos. Júpiter, como Saturno, consta principalmentefera. Se cree que, cerca de las capas superficiales visibles de de hidrógeno y de helio, que forman un líquido molecular en la atmósfera de Júpiter y de Urano, el amoníaco, el hidrosulla capa más externa y otro metálico (una mezcla de protonesfuro amónico (NH 4HS) y el agua se condensan (en u na secueny de electrones libres) bajo las int ensas presiones que dominan cia determinada por sus temperaturas de condensación) para a mayores profundidades. Urano, como Neptuno, intermediosformar nubes de hielo. Urano es un planeta lo suficientemenentre los planetas terrestres y los jovianos, está constituidote frío para que el metano se condense por encima de las otras principalmente por “hielos” de agua, amoníaco (NH nubes. 3) y meta- 70 TEMAS 15 propusimos, sin embargo, que la sonda tomara muchas imágenes del mismo. Nuestros colegas del grupo de imágenes (al que entonces llamábamos con cierta sorna “grupo de imaginaciones”) estuvieron de acuerdo, en parte por deseo de ayudar y en parte porque, hasta el día anterior al del encuentro, el planeta era el único objeto suficientemente grande para llenar el campo de visión de la cámara del Voyager 2. La imagen de Urano creció sin cesar durante los últimos meses de 1985, pero seguía siendo igualmente aburrida. El problema era que las variaciones de la luz solar dominaban sobre la variación de brillo entre unos las y otros puntos del disco planetario: configuraciones atmosféricas reales quedaban enmascaradas por la reverberación de la luz solar. Afor tunadamente, la distribución de la luz solar es regular: Urano presenta su máximo brillo en el punto subsolar, cerca del polo sur, y adquiere progresiva obscuridad a medida que se avanza hacia el ecuador; es decir, admite un tratamiento matemático. Charles Avis, Robert H. Brown y Torrence Johnson, del Laboratorio de Propulsión a Chorro, elaboraron una expresión matemática para la variación de brillo de un planeta hipotético, similar a Urano, pero sin rasgos distintivos. Cuando se restó el modelo de la variación de brillo observada en Urano, aparecieron algunas débiles configuraciones nubosas. Como he indicado antes, estas configuraciones no son más que unos cuantos puntos porcentuales más brillantes que los alrededores, pero el contraste se puede exagerar y representar en falso color. Las imágenes realzadas revelaron una serie de bandas nubosas concéntricas con el polo de rotación. Superpuestas a las bandas, y entre ellas, había configuraciones menores que giraban en torno al polo en sentido antihorario, cada una a latitud constante. Las configuraciones de diferentes latitudes se movían a distintas velocidades, con períodos que variaban de 14 a 17 horas. Estaba claro, pues, que las nubes no se dejaban sólo arrastrar por la rotación del planeta. Se observaban vientos genuinos. Por fin, tras meses de espera, se tenía un resultado científico y, además, importante. En primer lagar, no había razón para que las bandas nubosas fueran concéntricas con el polo, pero lo eran. En segundo lugar, los vientos no tenían por qué soplar en dirección de este a oeste, pero lo hacían. Bandas y vientos de este a oeste son semejantes a lo que se encuentra en Venus, la SISTEMAS S OLARES 2 S N 24 ENERO 1986 1 3 S S N N 4 S N ECUADOR N IO C A IN M U IL R A L O S 4 1234 POLO SUR N IO C A IN M U IL R A L O S 4 1234 POLO NORTE N IO C A IN M U IL R A L O S 4 1234 3. LOS CAMBIOS ESTACIONALES de la iluminación solar de Urano difieren ampliamente de los de otros planetas, porque el primero gira de lado. El año de Urano dura unos 84 años terrestres. En este momento, el polo sur está apuntando hacia el Sol y el norte queda en constante oscuridad; dentro de treinta años se invertirá la situación. El ecuador, ahora en crepúsculo, tiene dos inviernos y dos veranos cada año. Tierra, Júpiter y Saturno. Antes del encuentro del Voyager 2 con Urano, podría haberse imaginado que su circulación atmosférica fuese diferente. En Urano, como en los demás planetas, el Sol suministra la mayor parte de la energía que impulsa la circulación. En la época del encuentro, el Sol caía, casi directamente, encima del polo sur; el polo norte había estado en la oscuridad durante 20 años y el ecuador se encontraba en permanente crepúsculo. La distribución de la energía solar difería completamente, pues, de la que se da en los otros planetas, cuyos ejes están mucho menos inclinados. Pese a ello, la circulación atmosférica era semejante. Parece ser que, aunque proporcione la energía que impulsa la circulación atmosférica de un planeta, el Sol no determina la configuración de la circulación. Por el contrario, ésta se halla dominada por los efectos de la rotación planetaria. La rotación in duce la fuerza de Coriolis, que go bierna la circulación de los vientos en zonas de latitud constante. Si una partícula atmosférica curva su trayectoria, saliendo de su zona de latitud, la fuerza de Coriolis la devuelve a ella. Las observaciones de los planetas, en particular de Urano, desde sondas espaciales han mostrado cuán importante es esa fuerza. Hoy sabemos que las circulaciones atmosféricas están más influidas por su propia inercia que gobernadas por la distribución de la energía solar. Hacia principios de enero de 1986, 71 establecidas ya las observaciones de las configuraciones nubosas de Urano, los investigadores responsables de los experimentos de campo magnético y partículas cargadas del Voyager 2 esperaban con evidente afán los primeros resultados. Si Urano careciese de campo magnético, no tendrían nada que observar, salvo el viento solar de partículas cargadas a su paso junto al planeta; éste se limitaría a crear una estela en la corriente. Nada habría que decir acerca de efectos de dínamo y acerca de regiones conductoras de electricidad en el interior del planeta, salvo que, al parecer, no habría ninguna. aAdemás, y esto también interesaba los estudiosos de la atmósfera, no habría manera de determinar la velocidad interna de rotación del planeta. En planetas gigantescos, y Urano es uno de ellos, carentes de corteza sólida, el campo magnético generado internamente proporciona el único sistema de referencia con respecto al cual se miden los movimientos atmosféricos. La desmoralización cundió entre los miembros del equipo del Voyager 2 cuando el vehículo espacial superó el punto en el cual los modelos teóricos habían predicho que comenzarían a observarse los efectos del campo magnético. Sólo cinco días antes de alcanzar el punto de máxima proximidad, el vehículo espacial detectó señales de radio y chorros de partículas cargadas que emanaban de Urano. Por analogía con otros planetas, las emisiones de radio tenían forzosamente que provenir, directa o indirectamente, de partículas cargadas que describieran trayectorias helicoidales alrededor de las líneas de fuerza del campo magnético. La modulación de las emisiones sugería que el campo magnético de Urano estaba inclinado respecto al eje del planeta y, por tanto, oscilaba al girar éste. En ese momento el Voyager 2 no había penetrado todavía en el campo magnético. En la parte del planeta que mira al Sol, el campo está confinado a una región bastante pequeña por el viento solar, que lo deforma y lo “peina”, creando una larga cola detrás del planeta. Inmediatamente fuera de esta región (la magnetosfera), allá donde el campo magnético compensa el viento solar, se forma una 4. CONFIGURACIONES NUBOSAS BRILLANTES observadas en Urano por el vehículo espacialVoyager 2en el interior de cada banda concéntrica de nubes y entre onda de choque en arco (esta onda es distintas bandas. Las nubes se mueven en sentido antihorario alrededor del polo de análoga a la onda de choque que prerotación; las configuraciones de latitudes diferentes se mueven a distintas velocidacede a un avión que vuela a velocidad des, indicando que son arrastradas por vientos que soplan de este a oeste, con una supersónica, pero es una perturbación intensidad que varía con la latitud. La configuración que se ofrece en el primer plano electromagnética y no hidrodinámica). (arriba) es, probablemente, el penacho de una ascendencia convectiva. Siguiéndolo El Voyager 2cruzó el arco de choque en instantáneas tomadas a intervalos constantes de tiempo, se puede medir la velocidad del viento. En la fotografía central, el penacho está en la posición de las dos el endía la 24 de enero, sólo 10 horas antes de alcanzar el punto de máxima proxiesfera del reloj; en la de abajo, se ha movido hasta la posición horaria de las once. 72 TEMAS 15 5. VIENTOS DE ESTE A OESTE dominan la circulación at mos-te grande, de su eje de rotación. La semejanza eólica sugiere férica del planeta Urano; ocurre lo mismo en la Tierra y enque la denominada fuerza de Coriolis, causada por la rotación Júpiter, si bien la distribución de la luz solar de Urano resulde un planeta, tiene una influencia dominante sobre la confita ser única en virtud del ángulo de inclinación, anormalmenguración de su circulación atmosférica. midad al planeta. El equipo magnetométrico, dirigido por Norman F. Ness, del Centro de Vuelos Espaciales Goddard, co menzó en seguida a cartografiar la forma e intensidad del campo magnético de Urano. No era un campo tan sencillo como se había esperado. En todos los demás planetas, el campo está dominado por una componente dipolar, el equivalente a una pequeña y potente barra magnética situada en el centro del planeta. En la Tierra, Júpiter y Saturno, la hipotética barra es casi paralela al eje de rotación. (El ángulo de inclinación del campo magnético terrestre, de 11,7 grados, es el mayor de ellos.) Las componentes cuadripolar y octopolar, que describen las irregularidades del campo dipolar, adquieren especial importancia en el interior de los tres planetas, cerca del núcleo eléctricamente conductor cuyos movimientos fluidos parecen generar el campo. En Urano, por el contrario, T IER RA la barra magnética está inclinada 60 grados respecto al eje de rotación, siendo las otras componentes del campo casi tan intensas como el dipolo. Para eliminarlas y hacer que un modelo dipolar puro se ajustase a los datos, sería preciso alejar el dipolo respecto al centro en un treinta por ciento del radio del planeta. ¿P odría estar la anormal inclinación del eje magnético de Urano relacionada con el ángulo, mucho mayor de lo común, entre el eje de rotación y el eje de la órbita? Para que así fuera, el interior de Urano, donde reside la dínamo magnética, tendría que “saber” dónde se halla el Sol, porque éste define la órbita. Cabe la posibilidad de que el interior se vea afectado por la atracción gravitatoria diferencial del Sol: la atracción es mayor sobre el hemisferio iluminado que sobre el nocturno. David J. Stevenson, del Instituto de JU PIT ER N Tecnología de California, ha mostrado, no obstante, que este efecto de marea es demasiado débil para que influya de modo apreciable sobre la región de la dínamo, situada en el interior del planeta (la distancia de Urano al Sol es diecinueve veces mayor que la de la Tierra). Ness y sus colaboradores han especulado sobre la posibilidad de que Urano esté sufriendo una inversión magnética, lo que explicaría tanto el ángulo de inclinación del eje magnético como la distancia del dipolo al centro. (En la Tierra hay indicaciones geológicas de numerosas inversiones del campo magnético, aunque el intervalo de tiempo que se tarda en cambiar de polaridad es pequeño.) Por otra parte, la separación con respecto al centro puede manifestar simplemente que la región de la dínamo en Urano esté más cerca de la superficie que en otros planetas. Urano contiene mucha agua y amoníaco, que se hacen buenos con- URANO N 11,7o 10,8o S S N N ECLIPTICA S N S N 60o S S 6. INCLINACION DEL CAMPO MAGNETICO de Urano en se-polo sur de un dipolo se entiende aquel hacia el cual apuntar senta grados respecto al propio eje de rotación del planeta;la aguja magnética.) Ocurre, sin embargo, que el campo dipoasimismo, el hipotético dipolo magnético que mejor se ajustalar de la Tierra y el de Júpiter, aunque ligeramente inclinados, al campo observado está descentrado respecto al planeta. (Porno se encuentran descentrados. SISTEMAS S OLARES 73 ductores eléctricos a presiones más bajas (y, por tanto, a profundidades menores) que el hidrógeno y el helio que predominan en Júpiter y Saturno. Sin embargo, ni la inclinación del eje magnético de Urano ni la separación del dipolo con respecto al centro han recibido una explicación satisfactoria. No obstante, conviene recordar que ninguna dínamo planetaria, ni siquiera la de la Tierra, se conoce bien, por la razón principal de que los datos de observación relativos al interior de un planeta son extremadamente difíciles de obtener. El campo magnético de Urano presenta turno. Igual que las magnetosferas de otros planetas, está llena de un gas ionizado (plasma), compuesto del mismo número de iones positivos (principalmente, protones) que de electrones. Las partículas se encuentran atrapadas en el campo magnético y oscilan entre los polos magnéticos norte y sur. La energía media aumenta a medida que nos aproximamos al planeta. En relación con ello, el equipo de partículas cargadas del Voyager 2, encabezado por Sta matios M. Krimigis, de la Universidad Johns Hopkins, halló que Urano tiene cinturones de radiación (regiones de par- ción y, en consecuencia, quedan expuestos a las partículas de alta energía. Si, como se cree generalmente, sus superficies están constituidas, en parte, por metano congelado, los protones de los cinturones de radiación podrían romper el metano y convertirlo en hidrocarburos complejos de color oscuro y mate. El Voyager 2pasó más de dos días uranianos en la magnetosfera. Como el campo magnético está fijo respecto al planeta, la velocidad de rotación de éste podía determinarse a partir de las fluctuaciones periódicas de la intensidad del campo. Se podía tam- un aspecto otra parte, es posible que, raro; si se por dispusiera de una muestra mayor de planetas, un número sustancial de ellos tuviera campos magnéticos inclinados se senta o más grados. tículas de alta energía) similares a los cinturones de Van Allen que ci ñen a la Tierra. La radiación en los cinturones de Urano, intensísima, puede causar, en pocos millones de años, daños apreciables en las superficies expuestas a ella. Este efecto explicaría quizás el color oscuro de los anillo s y las manchas oscuras de los satélites. Lo s satélites y los anillos describen órbitas dentro de los cinturones de radia- bién calcular mediante las emisiones que habían dado el radioprimer indicio de la existencia de un campo magnético en Urano. Las emisiones provienen de la vecindad de los polos magnéticos y, por tanto, fluctúan periódicamente al describir el eje magnético su precesión en torno al eje de rotación. El equipo de radioastronomía planetaria, dirigido por James W. Warwick, de la empresa Radiophysics, de Boulder, Colorado, observó más de L a magnetosfera de Urano se extiende hasta una altura de, al menos, 590.000 kilómetros por el lado iluminado del planeta y hasta unos seis millones de kilómetros en el noc- EJE MAGNETICO CINTURONES DE RADIACION VIENTO SOLAR O D C A E C Q E U CAPA DE PLASMA H O R DE EJE ROTA CION SATELITE 7. MAGNETOSFERA de Urano, producida por las influencias neta. Las partículas que portan carga eléctrica están atrapadas entre su campo magnético y el viento solar. Un arco de choque, en el campo magnético; las de gran energía oscilan adelante y análogo a la onda de choque que precede a un avión supersóatrás, entre los polos magnéticos, formando cinturones de ranico, se forma “corriente arriba” del campo magnético. Ladiación tóricos. Las partículas de poca energía son las más magnetosfera, que comienza ligeramente adentrada del frente abundantes en la hoja de plasma que separa el hemisferio de choque, contiene un plasma de protones y de electrones, magnético norte del meridional. A medida que los satélites algunos de los cuales provienen, probablemente, del vientodescriben órbitas en torno al planeta en el plano ecuatorial, solar y otros del hidrógeno que contiene la atmósfera del plavan barriendo “caminos” libres de partículas ( blancas ). líneas 74 TEMAS 15 diez ciclos de radioemisiones. De acuerdo con los cálculos de esos investigadores, que concuerdan con los que se basan en la intensidad del campo magnético, Urano gira una vez cada 17,24 horas. La mejor estimación anterior a la llegada del Voyager 2 había predicho una rotación algo más rápida. La velocidad interna de rotación de un planeta gigante, junto con su tamaño ecuatorial, constituye una sonda sensible de su estructura interna. Cuanto más rápida sea la rotación, tanto mayores serán la fuer za centrífuga del planeta y la datos del vehículo espacial favorecen un modelo de dos capas, en el que los hielos y los gases están mezclados en una densa atmósfera que se extiende desde el núcleo hasta las capas visibles del planeta. La mayoría de esa atmósfera es probablemente agua. Hacia la cima de la atmósfera, donde la temperatura disminuye bruscamente hasta un mínimo de 52 grados Kelvin, el agua, el amoníaco y el metano se condensan (en ese orden) para formar capas nubosas, espesas y heladas. La capa más alta, la de metano, es visible en las imágenes del Voyager. Encima de ella queda una delgada atmósfera estar dominada por gradientes de densidad, asociados con la condensación y la precipitación, y no por gradientes de temperatura. Cuando el vapor de agua se condensa en una zona de la atmósfera terrestre, la densidad en ella varía en menos de un dos por ciento. La densa atmósfera de Urano, sin embargo, podría estar constituida por agua hasta en un cincuenta por ciento. Si, por alguna razón, se condensara una parte importante del agua cerca del ecuador de Urano, el gradiente de densidad re sultante podría imitar al gradiente de temperatura terrestre e impulsar una masa queasí se va desplazando hacia el ecuador, como el abultamiento ecuatorial. El tamaño de este abultamiento depende también de la distribución de la masa en el interior del planeta. Si dos planetas tienen iguales masa, radio y velocidad de rotación, el que posea mayor proporción de su masa concentrada cerca del centro ofrecerá menor abombamiento. Este puede medirse visualmente; su tamaño puede deducirse de su efecto gravitatorio sobre las órbitas de los satélites y de los anillos del planeta. En el caso de Urano, el diámetro ecuatorial del planeta es aproximadamente 2,4 por ciento mayor que el diámetro polar. superior, gaseosa con constituida sobre todomezcla por hidrógeno, un poco de helio y de neón. corriente hacia el polo. (La contrapartida terrestre serían las corrientes oceánicas, impulsadas por gradientes de salinidad y no por gradientes de temperatura.) Por otro lado, los polos de Urano podrían no estar más calientes que su ecuador, aun cuando reciban más luz. El equipo de espectrometría infrarroja del Voyager 2, dirigido por Rudolph A. Hanel, del Centr o de Vuelos Espaciales Goddard de la Ad mini stra ción Nac ional de Aer onáutica y del Espacio ( NASA), midió la temperatura de un polo a otro, inmediatamente por encima de las cimas de las nubes, a una presión constante de unas 0,6 atmósferas terrestres. (La presión en la cima de las nubes es, más o menos, de una atmósfera terrestre.) El equipo halló la misma temperatura, 64 grados Kelvin, tanto en los polos como en el ecuador; en las latitudes medias de ambos hemisferios, la temperatura era entre uno y dos grados más baja. L a velocidad interna de rotación deducida del campo magnético de Urano constituyó una sorpresa para los meteorólogos, pues el perío do de rotación de 17,24 horas es más largo que los que caracterizan a las configuraciones nubosas que se ven en las imágenes del Voyager. Dicho de otra manera, la atmósfera gira más deprisa en las cimas de las nubes que el interior de Urano, al menos en la banda situada entre 25 y 70 grados de latitud, donde se observaron las configuraciones. La diferencia se hace máxima a latitudes grandes, donde ntes incluso de la visita del Vo- las configuraciones describen un círyag er, William B. Hubbard y culo en torno al polo en 14 horas, Joseph J. MacFarlane, de la Uni ver- decreciendo progresivamente hacia el sidad de Arizona, habían