Mercurio



Hermes (Mercurio) Dios de las artes

       El Planeta Mercurio es el más próximo al Sol y el más pequeño del Sistema Solar. Forma parte de los denominados planetas interiores junto con Venus, la Tierra y Marte. El paneta Mercurio no tiene satélites, igual que ocurre con el planeta Venus. Mercurio es uno de los cuatro planetas sólidos o rocosos, tiene un cuerpo rocoso como la Tierra. Este planeta es el más pequeño de los cuatro, con un diámetro de 4879 km en el ecuador. Mercurio está formado aproximadamente por un 70% de elementos metálicos y un 30% de silicatos.

       La densidad de este planeta es la segunda más grande de todo el sistema solar, siendo su valor de 5.430 kg/m3, sólo un poco menor que la densidad de la Tierra. La densidad de Mercurio se puede usar para deducir los detalles de su estructura interna. Mientras la alta densidad de la Tierra se explica considerablemente por la compresión gravitacional, particularmente en el núcleo, Mercurio es mucho más pequeño y sus regiones interiores no están tan comprimidas

       La superficie de Mercurio, como la de la Luna, presenta numerosos impactos de meteoritos que oscilan entre unos metros hasta miles de kilómetros. Algunos de los cráteres son relativamente recientes, de algunos millones de años de edad, y se caracterizan por la presencia de un pico central.

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

Documental sobre Mercurio y Venus

Datos básicos	Mercurio	La Tierra
Tamaño: radio ecuatorial	2.440 km.	6.378 km.
Distancia media al Sol	57.910.000 km.	149.600.000 km.
Dia: periodo de rotación sobre el eje	1.404 horas	23,93 horas
Año: órbita alrededor del Sol	87,97 dias	365,256 dias
Temperatura media superficial	179 º C	15 º C
Gravedad superficial en el ecuador	2,78 m/s2	9,78 m/s2

marte

Ares (Marte), Dios de la Guerra

 

      Es el cuarto planeta del Sistema Solar. Conocido como el planeta rojo por sus tonos rosados, los romanos lo identificaban con la sangre y le pusieron el nombre de su dios de la guerra.

      El planeta Marte tiene una atmósfera muy fina, formada principalmente por dióxido de carbono, que se congela alternativamente en cada uno de los polos. Contiene sólo un 0,03% de agua, mil veces menos que la Tierra.

      Los estudios demuestran que tuvo una atmósfera más compacta, con nubes y precipitaciones que formaban rios. Sobre la superficie se adivinan surcos, islas y costas. Las grandes diferencias de temperatura provocan vientos fuertes. La erosión del suelo ayuda a formar tempestades de polvo y arena que degradan todavía más la superficie.

       Antes de la exploración espacial, se pensaba que podía haber vida en Marte. Las observaciones demuestran que no tiene, aunque podría haberla tenido en el pasado.

       En las condiciones actuales, Marte es estéril, no puede tener vida. Su suelo es seco y oxidante, y recibe del Sol demasiados rayos ultravioletas.

       Cuando se halla más cerca de la Tierra, a unos 55 millones de kilómetros, Marte es, después de Venus, el objeto más brillante en el cielo nocturno. Puede observarse más fácilmente cuando se forma la línea Sol-Tierra-Marte (cuando está en oposición) y se encuentra cerca de la Tierra, cosa que ocurre cada 15 años.

       El tono rojizo de su superficie se debe a la oxidación o corrosión. Las zonas oscuras están formadas por rocas similares al basalto terrestre, cuya superficie se ha erosionado y oxidado. Las regiones más brillantes parecen estar compuestas por material semejante, pero contienen partículas más finas, como el polvo.

       A causa de la inclinación de su eje y la excentricidad de su órbita, los veranos son cortos y calurosos y los inviernos largos y fríos. Enormes casquetes brillantes, en apariencia formados por escarcha o hielo, señalan las regiones polares del planeta.

¿PODRÍAMOS VIVIR EN MARTE?