usado esta ecuador. Cerca del ecuador, la relación cifra y la mejor estima de la velocidad parece invertirse: allí la atmósfera de rotación para evaluar distintos gira más despacio que el interior. modelos de la estructura interna de La distribución de intensidades del Urano. Los modelos difieren en las viento es sorprendente p or la misma proporciones relativas y el grado de razón que lo es el predominio de los mezcla de los tres principales compovientos de este a oes te: porque se nentes: rocas (metales y óxidos metáparece mucho a la circulación en la licos), hielos (de agua, metano y amoTierra. En las latitudes me dias de la níaco) y gases (hidrógeno, helio y Tierra la circulación está dominada neón). Un modelo muy popular tenía por la presencia de corrientes en cholos tres componentes completamente rro del oeste, a gran altitud. Ello es separados: una atmósfera gaseosa consecuencia directa de que el ecuador yacía sobre un profundo “océano” de esté más caliente que los polos: el grahielos fundidos por las altas tempediente latitudinal de temperatura raturas en el in terior del planeta, crea un gradiente de presión en altura mientras que el o céano rodeaba un que se equilibra con la fuerza de núcleo rocoso. Hubbard y MacFarlane Coriolis, lo que da por resultado vienhallaron que esta distribución de tos que soplan hacia el este. Como masa quedaba demasiado concenUrano está de lado, habría que espetrada en torno al centro para dar lugar rar que sus polos estuvieran más al abombamiento ecuatorial de Urano, calientes que su ecuador y no más bastante pronunciado. fríos. Sin embargo, la rápida rotación Cuando el valor de la rotación obte- de las configuraciones nubosas en las nido por el Voyager 2, más bajo que el latitudes grandes indica que Urano anterior, se introduce en el cálculo, el tiene vientos como las corrientes en abombamiento producido por el modelo chorro. de tres capas se hace todavía menor y Hay dos maneras de explicar esta la discrepancia con las observaciones aparente contradicción. En primer crece aún más. Por el contrario, los lugar, la circulación de Urano pudiera A SISTEMAS S OLARES L os modelos teóricos habían predicho que la temperatura de ambos polos tenía que ser la misma o muy parecida. La luz solar es tan débil en Urano que las variaciones estacionales de temperatura no deberían superar los dos grados Kelvin. Adem ás, James Frie dson, del Instituto de Tecnología de California, y yo calculamos que los vientos podrían limitar las variaciones estacionales transportando calor de un hemisferio a otro; el enfriamiento del polo en sombra puede equilibrarse también mediante una convección más activa del calor interno. Sin embargo, ninguno de los modelos puede explicar por qué el ecuador está a la misma temperatura que los polos. Al parecer, el calor circula por la atmósfera de Urano de manera más compleja que la representada en los modelos. La atmósfera de Urano no acaba en la superficie visible del planeta. Encima de las nubes hay una tenue 75 atmósfera superior, compuesta sobre todo por moléculas de hidrógeno. (La rotura de estas moléculas por la luz solar y por las partículas cargadas puede ser la principal fuente de los protones y electrones que forman los cinturones de radiación.) La temperatura de la atmósfera superior llega a alcanzar 750 grados Kelvin, provocando el ascenso de ésta hasta 6000 kilómetros sobre la cima de las nubes. La luz solar, por sí sola, resulta incapaz de explicar las elevadas temperaturas; debe haber alguna otra fuente de energía. Cualquiera que sea, encierra probablemente razón de curiosas emisiones quelaobservó el las equipo de espectrometría ultravioleta, bajo la dirección de Lyle Broadfoot, de la Universidad de Arizona. Las emisiones no se detectaron más que en el lado iluminado de Urano, lo que indica que la luz solar es necesaria para estimularlas. En Júpiter y Saturno se han observado fenómenos parecidos. Han recibido el nombre de electroluminiscencia, por suponerse que los electrones podrían excitar los átomos de hidrógeno de la atmósfera superior de los tres planetas. No se sabe de dónde puedan sacar su energía los electrones. S ubsiste un grado semejante de incertidumbre en relación con la cuestión más importante: ¿por qué gira Urano de lado? Aun cuando el Voyager 2 no hallase ningún cañón humeante en el planeta, se han encontrado a lo largo de los años espectaculares indicios de violentos habrían ido adquiriendo mayor intensidad; es probable que un objeto del tamaño mínimo de la Tierra chocase contra Urano. Un impacto gran de y excéntrico pudo haberle tumbado de lado. Esta es la hipótesis hoy aceptada por la mayoría de los investigadores. Queda pendiente su confirmación o refutación en futuras misiones espaciales. choques en el de primitivo sistema solar. Los satélites Júpiter, de Saturno y de Urano muestran cicatrices de choques tan violentos que casi pudieran haberlos destruido. A medida que los restos que quedaban en órbita alrededor del recién nacido Sol se agrupaban en cuerpos del tamaño de planetas, las colisiones finales BIBLIOGRAFIA COMPLEMENTARIA THE NEW SOLAR SYSTEM . Dirigido por J. Kelly Beatty, Brian O’Leary y Andrew Chaikin. Cambridge University Press & Sky Publishing Corporation, 1982. URANUS AND THE CEEDINGS OUTER PLANETS: PROIAU-RAS C OLLO - OF THE QUIUM. Dirigido por Garry Hunt. Cambridge University Press, 1982. VOYAGER 2 MISSION TO URANUS. En Science, volumen 233, número 4759; 4 de julio de 1986. Atmósfera de Júpiter J. L. Ortiz, T. Martín, G. Orton T ras la maniobra de liberación de la sonda Galileo, que tuvo lugar el 13 de julio de 1995, el resto de la nave (orbital Galileo) continuó su trayectoria separado de la cápsula. Poco después encendió motores para salirse de la trayectoria de colisión. El éxito de tan delicada maniobra hizo recobrar la esperanza de que el proyecto habría de proporcionar una de las piezas básicas en la exploración del sistema solar, pese a que la antena principal del orbital se había averiado. La esperanza se hizo realidad el 7 de diciembre de 1995, con la entrada de la sonda en la atmósfera de Júpiter. Por primera vez en la historia de la exploración espacial, se obtuvieron mediciones in situ de un planeta gigante gaseoso. Las coordenadas de entrada de la sonda en Júpiter se conocían con bastante exactitud desde que se diseñó la misión espacial. Estas coordenadas eran 6,54 grados de latitud jovicéntrica y 4,46 grados de longitud en el llamado sistema III de referencia. Pero no bastaba con saber las coordenadas para resolver el problema de la región exacta por donde entraría la sonda. Júpiter tiene una atmósfera espesísima, con una compleja dinámica, en la cual se generan y desintegran continuamente formaciones nubosas muy dispares. Nos hallábamos en la situación de una civilización extraterrestre que enviase una sonda a nuestro planeta para explorarlo y necesitase conocer (para interpretar los datos atmosféricos) si la sonda entraría en el ojo de un huracán, en medio de una borrasca o en una región limpia de nubes. 76 También nosotros, para interpretar los datos proporcionados por la sonda Galileo, debíamos determinar en qué región de Júpiter entró. El problema no habría resultado desmesuradamente complicado si el orbital Galileo hubiera tomado imágenes y espectros de la región de entrada, cuando penetraba el 7 de diciembre. Sin embargo, un fallo mecánico de la cinta de grabación de datos que el orbital lleva a bordo, le impidió ejecutar esa tarea. Pasó entonces la responsabilidad a las observaciones desde tierra, dispuestas para la misión de apoyo del proyecto (con medidas en diferentes regiones espectrales). Aun así, el problema de la determinación de la zona de entrada seguía siendo grave. El 7 de diciembre de 1995 (fecha de la entrada) Júpiter se encontraba a sólo 12 grados del Sol, visto desde la Tierra. Eso significaba que había que observar durante la jornada un objeto menos brillante que el propio cielo, con la dificultad añadida de que,apuntando tan cerca (en ángulo) del Sol, la posibilidad de recoger accidentalmente luz solar en los telescopios era altísima. Por culpa de la luminosidad solar y la enorme capacidad colectora de los telescopios, el trabajo a acometer podría poner en peligro la integridad de los instrumentos y la de los propios operarios, expuestos a quemaduras. La dificultad se superó con el telescopio infrarrojo IRTF del observatorio hawaiano de Mauna Kea, que se sirve de una capa de un plástico especial opaca a la luz del visible, pero transparente a la del rango del infrarrojo medio y lejano. TEMAS 15 Para observar Júpiter en la región espectral del visible con un riesgo mínimo, había que recurrir a telescopios solares, diseñados para observar el astro sin peligro. Así se acondicionaron ciertos telescopios solares, que se enfocaron ahora hacia Júpiter. Pese a todo, lo mismo en el infrarrojo que en el visible, las imágenes espectrales sufrían intensas degradaciones por culpa del ruido de fondo del cielo y de las fuertes distorsiones en el frente de onda causadas por la atmósfera terrestre. Dos factores ayudaron a superar el inconveniente. En primer lugar, se había procedido a la observación regular de Júpiter antes y después de la sonda. Tarea en la que tuvo parte destacada el telescopio IRTF de Mauna Kea, así como otros telescopios de menor apertura que operaban en el visible. En segundo lugar, se contaba con técnicas numéricas para mejorar la resolución espacial de las imá- temperatura de brillo es máxima, sino hacia el borde sur de esta formación. Este tipo de formaciones tienen una temperatura de brillo central de unos 255 grados K en la banda espectral de 5 micrometros, banda en la que la absorción debida a los gases de la atmósfera de Júpiter y a sus nubes es mínima. Sin embargo, la cantidad de luz solar reflejada por dichas zonas en la parte roja del espectro es bastante menor que la de la mayoría de las regiones que observamos en el planeta (entre un 30 y un 40 por ciento más baja). Este fenómeno volvemos a encontrarlo con las partes del espectro infrarrojo, que muestran radiación reflejada de Júpiter fuera de sus bandas de absorción molecular. La velocidad zonal media de los vientos en el centro de la mancha caliente donde entró la sonda es 102,8 metros por segundo con respecto al sistema de referencia III de genes cuando éstas resultan degradadas por un miento anómalo y por el ruido. Esas técnicas seesparcivenían aplicando a la corrección de defectos de óptica, como el sufrido por el telescopio Hubble en su primera fase. Pero sirven también en otros fenómenos de esparcimiento, como el que ocurre cuando nuestra turbulenta atmósfera intercepta la luz de los astros. Gracias a esas técnicas y otros métodos ingeniosos se consiguió mejorar la resolución espacial de las imágenes hasta el punto de poder identificar sin ambigüedad la región de entrada de la sonda. La sonda penetró en la atmósfera de Júpiter por una “mancha caliente”. No exactamente en la zona donde la Júpiter,joviano. sistema Si que representa rotación del delcentro supuesto núcleo bien ésta es lalavelocidad de la mancha caliente, los alrededores del centro pueden tener velocidades locales diferentes, pues están afectados por las condiciones dinámicas de las regiones adyacentes. Aunque la mancha caliente ha mantenido su nivel térmico durante varios meses, su morfología ha cambiado en el transcurso de ese intervalo. El área total de Júpiter cubierto por esta y otras manchas calientes no llega al uno por ciento. Inferimos, a partir de las propiedades de las manchas calientes, que el lugar por donde entró la sonda Galileo se halla bastante libre de nubes o, al menos, de partículas de radio superior a 1 micra. Lo avala además el hecho de que podamos observar bien los cromóforos de los niveles más profundos. La pequeña cantidad de partículas detectada por el nefelómetro de la sonda corrobora nuestra interpretación. La razón de que estas manchas calientes hallen relativamente exentas desenubes implica que contienen poca cantidad de especies condensables, pues se trata de masas de aire que desciende tras haberse enfriado y secado previamente por condensación en regiones adyacentes (las regiones adyacentes muestran una profusa estructura de nubes). La baja humedad de la región de entrada de la sonda, medida por el Espectrómetro de Masa Neutra y el Radiómetro de Flujo Neto , instrumentos instalados a bordo de la sonda, respaldan esa interpretación. Como asimismo la confirman los movimientos descendentes de aire medidos por el acelerómetro del Instrumento de la Estructura Atmosférica. En resumen, podemos afirmar que la sonda Galileo entró en una región nada representativa de lo que deben ser las condiciones atmosféricas promedio de Júpiter. Para recabar información sobre regiones más características del planeta habrá que las observaciones que realiMapas cilíndricos de la radiancia en la banda infrarroja de 5 micrometros deaguardar Júpiter, centrados en la latitud de entrada de la sonda Galileo (marcada con un cen los diversos instrumentos que van a bordo del orbital Galileo, en su peritrazo oscuro en los mapas). Estos mapas muestran la evolución morfológica, en un intervalo de varios meses, de la estructura atmosférica donde penetró la plo son-de dos años alrededor del planeta da. La longitud corresponde a la fecha del 7 de diciembre. gigante. SISTEMAS S OLARES 77 Neptuno June Kinoshita El Voyager 2 encontró un mundo tormentoso y una luna helada moldeada por el vulcanismo urante la noche del 24 de agosto de 1989, un rar vivazmente los cohetes impulsores, los respon- pequeño artilugio anguloso lanzóde a toda velocidad por encima de lassenubes Neptuno. Dio una amplia pasada a unos 5000 kilómetros de altitud sobre el polo norte del gran planeta azul, se sumergió en su mitad nocturna, rebasó a su gran luna Tritón a una distancia de unos 38.000 kilómetros y se esfumó en el vacío. Durante ese breve encuentro, el visitante tomó miles de imágenes y las emitió hacia la Tierra. Los científicos que aguardaban en el Laboratorio de Propulsión a Chorro, en Pasadena, jalearon eufóricos las imágenes que iban concretándose en las pantallas —la primera mirada de cerca que podía echar el ser humano sobre el octavo planeta— y descorcharon las botellas de champán. La sonda Voyager 2 había necesitado doce años para llegar a Neptuno, cuarto y definitivo destino de un periplo planetario que hizo escala primero en Júpiter y Saturno (previamente visitados también por la s onda espacial gemela, Voyager 1) y después en Urano. De todos los planetas del itinerario era Neptuno el menos conocido. Tras poner a punto los programas del ordenador de a bordo y dispa- sables dela Voyager pilotaron la veterana nave ysela llevaron una pasada impecable. Procesando ñales cuya potencia al llegar a la Tierra era inferior a 10 –16 watt, se consiguieron plasmar imágenes cuya nitidez dejaba sin aliento. En una órbita situada a 4500 millones de kilómetros del Sol, donde la iluminación solar es tan sólo una milésima de la terrestre, Neptuno asoma apenas como una débil motita verde pálido en los más potentes telescopios de la Tierra. Tanto es así que el planeta se descubrió hace siglo y medio, cuando los astrónomos especulaban que las anomalías de la órbita de Urano podrían resultar explicables por la atracción gravitatoria de un octavo planeta. Los observatorios han ido proporcionando valores estimativos de la masa de Neptuno, de su tamaño y su composición, datos todos los cuales indicaban que Neptuno sería muy similar a su “gemelo” Urano, un planeta pacífico y fofo. Para sorpresa de todos, el Voyager 2 reveló un mundo turbulento, con gigantescos sistemas de tormentas que rivalizan con los jovianos, y nubes efímeras, en nada semejantes a lo visto hasta ahora en planetas gaseosos. D 78 TEMAS 15 1. EL GLOBO de Neptuno, azul y listado por tormentas, aparece en esta imagen tomada desde una distancia de 6,6 millones de kilómetrosarriba ( ). Un pasado geológico de gran violencia llenó de cicatrices el rostro de Tritón, la mayor de las lunas (izquierda). SISTEMAS SOLARES 79 NEPTUNO, 24 AGOSTO 1989 TIERRA 20 DE AGOSTO 1977 (LANZAMIENTO) SOL JUPITER, 9 JULIO 1979 URANO, 24 ENERO 1986 es llana. No se sabe cómo explicar todavía la formación de las altas nubes ni por qué no las hay más que por determinados paralelos. También el borde sur de la Gran Mancha Oscura estaba tapizado de cirros muy altos que formaban un brillante hoyuelo sobre el centro de la pequeña mancha oscura. Las formaciones nubosas permanecieron más o menos en la misma ubicación, a pesar de hallarse rodeadas por vientos de gran violencia. Bradford A. Smith, director del equipo de tratamiento de imágenes, especulaba sobre la posibilidad de que tiros ascendentes arras- trasen consigo metano gaseosodonde hasta grandes alturas atmosféricas, se condensaría y formaría nubes de partículas heladas, que las corrientes descendentes arrastrarí an luego ha2. EXTRAORDINARIO VIAJE de la nave Voyager por los planetas exteriores. Aprocia regiones más cálidas, donde se divechó una disposición de los planetas que tan sólo acontece una vez cada 176 años, siparían. Un proceso parecido es el merced a la cual la sonda se ha ido catapultando de un planeta al siguiente por que crea formaciones nubosas sobre efecto de la gravedad. Proyectada en principio para visitar sólo Júpiter y Saturno, las montañas terrestres. fue reprogramada en pleno vuelo desde la Tierra para que operase en Urano y después en Neptuno, que era en ese momento el planeta más lejano del sistema solar, pues El la campo magnético de Neptuno órbita de Plutón, excéntrica, le había situado en el interior de la órbita de Neptuno. también reservaba sorpresas, pues el La nave espacial planeó sobre el polo norte de Neptuno, pasó a gran velocidad junto eje del dipolo magnético se encuentra a Tritón y prosiguió viaje en dirección sur, hacia los confines del sistema solar. sesgado unos 50 grados con respecto al eje de rotación y está asimismo desNeptuno, al igual que Urano, es una pecto al planeta. La Gran Mancha Os- plazado unos 10.000 kilómetros del gran bola de agua y de roca fundida, cura tarda más en completar el giro centro del planeta. Tal descubrimienenvuelta en una atmósfera de hidróentero, alrededor de 18 horas, por lo to contribuyó a aclarar un problema geno y de helio mezclados con metaque parece desplazarse hacia el oesque había tenido perplejos a los asno. El metano absorbe la luz roja y es te, en sentido contrario al de rotación trónomos desde que el Voyager 2 reel causante de la tonalidad azul-verplanetaria, a unos 300 metros por seveló que el eje magnético de Urano esdosa del planeta. A diferencia de la gundo, es decir, 1000 kilómetros por taba inclinado de forma similar. Dade Urano, la atmósfera de Neptuno hora, arrastrada por los más veloces do que los ejes magnéticos de otros exhibe estriaciones características y vientos retrógrados que el Voyager 2 planetas tienden a coincidir con sus gigantescas manchas oscuras de torhaya cronometrado jamás. ejes de rotación, se había imaginado mentas, amén de un huracán de anque la inclinación pudiera tener relachura comparable al diámetro terresos horas antes de que la nave se ción con la peculiar orientación del eje tre, al que los científicos se han apresituara a la distancia mínima del de rotación de Urano, que yace en el surado a bautizar Gran Mancha planeta, sus cámaras enfocaron un plano de su órbita. Otra posibilidad Oscura. Detectada por vez primera panorama tan bello cuan sorprendenera que el Vo yager 2 hubiera captado por el Voyager 2, esta inmensa torte: al captar los oblicuos rayos del Sol, al planeta en mitad de una inversión menta se halla situada a unos 22 grabancos paralelos de cirros plateados del sentido de su campo magnético. dos de latitud sur y parece agitarse y arrojaban sombras sobre el banco de Pero el descubrimiento del campo girar en sentido antihorario. Las cánubes azuladas situadas más abajo. magnético de Neptuno invalida ammaras captaron posteriormente una Basándose en la posición de las sombas explicaciones. El eje de rotación mancha oscura menor, situada más bras y en el ángulo del Sol, los encarde Neptuno está orientado casi peral sur. Las imágenes del Voyager mos- gados del tratamiento de imágenes pendicularmente respecto al plano de traron también una nube pequeña y estimaron que las nubes se cernían a su órbita, como es habitual, y las probrillante, que ha sido llamada Paticosa de unos 50 kilómetros por encibabilidades de que ambos planetas se nete (“Scooter”), que corre a latitud ma de la capa subyacente. Los cientíencuentren en medio de procesos de intermedia entre las manchas. ficos quedaron extasiados, pues jamás inversión magnética son muy reduciLas señales radioeléctricas que el se habían observado tales estructudas. Norman F. Ness, director de explaneta emite en haz estrecho, como ras tridimensionales en la atmósfera perimentos de campo magnético, seun faro, revelaron que Neptuno comde ninguno de los planetas gigantes. ñaló además que los campos magnépleta una rotación sobre su eje en 16 Resulta paradójico que aquellos deticos sesgados son característica horas y 3 minutos; aproximadamenlicados filamentos nubosos diesen tes- común de los rotores oblicuos, cierta te una hora menos de lo predicho. Las timonio de un gran dinamismo atmos- clase de estrellas, por lo que los camimágenes obtenidas a lo largo de vaférico. Según Robert West, del equipos de los planetas pudieran haberse rias rotaciones completas revelaron po fotopolarimétrico, la estratificación srcinado por la convección de mateque la mancha pequeña viaja casi con indicaba que Neptuno es aún más dirial eléctricamente conductor en una el mismo período de rotación y que, námico que Júpiter, el cual, aparte de delgada capa esférica cercana a la supor tanto, permanece más o menos insu turbulenta mancha roja, tiene una perficie, que es el mecanismo propuesmóvil en una misma posición con rescapa nubosa que, aunque pintoresca, to para tales estrellas, mientras que SATURNO, 25 AGOSTO 1981 D 80 TEMAS 15 3. CIRROS del hemisferio septentrional, brillantes y plateados; arrojan sombras sobre la capa nubosa azul ubicada unos 50 kilómetros por debajo. Las nubes se extienden sobre miles de kilómetros. Dos imágenes, tomadas desde una distancia de 12 millones de kilómetros, con un intervalo de 17,6 horas, documentan el dinamismo de la atmósfera recua( dros al pie). El planeta efectuó algo más de una rotación completa sobre sí mismo en dicho lapso; la mancha oscura pequeña giró con la misma velocidad que el planeta. SISTEMAS SOLARES 81 4. “ARCOS PERDIDOS”, que resultaron tuno parecen hundirse en la atmósfeser grumos brillantes del anillo exterior ra de Tritón con energía suficiente pade Neptuno; los vemos aquí fotografia- ra generar las auroras ultravioletas dos desde una distancia de 1,1 millones que se observaron en él. de kilómetros, cuando el Voyager se alejaba ya del planeta. la convección de la Tierra se produce en un núcleo metálico fundido. El sesgo del campo magnético dio al traste con algunos otros de los experimentos del Voyager 2. Edward C. Stone manifestó que se confiaba en que, al encaminar la nave hacia el polo norte geográfico de Neptuno, se la haría atravesar las líneas de campo convergentes de la zona auroral que, por lo común, se encuentran asociadas al polo magnético de un planeta. No ocurrió así. La nave penetró en la magnetosfera del planeta (una capa envolvente en la que abundan los iones, creada por el campo magnético planetario), a lo largo de las líneas convergentes, a las que fue siguiendo hacia el polo. Fue mala suerte, pues ninguna sonda ha se guido una ruta similar en ningún otro planeta, ni siquiera en la Tierra. El Voyager 2 sí tuvo ocasión de ver auroras en la atmósfera de Neptuno, pero éstas se extendían sobre una amplia región, en lugar de formar óvalos bien definidos en torno a los polos magnéticos, como sucede en la Tierra. También se observaron auroras en Tritón. Andrew Cheng, del equipo de partículas cargadas de baja energía, informó que las partículas cargadas de los cinturones de radiación de Nep- 82 E n una misión repleta de inesperados giros, uno de los más apasionantes consistió en la resolución de la búsqueda de los “arcos perdidos”. Allá por 1984, los telescopios terrestres detectaron en torno a Neptuno lo que parecían anillos incompletos, arcos de anillos. De existir verdaderamente anillos parciales, sería la primera vez que se observaran en torno a un planeta. A principios de agosto el Voyager 2 pareció confirmar la presencia de arcos, pero conforme la sonda se aproximaba a su objetivo, comenzó a detectar tenues segmentos entre los arcos, y hacia el 24 de agosto, el equipo de procesamiento de imágenes anunció que los arcos formaban parte de un anillo exterior completo. Una notable fotografía de larga exposición reveló cúmulos de polvo fino de no más de 10 o 20 kilómetros de anchura, inmersos en uno de los arcos. No se ha podido encontrar hasta ahora ninguna explicación verosímil de la formación de los arcos. Otras imágenes revelaron que Neptuno tiene un total de cuatro anillos. Se cree que el polvo que los compone está formado por los detritus despedidos al espacio durante eones, resultado de la desintegración de los micrometeoritos que se estrella ban contra las lunas del planeta. Observaciones de la luz estelar ocul- ta por el anillo más externo indicaron que posee un núcleo denso de unos 17 kilómetros de sección, en vuelto por un halo difuso de polvo de unos 50 kilómetros de anchura. Cuando el Voyager 2 atravesó el plano del anillo, una hora antes de su máxima aproximación al planeta, el detector de ondas de plasma transmitió una andanada de impulsos de radio generados por partículas de polvo, al estrellarse contra la nave y vaporizarse en microscópicas bocanadas de plasma. La tormenta de impulsos, reproducida a la mañana siguiente en cinta magnetofónica por Donald J. Gurnett, director del equipo de ondas de plasma, indicaba no menos de 300 impactos por segundo, equivalentes a la densidad de una partícula por cada 300 metros cúbicos, comparable al polvo del plano anular de Saturno. Dos de las lunas de Neptuno, Tritón y Nereida, eran conocidas ya por observación terrestre. La sonda Voyager 2 descubrió otros seis satélites más, provisionalmente catalogados 1989 N1 a 1989 N6. Estos trozos de materia, oscuros y malhadados, tienen diámetros variables entre los 50 y los 200 kilómetros, demasiado pequeños para tener forma esférica por efecto de su propia gravedad. Las granulosas imágenes de estos cuerpos castigados por los meteoritos indican que las pequeñas lunas han permanecido esencialmente en estado sólido, sin fundirse, desde los tiempos en que se formaron. Todas las lunas últimamente des- TEMAS 15 cubiertas orbitan en las cercanías del plano ecuatorial de Neptuno, al que circunvalan girando en el sentido de rotación del planeta, mientras que los planos orbitales de Tritón y Nereida están inclinados 20 y 30 grados respectivamente. Tritón describe además su órbita en sentido retrógrado, siendo la única luna del sistema solar que exhibe tal comportamiento. La fuerte inclinación de sus órbitas induce a pensar que no se condensaron a partir de la misma materia que el planeta, sino que son cuerpos extraños que cayeron en el abrazo gravitatorio de Neptuno. Dale P. Cruikshank, del tallas las primeras imágenes en blanco y negro. Todo el mundo se puso en pie y se apretujó sobre los mo nitores, exclamando y señalando aquellas imágenes tan increíblemente ní tidas, que revelaban paisajes crenulados, inmensos cañones, cráteres y picachos. Cada nueva imagen era todavía más llamativa aún que la anterior. Tritón resultó poseer un diámetro de 2720 kilómetros, poco menos que la Luna terrestre. Hielos de metano y de nitrógeno alcorzan su casquete polar y es tanta la luz solar que este escarchado refleja, que la temperatura es tan sólo de 37 grados Kelvin, lo equipo de radiometría y espectrometría infrarroja, hizo notar que Tritón se parece mucho a un remoto asteroide llamado Quirón. Nereida pudiera haber sido prima de Quirón y ambos pudieron pertenecer a los planetésimos de los que terminaron formándose los planetas. Si era poco lo que los científicos conocían sobre Neptuno antes de la pasada del Voyager 2, menos aún sa bían de Tritón, la mayor de sus lunas. Como dijo uno de los investigadores de Tritón: “Sabíamos que se encontra ba allí y conocíamos su nombre.” Durante los días previos al encuentro, el Voyager 2 transmitió sorprendentes instantáneas de Tritón: una bo la rosácea, lacerada, sugeridora de un historial geológico espectacular . A las 3:40 de la mañana del 25 de agosto de 1989 destellaron en las pan- que hace devisto Tritón más frío que hemos en“el el objeto sistema solar”, según Roger Yelle, del equipo de espectrometría ultravioleta. Incluso así, la inclinación del eje de rotación y el sesgo de su plano orbital son responsables de variaciones estacionales. El casquete polar meridional, que en la actualidad se encuentra en la plenitud de su verano, que dura 41 años, se ha evaporado en muchos puntos de su contorno. La atmósfera de Tritón se encuentra superlativamente enrarecida —es unas 100.000 veces menos densa que la terráquea— y se compone fundamentalmente de nitrógeno. Una vista amplificada del borde perfilado del satélite revela que la atmósfera, a pesar de ser tan tenue, es suficiente para sostener una neblina de diminutas partículas, que se eleva de cinco a diez kilómetros sobre la superficie. La temperatura atmosférica alcanza unos 100 grados Kelvin a la altura de 600 kilómetros. El fenómeno no se asemeja a una inversión de temperatura en la atmósfera terrestre, pues el calentamiento se produce en la de Tritón a una altura mucho mayor, sin que nadie comprenda cuál podría ser la causa. M ucha curiosidad atrajeron los borrones oscuros del casquete polar meridional de Tritón, manchones que hacían pensar en rastros dejados por el viento. Laurence A. Soderblom, del provocó equipo de tratamiento de imágenes, uno de los mayores revuelos de todo el episodio al proponer que aquellos rastros estaban creados por erupciones volcánicas o por géiseres. Las temperaturas y presiones de las cercanías de la superficie de Tritón permitirían que cierta fuente calorífica interna elevase la presión del nitrógeno atrapado en la subsuperficie, hasta hacerlo explotar. Al ser expelido el nitrógeno hacia la superficie, podría barrer consigo com5. ANILLOS COMPLETOS, visibles en un par de magníficas fotografías con iluminación de fondo. Hay dos anillos brillantes, uno interior, más débil, y una lámina difusa que puede descender hasta las nubes más altas de Neptuno. El planeta propiamente dicho quedó fuera de encuadre, lo que explica la banda negra central. 6. “UN MUNDO SIN PAR”, fue la descrip- puestos carbónicos de la corteza, más ción que dieron los científicos de Tritón, oscuros. El polvo pudo ser arrastrado una luna de torturado paisajepágina ( a sotavento y quedar disperso sobre contigua). El gran casquete polar meri- la superficie helada. Soderblom sugidional (izquierda) pudiera estar comrió que tales erupciones podrían espuesto por una gélida costra de nitrógetarse produciendo por todo el satélino sólido que se evaporó y se depositó durante el último invierno, hace casi un te, y que es la gélida cubierta del tesiglo. La faz lunar está surcada de gigan- rreno la responsable de que los penachos no se vean más que en el tescas fisuras. Los lagos heladosarriba, ( izquierda) pudieron haberse fundido casquete polar meridional. Penachos por vulcanismo. Penachos de material similares de dióxido sulfuroso se han oscuro sobre el escarchado polar pudieobservado en Io, una de las lunas joran ser indicación de vulcanismo más vianas. reciente (arriba, derecha ). Un terreno Justo al norte del casquete polar, que recuerda la piel de un melón de secano (izquierda, abajo ) pudiera resultar yace un vasto trecho de crestas y depresiones circulares de tamaño sende la fusión y la deformación locales de la superficie. Los parches oscuros con- siblemente uniforme, que a nada se torneados por un festón brillantedere( asemeja tanto como a la piel de un cha, abajo) tienen desconcertados a los melón de secano. La zona ha sufrido investigadores. fallas y se ha deformado un número indescriptible de veces. La superficie presenta un número apreciablemen- SISTEMAS SOLARES te menor de cráteres que la región adyacente, indicio verosímil de que constituye el terreno más joven de la luna. La superficie se encuentra también acuchillada por fisuras que hacen pensar en autopistas ingentes, que se intersecan en X y en Y gi gantescas. Parece como si un material viscoso, quién sabe si un aguanieve en treverado de amoníaco, hubiera forzado el paso hacia lo alto, infiltrándose en algunas de estas fisuras, formando crestas centrales y desbordándose, en ocasiones, sobre las llanuras circundantes. Yacentes en este terreno se encuentran lagos helados contorneados por una serie de terrazas, como si el nivel de los lagos hubiera cambiado, a resultas de congelaciones y fusiones provocadas por el calor volcánico. Tales formaciones en terraza son corrientes en los volcanes hawaianos. Los la- 85 7. EN LA ULTIMA mirada del Voyager a Neptuno, la nave captó a Tritón en cuarto creciente sobre la panza del planeta. La imagen fue tomada tres días d espués de la aproximación máxima, cuando la sonda ya se hundía en dirección sur, hacia el exterior del sistema solar. gos de Tritón debieron de estar llenos de líquidos de reducida viscosidad en otros tiempos, porque su superficie helada es llana y nivelada. Pero tal sustancia tiene que ser de una rigidez extraordinaria para poder sostener, una vez congelada, terrazas cuya altura se mide en kilómetros. El metano, el nitrógeno y el carbono son candidatos plausibles, porque no sus hielos fluirían como los glaciares. El agua helada, sin embargo, tiene la rigidez de la roca a las temperaturas que encontramos en Tritón y constituye, casi con certeza, el material del que estén formados los lagos. Estos signos de pasado vulcanismo demuestran que Tritón fue, en tiempos, un lugar presumiblemente más cálido, porque tuvo un srcen muy poco frecuente. Tritón pudo haber sido un planeta independiente, bastante similar a Plutón, al que se asemeja en tamaño y puede que en composición, pues contiene más roca que otros satélites helados. Posteriormente sería capturado por Neptuno; conforme se fue asentando gradualmente en su órbita circular presente, la fricción de las mareas pudo haber fundido al satélite y provocado el vulcanismo hasta hace cosa de mil o dos mil millones de años. El reconocimiento de Tritón por el Voyager puso punto final a una época extraordinaria de exploración planetaria. En los años transcurridos desde que fueron lanzadas, las sondas Voyager han contribuido más a la comprensión de los planetas que los tres milenios de observaciones realizadas desde la Tierra. E l Voyager 2 se dirigió en dirección sur, saliendo del plano de los planetas en un ángulo de unos 50 grados. El Voyager 1 se desvió hacia el norte tras el encuentro con Saturno. Se espera que las fuentes energéticas de las naves, pilas atómicas de plutonio, empiecen a fallar hacia el año 2015, momento en que las naves habrán alcanzado la heliopausa, el verdadero límite del sistema solar, donde el viento solar entra en colisión con el medio interestelar. En tonces proseguirán a la deriva, invisibles y silenciosas durante eones, testamento del espíritu inquisitivo de los hombres que los lanzaron. 86 TEMAS 15 Plutón Richard P. Binzel El noveno planeta tiene una enorme luna, una superficie cubierta de metano congelado y una tenue atmósfera que puede caer periódicamente en forma de nieve. ¿Nos hallamos ante una reliquia de la formación del sistema solar? lsolar noveno del sistema ha planeta sabido guardar celosamente sus secretos. Mundo frígido, pequeño y distante, semeja una mancha uniforme, incluso visto a través de los mayores telescopios terrestres. Es también el único planeta que no ha recibido la visita de los vehículos espaciales. Pese a todas esas dificultades, comienza a dibujarse una nueva imagen de Plutón. Una tenaz observación que maneja una rica batería de modernos instrumentos, así como la fortuna de algunos alineamientos celestes fortuitos, han proporcionado bastantes sorpresas. Plutón tiene un satélite, Caronte, cuyo enorme tamaño permite considerarlos a ambos como si de un planeta doble se tratara. El planeta presenta brillantes casquetes polares y una región ecuatorial más oscura y moteada. Una capa de hielo de metano cubre la mayor parte de su superficie. Tiene incluso una delgada atmósfera; cuando el planeta se encuentra más alejado del Sol, toda la atmósfera o parte de ella puede congelarse, precipitando en forma de nieve sobre la superficie. Muy diferente de la de Plutón, así parece, la superficie de Caronte pudiera ser una gran extensión de hielo de agua. Por tamaño y densidad, Plutón se parece a Tritón, el gran satélite de Neptuno visitado por la sonda espacial Voyager 2. Sumadas a otras afinidades, todas ellas indican que ambos cuerpos podrían ser restos planetesimales, reliquias de los albores del sistema solar que se salvaron de la absorción por parte de los gigantescos planetas exteriores. En ese contexto, Neptuno capturó a Tritón mientras que Plutón se las arregló para sobrevivir como planeta genuino en órbita independiente en torno al Sol. Clyde W. Tombaugh vio a Plutón en el curso de una metódica exploración fotográfica alentada por Percival Lowell, acomodado bostoniano con un apasionado interés por la búsque da E SISTEMAS S OLARES de un posible niano. Se hizo planeta evidentetransneptude inmediato que Plutón tenía sus rarezas. Los demás planetas exteriores describen órbitas aproximadamente circulares en torno al Sol, pero la de Plutón, muy elíptica, va desde 30 o 50 veces la distancia Tierra-Sol hasta quedar más cerca del Sol que Neptuno. En 1999 recuperará su condición de planeta remotísimo. Su órbita está inclinada 17 grados respecto al plano de la órbita terrestre, mucho más que la de cualquier otro planeta. Lo único que pudo determinarse con algún grado de certidumbre sobre él en el medio siglo posterior a su descubrimiento fueron su órbita y algunas otras características. Quienes postularon la existencia de un noveno planeta basándose en las perturbaciones gravitatorias percibidas en los movimientos de Urano y de Neptuno, aventuraron que el planeta en cuestión decuplicaría la masa de la Tierra. Pero resultó que Plutón brillaba mucho menos de lo esperado, lo que implicaba una masa mucho menor de lo predicho. Suponiéndole una densidad planetaria razonable, las estimaciones de la masa de Plutón se dividieron por 10. En los años sesenta, los astrónomos refinaron sus mediciones de las órbitas de Urano y de Neptuno y la masa estimada de Plutón se volvió a dividir por 10. La determinación del diámetro de Plutón se convirtió en otra tarea frustrante. El movimiento de las capas de la atmósfera terrestre distorsiona la luz incidente. La turbulencia atmosférica limita la resolución de los telescopios ópticos terrestres a un segundo de arco (1/3600 de grado), aproximadamente. Visto desde nuestro planeta, el disco de Plutón tiene un diámetro muy por debajo del segundo de arco; dicho de otro modo, las estimaciones de su diámetro eran muy subjetivas, oscilando entre 0,5 y 0,2 segundos de arco a lo largo de los años, lo que corresponde a diámetros entre 14.000casi y 6000 kilómetros. Este último valor, la mitad del terrestre, fue el que terminó siendo aceptado por la mayoría. Las estimaciones de masa y diámetro implicaban una densidad similar a la de los planetas terrestres rocosos del sistema solar interior y apreciablemente mayor que la de los planetas exteriores gaseosos. A mediados de los años setenta resultó claro que Plutón constituía un cuerpo gélido, muy reflector y quizá menor y menos denso de lo supuesto. L as ideas sobre Plutón sufrieron un vuelco en 1978, cuando James W. Christy descubrió que tenía un gran satélite, en el curso de las mediciones precisas de la posición de Plutón que estaba realizando para refinar la definición de su órbita. Tales mediciones, de importancia capital para la astronomía, constituyen una tarea tediosa y rara vez gratificante. Christy estaba examinando placas fotográficas de Plutón tomadas con el telescopio de 1,5 metros del Observatorio Naval de Flagstaff (Arizona), a escasos kilómetros del lugar