       Marte tiene muchos elementos de los que necesitamos para sobrevivir, pero no todos. Necesitaríamos habitáculos estancos para protegernos de la radiación y de los meteoritos, así como de la delgada atmósfera marciana, irrespirable para nosotros. Dentro del habitáculo tendríamos que reproducir las condiciones de la Tierra. Gran parte del habitáculo y de los consumibles podrían hacerse con materiales disponibles en Marte. La gravedad allí es del 38% de la que tenemos en la Tierra, por lo que habría que acostumbrarse pero no sería un problema. Sin embargo una base tripulada en Marte requeriría envíos de alimentos y otros recursos desde la Tierra.

Datos básicos	Marte	La Tierra
Tamaño: radio ecuatorial	3.397 km.	6.378 km.
Distancia media al Sol	227.940.000 km.	149.600.000 km.
Dia: periodo de rotación sobre el eje	24,62 horas	23,93 horas
Año: órbita alrededor del Sol	686,98 días	365,256 días
Temperatura media superficial	-63 º C	15 º C
Gravedad superficial en el ecuador	3,72 m/s2	9,78 m/s2

      Satelite Fobos

     Fobos tiene poco más de 27 Km. por el lado más largo. Gira a 9.380 Km. del centro, es decir, a menos de 6.000 Km. de la superficie de Marte, cada 7 horas y media. Deimos es la mitad de Fobos y gira a 23.460 Km. del centro en poco más de 30 horas.

     La caracteristica mas sobresaliente de Fobos es el cráter Stickney, que mide 10 km de diámetro. Su superficie está plagada de surcos de poca profundidad, que tienen una anchura entre 100 y 200 metros, y una profundidad de 20 o 30 metros.

     Los pequeños fosos con bordes levantados, aliniados en formaciones paralelas, podrían ser puntos en que el gas escapó del hielo subterraneo a través de fisuras. Fobos pudo haberse manifestado entonces como un cometa.

     El enorme cráter de Fobos fue producido por un choque que estuvo a punto de destruirlo por completo. El periodo orbital de Fobos se está reduciendo paulatinamente. Por eso, desciende hacia la superficie marciana 9 metros por siglo, lo que significa que terminará colisionando con el planeta Marte dentro de unos 40 millones de años.

     Satelite Deimos

     Deimos parece ser relativamente liso cuando se contempla a distancia. Sin embargo, en la realidad está salpicado de pequeños cráteres rellenos de materiales finos. Sus dimensiones son de 16x12x10 km. A diferencia de Fobos, Deimos no tiene ni un solo cráter mayor de 2,3 km de diámetro.

     El gran parecidoentre Fobos y Deimos con un determindo tipo de asteroides hace pensar que Marte ha captado dos de ellos, y más si tenemos en cuenta que el cinturón principal de planetoides está un poco más allá de la orbita de Marte.

     Las pertubaciones generadas en Júpiter podrían haber empujado algunos cuerpos menores hacia las regiones interiores del Sistema Solar, favoreciendo así el proceso de atracción. Sin embargo, la forma de las órbitas de Fobos y Deimos son muy regulares y casi coincidentes con el plano ecuatorial de Marte, por lo que hacen improbable esta explicación.

     Otra hipótesis es que ambos satélites hayan nacido de la ruptura de un único satétlite orbital alrededor de Marte, como testimonia su forma. Pero aún en el caso de que hubieran surgido de un solo objeto partido por un impacto, sus orígenes se remontan a miles de millones de años.

Venus

Afrodita (Venus), Diosa de la belleza y del amor

      Tanto su masa, como densidad y volumen son muy similares a la terrestre, razón por la que durante mucho tiempo fue considerado como el planeta gemelo de la Tierra. A partir de la segunda mitad del siglo XX se ha visto que se trata en realidad de un planeta muy diferente. Venus posee una rotacion retrogada, es decir gira del Este al Oeste

      Venus posee una atmósfera densa y cálida con presiones en la superficie de 90 bar. La atmósfera consiste principalmente de dioxido de carbono (96.5% en volumen) y nitrogeno (3.5%). Visualmente el planeta está completamente cubierto por una densa y elevada capa de nubes compuesta por gotas de acido sulfurico. La densa atmósfera de CO2 produce un efecto invernadero desbocado alcanzandose temperaturas de 482ºC en la superficie del planeta. El calor de la superficie permanece atrapado por la densa atmósfera. Venus posee de hecho temperaturas superiores a Mercurio.