donde Tombaugh divisó Plutón. Las imágenes del planeta en determinadas placas mostraban una ligera protuberancia hacia la parte alta, mientras que las de las estrellas vecinas eran redondas. Otras placas tomadas en diferentes noches mostraron que la protuberancia se movía alrededor del planeta con un período de 6,4 días, el mismo que el ya conocido período de rotación de Plutón. Christy y su colaborador Robert S. Harrington cayeron en la cuenta de que aquella “protuberancia” era un satélite cuya órbita se hallaba gravitatoriamente sincronizada con la rotación del planeta. En virtud de esa órbita, Plutón y Caronte mantienen, de forma permanente, los mismos hemisferios frente a frente (así como la Luna muestra siempre la misma cara, vista desde la Tierra). Christy propuso 87 llamar al satélite Caronte, el nombre del barquero de la mitología griega que transportaba las almas a través de la laguna Estigia hasta el mundo inferior, gobernado por el dios Plutón. Los estudiosos de la física planetaria recibieron con alborozo el descubrimiento de Caronte, porque permitía por fin un cálculo preciso de la masa de Plutón. El período de la órbita de dos objetos que giran uno alrededor del otro está determinado por la distancia entre ellos, por la suma de sus masas y por las leyes de la gravitación. Las mediciones de la órbita de Caronte revelaron que la masa to- tre, volviendo a diezmar la mayoría de las estimaciones previas. Las mediciones posteriores se han limitado a retocar ligeramente este valor. Tras el descubrimiento de Caronte se supo que su órbita se ve de perfil desde la Tierra dos veces durante el recorrido de Plutón alrededor del Sol, que tarda 248 años. Cuando eso ocurre, Caronte pasa por delante y por detrás de Plutón a intervalos de 3,2 días (cada media órbita). Aunque se suela llamar eclipses a estos acontecimientos, como el disco de Caronte es menor que el de Plutón en términos técnicos debe hablarse de tránsitos (si 1. PLUTON Y CARONTE tienen un aspecto sorprendentemente distinto. El metano congelado de la superficie de Plutón se ha vuelto rojizo a causa de la radiación solar. La menor gravedad de Caronte permitió que el metano escapase, dejando descubierta una superficie de hielo de agua. Ambos cuerpos poseen grandes núcleos rocosos; es evidente, pues, que hubo procesos que favorecieron la formación de productos rocosos frente a los hielos en el sistema solar exterior. Una estrella, ocultada por Plutón en 1988, centelleó antes de desaparecer, prueba de la existencia de una atmósfera tenue y brumosa. Caronte ha pasado repetidamente por delante y por detrás de Plutón desde 1985, permitien- tal del sistema Plutón-Caronte es aproximadamente 1/400 de la terres- Caronte delante) nes (si seestá halla detrás).y de ocultacio- do que precisas. se realizaran las primeras mediciones 88 TEMAS 15 CARONTE PLUTON 2. CARONTE fue detectado como un abultamiento d e la imagen de Plutón, el mismo que se observa en esta fotografía tomada en el Observatorio Naval de los Estados Unidos el 2 de julio de 1978 ( izquierda). James W. Christy advirtió que esa defor- zas gravitatorias que sincronizaron la órbita del satélite con la rotación del planeta alinearon también el plano de la órbita de Caronte con el ecuador de Plutón. La medición de la órbita del satélite reveló que el eje de Plutón está inclinado 122 grados. El planeta se halla “cabeza abajo”, y su polo norte (definido por la rotación antihoraria) cae por debajo del plano de su órbita. Venus y Urano están inclinados de manera semejante, con inclinaciones de 177 y 98 grados respectivamente. La extrema inclinación del eje de Plutón hace que su aspecto cambie bastante en el curso de su órbita, ob- mación correspondía a un objeto en órbitapor alrededor del planeta. La pero escala de los dos cuerpos ha quedado distorsionada la atmósfera terrestre, sereal pu ede determinar por otros métodos indirectos (esquema de la derecha ). servado desde la Tierra. Asur principios del decenio de 1950, el polo de Plutón apuntaba aproximadamente hacia la Tierra. El movimiento orbital del planeta alrededor del Sol ha cambiado algo esa orientación, de suerte Rompiendo la tradición de lo que Tedesco. Nuestras observaciones con- que los observadores terrestres lo ven suele acontecer en fenómenos que só- sistían principalmente en mediciones ahora desde una perspectiva más ecualo se dan una vez por siglo, los astró- telescópicas del brillo de Plutón con torial. nomos no tuvieron que esperar mucho una precisión de décimas por cien. PluLas manchas oscuras y claras respara presenciarlos. Las primeras pre- tón y Caronte aparecen en los telesco- ponsables de las variaciones luminodicciones indicaron que los eclipses pios terrestres como una única ima- sas de 6,4 días parecen estar situadas pudieran comenzar al cabo de uno o gen superpuesta; un eclipse produciría a bajas latitudes, donde entran y sados años del descubrimiento de Caun descenso del brillo conjunto cuan- len del campo de visión conforme gira ronte. A medida que se fueron refinan- do parte de la superficie total queda- el planeta. El oscurecimiento del plado las mediciones de la inclinación de se escondida tras el satélite o el pla- neta a largo plazo indica que sus rela órbita del satélite, se situaron en la neta. giones polares tienen un albedo, o reprimera mitad de los años ochenta. flectividad, bastante alto. Plutón n los primeros eclipses Plutón y brillaba más en los años cincuenta porLa inminencia de los eclipses srcinó en la comunidad astronómica no Caronte no harían más que roque su reflectante polo sur apuntaba menos revuelo que el levantado por el zarse. El brillo no cambiaría más que hacia la Tierra. La mayor parte de esdescubrimiento de Caronte. Resultaba en unos cuantos puntos porcentuales. ta región era siempre visible; cada rodifícil imaginar un mejor experimen- Detectar su comienzo requería, por tación no causaba más que una ligeto natural para determinar los diáme- tanto, un conocimiento minucioso de ra variación del brillo. A medida que tros y las propiedades de las superfi- las variaciones periódicas del brillo de la zona ecuatorial, más oscura y mecies de Plutón y de Caronte. La Plutón producidas por su giro. Tales nos uniforme, entró en el campo de vicronología del inicio y el final de los variaciones, presumiblemente causa- sión, Plutón perdió luminosidad y aueclipses permitía conocer los diáme- das por zonas claras y oscuras de la mentaron las fluctuaciones de brillo tros de ambos cuerpos, lo que, combi- superficie, se detectaron en los años (véase la figura 4). nado con las nuevas determinaciones cincuenta y sirvieron para determinar Se desconoce la contribución de Cade la masa total del sistema, propor- el período de rotación del planeta. Con- ronte a la curva rotacional de luz obcionaba la densidad de Plutón, un da- viene anotar que, a medida que Plu- servada. En el caso extremo, podría to crucial para poner en claro su es- tón se fue acercando al perihelio —su tener un hemisferio negro y otro blanpunto más próximo al Sol—, la ampli- co; le correspondería, pues, hasta un tructura interna y su formación. El brillo conjunto de Plutón y de Ca- tud de las fluctuaciones aumentó del 50 por ciento de las variaciones lumironte varía al cubrir el satélite porcio- 10 al 30 por ciento, mientras que el nosas periódicas. Plutón podría tamnes claras y oscuras de la superficie brillo absoluto del planeta disminuyó bién experimentar variaciones estadel planeta y viceversa. Los repetidos en torno a un 30 por ciento. cionales en la reflectividad de su tránsitos y ocultaciones nos permiten Este comportamiento es, casi con superficie a causa de la inclinación de cartografiar, aunque sea toscamente, certeza, resultado de las distintas po- su eje y de las grandes variaciones de un hemisferio de cada cuerpo. Las ocul- siciones ocupadas por Plutón y la Tie- su distancia al Sol. taciones permiten medir sus respecti- rra y del insólito ángulo de inclinación El desconocimiento de la inclinavos espectros y conocer así la compo- del eje de rotación de Plutón. La ma- ción de la órbita de Caronte y de los sición de su superficie. yoría de los planetas giran alrededor diámetros relativos de Plutón y su saLos físicos planetarios se apresta- de un eje que es aproximadamente télite dificultó la predicción del moron a la acción para aprovechar esa perpendicular al plano de sus órbitas; mento en que se producirían los priocasión única. J. Derral Mulholland y lo hacen en sentido antihorario (pro- meros eclipses. Cuantos se aprestaron yo comenzamos el seguimiento siste- grado), vistos desde encima del plano a detectar los primeros eclipses no mático de Plutón en el Observatorio del sistema solar. consignaron ninguno durante 1982, McDonald de la Universidad de Texas. El descubrimiento de Caronte per- 1983 y 1984. Hasta que, en la fría y Aplicados en proyectos similares es- mitió determinar el ángulo de inclina- clara mañana del 17 de febrero de taban David J. Tholen y Edward F. ción del eje de Plutón, porque las fuer- 1985, la vigilancia dio sus frutos cuan- E SISTEMAS S OLARES 89 do mis mediciones fotométricas con el telescopio de 91 centímetros del Observatorio McDonald registra ron el debilitamiento de Plutón, en un 3 por ciento, a lo largo de dos horas; era ello signo claro del tránsito parcial de Caronte por delante de Plutón. El brillo de las estrellas de referencia próximas permaneció constante dentro de un margen del 0,5 por cien, lo que demostraba que el debilitamiento no había sido causado por la bruma o las nubes terrestres. El calendario del suceso corroboraba una frustrada observación de eclipse realizada el 16 de enero de 1985 por E Tedescodey sus Bonnie J. Buratti. No informaron resultados porque recelaron de sus mediciones por culpa de un fallo de la instrumentación. El 20 de febrero, Tholen confirmó que los eclipses Plutón-Caronte habían comenzado, cuando, sirviéndose del telescopio de 2,2 metros de la Universidad de Hawai en Mauna Kea, midió un debilitamiento luminoso del 2 por ciento mientras Caronte pasaba por detrás de Plutón, al otro lado de su órbita. La variación de las posiciones relativas del Sol, la Tierra y Plutón hace que el panorama de los tránsitos y ocultaciones cambie de continuo (véase la figura 5). Si los eclipses se vieran desde el Sol, las posiciones relativas de Caronte y su sombra, durante los sucesivos tránsitos, seguirían una progresión sencilla y constante de derecha a izquierda. La Tierra, sin embargo, oscila de un lado al otro del Sol en el transcurso de seis meses. Ello produce un ciclo en las orientaciones yor. Evidentemente, unque árealadada de Plutón aporta más luz misma área de Caronte, lo que implica que el satélite se cubre, en su mayor parte, por materia más oscura que Plutón. En conjunto, el planeta refleja aproximadamente la mitad de la luz que incide sobre él; Caronte refleja menos de dos quintas partes. Las ocultaciones completas de Caronte tras Plutón comenzaron en 1987; por primera vez se resolvieron los distintos espectros de los dos cuerpos. Cada elemento químico absorbe la luz de una manera peculiar y característica; el espectro nos ofrece, pues, un método para inferir la composición de los objetos. En las ocultaciones, Caronte desaparecía durante aproximadamente una hora; había llegado el momento de realizar las medicio nes espectroscópicas de Plutón solo. Al restar el espectro de Plutón del espectro conjunto (obtenido antes o después de la ocultación) se deducía el espectro de Caronte. 1920 1930 1940 aparentes de Plutón y de Caronte, pues las posiciones relativas de sus discos son función de la visual Tierra-Plutón, mientras que las posiciones de sus sombras están determinadas por la visual Sol-Plutón. El espectro de Plutón revela una profunda hendidura a longitudes de onda del infrarrojo, alrededor de 0,9 micrometros (por encima mismo de las longitudes de luz roja visible); débese a la absorción de la radiación infrarroja por la escarcha de metano (CH 4) n los primeros eclipses de 1985, en la superficie del planeta. Los priCaronte pasó por delante del po- meros en descubrirlo fueron Dale P. lo norte de Plutón y se ocultó tras el Cruikshank, David D. Morrison y Carl polo sur, pero sus discos apenas se su- B. Pilcher en 1976. perpusieron. Satélite y planeta se oculEl espectro de Caronte, por el contaron más, uno a otro, durante 1986. trario, no muestra picos ni hendiduTránsitos y ocultaciones afectaban la ras importantes a longitudes de onmisma zona superficial, si bien aqué- da inferiores a un micrometro. llos srcinaron un oscurecimiento maCaronte ofrecería a simple vista un 1950 1960 aspecto suave neutro, mientras que gris Plutón seríay rojizo. Las mediciones del espectro de Caronte a longitudes de onda mayores en el infrarrojo indican que el satélite está cubierto de hielo de agua. Esta diferente composición explica, probablemente, por qué Plutón es más reflector que Caronte. ¿Cómo pueden dos cuerpos que guardan tan estrecha relación diferir tanto en sus superficies? La gravedad de Caronte es tan débil, cabe pensarlo, que no pudo retener el metano vaporizado por el calor del distante Sol. El metano fue barrido de la superficie del satélite, dejando al descubierto una capa subyacente de agua helada, más densa. Mientras tanto, Plutón, de mayor gravedad, retuvo su capa exterior de metano congelado. Los astrónomos creen que ambos tienen composiciones internas similares y presumen que quizás haya en Plutón una capa de agua helada bajo la superficie de metano. 1970 1980 1990 ) 1,0 1 = A R R E I T ( N O 0,1 T U L P E D A D A M I 0,01 T S E A S A M 0,001 12.000 6000 3000 2300 DIAMETRO ESTIMADO (KILOMETROS) 3. TAMAÑO Y MASA de Plutón. Los estimados en un comienzo, muy altos, resultaron ser erróneos, porque algunos astrónomos creían equivocadamente que la gravedad de Plutón perturbaba las órbitas de Urano y de Neptuno. Con el tiempo se fueron produciendo revisiones a la baja, hasta el punto de que 90 hubo quien propuso con humor que una curva que se ajustase a las decrecientes estimaciones de la masa de Plutón reflejaría su desaparición hacia 1980. Los análisis de la órbita de Caronte proporcionaron la verdadera masa del sistema, que es 1/400 de la terrestre. TEMAS 15 Gracias a las series de eclipses se han conseguido, por último, mediciones precisas de los tamaños de Plutón y de Caronte. Se pueden transformar las cronologías minuciosas de tránsitos y ocultaciones en dimensiones de los objetos, a condición de que se conozca la distancia entre Caronte y Plutón. En la actualidad, el mejor método para hallar esta distancia es el de interferometría de motas, gracias a cuya técnica se obtienen mediciones de gran resolución empleando exposiciones brevísimas para congelar los efectos difuminantes de la atmósfera terrestre. Las observaciones de moteado realizadas por James Beletic y Richard Goody, combinadas con limitaciones impuestas por los tiempos registrados de los sucesos de eclipse, proporcionan una estimación de 19.640 kilómetros para el radio de la órbita de Caronte, con una precisión de alrededor del 2 por ciento. El empeño más exigente de medida de los diámetros de Plutón y de Caronte basándose en los tiempos de los eclipses lo ha llevado a cabo Tholen, arrojando una cifra de 2300 kilómetros para Plutón y 1186 kilómetros para Caronte; la incertidumbre viene a ser del 1 por ciento. Plutón es el menor de los planetas del sistema solar. Tiene aproximadamente la mitad del diámetro de Mercurio (que en tiempos se creyó que era el benjamín) y sólo dos tercios del diámetro de la Luna. El diámetro de Caronte, en torno a la mitad del de su planeta, le convierte en el mayor satélite del sistema solar en relación con el planeta alrededor del cual gira. Antes del descubrimiento de Caronte, ese hito correspondía a la Luna, cuyo diámetro es ligeramente superior a la cuarta parte del diámetro terrestre. Concedido que Plutón y Caronte tengan densidades semejantes, el centro de masa del sistema se encuentra a unos 1200 kilómetros por encima de la superficie de Plutón. En todos los restantes sistemas planeta-satélite conocidos, el centro de masa se halla en las profundidades interiores del planeta. Esa es la razón de que algunos vean en Plutón y Caronte un planeta doble. Conocidos los diámetros de Plutón y de Caronte y su masa conjunta, puede calcularse su densidad media. La detección de metano en el espectro de Plutón en el decenio de 1970 indujo en los astrónomos la sospecha de que Plutón estuviese constituido por metano congelado, por agua y por otros productos ligeros, habituales, así se cree, en los dominios más externos de la nebulosa a partir de la cual se formó el sistema solar. Esto hacía pen- SISTEMAS S OLARES -0,3 A V I T A L E R D U IT N G A M 1954 -0,2 -0,1 0 0 0,2 0,4 0,6 0,8 FRACCION DEL PERIODO DE ROTACION (6,3872 DIAS) 1,0 0 0,2 0,4 0,6 0,8 FRACCION DEL PERIODO DE ROTACION (6,3872 DIAS) 1,0 1954 -0,3 A IV T A L E R D U IT N G A M 1985 -0,2 -0,1 0 1985 4. CAMBIO DE LUMINOSIDAD DE PLUTON conforme gira. El polo sur del planeta apuntaba a la Tierra en 1954 y, por tant o, quedaba siempre a la vista (arriba). Plutón se ha movido a lo largo de su órbita y ahora nos muestra un lado. La totalidad de su región ecuatorial entra y sale del campo de visión al girar, lo que hace que su brillo varíe en un 30 por ciento ( abajo). El planeta ha perdido brillo, lo que constituye una señal de que la región ecuatorial es más oscura que el polo sur. sar que la densidad de Plutón sería baja, sin superar, quizá, la del agua (un gramo por centímetro cúbico). Cálculos posteriores cifraron en algo más de dos gramos por centímetro cúbico la densidad real de Plutón. Significa ello que el planeta contiene una cantidad apreciable de materia rocosa, además de hielos. Las mediciones de la velocidad orbital y del radio orbital de Caronte no proporcionan más que la masa total del sistema, de manera que la densidad calculada representa un promedio de las densidades de Plutón y de Caronte. Desde su ubicación, por encima de la atmósfera terrestre, el telescopio espacial Hubble podrá establecer con precisión el radio orbital y el centro de masas del sistema. Con ello quedarían determinadas las masas relativas y las densidades de los dos objetos, así como cualquier diferencia radical en su composición interna. Aun cuando los eclipses hayan aportado nuevos puntos de vista sobre la naturaleza de la superficie y del interior de Plutón y de Caronte, nada dicen acerca de la posible existencia de una tenue atmósfera que ciña al pla- neta. La presencia de tal atmósfera ha sido objeto de acalorados debates. La señal característica de metano, observada en el espectro de Plutón en 1976, se atribuyó en un principio al metano congelado en su superficie. Uwe Fink realizó mediciones espectrales más detalladas en 1980 y llegó a la conclusión de que había metano en forma gaseosa. La falta de buenos espectros de laboratorio a las temperaturas y presiones que se encuentran en Plutón impidió que los astrónomos distinguieran con nitidez la presencia de hielo y la de gas a partir de las observaciones telescópicas. Para la mayoría de los investigadores, en Plutón se daban ambas formas. Afo rtunad ame nte la nat uralez a ofrece un método para detectar y medir una atmósfera sin ambigüedad, constituido por las ocultaciones estelares. Cuando un cuerpo celeste pasa por delante de una estrella, su atmósfera, si la hubiere, distorsiona y atenúa la luz de la estrella de una manera característica. Los astrónomos habían tratado de identificar estrellas que se hallaran directamente en la órbita de Plutón vista desde la Tierra 91 durante tres decenios, pero Plutón se resistía a ocultar directamente ninguna estrella de brillo razonable. Un breve destello observado cuando una estrella pasó cerca de él en 1980 lo produjo, al parecer, Caronte. Una posible ocultación en 1985 quedó desechada por malas condiciones de observación. La posición exacta de Plutón relativa a las estrellas ha resultado difícil de predecir a causa del bamboleo producido en su movimiento por la atracción gravitatoria de Caronte. El incierto diámetro de Plutón ha confundido también a los astrónomos que trataban de predecir ocultaciones. ria de Plutón, prediciendo que se produciría una ocultación el 9 de junio de 1988. Cálculos adicionales que llevó a cabo Lawrence H. Wasserman señalaban que la sombra de Plutón barrería algunas partes de Australia, Nueva Zelanda y el Pacífico Sur. Dos grupos de astrónomos organizaron expediciones para registrar la ocultación, en coordinación con observatorios de Australia, Nueva Zelanda y Tasmania. Los observadores de ocho lugares diferentes remataron con éxito su trabajo. La estrella no desapareció bruscamente a su paso por detrás del disco ra. La curva de luz mostraba un descenso gradual y uniforme a medida que se adentraba en las capas altas de la atmósfera de Plutón. Cuando la imagen de la estrella atravesaba los niveles más bajos de la atmósfera, la curva de luz descendió de golpe. Plutón parece poseer una atmósfera superior transparente, superpuesta a una capa inferior más opaca; la frontera entre ambas parece también muy abrupta. Se han propuesto dos hipótesis para describir la estructura. A tenor de la primera, la atmósfera de Plutón tiene una temperatura casi uniforme, si bien la luz solar sublima los Douglas J. Mink en y Arnold R. Klemola identificaron 1985 una estrella de duodécima magnitud en la constelación de Virgo que parecía encontrarse exactamente en la trayecto- de Plutón, sino que se fue debilitando poco a poco. Tal comportamiento es característico de la luz estelar absorbida y refractada al atravesar capas de espesor creciente de una atmósfe- gases congelados la superficie del planeta y crea unaen bruma a baja altura. De acuerdo con la segunda, la brusca atenuación resulta de un cambio importante de temperatura entre las dos capas de la atmósfera. El aire caliente y el frío refractan la luz en diferente cuantía, efecto que causa el centelleo de las estrellas vistas desde la Tierra. Ello no obsta para que las propiedades básicas de la atmósfera del planeta se conozcan ahora bastante bien. Delgadísima, su presión atmosférica en la superficie no alcanza la cienmilésima parte de la terrestre. Además del metano, la atmósfera podría contener gases más pesados, como argón, nitrógeno (N2), monóxido de carbono (CO) y oxígeno (O2). Puesto que el nitrógeno es el componente principal de la delgada atmósfera de Tritón, muchos astrónomos creen que pudiera también constituir buena parte de la atmósfera de Plutón. FEBRERO 0 1 2 ) S A R O (H MAYO O P M IE T AGOSTO 3 4 5 E 6 1985 1987 1990 77 78 5. ALINEACION FORTUITA de la Tierra, de Caronte y de Plutón y serie de “eclipses” mutuos que ello ha producido. La evolución de la geometría de los eclipses (arriba) ha permitido levantar toscos mapas de Plutón y de Caronte. El brillo combinado de los dos cuerpos varía cuando se tapan entre sí. Las zonas oscuras y claras se manifiestan en de forma de irregularidades en las curvas luz del eclipse (derecha). Porque la órbita de Caronte está sincronizada con la rotación de Plutón, el satélite le muestra siempre el mismo hemisferio al planeta. Los eclipses confirman que Plutón posee un brillante casquete polar austral y una región ecuatorial más oscura; Caronte parece, pues, ser menos reflectante que Plutón. 92 ) 79 S A R O (H 80 O P M E I T 81 82 83 BRILLO RELATIVO s necesario conocer la temperatura de la superficie de Plutón si se quiere saber qué gases de su atmósfera podrían depositarse en forma sólida. Gracias a los datos recogidos por el Satélite Astronómico Infrarrojo, de la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio de los EE.UU. (NASA), Mark V. Sikes y sus colaboradores dedujeron que la temperatura superficial en la zona ecuatorial de Plutón era de unos 58 kelvin, la cual es compatible con la presencia de metano en su atmósfera. La existencia real de atmósfera podría aportar la respuesta a una cuestión suscitada en las observaciones de eclipses mutuos: ¿por qué brilla tanto la superficie de Plutón? Su reflectividad promedia multiplica por siete la de la Luna, dato que provoca sorpresa porque, en menos de un millón de años, la brillante superficie de hielo de metano debería haberse vuelto oscura y rojiza en virtud de las reacciones químicas causadas por la ra- TEMAS 15 diación ultravioleta del Sol y por los rayos cósmicos, partículas de alta energía. La superficie reflectora de Plutón requiere algún mecanismo que la renueve continuamente. S. Alan Stern, Laurence M. Trafton y Randall Gladstone propusieron un posible mecanismo. La distancia de Plutón al Sol varía muchísimo —de 4500 a 7400 millones de kilómetros— como resultado de la gran excentricidad de su órbita, produciendo, a su vez, variaciones extremas de temperatura. Según sea su composición global, la atmósfera de Plutón pudiera constituir un fenómeno temporal que queña fracción del carbono acaba produciendo metano. El oxígeno abun da más que el carbono. El oxígeno sobrante se puede combinar con silicio (dando, por ejemplo, SiO 4, la arena común) y otros metales para crear materias rocosas. El agua helada (H 2O) se produce cuando el oxígeno se combina químicamente con átomos de hidrógeno. Los estudios predicen que las concentraciones de la materia rocosa y el hielo serían de 75 y 25 por ciento respectivamente. El monóxido de carbono gaseoso, arrastrado por fuertes vientos procedentes del recién no se se hallara diera más cuando el planeta en que su máxima cercanía al Sol. P lutón alcanzó el perihelio en 1989. Al alejarse, se enfriará. Dentro de diez o de treinta años, la atmósfera de metano podría condensarse sobre la superficie, cubriendo el planeta con una nueva capa de nieve de metano. Esta manta persistirá hasta que se acerque de nuevo al Sol. Los eclipses Plutón-Caronte y la ocultación estelar nos han revelado tantos pormenores desconocidos de las características físicas de Plutón que ya podemos abordar la cuestión de la formación del planeta. Su densidad es mayor que la de los planetas exteriores gaseosos y la mayoría de sus helados satélites. Debido a ello algunos investigadores se plantearon —sobre todo, años atrás, cuando la densidad de Plutón se creía todavía mayor— si quizá no se habría formado en algún otro lugar, tal vez en la vecindad de la Tierra o de otros cuerpos densos del sistema solar interior. Los cálculos del movimiento orbital de Plutón, relativos a un intervalo de 845 millones de años y que debemos a Gerald J. Sussman y Jack L. Wisdom, abonan la idea de una órbita caótica durante largos períodos. Plutón podría, en efecto, haber nacido en otro lugar y haberse independizado hasta alcanzar su actual órbita. Esos investigadores, no obstante, consideran más probable que Plutón se formara en el sistema solar exterior y que el comportamiento caótico le condujera a su órbita actual tan excéntrica. Las teorías en vigor mantienen que el sistema solar se condensó a partir de la contracción de una nebulosa de gas y de polvo. En los bordes exteriores de esta nebulosa pudieron crearse cuerpos bastante densos. A las bajas temperaturas y presiones de esas regiones, la mayor parte del carbono se combina con oxígeno para formar monóxido de carbono; sólo una pe- SISTEMAS S OLARES nacido Sol, dejaría tras de sí la materia densa. Reflexionando sobre esta posibilidad, William B. McKinnon, Steven W. Mueller y Damon P. Simonelli elaboraron modelos detallados de la formación de Plutón y de su composición interna. La densidad observada encajaría limpiamente si el planeta estuviera formado por entre un 68 y un 80 por ciento de roca y el resto fuera una mezcla de hielos. Eso convertiría a Plutón en un cuerpo más rocoso que los satélites de Saturno y de Urano. Estos cuerpos formaron cua- RDE DEL ORTO BO PRIMER CONTACTO (KAO) TORRES CHARTERS g e f d cb a OBSERVATORIO AEROTRANSPORTADO KUIPER (KAO) ESTRELLA OBSERVABLE POR ULTIMA VEZ (KAO) DARLING DOWNS 500 KM E A U C MONTE TAMBOURINE R O D AUCKLAND HOBART ABEDUL NEGRO BO RDE D EL OC AS MONTE JOHN O 800 700 g a 600 L A Ñ E S A L E D D A ID S N E T IN BRILLO DE PLUTON Y LA ESTRELLA 500 400 b f 300 200 c e d BRILLO DE PLUTON SOLO 100 0 20 40 60 80 100 120 140 160 180 200 SEGUNDOS DESPUES DE LAS 10:35:50 (UTC) DEL 9 DE JUNIO DE 1988 6. GRACIAS AL CENTELLEO DE LAS ESTRELLAS se demostró que Plutón tiene atmósfera. Los astrónomos observaron desde ocho puntos distintos el paso del planeta frente a una estrella distante el 9 de junio de 1988 ( arriba). La estrella se fue debilitando conforme su luz atravesaba la atmósfera. Un brusco descenso en la curva de luz ( b y f), observado desde el Observatorio Aerotransportado Kuiper , indica una capa de transición en la atmósfera de Plutón (abajo); podría tratarse de una bruma baja o de una región atmosférica de rápido cambio térmico. 93 1,5 A IV1,4 T A L1,3 E R 1,2 A I C N1,1 A T C1,0 E L F0,9 E R PLUTON + CARONTE PLUTON SOLO 0,8 1,5 O D1,4 E B L1,3 A CARONTE 0,6 0,7 0,8 0,9 1,0 LONGITUD DE ONDA (MICROMETROS) 1,4 A D A1,2 IZ L A1,0 M R O0,8 N A I C0,6 N A T0,4 C E L F0,2 E R 0 1,4 1,6 1,8 2,0 2,2 2,4 2,6 LONGITUD DE ONDA (MICROMETROS) 7. LOS ESPECTROS DE PLUTON Y DE CARONTE suelen aparecer mezclados. Cuando Plutón oculta a Caronte, no se percibe más que la luz del planeta. Las hendiduras en el espectro de Plutón se deben al metano. Restando el de Plutón del espectro conjunto, aparece el espectro aplanado de Caronte (arriba). Caronte no tiene metano; su espectro a mayores longitudes de onda (abajo a la izquierda ) se parece al del agua helada ( curva azul). Plutón y Caronte fueron observados por el Satélite Astronómico Infrarrojo (abajo a la derecha). El azul y el rojo representan medidas correspondientes a zonas calientes y frías, respectivamente; l as mediciones son compatibles con superficies heladas y una tenue atmósfera. siprotoplanetas en los que las temperaturas y presiones relativamente altas destruyeron el monóxido de carbono. En esas regiones no se obstaculizó la formación de metano y de agua helada, motivo por el cual tales satélites los poseen en grandes proporciones. Las bajas densidades típicas de los planetas exteriores eliminan la vieja hipótesis de que Plutón fuera un satélite escapado de Neptuno. H ace tiempo que los astrónomos planetarios sospecharon posibles semejanzas entre Plutón y Tritón, el gran satélite de Neptuno. Antes de que el Voyager 2 visitase Neptuno, se conocía mejor Plutón que el satélite, pero ahora la situación se ha invertido. El diámetro de Tritón (2700 kilómetros), su densidad (2,08 gramos por centímetro cúbico) y su espesor atmosférico guardan un estrecho parecido con los de Plutón. La densidad similar sugiere un mismo srcen como 94 cuerpos independientes en las frías regiones exteriores de la nebulosa protoplanetaria dominada por el monóxido de carbono. Tritón probablemente fue capturado poco después de su formación y acabó en su peculiar órbita (retrógrada) alrededor de Neptuno. Plutón, que evitó una captura parecida, tampoco fue expulsado del sistema solar. Se instaló, por el contrario, en una resonancia 3:2 estable con respecto a Neptuno, de modo que éste completa tres órbitas en el tiempo en que Plutón recorre dos. Por eso mismo, Plutón nunca se acerca a menos de 2700 millones de kilómetros de Neptuno y ha podido evitar un encuentro cercano que lo destruyera. La captura de Tritón por Neptuno encaminó su evolución por derroteros diferentes. Las tensiones gravitatorias y las mareas que Tritón sufrió debieron de calentar su interior. A ese calentamiento pueden deberse las mis- teriosas y complicadas estructuras que vemos en la superficie del satélite. Plutón puede haber sufrido también un apreciable calentamiento interno propio, en virtud de sus interacciones con Caronte, aunque esto depende de cómo naciera su satélite. Cuando Plutón se formó, su interior encerraba quizá calor suficiente para dejar que sus componentes se dispusieran por orden de densidades: la roca se habría hundido, creando un núcleo, el agua estaría en medio y el metano habría flotado hasta la parte superior formando la superficie de metano helado que vemos hoy día. Plutón y Caronte se formaron juntosSicomo planeta doble, tendrán entonces una composición interna similar y podrían constituir muestras casi inalteradas de la nebulosa a partir de la cual se condensó el sistema solar. Si Caronte se formó a raíz de un choque entre Plutón y otro objeto (verbigracia, un planetésimo menor), Plutón habría experimentado también un calentamiento interno tras la formación del satélite; la composición de los dos cuerpos sería, entonces, muy diferente. La hipótesis del choque es muy socorrida por los investigadores para explicar el srcen de la Luna terrestre. La determinación de las densidades relativas de Plutón y de Caronte ayudará a desentrañar el srcen de este último. Podría haber diferencias entre las superficies de Plutón y de Tritón debido a la excéntrica órbita de Plutón y a sus consiguientes variaciones estacionales. En Plutón podrían darse las influencias más importantes de todos los planetas entre la superficie y la atmósfera. Por desgracia, no adquiriremos un conocimiento cabal de la superficie y de la dinámica de la atmósfera de Plutón hasta que no lo examine de cerca una sonda espacial. La visita a Plutón, que en principio estaba incluida en la ruta del “Grand Tour” de los años setenta (proyecto que cristalizó con el tiempo en las misiones Voyager), quedó descartada por los recortes presupuestarios y por la idea equivocada de que Plutón “carecía de interés”. os nuevos enfoques de la naturaleza compleja de Plutón han avivado el deseo de la comunidad científica de una misión espacial a ese mundo remoto. La trayectoria de la misión a Plutón implicaría un compromiso entre el tiempo de viaje y la duración de un encuentro científicamente útil. Una trayectoria de gran velocidad representa un viaje a Plutón más rápido y aumenta las probabilidades de L TEMAS 15 que el vehículo espacial funcione bien cuando llegue al planeta. Pero también significa que la nave pasaría raudamente junto a Plutón y dispondría de escaso tiempo para tomar imágenes de gran resolución. Una velocidad menor exige consolidar la fiabilidad, pero permitiría una aproximación más relajada. El anteproyecto de misión que ahora se halla en estudio trabaja con la idea de un par de vehículos bastante sencillos; cada uno transportaría un sistema de imágenes, un espectrómetro y un magnetómetro (para medir los campos magnéticos en la vecindad COLABORADORES DE ESTE NUMERO Traducción: Ana Guijarro Román: Plaseo planetario; Mónica Murphy: Mercurio, planeta olvidado, Misión Pioneer a Venus, La exploración de Marte, La misión Galileo y El cinturón de Kuiper; Manuel Puigcerver: Urano, Plutón y Planetas de otras estrellas; Luis Bou: Neptuno Portada: Don Dixon Página Fuente 3 4-5 6 Don Dixon JPL/CALTECH/NASA ( ilustraciones ), Laurie Grace (tabla) Astrogeology Team, U.S. Geological Survey, Flagstaff, Ariz. ( centro), NASA ( abajo, izquierda ), Bryan Christie (ilustración) Alfred T. Kamajian (arriba), NASA ( centro, arriba y abajo ), NASA y Slim Films ( centro abajo, derecha ), Slim Films (abajo, izquierda ) y Don Dixon (abajo, derecha ) JPL/CALTECH/NASA ( arriba), NASA ( abajo, izquierda ), Slim Films (ilustración ) JPL/CALTECH/NASA ( arriba, izquierda), NASA ( arriba derecha y centro ), David P. Anderson (abajo) Astrogeology Team, U.S. Geological Survey, Flagstaff, Ariz. (a rriba), Lincoln 7 8 9 10 de Plutón). Cada sonda incluiría también uno o más detectores de partículas, que permanecerían activos durante toda la misión, enviando mediciones del viento solar y de la ingente burbuja de partículas que rodea el Sol. Las sondas saldrían por separado, usando la Tierra y Júpiter como impulsores gravitatorios, y llegarían a Plutón con un año de diferencia. Podrían lanzarse a principios del siglo próximo; tardarían unos 14 años en arribar al planeta. La larga fase de encuentro duraría varios meses, pero las mediciones detalladas que permite un encuentro próximo sólo se desarrollarían durante unas horas. El envío de dos vehículos espaciales aumenta la probabilidad de que al menos uno tenga éxito; además, en razón de la economía de escala, el coste sería sólo ligeramente superior al de una sola sonda. Si uno y otro cumplieran su función, podrían investigarse fenómenos dependientes del tiempo en Plutón (por ejemplo, las variaciones de su atmósfera) y obtener imágenes de ambos hemisferios del planeta y de su satélite a alta resolución, lo que resulta imposible en un solo encuentro, debido a su lenta velocidad de rotación. La misión a Plutón culminaría el esfuerzo empeñado en el reconocimiento de todos los cuerpos importantes del sistema solar. BIBLIOGRAFIA COMPLEMENTARIA O UT OF THE DARKNESS : THE PLANET P LUTO . Clyde Tombaugh y Patrick Moore. Stackpole Books, 1980. P LANETS BEYOND : DISCOVERING THE OUTER SOLAR SYSTEM. Mark Littmann. John Wiley & Sons, Inc., 1988. WHERE IS PLANET X? Mark Littmann en Sky & Telescope, vol. 78, n.o 6, págs. 596-599; diciembre de 1989. T HE NEW SOLAR SYSTEM. Dirigido por J. Kelly Beatty et al. Tercera edición. Cambridge University Press, 1990. SISTEMAS S OLARES 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28-29 31 32-33 34-35 36 37 38-39 41 42 43 44 45 46-47 48-49 50-53 54 55 56-57 58-59 60 61 62-63 64-65 69 70-71 72 73-74 78-79 80 81-86 88 89 90-93 94 96-97 98 99 100 101 102 103 104 105 106-107 108-109 F. Pratson y William F. Haxby (abajo, izquierda ), Edward Bell ( abajo, derecha ) Luiz C. Marigo ( pájaro ), Bonnie Cosgrove ( adenovirus ), Steve Solum ( peces ), Michel Viard (orquídeas ), IFA/Bruce Coleman Inc. (árbol y niña), Judd Cooney ( caballos ), NASA ( astronauta y luna), Siegfried Eigstler (Alpes ), Ric Ergenbright (catarata), Gary Yeowell ( desierto), Regis Lefebure (playa), Tim Crosby ( Seattle) y Bryan Christie ( gráfica) JPL/CALTECH/NASA ( arriba), NASA ( abajo, izquierda ), JPL ( abajo, derecha ) Centro Espacial Johnson, NASA ( arriba), NASA/JPL ( Deimos y Fobos ), JPL/CALTECH/NASA ( paisajes) NASA/U.S. Geological Survey ( arriba), NASA ( centro, izquierda), Andrew Christie (abajo) JPL/CALTECH/NASA ( fotografías ), Bryan Christie (abajo, izquierda ), Andrew Christie (abajo, derecha ) JPL/CALTECH/NASA ( arriba y centro), David Seal (abajo ) Andrew Christie (arriba), JPL/CALTECH/NASA ( centro, arriba y abajo ), JPL/NASA/David Seal ( abajo) JPL/CALTECH/NASA ( arriba, las dos vistas y fondo ), Astrogeology Team, U.S. Geological Survey, Flagstaff, Ariz. (centro, izquierda), JPL ( centro, derecha), Andrew Christie (abajo) JPL/CALTECH/NASA ( Superficie de Ariel, Miranda, Ariel, Umbriel y Oberón ), A. Tayfun Oner (Superficie Titania ), NASA, VOYAGER 2 y Calvin J. Hamilton ( Titania), Bryan Christie (diagrama), JPL ( abajo, izquierda ) JPL/CALTECH/NASA JPL/NASA ( arriba), JPL/CALTECH/NASA ( centro y abajo ) NASA NASA y ESA ( arriba), Bryan Christie c( entro), Slim Films (más a la izquierda), Edward Bell (abajo) superiores ), Alfred T. Kamajian (ilustraciones ) Johnny Johnson ( gráfica), Walt Radomski (coche y meteorito), Telescopio Espacial Hubble Comet Team y NASA ( Shoemaker-Levy 9), Bill Whiddon y Nina Whiddon ( Hale-Bopp ), Royal Greenwich Observatory SPL (Halley) JPL/CALTECH/NASA ( fotografías NASA Jared Schneidman Design (arriba), NASA ( abajo) Jared Schneidman Design Don Dixon Don Dixon NASA ( fotografías ), Slim Films (ilustración ) Alfred T. Kamajian (arriba), NASA ( abajo ) NASA NASA, Slim Films George Retseck NASA ( arriba), Tomo Narashima ( abajo ) NASA ( izquierda), Jared Schneidman/JSD ( derecha ) Tomo Narashima A.I.F. Stewart, Universidad de Colorado Tomo Narashima Serv. Geológico de EE.UU. y NASA/Lab. de Propulsión a Chorro, Simulación solar de Laurie Grace NASA/Laboratorio de Propulsión a Chorro Servicio Geológico de EE.UU. Tom Moore NASA/Laboratorio de Propulsión a Chorro ( arriba), Lisa Burnett (recuadro ) Composición digital de Slim Films, Fotografía de Io cortesía de Lab. de Propulsión a Chorro Jared Schneidman/JSD Jared Schneidman/JSD ( arriba), Lab. de Propulsión a Chorro ( abajo) Lab. de Propulsión a Chorro ( fotografías ), Laurie Grace (grafismo) Laboratorio de Propulsión a Chorro Laboratorio de Propulsión a Chorro Hank Iken Laboratorio de Propulsión a Chorro Hank Iken NASA/Lab. de Propulsión a Chorro del Instituto de Tecnología de California Hank Iken (arriba), NASA/Lab. de Propulsión a Chorro ( abajo) NASA/Lab. de Propulsión a Chorro Hank Iken Observatorio Naval Norteamericano (izquierda), Gabor Kiss (derecha) Gabor Kiss Gabor Kiss (arriba y abajo izquierda), Mark V. Sykes, Observ. Steward ( abajo, derecha ) Alfred T. Kamajian Peter Samek Peter Samek ( dibujo), Jane X. Luu y David C. Jewitt ( fotografías ) Peter Samek ( izquierda), Observatorio de Yerkes ( derecha) Jane X. Luu y David C. Jewitt Peter Samek A. Caulet y NASA C. Robert O’Dell y NASA Mark McCaughrean, C. Robert O’Dell y NASA Jared Schneidman Design/JSD Pawel Artymowicz 95 El cinturón de Kuiper Jane X. Luu y David C. Jewitt El sistema solar exterior no termina bruscamente en la órbita de Plutón, sino que se prolonga en un amplio cinturón de pequeños cuerpos T ras el descubrimiento de Plutón en el año 1930, la posibilidad de encontrar un décimo planeta en órbita alrededor del Sol despertó el interés de muchos astrónomos. Oculto por las enormes distancias del espacio interplanetario, el misterioso “plane ta X” podría haber escapado incluso a los telescopios más potentes, o al menos así se argüía. Pero los años pasaron sin que se le encontrase y la mayoría aceptó que el sistema solar se limitaba al conjunto de nueve planetas que nos resulta familiar. Sin embargo, en 1992, cuando identificamos un pequeño cuerpo celeste de sólo unos cientos de kilómetros de diámetro, más alejado del Sol que los planetas conocidos, muchos se replantearon muy seriamente sus ideas sobre el sistema solar. Desde entonces, hemos hallado una treintena larga de cuerpos similares que describen sus órbitas a través del sistema solar exterior. Es probable que haya una cohorte entera de objetos así. En su conjunto constituirían el cinturón de Kuiper, región del sistema solar bautizada en honor al astrónomo estadoun idense de srcen holandés Gerard P. Kuiper, quien, en 1951, defendió su existencia. 