      Los vientos en el nivel de la nube son rápidos (350 km/h) y soplan hacia el Este y decrecen en profundidad siendo prácticamente inexistentes en la superficie. El origen de esta superrotacion atmosférica no se conoce con precisión.

      La superficie de Venus es relativamente joven, entre 300 y 500 millones de años. Tiene amplísimas llanuras, atravesadas por enormes rios de lava, y algunas montañas.

      Venus tiene muchos volcanes. El 85% del planeta está cubierto por roca volcánica. La lava ha creado surcos, algunos muy largos. Hay uno de 7.000 km.

      También hay cráteres de los impactos de los meteoritos. Sólo de los grandes, porque los pequeños se deshacen en la espesa atmósfera.

Datos sobre Venus		La Tierra
Tamaño: radio ecuatorial	6.052 km.	6.378 km.
Distancia media al Sol	108.200.000 km.	149.600.000 km.
Dia: periodo de rotación sobre el eje	-243 días	23,93 horas
Año: órbita alrededor del Sol	224,7 días	365,256 días
Temperatura media superficial	482 º C	15 º C
Gravedad superficial en el ecuador	8,87 m/s2	9,78 m/s2

La Tierra

  La Tierra se formó hace unos 4.650 millones de años, junto con todo el Sistema Solar. Aunque las piedras más antiguas de la Tierra no tienen más de 4.000 millones de años, los meteoritos, que se corresponden geológicamente con el núcleo de la Tierra, dan fechas de unos 4.500 millones de años, y la cristalización del núcleo y de los cuerpos precursores de los meteoritos, se cree que ocurrió al mismo tiempo, unos 150 millones de años después de formarse la Tierra y el Sistema Solar.

     Después de condensarse a partir del polvo cósmico y del gas mediante la atracción gravitacional, la Tierra era casi homogénea y bastante fría. Pero la continuada contracción de materiales y la radiactividad de algunos de los elementos más pesados hizo que se calentara

Documental: Otra tierra

     Después, comenzó a fundirse bajo la influencia de la gravedad, produciendo la diferenciación entre la corteza, el manto y el núcleo, con los silicatos más ligeros moviéndose hacia arriba para formar la corteza y el manto y los elementos más pesados, sobre todo el hierro y el níquel, cayendo hacia el centro de la Tierra para formar el núcleo.

    Al mismo tiempo, la erupción de los numerosos volcanes, provocó la salida de vapores y gases volátiles y ligeros. Algunos eran atrapados por la gravedad de la Tierra y formaron la atmósfera primitiva, mientras que el vapor de agua condensado formó los primeros océanos.

Video de la formacion de la tierra  y la Luna

¿Cuánto pesa la tierra?

      Si pusiéramos la Tierra en una balanza irrompible pesaría 6 trillones de trillones de kilos. Para pesarla se suman sus partes y se tiene en cuenta el tirón gravitacional. La Tierra además gana peso constantemente por el polvo y los meteoritos que entran;  unos 45.000 kilos al año.

Datos básicos	La Tierra	Orden
Tamaño: radio ecuatorial	6.378 km.	5º
Distancia media al Sol	149.600.000 km.	3º.
Dia: periodo de rotación sobre el eje	23,93 horas	5º.
Año: órbita alrededor del Sol	365,256 dias	3º.
Temperatura media superficial	15 º C	7º.
Gravedad superficial en el ecuador	9,78 m/s2	5º.

y aqui en grande.......................

 

 

 

 

 

La luna

      Es muy probable que la Luna se formara hace unos 4500 millones de años a partir de los desechos expulsados por la violenta colisión de un objeto del tamaño de Marte con la Tierra.      La animación comienza inmediatamente después de la condensación gravitacional de los desechos, que formaron una bola de material sometida a un proceso de fusión antes de que su superficie brillante comience a enfriarse y agrietarse.

Video: Así se hizo la Luna

     

 Rocas de todos los tamaños siguiendo cayendo a la superficie, incluida una particularmente grande que dio lugar a la cuenca Aitken hace unos 4300 millones de años. El período de intenso bombardeo prosiguió durante cientos de millones de años y se formaron grandes cuencas por toda la superficie de la Luna.

      Durante los miles de millones de años que siguieron, la lava fluyó hacia las cuencas vueltas hacia la Tierra hasta que terminaron por enfriarse y formaron los mares que vemos hoy:

      Los impactos prosiguiendo durante los últimos mil millones de años, aunque a un ritmo más pausado, y se formaron los cráteres que vemos hoy.

      La Luna enfriada que conocemos y amamos es hoy tan oscura como el carbón y muestra siempre la misma cara hacia la Tierra.

      Los investigadores continúan estudiando activamente la manera exacta en la que la Luna se formó y la razón por la cual los mares se encuentran sólo en la cara del satélite vuelta hacia la Tierra.

¿Puede salirse la luna de su orbita?

          Para detener a la luna tendría que ser golpeada por una fuerza por lo menos igual a su energía cinética (la mitad de su masa por su velocidad al cuadrado). Con una masa de 7,3 x 1022  y una velocidad de unos 1.000m por segundo, esto equivale a unos 10 trillones de megatones de TNT. No hay nada en la Tierra ni en el sistema solar con la fuerza suficiente para sacar a la luna de su órbita.

Cara A

Cara B

Jupiter

 

 Zeus (Jupiter), Dios del Olimpo

    

     Es el planeta más grande del Sistema Solar, tiene más materia que todos los otros planetas juntos y su volumen es mil veces el de la Tierra.

     Júpiter tiene un tenue sistema de anillos, invisible desde la Tierra. También tiene 16 satélites. Cuatro de ellos fueron descubiertos por Galileo en 1610. Era la primera vez que alguien observaba el cielo con un telescopio.

     Júpiter tiene una composición semejante a la del Sol, formada por hidrógeno, helio y pequeñas cantidades de amoníaco, metano, vapor de agua y otros compuestos.

     La rotación de Júpiter es la más rápida entre todos los planetas y tiene una atmósfera compleja, con nubes y tempestades. Por ello muestra franjas de diversos colores y algunas manchas.

     La Gran Mancha Roja de Júpiter es una tormenta mayor que el diámetro de la Tierra. Dura desde hace 300 años y provoca vientos de 400 Km/h.

     Los anillos de Júpiter son más simples que los de Saturno. Están formados por partículas de polvo lanzadas al espacio cuando los meteoritos chocan con las lunas interiores de Júpiter.

     Tanto los anillos como las lunas de Júpiter se mueven dentro de un enorme globo de radiación atrapado en la magnetosfera, el campo magnético del planeta.

     Este enorme campo magnético, que sólo alcanza entre los 3 y 7 millones de km. en dirección al Sol, se proyecta en dirección contraria más de 750 millones de km., hasta llegar a la órbita de Saturno.

¿ Se podría atravesar Júpiter con una nave ?

      No. Júpiter tiene un núcleo rocoso, igual que la Tierra, y alrededor de ese núcleo hay muchos miles de kilómetros de hielo. Por encima hay una gruesa capa de un material extraño conocido como hidrógeno metálico. Pero incluso antes de llegar allí, la tremenda presión atmosférica (adentrándose sólo unos cuantos cientos de kilómetros en la atmósfera) te aplastaría.

¿Por qué no se dispersa la mancha roja de la tormenta de Júpiter?

      La gran mancha roja de Júpiter es un gran sistema de tormentas. No sabemos si no se dispersa nunca porque hace sólo 402 años que se observa a Júpiter con telescopios. En este tiempo ha variado el tamaño de la gran mancha roja, pero nunca ha desaparecido. No sabemos hace cuánto tiempo que existe ni cuánto va a durar. Actualmente parece que está encogiendo, pero eso podría cambiar

¿Por qué no explota?

       Júpiter está hecho de hidrógeno y tiene muy poco oxígeno. El fuego necesita calor y oxígeno para encenderse. En Júpiter encontramos el calor de los rayos y el hidrógeno es un combustible, pero los niveles de oxígeno son tan bajos que no puede haber combustión.