96 TEMAS 15 1. LOS CONFINES DEL SISTEMA SOLAR han preservado la materia primordial subsistente desde los tiempos en que se formaron los planetas. En esas épocas arcanas, Plutón en ( primer plano) podría haber capturado a su satélite Caronte de-( recha), al tiempo que catapultaba a un tercer cuerpo arriba ( ) hacia el espacio. En aquellos momentos la zona estaría llena de polvo y abundarían en ella los objetos en formación del cinturón de Kuiper. SISTEMAS S OLARES 97 SATURNO NEPTUNO CINTURON DE KUIPER JUPITER SOL URANO 2. LA GRAVEDAD DE LOS PLANETAS barrió durante las lanzarían en dirección al Sol, mientras que otros saldrían primeras etapas del sistema solar los pequeñ os cuerpos situa-disparados hacia afuera, hacia la lejana nube de Oort que( no dos dentro de la órbita de Neptuno. Algunos de ellos se aba-aparece en la ilustración ). ¿Qué llevó a Kuiper a creer, hace casi medio siglo, que el disco del sistema solar estaba poblado por numerosos cuerpos de pequeño tamaño que giran alrededor del Sol a enorme distancia de éste? Desarrolló la idea a partir de los datos fundamentales rela- tivos a ciertos cometas, los densos conglomerados de hielo y roca que regularmente se precipitan hacia el Sol desde los confines del sistema solar. Muchos de estos objetos, pequeños en comparación, ofrecen espectaculares apariciones periódicas cuando su tem- SOL peratura, por la acción de los rayos solares, aumenta lo suficiente para que el polvo y el gas de su superficie se disipen y se creen los halos luminosos (las grandes “comas”) y las largas colas. Se sabe desde hace mucho que estos cometas activos son, a escala astronómica, unos recién llegados al sistema solar interior. Un cuerpo como el cometa Halley, que se deja ver cada 76 años, pierde aproximadamente una diezmilésima de su masa cada vez que se acerca al Sol. Sobrevivirá, pues, sólo unas 10.000 órbitas, medio millón de años quizá. La creación de los cometas de este tipo se remonta a la del sistema solar, hace unos 4500 millones de años, y a estas alturas ya tendrían que haber perdido sus elementos volátiles y no debería quedar de ellos más que unos núcleos rocosos e inactivos o unos difusos torrentes de polvo. Entonces, ¿por qué hay todavía tantos cometas que deslumbran con su vistosidad a quienes los contemplan? NEPTUNO Luces de guía L os cometas que ahora están activos se formaron en los albores del sistema solar, pero permanecieron en estado de inactividad, la mayoría conservados en la nube de Oort, una especie de congelador celeste. El astrónomo holandés Jan H. Oort propuso en 1950 la existencia de esta esfera de material cometario. Sostenía que su diámetro era de unas 100.000 unidades astronómicas (una UA es la 100 UNIDADES ASTRONOMICAS distancia igual a la separación promedio entre la Tierra y el Sol, unos 3. PUEDE QUE INCONTABLES OBJETOS del cinturón de Kuiper recorran sus órbitas lejos del Sol, pero no todos pueden observarse desde la Tierra. Los cuerpos círcu-( 150 millones de kilómetros) y que contenía cientos de miles de millones en los) que cabe esperar razonablemente que descubra el telescopio de Mauna Kea, de cometas. Según la idea de Oort, el Hawai, están situados por lo normal cerca del borde interno del cinturón, tal como muestra esta simulación por ordenador de la distribución de la materia distante. tirón gravitatorio aleatorio de las 98 TEMAS 15 estrellas que pasan cerca de la nube desplaza la órbita estable de algunos de los cometas situados en su parte externa y desvía de forma gradual el rumbo de los mismos hasta que se precipitan hacia el Sol. La hipótesis de Oort ha explicado muy bien el tamaño y la orientación de las trayectorias que siguen los cometas de período largo (los que tardan más de 200 años en dar un giro alrededor del Sol) durante este medio siglo. La dirección por la que entran en la región planetaria es aleatoria, conforme cabría esperar de su srcen en un repositorio esférico, como la Como esos residuos dispersos del material primigenio estarían muy alejados del Sol, tendrían temperaturas superficiales bajas; sería, pues, probable que los objetos remotos se hallaran compuestos de agua helada y de varios gases congelados. Se parecerían mucho, si es que no eran idénticos, a los núcleos de los cometas. La hipótesis de Kuiper languideció hasta que, en los años setenta, Paul C. Joss puso en entredicho que la gravedad de Júpiter fuera capaz, en la práctica, de transformar los cometas de período largo en cometas de período corto. Señaló que la probabilidad de P nube de Oort. Pero la hipótesis no ofrece explicación alguna de los cometas de período corto, que describen órbitas más pequeñas y poco inclinadas con respecto al plano orbital de la Tierra, la eclíptica. La mayoría creía que los cometas de período corto describieron en un principio inmensas órbitas orientadas al azar (como hacen hoy los cometas de período largo) y que la gravedad de los planetas (principalmente la de Júpiter) los fue desviando hasta que adoptaron la configuración orbital que tienen ahora. No todo el mundo aceptaba esta idea. Kenneth Essex Edgeworth, un investigador irlandés de alta alcurnia que no pertenecía a ninguna institución científica, escribió ya en 1949 un artículo riguroso en el que predecía la existencia de un anillo fino de cometas en el sistema solar exterior. Kuiper también estudió la existencia de un cinturón de cometas en su artículo de 1951, sin hacer referencia al trabajo anterior de Edgeworth. Argumentó Kuiper —como otros— que el disco del sistema solar no podía terminar bruscamente en las cercanías de Neptuno o de Plutón (que pugnan por el honor de ser el planeta más distante del Sol). Su idea era que más allá de ambos había un cinturón de materia residual procedente de la formación de los planetas. La densidad sería allí tan pequeña que habría impedido la generación de cuerpos planetarios por acreción, pero no la de objetos menores, de un tamaño parecido quizás al de los asteroides. que era se verificase la captura ria tan nimia, que el gravitatoelevado número de cometas de período corto existente en la actualidad no tendría, sencillamente, ni pies ni cabeza. Pero otros investigadores no lograron confirmar este resultado, por lo que se Tremaine, valiéndose de simulaciones por ordenador, investigaron en 1988 de qué manera po drían los gaseosos planetas gigantes capturar cometas. Como Joss, vieron que el proceso funcionaba bastante mal, y dudaron de la veracidad de esa arraigada expli- siguió aceptando que la nube de Oort era la fuente de los cometas, fueran de período corto o largo. Cometas de período corto ero Joss había sembrado la semilla de la duda y poco a poco otros astrónomos fueron poniendo en cuestión la teoría comúnmente aceptada. Julio A. Fernández hizo en 1980 unos cálculos que sugerían que los cometas de período corto procedían de la fuente transneptuniana de Kuiper. Martin J. Duncan, Thomas Quinn y Scott D. SATURNO SOL QB1 QB1 PLUTON URANO NEPTUNO 20 UNIDADES ASTRONOMICAS 4. LAS SECUENCIAS de exposiciones CCD, realizadas en 1992, revelan claramente el objeto QB 1 del cinturón de Kuiper sobre un fondo de estrellas fijas (centro y abajo). Estas dos imágenes solamente cubren una pequeña parte del cuadro completo obtenido con el CCD (arriba, a la derecha ), que los autores tuvieron que analizar antes de identificar QB1 (flechas) y determinar su órbita (arriba, a la izquierda ). SISTEMAS S OLARES 99 cación sobre el srcen de los cometas de período corto. E hicieron además que sonase una nueva alarma. Sus estudios indicaban que los pocos cometas que la fuerza gravitatoria de los grandes planetas podría arrancar de la nube de Oort tendrían que mo verse en un enjambre esférico; sin embargo, las órbitas de los cometas de período corto tienden a estar en planos cercanos a la eclíptica. Su conclusión fue que las órbitas srcinales de los cometas de período corto no estarían más que ligeramente inclinadas con respecto al plano de la eclíptica, perteneciendo quizás a un Ibamos a buscar, con la poca luz solar que nos llegaría reflejada desde tamañas distancias, cualquier objeto que pudiera haber en el sistema solar exterior. Al principio usamos placas fotográficas, pero pronto vimos que un detector electrónico (un dispositivo de carga acoplada, CCD), instalado en uno de los mayores telescopios que hay, sería más prometedor. Llevamos a cabo la mayor parte de nuestro estudio con el telescopio de 2,2 metros de la Universidad de Hawai, en el Mauna Kea. El método consistió en utilizar una serie de CCD para tomar cuatro exposiciones consecuti- sutil, pero parecía claro. Al comparar las dos primeras imágenes con la tercera, comprendimos que habíamos encontrado algo fuera de lo común. Su lento movimiento por el cielo indicaba que el o bjeto recién descubierto podría estar allende incluso de los puntos más remotos de la órbita de Plutón. Con todo, aún nos quedaba la sospecha de que el misterioso objeto fuese en realidad un asteroide cercano a la Tierra que se desplazara paralelamente a ésta (lo que también causaría un movimiento aparente lento). Las mediciones realizadas después descartaron tal posibilidad. cinturónsolar estrecho de cometas en el sistema exterior. Pero la hipótesis del cinturón de Kuiper no quedaba exenta de toda duda. Para que los cálculos fuesen factibles, habían multiplicado por 40 las masas de los planetas exteriores; de esa forma crecía la atracción gravitatoria y se aceleraba la evolución orbital que deseaban examinar. Otros astrofísicos se preguntaban si esta artimaña no conduciría a conclusiones erróneas. vas de 15del minutos unamedio zona determinada cielo y,depor de un ordenador, exhibir las imágenes de la secuencia en rápida sucesión, proceso que los astrónomos denominan “parpadeo”. Cualquier objeto que parezca moverse sobre el fondo de estrellas (a las que se ve inmóviles) manifestaría que era miembro del sistema solar. Continuamos nuestra búsqueda durante cinco años, sin obtener resultados positivos. Pero la técnica a nuestro alcance mejoraba tan rápidamente que nos fue fácil mantener el entusiasmo (ya que no la subvención) en la constante persecución de nuestra escurridiza presa. El 30 de agosto de 1992 tomábamos la tercera exposición de una secuencia de cuatro, mientras “parpadeaban” las dos primeras imágenes en el ordenador. Nos dimos cuenta de que una débil “estrella” había cambiando de posición ligeramente entre los cuadros. Nos quedamos mudos. El movimiento era muy Volvimos observar cuerpo tan curioso las a dos nocheseste siguientes y obtuvimos medidas precisas de su posición, brillo y color. Comunicamos los datos a Brian G. Marsden, director de la Oficina Central de Tele gramas Astronómicos de la Unión Astronómica Internacional, en el Observatorio Smithsoniano de Astrofísica en Cambridge, Massachusetts. Sus cálculos indicaron que el objeto que habíamos descubierto giraba alrededor del Sol a una gran distancia (40 UA), algo inferior a lo que habíamos supuesto inicialmente. Le asignó al cuerpo recién descubierto una denominación formal, no muy agraciada que se diga, basada en la fecha del descubrimiento: “1992 QB1”. Nosotros hubiéramos preferido que se le llamase “Smiley”, como el espía de John Le Carré, pero la conservadora comunidad astronómica no hizo suyo el nombre. Nuestras observaciones demostraron que QB1 refleja una luz rica en ¿Por qué no mirar, simplemente? A ntes incluso de que Duncan, Quinn y Tremaine publicaran su trabajo, nos preguntábamos si el sistema solar exterior estaba realmente vacío, si no estaría repleto de pequeños cuerpos aún no vistos. Em prendimos en 1987 un rastreo telescópico para afrontar con rigor la cuestión. 2060 QUIRON SOL SATURNO URANO NEPTUNO 20 UNIDADES ASTRON OMICAS 100 5. QUIRON 2060 podría haber escapado del cinturón de Kuiper hacia su órbita actual, que cruza órbitas planetarias ( ). Aunque izquierda bastante débil, la sutil incandescencia que lo rodea ( ) página siguiente emparienta este objeto con otros cuerpos “activos”, como el cometa Peltier (arriba). TEMAS 15 matices rojos, comparada con la luz solar que lo ilumina. Esta coloración tan poco común sólo tiene parangón con otro objeto del sistema solar: un asteroide o cometa muy peculiar llamado Pholus 5145. Se atribuye el tono rojizo de Pholus 5145 a la presencia en su superficie de materia oscura con abundancia de carbono. La similitud entre QB1 y Pholus 5145 hizo que nos apasionásemos aún más durante los primeros días posteriores al descubrimiento. El objeto que acabábamos de localizar podría estar recubierto de algún tipo de material de color rojo donde abundasen los compuestos orgá- ticas. Por ejemplo, todos ellos se alojan allende la órbita de Neptuno, lo que hace pensar que este planeta pudiera definir el borde interior del cinturón. Y sus órbitas no están más que un poco inclinadas respecto a la eclíptica, lo que concuerda con la existencia de un cinturón aplanado de cometas. Los objetos que conforman el cinturón de Kuiper son millones de veces más débiles de lo que puede observarse a simple vista. Los diámetros de los conocidos van de los 100 a los 400 kilómetros; son bastante menores que Plutón (2300 kilómetros de diámetro) y que su satélite Caronte (1100 kilómetros nicos. ¿Qué tamaño este y bermejo mundo? Entenía función denuevo nuestra serie de mediciones preliminares, calculamos que QB1 medía entre 200 y 250 kilómetros, unas 15 veces el núcleo del cometa Halley. Al principio no estaban muy seguros algunos de que nuestro descubrimiento de QB1 significara realmente que hubiese una población de objetos en el sistema solar exterior, como habían vaticinado Kuiper y otros autores. Pero este escepticismo empezó a desvanecerse cuando encontramos un segundo cuerpo en marzo de 1993. Este objeto se halla tan lejos del Sol como QB1, aunque en el lado opuesto del sistema solar. Varios grupos de investigación se han sumado durante los tres últimos años a la tarea y se han sucedido los descubrimientos. El número de objetos conocidos del cinturón transneptuniano de Kuiper es actualmente de 32. Comparten una serie de caracterís- de diámetro). SISTEMAS S OLARES y Jack L. Wisdom abordaron el problema mediante simulaciones por ordenador. Demostraron que en un período de 100.000 años la influencia gravitatoria de los planetas ga seosos gigantes, es decir, Júpiter, Sa turno, Urano y Neptuno, expulsa a los cometas que giran alrededor del Sol de su entorno y los envía a los confines del sistema solar. Pero un elevado porcentaje de cometas transneptunianos logra burlar ese destino y permanecer en el cinturón pasados incluso 4500 millones de años. Por tanto, es probable que los objetos del cinturón de Kuiper instalados a más de 40 UA del Sol hayan permanecido en órbitas estables desde la formación del sistema solar. Almacena miento Se cree también que el cinturón de de cometas en frío Kuiper ha tenido la masa suficiente para proporcionar todos los cometas l muestreo actual es aún muy de período corto que se hayan formado. modesto, pero el número de nuevos Parece, pues, un excelente candidato cuerpos encontrados hasta ahora en el a “almacén de cometas”. Y el mecasistema solar basta para confirmar la nismo de transferencia al exterior del existencia del cinturón de Kuiper sin repositorio ya se conoce bien. Las ningún género de dudas. Tam bién simulaciones por ordenador demuesparece claro que el cinturón cuenta con tran que la gravedad de Neptuno erouna población considerable; nosotros siona muy lentamente el borde interior calculamos que debe contener al menos del cinturón (la región situada a menos 35.000 objetos con diámetros superio- de 40 UA del Sol) y lanza los objetos res a los 100 kilómetros. Por tanto, su de esa zona hacia el interior del sismasa total es probablemente cientos tema solar. Al final muchos de estos de veces mayor que la del cinturón de pequeños objetos, convertidos en comeasteroides situado entre las órbitas de tas, se irán quemando poco a poco. Marte y de Júpiter. Algunos, como el Shoemaker-Levy 9, Puede que el cinturón de Kuiper que chocó contra Júpiter en julio de abunde en materia, pero ¿es la fuente 1994, podrían terminar sus vidas súbide donde salen los cometas de pe ríodo tamente al estrellarse contra un placorto y vida breve? Matthew J. Holman neta o contra el Sol. Otros caerán en E 101 RESONANCIA 4:3 0,4 3:2 0,3 PLUTON D A ID C I R T N E C X E 0,2 0,1 1995 DA2 NEPTUNO celeste encajarían si supusiésemos que Plutón, Caronte y Tritón fuesen los últimos supervivientes de un conjunto, mucho mayor en otro tiempo, de objetos de un tamaño similar, idea presentada por S. Alan Stern en 1991. Estos tres cuerpos podrían haber sido arrastrados por Neptuno, que capturó a Tritón y ligó Plutón —quizá con Caronte de remolque— hasta situarlos en su resonancia orbital actual. Resulta interesante que las resonancias orbitales influyan también en la posición de muchos objetos del cinturón de Kuiper. La mitad de los cuerpos descubiertos presentan la misma reso- nancia orbitaldescribir 3:2 que Plutón y, como éste, podrían sus órbitas con tranquilidad durante miles de millones de años. (La resonancia impide que 6. LA RESONANCIA DEL MOVIMIENTO MEDIO determina el tamaño y la forma de Neptuno se acerque demasiado al las órbitas de muchos de los objetos del cinturón de Kuiper. Los parámetros que describen las órbitas son la excentricidad (desviación de la forma circular) y cuerpo el menor y perturbe su órbita.) semieje mayor flecha ( roja). Al igual que Plutón, alrededor de la mitad de los cuer-Hemos llamado “plutinos” (pequeños pos del cinturón de Kuiper conocidos hasta ahora puntos ( rojos) dan dos vueltas plutones) a estos objetos del cinturón. alrededor del Sol mientras Neptuno describe tres, una resonancia orbital de 3:2. La A juzgar por la pequeña fracción del órbita del objeto DA 2 1995 cae en otra de las resonancias. Renu Malhotra sugiere firmamento que hemos examinado que este comportamiento refleja la evolución primitiva del sistema solar, cuando nosotros, calculamos que hay varios se produjo la expulsión de numerosos cuerpos pequeños y los planetas principales miles de plutinos de más de 100 kilóse apartaron del Sol. metros de diámetro. Los recientes descubrimientos de un “tirachinas gravitatorio” que los Quirón 2060. Pese a que sus descubri- objetos del cinturón de Kuiper propordisparará hacia el remoto espacio dores creyeron al principio que se tra- cionan una nueva perspectiva del sisinterestelar. taba de un asteroide poco común, tema solar exterior. Ahora Plutón nos Si el cinturón de Kuiper es efectiva- ahora ha quedado establecido que parece especial sólo porque es mayor mente la fuente de los cometas de Quirón 2060 es un cometa activo, con que cualquier otro cuerpo del cinturón período corto, surge otra pregunta un coma débil y persistente. de Kuiper. Incluso podríamos dudar si natural. En estos momentos, ¿hay Mientras se persevera en el estudio Plutón merece la categoría de planeta cometas del cinturón que se encaminen del cinturón de Kuiper, algunos se con todas las de la ley. Por ironíade las hacia el interior del sistema solar? Los preguntan si podría haber generado cosas, una línea de investigación que Centauros, un grupo de objetos al que otros objetos y no sólo cometas. ¿Es quería hallar un décimo planeta podría, pertenece el cuerpo extremadamente una coincidencia que Plutón, su satéen cierto sentido, haber dejado su rojo Pholus 5145, podrían encerrar la lite Caronte y Tritón, satélite de número en sólo ocho. Esta paradoja y respuesta. Viajan describiendo unas Neptuno, se encuentren muy cerca del las numerosas y apasionantes observaórbitas enormes, que cruzan las de los cinturón de Kuiper? El interrogante ciones que hemos hecho de los objetos planetas y son esencialmente inesta- brota ante el hecho de que compartan del cinturón de Kuiper nos recuerdan bles. Los Centauros sólo permanecen Plutón, Caronte y Tritón propiedades que el sistema solar guarda aún inconentre los planetas gigantes algunos básicas y, sin embargo, difieran drástables sorpresas. millones de años antes de que las ticamente de sus vecinos. influencias gravitatorias los expulsen Plutón y Tritón, por ejemplo, son del sistema solar o los sitúen en órbitas mucho más densos que los planetas más restringidas. gigantes gaseosos del sistema solar BIBLIOGRAFIA COMPLEMENTARIA Como su vida orbital es mucho más exterior. También sus movimientos son THE ORIGIN OF SHORT PERIOD COMETS. corta que la edad del sistema solar, bastante extraños. Tritón gira alredeMartin Duncan, Thomas Quinn y Scott los Centauros no pudieron engendor de Neptuno en sentido “retróTremaine, en Astrophysical Journal, vol. drarse donde se encuentran actualgrado”, el opuesto a la dirección orbital 328, págs. L69-L73, 15 de mayo de 1988. THE KUIPER BELT OBJECTS. J. X. Luu, en mente, pero la forma de sus órbitas de todos los planetas y la mayoría de Asteroids, Comets, Meteors 1993. Dirihace que sea virtualmente imposible los satélites. La órbita de Plutón está gido por A. Milani, M. Di Martino y deducir su lugar de srcen con una muy inclinada respecto a la eclíptica A. Cellino. Kluwer Academic Publisseguridad total. No obstante, la y dista tanto de ser circular que llega hers, 1993. reserva más cercana (y más probable) incluso a cruzar la órbita de Neptuno. T HE SOLAR SYSTEM BEYOND NEPTUNE . es el cinturón de Kuiper. Los Sin embargo, Plutón está protegido de D. C. Jewitt y J. X. Luu en Astronomical Centauros, pues, serían cometas de una posible colisión con el planeta Journal, vol. 109, número 4, págs. 18671876, abril de 1995. transición, antiguos objetos del cintu- mayor por una relación orbital espeTHE O RIGIN OF PLUTO’S ORBIT: I MPLICArón de paso hacia unas vidas cortas, cial: una resonancia del movimiento TIONS FOR THE SOLAR S YSTEM BEYOND aunque espectaculares, en el sistema medio 3:2. Dicho de modo más simple, NEPTUNE. Renu Malhotra en Astronomisolar interior. La prueba más fehacada tres órbitas de Neptuno alrededor cal Journal , vol. 110, págs. 420-429, ciente en favor de esta hipótesis pro- del Sol, Plutón da dos. julio de 1995. viene de un Centauro en particular: Las piezas de este rompecabezas 030 35 40 45 50 SEMIEJE MAYOR (UNIDADES ASTRONOMICAS) T EMAS 15 Compañeros de otros soles Planetas gigantes de lejanas estrellas Geoffey W. Marcy y R. Paul Butler La grandiosidad de una noche cuajada de estrellas nos lleva a preguntarnos sobre las infinitas posibilidades del cosmos T EMAS 15 E s probable que los seres humanos se hayan preguntado desde los tiempos más remotos por la posible existencia de otros habitantes del universo. Las preguntas que se hacen los astrónomos actuales, armados con la prueba de que hay realmente planetas que describen órbitas en torno a otras estrellas, son más concretas: ¿cómo serán eso s planetas?, ¿de los 100.000 millones de estrellas de nuestra Vía Láctea cuántas los tendrán?, ¿cuántos serán áridos desiertos o frígidas esfera s de hidrógeno?, ¿habrá alguno que tenga exuberantes bosques y océanos re- la estrella se bambolee debido a que cerca de ella gire un planeta que describa una revolución completa cada 4,2 días a la escalofriante velocidad de 482.000 kilómetros por hora, es decir, a más de cuatro veces la que lleva la Tierra en su deambular en torno al Sol. La exploración de otras 107 estrellas semejantes al Sol, realizada por nosotros en las Universidades Estatal de San Francisco y de California en Berkeley, dio como resultado el descubrimiento de seis planetas más. Entre ellos se encontraba uno que gira en torno a la estrella 16 B del Cisne, S pletos vida? vez en la historia que Es lade primera pueden plantearse tales preguntas porque en los últimos años se han detectado casi una decena de planetas que giran alrededor de estrellas semejantes al Sol. Michel Mayor y Didier Queloz, del Observatorio suizo de Ginebra, fueron quienes descubrieron el primero de ellos en octubre de 1995. Observando la estrella 51 de la constelación de Pegaso notaron un sospechoso balanceo, un corrimiento cíclico de la luz hacia los extremos azul y rojo del espectro. La duración de este corrimiento Doppler hace pensar que que había sido descubierto independientemente por los astrónomos William D. Cochran y Artie P. Hatzes, del Observatorio McDonald de la Universidad de Texas en el Monte Locke, Texas occidental. La existencia de un octavo planeta se dio a conocer en abril de 1997, cuando el grupo dirigido por Robert W. Noyes, de la Universidad de Harvard, lo detectó en órbita alrededor de la estrella Rho de la Corona Boreal. Se han observado otros grandes objetos, entre ellos el que gira en torno a la estrella conocida por su número de catálogo HD114762, detectado en 1989 por el astrónomo David W. Latham y sus colaboradores de Har va rd y el Centro Smithsoniano de Astrofísica. Pero este voluminoso compañero tiene una masa más de diez veces superior a la de Jú piter, como le sucede al descubierto alrededor de la estrella 70 de la constelación Virgo, cuya masa es 6,8 veces la de Júpiter. Todos estos cuerpos y otros parecidos, como el descubierto en 1998 por investigadores del Instituto Astrofísico de Canarias, G196-3 B en la constelación de la Osa Mayor, son tan grandes que la mayor parte de los astrónomos dudan si considerarlos grandes planetas o pequeñas estrellas enanas, entidades cuyas masas se hallan a me- frarroja. En nuestro solar, por ejemplo, el Sol brillasistema unos mil millones de veces más que sus planetas en el espectro visible y un millón de veces más en el infrarrojo. A causa de la extrema debilidad del brillo de los planetas distantes, los astrónomos han tenido que idear métodos especiales para localizarlos. El preferido en la actualidad es la técnica Doppler, que lleva consi go el análisis de los bamboleos de los movimientos estelares. He aquí cómo se usa. Un planeta circundante ejerce una fuerza gravitatoria sobre la estrella anfitriona, fuerza que la obliga a describir una trayectoria circular u ovalada que imita en miniatura la órbita del planeta. Como dos bailarines que girasen uno alrededor del otro, el bamboleo de la estrella revela la presencia de planetas acompañantes, aun cuando no puedan verse directamente. El problema es que este movimiento estelar resulta extremadamente pequeño observado a grandes distancias. Quienquiera que mirase a nuestro Sol desde una distancia de 30 años luz lo vería moverse por un círculo de radio no mayor que la séptima par te de una millonésima de grado. En otras palabras, el tamaño de la minúscula oscilación circular del Sol sería comparable al de una moneda no muy grande vista a 10.000 kilómetros. Pero el balanceo se manifiesta también por el efecto Doppler que presenta la luz. Cuando una estrella describe un movimiento de vaivén respecto dio camino entre las de los planetas y las estrellas verdaderos. Cómo se localizan los planetas extrasolares e ha tardado mucho tiempo en hallar planetas extrasolares porque detectarlos desde la Tierra es extremadamente difícil, incluso empleando las técnicas actuales. A diferencia de las estrellas, que están alimentadas por reacciones nucleares, los planetas reflejan débilmente la luz y emiten radiación térmic a in- 1. LA NEBULOSA DE ORION, un turbulento remolino de gases luminosos y de brillantes estrellas, la formación en curso. a 1500 años luz de la Tierramuestra en el brazo espiral deestelar la Vía Láctea, laSituada nebulosa se formó por la condensación de nubes interestelares, srcinándose muchas nuevas estrellas. Entre ellas se cuentan al menos 153 discos protoplanetarios considerados sistemas solares embriónicos. A la izquierda se ofrecen seis tomas de tales discos. Cuatro están vistos desde arriba, con un quinto visto de canto en dos longitudes de onda diferentes. Juntos revelan gas y polvo en rotación alrededor de estrell as que tienen millones de años de antigüedad, materiales que con el tiempo deberán formar planetas. Los diámetros de los discos varían entre dos y diecisiete veces el de nuestro sistema solar. SISTEMAS S OLARES 105 2. UN PLANETA QUE GIRA alrededor de su estrella anfi triona la hace bambolearse. Aunque los astrónomos no hayan podido ver todavía ninguno de estos planetas d esde la Tierra, pueden deducir su tamaño, su masa y la distan cia a que se encuentran de la estrella analizando las oscilaciones de la luz enviada por ella. ORBITAS DE LA ESTRELLA Y DEL PLANETA VISTAS DE LADO ble que pueden medirse variaciones de longitudes de onda de una parte en cien millones. La luz de las estrellas registrada por los espectrómetros y analizada con or- ocho nuevos planetas muestren dos características inesperadas. La primera es que las órbitas de dos de ellos son elípticas, mientras que las de los planetas de nuestro sistema solar son casi circulares. Y cinco de los nuevos planetas describen además órbitas muy próximas a sus estrellas, a menor distancia de la que se encuentra denadores las pone de manifiesto oscilaciones debidas a la influencia de compañeros orbitales. Por ejemplo, la masa de Júpiter, el mayor de los planetas de nuestro sistema so lar, no es más que la milésima parte de la del Sol. Cada 11,8 años (la duración del período orbital de Júpiter) el Sol oscila en un círculo que es la milésima parte del tamaño de la órbita de Júpiter. Los otros ocho planetas también producen perturbaciones de la órbita solar, aunque de menor cuantía. Fijémonos en la Tierra, cuya masa es 1/318 de la de Júpiter, estando su órbita cinco veces más cercana. Su influencia no da para que el Sol se mueva más que cinco centímetros en un segundo. Pero sigue habiendo incertidumbres sobre la masa de los planetas extrasolares. Si los planos orbitales se presentan “de canto”, se obtendrá su verdadera masa, pero si están in clinados se reduce el corrimiento Doppler, puesto que el movimiento de vaivén visto desde la Tierra es menor. Lo más que puede hacerse si no se conoce la inclinación orbital de un planeta es calcular su masa mínima, pues la verdadera pudiera ser mayor. Es así como el análisis de la luz procedente de unas trescientas estrellas semejantes al Sol —situadas to das dentro del radio de 50 años luz de la Tierra— ha permitido que se descubrieran ocho planetas cuyos tamaño y masa se parecen a los de Júpiter y Saturno. Las masas van de la mitad de la de Júpiter a siete veces más; los períodos orbitales están entre 3,3 días y tres años y las distancias a las estrellas anfitrionas varían entre menos de la vigésima parte de la distancia de la Tierra al Sol y más del doble de ella ( véase la figura 4). Resulta sorprendente que estos Mercurio al Sol. No está clara la razónrespecto de que tan gigantescos planetas se muevan tan cerca; algunos casi rozan los ardientes gases coronales de sus respectivas estrellas . Estos datos son incomprensibles si se tiene en cuenta que el radio de la órbita de Júpiter es cinco veces mayor que el de la Tierra. Todo ello obliga a revisar el srcen de nuestro sistema solar y las explicaciones aceptad as de la formación de los planetas. ESTRELLA PLANETA ORBITAS DE LA ESTRELLA Y DEL PLANETA VISTAS DESDE ARRIBA a la Tierra, su luz se estira y se comprime periódicamente, corriéndose alternativamente hacia los extremos azul y rojo del espectro. Este corrimiento Doppler cíclico permite que los astrónomos reconstruyan la perturbación de la trayectoria y calculen las masas, las órbitas y las distancias implicadas por medio de las leyes del movimiento de Newton. El corrimiento Doppler es en sí extremadamente pequeño, pues las ondas luminosas de la estrella se expanden y se comprimen alrededor de una parte en diez millones como consecuencia de la atracción de un planeta grande, del tamaño aproximado de Júpiter. La velocidad con la que basc ula nuestro Sol no es más que de 12,5 metros por segundo, pivotando alrededor de un punto situado justo por encima de su superficie. Para detectar planetas que rodeen a otras estrellas las medidas han de ser e xtremadamente precisas, con errores en las velocidades estelares inferiores a diez metros por segundo. Actualmente es posible medir los movimientos estelares con una precisión de tres metros por segundo en más y en menos empleando la técnica Doppler, lo que equivale a la velocidad de un paseo en bicicleta. Para hacerlo se emplea una célula de absorción de yodo —una botella de vapor de yodo— colocada cerca del foco del telescopio. La luz de la estrella que pasa a su través pierde ciertas longitudes de onda específicas, revelando minúsculos corrimientos de las restantes. Esta técnica es tan sensi- T Creación planetaria L o que se sabe sobre los nueve planetas de nuestro propio sistema solar ha servido de base para la teoría corrientemente aceptada de la formación planetaria, según la cual los planetas se forman a partir de un disco plano de gas y de polvo que se encuentra en rotación y que ocupa el plano ecuatorial de las estrellas. La materia del disco describiría órbitas circulares en el mismo plano y en la misma dirección en que lo hacen actualmente nuestros nueve planetas. Este enfoque impide que se formen planetas tanto en las zonas muy próximas a la estrella como en las muy alejadas, debido a la escasez de materiales para ello, que además se encuentran a temperaturas inadecuadamente altas o bajas, según sea el caso. Pero puede que tales conjeturas sobre los planetas del resto del universo sean estrechas de miras, por lo que vamos conociendo. El planeta que gira alrededor de la estrella 47 de la Osa Mayor resulta ser el único que se parece a lo que pudiera esperarse, pues su volumen mínimo es de 2,4 veces la masa de Júpiter y tiene una órbita circular cuyo radio es de 2,1 unidades astronómicas (UA); una UA representa la distancia media Tierra-Sol de 150 millones de kilómetros. De masa algo mayor que la de Júpiter, este planeta describe una órbita casi cir- EMAS 15 cular más alejada de su estrella que Marte lo está del Sol. Si se colocase en nuestro sistema solar, parecería el hermano mayor de Júpiter. Pero el resto de los compañeros planetarios de otras estrellas nos desconcierta. Los dos planetas que siguen órbitas elípticas tienen excentricidades de 0,68 y 0,40. (Una excentricidad nula representa una circunferencia perfecta mientras que una excentricidad 1,0 es una elipse muy alargada). Las mayores excentricidades de nuestro sistema solar se dan en las órbitas de Mercurio y de Plutón, con un valor aproximado de 0,2 en ambos cho mayor que el que tiene. No es absurdo pensar que las esferas de los cuatro planetas gigantes de nuestro sistema solar —Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno— hubiesen sido más grandes si el disco protoplanetario srcinal hubiera tenido más masa o hubiera seguido existiendo durante más tiempo. El sistema solar contendría entonces cuatro superplanetas, cada uno de los cuales ejercería fuerzas gravitatorias so bre los otros, con perturbaciones recíprocas de sus órbitas, que pudieran llegar a entrecruzarse. Los resultados pudieran ser que al- persar gravitatoriamente las órbitas planetarias. Los más extraños de los nuevos planetas son los cuatro llamados planetas 51 Peg, que muestran períodos orbitales inferiores a 15 días. Se trata del propio 51 de Pegaso, del Tau del Boyero, el 55 de Cáncer y el Ypsilon de Andrómeda, cuyos períodos orbitales son justamente de 4,2, 3,3, 14,7 y 4,6 días respectivamen te. Estas órbitas son pequeñas, con radios inferiores a la décima parte de la distancia entre la Tierra y el Sol; de hecho son inferiores a un tercio de la distancia entre Mercuri o y el Sol, pe- casos; todos loscasi demás planetas pregúnelsuperplaneta se viese atraído hase a como lo cual planetas son gransentan órbitas circulares (con ex- cia interior del sistema planetario, des ellos mayor de los detan nuestro centricidades inferiores a 0,1). algún otro desplazado hacia su peri- sistema solar e incluso más. Su masa Las órbitas excéntricas han hecho feria y hasta puede que algún desgravaría de 0,44 de la de Júpiter para el cavilar a los astrónomos y les han obli- ciado resultase expulsado de él. Co51 Peg hasta 3,64 veces la misma pagado a revisar sus teorías. No habían mo bolas rebotando en una mesa de ra el Tau del Boyero. Sus corrimienpasado dos meses del descubrimienbillar, los dispersos planetas gigantes tos Doppler indican que describen órto del primer planeta cuando ya los podrían adoptar órbitas extremadabitas circulares. teóricos habían alumbrado nuevas mente excéntricas, del tipo que ahoideas y modificado la teoría clásica de ra presentan tres de los nuevos plala formación de planetas. Los misteriosos planetas netas. Es interesante que este nuevo del tipo 51 de Pegaso Por ejemplo, los astrónomos Pawel modelo del billar implique que tenArtymowicz, de la Universidad de Es- dría que ser posible detectar los grantocolmo, y Patrick M. Cassen, del Cen- des planetas responsables de las óros planetas 51 Peg desafían la teotro de Investigación Ames de la Adbitas excéntricas. Pudieran ser plaría corriente de formación planeministración Nacional de Aeronáutica netas en órbitas más externas que las taria, según la cual los planetas giy del Espacio (NASA), recalcularon las gantes como Júpiter, Saturno, Ura no de los detectados hasta ahora. Una fuerzas gravitatorias que intervienen variante de este tema consiste en que y Neptuno tienen que formarse en las mientras los planetas emergen de los fuese una estrella acompañante de la porciones más externas y frías de los discos de gas y de polvo que se obserdiscos protoplanetarios y a una disestrella central la encargada de disvan en turbulento giro alrededor de estrellas jóvenes semejantes al Sol. E S T RE L LA S C UE R P O S P L A NE T A R I O S C I R C U ND A NT E S Tales cálculos indican SOL que las fuerzas graMARTE MERCURIO V E NUS T IE R RA vitatorias ejercidas por 47 URSAE 2.42 MJUP los protoplanetas —plaMAJORIS netas en proceso de formación— sobre los dis51 PEGASI 0.44 MJUP cos gaseosos y polvorientos crean “ondas de 55 CANCRI 0.85 MJUP densidad” alternantes y en espiral, semejantes a 3.64 MJUP TAU BOOTIS los “brazos” de las galaxias espirales, que emYPSILON 0.63 MJUP pujan a su vez a los plaANDROMEDAE netas en formación, aleRHO CORONAE 1.1 MJUP jándolos del movimiento BOREALIS circular. No sería difícil que los planetas fuesen 16 CYGNI B 1.74 MJUP pasando de tener órbitas circulares a tenerlas 6.84 MJUP 70 VIRGINIS elípticas y excéntricas a lo largo de millones de 10 MJUP HD114762 años. Hay otra teoría que 0 1 2 también da cuenta de MJUP = masa de Júpiter SEMIEJE MAYOR DE LAS ORBITAS (UNIDADES ASTRONOMICAS) las grandes excentricidades orbitales. Supón3. LOS OBJETOS PLANETARIOS que giran alrededor de estrellas distantes incluyen ocho planegase, por ejemplo, que tas además de HD114762, que, debido a su gran masa, pudiera ser también una enana marrón. Saturno hubiera creciEstos planetas muestran una gran