Datos básicos	Júpiter	La Tierra
Tamaño: radio ecuatorial	71.492 km.	6.378 km.
Distancia media al Sol	778.330.000 km.	149.600.000 km.
Día: periodo de rotación sobre el eje	9,84 horas	23,93 horas
Año: órbita alrededor del Sol	11,86 años	1 año
Temperatura media superficial	-120 º C	15 º C
Gravedad superficial en el ecuador	22,88 m/s2	9,78 m/s2

Documental: Jupiter el planeta gigante

Satélites de Júpiter	Radio (km)	Distancia (km)
Metis	20	127,969
Adrastea	12.5x10x7.5	128,971
Amaltea	135x84x75	181,300
Tebe	55x45	221,895
Io	1,815	421,600
Europa	1,569	670,900
Ganimedes	2,631	1,070,000
Calisto	2,400	1,883,000
Leda	8	11,094,000
Himalia	93	11,480,000
Lisitea	18	11,720,000
Elara	38	11,737,000
Ananke	15	21,200,000
Carm	20	22,600,000
Pasifae	25	23,500,000
Sinope	18	23,700,000

Satélite IO

      Con más de 400 volcanes activos, es el objeto más activo geológicamente del Sistema Solar Esta actividad tan elevada se debe al calentamiento por marea, que es la respuesta a la disipación de enormes cantidades de energía proveniente de la fricción provocada en el interior del satélite. Varios volcanes producen nubes de azufre y dióxido de azufre, que se elevan hasta los 500 Km. Su superficie también posee más de 100 montañas que han sido levantadas por la extrema compresión en la base de la corteza de silicato del satélite. Algunas de estas montañas son más altas que el Monte Everest

      A diferencia de la mayoría de los satélites externos del Sistema Solar, que se encuentran cubiertos de gruesas capas de hielo, Ío está compuesto principalmente de roca de silicato rodeando un núcleo de hierro derretido.

       Ío podría tener una fina atmósfera compuesta de dióxido de azufre y algunos otros gases. A diferencia de los demás satélites galileanos, carece casi por completo de agua. Esto es, probablemente, debido a que en la formación de los satélites galileanos, Júpiter estaba tan caliente que no permitió condensar los elementos más volátiles en la región cercana al planeta. Sin embargo, estos volátiles sí pudieron condensarse más lejos, dando lugar a los demás satélites, que muestran una importante presencia de hielo.

En cuanto al interior del satélite puede intuirse su composición estudiando su densidad, la cual es aproximadamente 3,5 g/cm³. La densidad de hierro es de aproximadamente 5, y la de silicato es 3, de manera que el interior de Ío ha de estar hecho de material rocoso y azufre.

      En las profundidades de Ío se encuentra probablemente un núcleo compuesto de elementos metálicos más pesados tales como el hierro. Este núcleo es el que da lugar a la magnetosfera de este satélite.

Satélite Europa

      Tiene una capa externa de agua de unos 100 Km de espesor (parte como hielo en la corteza, parte en forma de océano líquido bajo el hielo).

      Datos recientes sobre el campo magnético observado por la sonda galileo indican que Europa crea un campo magnético a causa de la interacción con el campo magnético de Júpiter, lo que sugiere la presencia de una capa de fluido, probablemente un océano líquido de agua salada. Puede que también tenga un pequeño núcleo metálico de hierro.

      La superficie de Europa es muy lisa. Se han observado pocos accidentes geográficos de más de unos cientos de metros de altura. Las importantes marcas entrecruzadas de la superficie de Europa parecen estar causadas por las diferencias de albedo, con escaso relieve vertical. Hay pocos cráteres en Europa, solo tres cráteres mayores de 5 km de diámetro: Pwyll, de 39 km de diámetro, es el más conocido. El albedo de Europa es uno de los mayores de todas las lunas. Esto podría indicar una superficie joven y activa; basándose en estimaciones sobre la frecuencia del bombardeo de cometas que probablemente soporta Europa, su superficie no puede tener más de 30 millones de años. El poco relieve y las marcas visibles en la superficie de Europa se asemejan a las de un océano helado de la Tierra, y se piensa que bajo la superficie helada de Europa hay un océano líquido que se mantiene caliente por el calor generado por las mareas gravitacionales de Júpiter. La temperatura de la superficie de Europa es de 110 K(-160 °C) en el ecuador y de solo 50 K (-210 °C) en los polos. Los mayores cráteres parecen estar rellenos de hielo nuevo y plano; basándose en esto y en la cantidad de calor generado en Europa por las fuerzas de marea, se estima que la corteza de hielo sólido tiene un espesor aproximado entre 10-30 km, lo que puede significar que el océano líquido pueda tener una profundidad de 90 km.