variedad de distancias orbitales y excentricidades, que ha indo hasta un tamaño mu- ducido a los teóricos a revisar las teorías corrientes de formación de planetas. L SISTEMAS S OLARES 107 4. UN PROTOPLANETA DE LA MASA DE JUPITER excita espirales, crean en el disco regiones de densidades grande “ondas de densidad” en el gas y el polvo de un disco planetario, (rojo), media (verde) y escasa (azul). El protoplaneta se recubre como muestra este modelo debido a los astrónomos Douglasde gas y de polvo hasta que su gravedad no atraiga ya más D.C. Lin y Geoffrey Bryden, de la Universidad de California material circundante. El cuerpo planetario resultante se en Santa Cruz. Esas ondas, que presentan configuracionesasienta finalmente en una órbita estable. tancia mínima de cinco veces la que hay entre la Tierra al Sol. Entre los teóricos circula una teoría modificada de la formación planetaria que trata de explicar esas anomalías. Los astrónomos Douglas N.C. Lin y Peter Bodenheimer, ambos de la Universidad de California en Santa Cruz, y Derek C. Wilson, de la Universidad de Washington, amplían el modelo clásico arguyendo que un joven protoplaneta que se desgajase de un pesado disco protoplanetario grabaría en él un surco que lo dividiría en una sección interior y otra exterior. El disco interior disiparía energía a causa de la fricción dinámica, haciendo que tanto su material como el propio protoplaneta se acercasen a la estrella siguiendo órbitas espirales y terminasen por precipitarse sobre ella. La salvación del planeta proviene de la rápida rotación de las estrellas jóvenes, que giran sobre sí mismas cada cinco o diez días. Al acercarse a su estrella, un planeta producirá en ella mareas ascendentes, como las que produce la Luna sobre la Tierra. Con la estrella girando sobre sí misma más rápidamente de lo que el protoplaneta describe la órbita en su derredor, la estrella tenderá a desarrollar un abombamiento cuya gravedad tirará del planeta hacia delante. Este efecto tenderá a lanzarlo hacia una órbita mayor, deteniendo así su mortífera espiral hacia dentro. Tal recurso hace que el protoplaneta mantenga precariamente la estabilidad de su órbita, logrando un delicado equilibrio entre el rozamiento del disco y el tirón hacia adelante de la estrella giratoria. Incluso antes del descubrimiento de los planetas 51 Peg, Lin había predicho que Júpiter tendría que haber caído sobre el Sol durante su formación. Si así fuera, ¿cómo sobrevivió? Quizá nuestro sistema solar contuviera otros “Júpiter” que realmente describieron sus espirales hasta caer en el Sol, dejando a nuestro Júpiter como único superviviente. ¿Por qué, nos preguntamos, no hay grandes planetas del tipo 51 Peg en órbitas cercanas al Sol? Tal vez Júpiter se formase hacia el final de la vi- T da de nuestro disco protoplanetario o quizás éste no contuviera gas y polvo suficientes para ejercer la fuerza de marea necesaria para arrastrarlo. Puede que los discos protoplanetarios presenten gran variedad de masas, desde unas pocas hasta varios centenares de veces la de Júpiter, en cuyo caso la diversidad de los nuevos planetas pudiera corresponder a diferentes masas o a diferentes períodos de vida de los discos, quizás incluso a diferentes entornos, incluyendo la presencia y la ausencia de estrellas próximas emisoras de radiación. Por otra parte, el astrónomo David F. Gray, de la Universidad de Ontario Occidental en Canadá, ha puesto en duda la existencia de los planetas 51 Peg, aduciendo que las pretendidas estrellas portadoras de planetas están oscilando de por sí. Sus corrimientos Doppler se deberían a oscilaciones estelares inherentes, no a planetas que tirasen de ellas. Armados con nuevos datos, los astrónomos descartan ahora casi por completo que tales oscilaciones existan. El argumento en contra más po- EMAS 15 5. EL PROTOPLANETA se forma de la materia del disco que gira en torno a una estrella, abriendo un hueco en el gas y el polvo a partir de los que se condensa. Este modelo ha sido elaborado por Pawel Artymowicz y sus colaboradores. El protoplaneta está rodeado por un campo gravitatorio, o lóbulo de Roche, en el cual se acumula el material bruto del disco, agrupándose hasta formar un cuerpo reconocible como un planeta de gran masa. otras plagadas de choques que se produjeron en su juventud. Tenemos que dar gracias de que Júpiter acabase describiendo una ór bita casi circular. Si se hubiera lanzado por una órbitaaelíptica, podría haber hecho pedazos la Tierra, arrojándola fuera del sistema solar. Y puede que la aparición de la vida no hubiese sido posible si Júpiter y la Tierra no hubiesen tenido órbitas estables. A la caza de planet as E deroso procede de la unicidad del período y de la frecuencia observados. La mayoría de los sistemas oscilantes, como puedan ser los diapasones, no srcinan una frecuencia única, sino un grupo de ellas, llamadas armónicos, cuyas frecuencias son múltiplos enteros de la fundamental. Pero resulta que las estrellas 51 Peg tienen un período único, diferenciándose así por completo de las oscilaciones armónicas. Como argumentos adicionales están los de que, según los modelos físicos ordinarios, las oscilaciones más intensas tendrían que producirse a frecuencias más altas que las observadas en las estrellas 51 Peg, así como el de que no presenten variaciones en su brillo, lo que implica que no cambien sus tamaños ni sus formas. Comparaciones planetarias A unque sintamos la tentación de comparar los ocho nuevos planetas con nuestros nueve, la comparación resulta desgraciadamente muy arriesgada. No pueden deducirse conclusiones firmes nada más que de ocho nuevos planetas. Nuestra capacidad para observar otros tipos de planetas sigue siendo limitada; nuestros instrumentos ni siquiera pueden detectar compañeros del tamaño de la Tierra. Aunque los planetas extrasolares SISTEMAS S OLARES detectados hasta ahora tengan períodos orbitales no mayores de tres años, este dato no tiene por qué ser necesariamente representativo de los sistemas planetarios en general. Más bien deriva del hecho de que no se lleve más que un decenio buscando otros planetas con mejores técnicas. Conforme pase el tiempo y se disponga de mediciones Doppler más precisas, es posible que se en cuentren otros planetas cuyos perío dos orbitales sean más largos. No dejaría de ser curioso que el descubrimiento de tales nuevos planetas demostrase que la historia de nuestro propio sistema solar pudiera haberse desarrollado de manera completamente diferente. Supongamos que la dispersión gravitatoria de los planetas sea un fenómeno corriente en los sistemas planetarios. Vemos en nuestro sistema solar indicaciones de que los planetésimos — cuerpos fragmentarios de hielo y de roca— surcaron el espacio a gran velocidad durante sus mil primeros millones de años. La abundancia de cráteres en la Luna y la gran inclinación del eje de Urano —que es casi perpendicular a los de todos sus vecinos— demuestran que los choques tuvieron que ser corrientes, produciéndose algunos de ellos entre objetos de tamaño planetario. Las nítidas órbitas de nuestro estable sistema solar han surgido de aquellas n 1996 iniciamos una segunda exploración Doppler de 400 estrellas empleando el telescopio Keck de 10 metros del Observatorio de Mauna Kea, islas Hawai. Mayor y Queloz, del Observatorio de Ginebra, triplicaron el tamaño de su exploración del hemisferio norte hasta unas 400 estrellas, teniendo prevista otra de 500 estrellas más en el hemisferio sur. Exploraciones adicionales de varios cientos de estrellas se realizan con el telescopio de nueve metros Hob byEb er ly sito en el Observatorio McDonald. Dos telescopios Keck de Mauna Kea y un telescopio binocular de la Universid ad de Arizona se conver tirán para el año 2000 en interferóme tros ópticos suficientemente precisos para producir imágenes de planetas extrasolares. La NASA se propone lanzar al menos tres telescopios transportados por vehículos espaciales para detectar planetas en luz infrarroja. Uno de los interferómetros con base espacial propuestos por la NASA, un telescopio de segunda generación conocido como Buscador de Planetas Terrestres , debe ser capaz de obtener imágenes de candidatos a planetas habitables en órbita alrededor de estrellas distantes. Este telescopio, que sin duda es el mayor jamás concebido, podría detectar otros planetas como la Tierra a partir del año 2010. Con un espectrómetro podría analizar la luz de lejanos planetas para determinar la composición de sus atmósferas, datos que permitirían determinar la existencia de actividad 109 biológica. Este monumental telescopio espacial abarcará la superficie de un campo de fútbol y dispondrá de cuatro enormes espejos. A juzgar por los datos obtenidos hasta ahora, creemos que hay otros planetas en órbita alrededor de otras estrellas semejantes, muchos del tamaño de Júpiter y algunos del de la Tierra. Puede que hasta un diez por ciento de todas las estrellas de nuestra galaxia posean acompañantes planetarios. Si así fuera, existirían diez mil millones de planetas sin salir de la Vía Láctea. En su búsqueda del planeta ideal parecido a la Tierra, el que pudiera florecer vida, losenastrónomos se centrarán en planetas que no sean ni demasiado fríos ni demasiado calientes, sino lo suficientemente templados para conservar el agua líquida que actúe como disolvente en los procesos de química orgánica y bioquímicos. El hallazgo de un planeta que tuviera la dosis perfecta de componentes moleculares y cuya órbita se encontrase a la distancia convenient e de su sol desencadenaría un sinfín de preguntas. ¿Contendrá su at mósfera oxígeno, nitrógeno y dióxido de carbono, como la de la Tierra, o ácido sulfúrico y dióxido de carbono, la mortífera combinación de Venus? ¿Existirá una capa protectora de ozono o su suelo estará abrasado por los dañinos rayos ultravioleta? Incluso si tuviera océanos, ¿tendrá el agua un pH suficientemente neutro para permitir el crecimiento de células? Puede incluso que existan formas de vida que se desarrollen perfectamente en el ácido sulfúrico y hasta que se mustien sin él. Si formas de vida primitiva surgiesen en otro planeta, ¿evolucionarán necesariamente hacia la inteligencia o serán nuestras habilidades humanas una especie de premio en una lotería darwinista? ¿Somos los seres humanos un raro capricho de la naturaleza, destinado a no aparecer más que una vez sobre planetas semejantes a la Tierra, aunque el universo rebose de vida primitiva? Por sorprendente que parezca, puede que las respuestas a algunas de esas preguntas se desvelen durante nuestras propias vidas, usando telescopios de los que ya se dispone o que se encuentran en el tablero del proyectista. A duras penas podemos imaginar lo que las futuras generaciones encontrarán al explorar nuestra vecindad galáctica. El destino humano se encierra en la exploración de nuestra galaxia y en el hallazgo de nuestras raíces, biológicas y químicas, entre las estrellas. T EMAS 15 Cómo construir sistemas solares Brett Gladman S e conoce actualmente una enorme variedad de sistemas planetarios extrasolares. Los métodos usados para descubrirlos confieren un predominio claro a los planetas situados muy cerca de sus estrellas correspondientes y de un tamaño parecido al de Júpiter, pero ya se atisba una gran diversidad de sistemas solares. Los hay con planetas jupiterinos que giran alrededor de sus estre- nebulosa (temperatura, masa y densidad en función de la distancia a la estrella). Hay misterios adicionales relacionados con la persistencia de los discos gaseosos alrededor de las estrellas en formación, con la captura de los gases por los planetas o con la influencia que tanto gas pueda tener en las órbitas de los embriones. Pero pueden hacerse estimaciones razonables. llas en órbitas circulares, yaosean cercanas (a distancias Levison, handerealizado un valeroso menores que la de Mercurio) lejanas (más o menos como intento de Lissauer estudiar ylaDuncan diversidad los sistemas planetala de Júpiter). Hay planetas dotados de órbitas muy elíp- rios posibles, que se ha plasmado en veintiocho simulaticas, debido a las influencias gravitatorias de otros pla- ciones numéricas de la agregación de embriones planetanetas o a causas diversas. Se piensa que estos planetas rios. Tras atribuir a los parámetros físicos importantes recién descubiertos son ‘gigantes gaseosos’, con lo que se rangos de valores que verosímilmente abarquen los valoquiere decir que la mayoría de su masa estaría formada res ‘reales’, desconocidos, establecieron distribuciones por hidrógeno y helio, aunque pudieran tener un núcleo iniciales plausibles de los embriones en torno a la estrella, sólido. H. Levison, J. Lissauer y M. Duncan han creado una procediendo luego a calcular sus evoluciones orbitales serie de modelos explicativos recíprocas conforme se fundían de los ‘sistemas solares exterioentre sí o se expulsaban unos a res’ posibles. otros del grupo. Especial impor318 95 15 1 7 NUESTRO Uno de los esquemas genetancia reviste (o cautela SISTEMA rales para la formación de plarequiere) el hecho de que sus SOLAR netas gigantes consistiría en la modelos incluyan grandes creación inicial de un conjunto capullos gaseosos que alojan a de ‘embriones’, cuyo tamaño los embriones, lo que favorece 343 estaría comprendido entre los su fusión cuando se aproximan. de Marte y la Tierra, lo que se Los autores procedieron así produciría por agregación de para evitar el conocido prolos ‘planetesimales’ que, con blema de que la poderosa un tamaño aproximado de un 39 17 fuerza gravitatoria recíproca kilómetro, se encontrarían en de los protoplanetas los prola nebulosa anular que rodea yecte a órbitas recorridas a gran a las estrellas jóvenes. Los plavelocidad, primero, para pulvenetesimales se formarían a su rizarlos luego antes de que 15 14 9 vez de los materiales sólidos hayan alcanzado el tamaño diversos que pudiesen condennecesario para que la acumulasarse en lugares concretos, lo ción de gases sea posible. que dependería mucho de la Las simulaciones prosiguen temperatura de la zona. Estos hasta que las órbitas se estabi279 196 44 3 embriones se agruparían luego lizan. El resultado es una gran para formar los ‘núcleos’ de los variedad de sistemas planetaplanetas gigantes, de tamaños rios finales, como muestra la comprendidos entre cinco y figura. Los hay que tienen unos 7 2 6 2 1 16 15 4 8 veinte veces el de la Tierra, cuantos planetas muy espacianúcleos que procederían a dos, mientras que otros muesabsorber enormes cantidades tran una distribución regular de de gases de la nebulosa, transmuchos planetas del tamaño de formándose en planetas giganUrano, sin que falten los que 746 1261 593 23 2 tes gaseosos antes de que la presentan planetas grandes estrella central se encendiera y muy juntos. Hasta hay algunos dispersase el gas restante. que se parecen a nuestro propio 1 10 100 Si la precedente descripción sistema solar. Resulta curioso le parece demasiado vaga al que las simulaciones no srciSistemas solares externos obtenidos mediante molector, es que lo está entennen precisamente el tipo de diendo. Se sabe muy poco de delos. El eje horizontal representa la distancia de los planetas extrasolares más conolos procesos físicos subyacentes planetas respecto de su estrella en unidades astrocido, es decir, los objetos del nómicas (la distancia Tierra-Sol). Los números situaa tales fenómenos. Se ignora tamaño de Júpiter muy cercados sobre los planetas reflejan sus masas como cómo se formarían los plane- múltiplos de la masa terrestre y las marcas inferiores nos a sus estrellas respectivas, tesimales ni cuáles sean la con- indican el rango de distancias que recorren según lo la que pone de relieve que no diciones físicas reinantes en la excentricidad de sus órbitas. se ha tenido en cuenta algún SISTEMAS S OLARES 111 principio físico importante. Los autores hacen notar que ni siquiera las grandes tasas de acreción que han utilizado (resultantes de los capullos gaseosos) amortiguan las velocidades planetarias lo suficiente para que resulten sistemas planetarios de órbitas casi circulares, como el nuestro, problema que ya se había presentado en otras simulaciones previas. Dado que la mayor parte de la acreción se supone ocurrida tras la desaparición de los gases, no parece evidente que éstos sean los sospechosos a la hora de eliminar la excitación dinámica. Tienen que actuar otros principios físicos amortiguadores, que pudieran resultar de la influencia de las hordas de planetesimales más pequeños que no entran en los cálculos. La diversidad resultante plantea dos cuestiones. La primera es que el rango de parámetros físicos utilizados (debido fundamentalmente a nuestra ignorancia) es muy contrasta con la más rígida que predominaba hace un par de decenios, cuando solía suponerse que la mayoría de los sistemas solares tendrían un objeto semejante a Júpiter nada más pasar la ‘línea de la nieve’, es decir, la distancia a partir de la cual las temperaturas son tan bajas que los sólidos helados se condensan, lo que aumenta mucho su densidad superficial y consiguientemente las tasas de acreción locales. El carácter caótico y violento de este proceso, en el que los planetas se zarandean unos a otros haciendo que salgan despedidos algunos de ellos, no favorece a los partidarios de las ‘relaciones de distancia empíricas’, del tipo de la ‘ley’ de Titius-Bode de nuestro propio sistema solar. Si la búsqueda real de la estabilidad tiene algún parecido con estos modelos, las disposiciones finales de los sistemas solares están determinadas por procesos fundamental- superior al de los que la lo naturaleza presenta nebulosas protoplanetarias, que justifica que en la las variedad calculada sea mucho mayor que la observada. Por poner un ejemplo, la masa gaseosa de los núcleos grandes de los modelos se duplicaba en una escala temporal de cuatro órdenes de magnitud; los discos reales puede que no presenten tanta variación, lo que resultaría en intervalos más pequeños de las masas planetarias. La segunda cuestión es la de la predecibilidad de las teorías de formación de sistemas solares. La evolución dinámica de un pequeño número de embriones es muy caótica, lo que conduce a ubicaciones y magnitudes muy diversas de los planetas resultantes. Las presentes simulaciones han proporcionado sistemas estables de entre uno y siete planetas. No es sensato pedir que las teorías de la formación planetaria den como resultado nuestro propio sistema solar con todos sus detalles; lo más que puede demandarse es que generen por lo menos en algunos casos sistemas parecidos al nuestro partiendo de condiciones iniciales consideradas plausibles. Esta forma de ver las cosas menteque aleatorios, la únicano condición de que los planetas terminencon quedando estén ‘demasiado cerca’ unos de otros, lo cual significaría que la presunta ley empírica no sería más que un sueño numerológico. E l número de sistemas planetarios extrasolares se duplicará o se triplicará muy probablemente en un futuro próximo, habiendo posibilidades de que aparezcan algunos cuyos planetas sean menores y estén más alejados de sus estrellas que en los casos actualmente conocidos. Pudiera resultar que los sistemas parecidos al nuestro fuesen raros. Lo más probable es que la mejor comprensión de los procesos físicos de formación provenga del eventual estudio de los discos protoplanetarios situados alrededor de otras estrellas a distancias de una unidad astronómica, la que separa la Tierra y el Sol. Si se buscan estos datos, terminarán obteniéndose, aunque haya que esperar un par de lustros hasta que pueda disponerse de los instrumentos ópticos necesarios. INVESTIGACION Y CIENCIA DISTRIBUCION Francisco Gracia Guillén EDICIONES José María Valderas, director ADMINISTRACIÓN Pilar Bronchal, directora PRODUCCIÓN M. a Cruz Iglesias Capón Bernat Peso Infante SECRETARÍA Purificación Mayoral Martínez EDITA Prensa Científica, S. A. Muntaner, 339 pral. 1. a 08021 Barcelona (España) Teléfono 93 414 33 44 - Telefax 93 414 54 13 para España: DIRECTOR GENERAL SCIENTIFIC AMERICAN MIDESA Aragoneses, 18. (Pol. Ind. Alcobendas) 28108 Alcobendas (Madrid) Tel. 91 484 39 00 para los restantes países: Prensa Científica, S. A. 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