      La característica más llamativa de la superficie de Europa son una serie de vetas oscuras que se entrecruzan por toda la superficie de la luna. Estas vetas se asemejan a las grietas del hielo marino en la Tierra; un examen detallado muestra que las orillas de la corteza de Europa a cada lado de las grietas,  están desplazadas de su posición original. Las mayores franjas tienen unos 20 km de un lado a otro con difusas orillas externas, estriaciones regulares, y una franja central de material más claro, que se cree que se ha originado por una serie de erupciones volcánicas de agua o géiseres al abrirse la corteza y quedar expuestas las capas más cálidas del interior. El efecto es similar al observado en la Tierra en la cordillera dorsal oceánica o zona rift. Se cree que estas fracturas se han producido en parte por las fuerzas de marea ejercidas por Júpiter. Se piensa que la superficie de Europa se desplaza hasta 30 metros entre la marea alta y baja.

¿Cuánta agua hay en Europa,  luna de Júpiter?

 Muchísima.
       Según los datos obtenidos por la sonda Galileo mientras  exploraba el sistema joviano entre 1995 y 2003, Europa  poseería un océano global y profundo de agua líquida por debajo de la capa de hielo que cubre toda la superficie de la luna. Sumado a la capa de hielo, el océano subterráneo tendría una profundidad media de 80 a 170 km. Si se toma como base una profundidad media de 100 km y si se formara una esfera con toda el agua de Europa, el radio de la esfera acuática tendría un radio de 877 km.

      En volumen, habría de 2 a 3 veces más agua en Europa que en los océanos terrestres, lo cual convierte al océano global de la luna joviana en un destino de enorme interés para la búsqueda de vida extraterrestre en el Sistema Solar.

      Se ha propuesto que puede existir vida en este hipotético océano bajo el hielo, tal vez sustentada en un entorno similar a aquél existente en las profundidades de los océanos de la Tierra cerca de las chimeneas volcánicas o en el Lago Vostok en la Antártida. No hay pruebas que sustenten esta hipótesis; no obstante, se han hecho esfuerzos para evitar cualquier posibilidad de contaminación. La misión Galileo concluyó en septiembre del 2003 con la colisión de la astronave en Júpiter. Si se hubiese abandonado sin más la nave, no esterilizada, podría haber colisionado en el futuro con Europa, contaminándola con microorganismos terrestres. La introducción de estos microorganismos hubiese hecho casi imposible determinar si Europa había tenido alguna vez su propia evolución biológica, independientemente de la Tierra.

       En un reciente estudio se ha estimado que Europa tiene suficiente cantidad de agua líquida y que ésta tiene una elevada concentración de oxígeno, incluso mayor que en nuestros mares. Concentraciones semejantes serían suficientes para mantener no solo microorganismos, sino formas de vida más complejas.

Satélite Ganimedes

      Ganimedes está compuesto de silicatos e hielo, con una corteza de hielo que flota encima de un fangoso manto que puede contener una capa de agua líquida. Las indicaciones preliminares de la nave orbital Galileo sugieren que Ganímedes tiene una estructura diferenciada en tres capas: un pequeño núcleo de hierro fundido o de hierro y azufre en el centro, rodeado por un manto de sílice rocoso con una corteza helada en lo más exterior. Este centro metálico hace pensar en un mayor grado de calentamiento de Ganímedes de lo que se había propuesto previamente. De hecho, Ganimedes puede ser similar a Ío con una capa exterior adicional de hielo.

      La superficie de Ganímedes es una mezcla aproximadamente igual de dos tipos de terreno: uno muy viejo, muy craterizado y las regiones oscuras y algo más jóvenes (aunque todavía viejas) marcadas con una serie extensa de ranuras y anillos de origen claramente tectónica.

      La corteza de Ganímedes parece estar dividida en placas tectónicas, como la tierra. Las placas tectónicas pueden moverse independientemente y actuar a lo largo de zonas de la fractura que producen las cordilleras. También se han observado flujos de lava (ya solidificada).

Satélite Calisto

      Tiene un diámetro de 4.800 km., casi igual que Mercurio, y gira a 1.883.000 Km. de Júpiter, cada 17 días. Es el satélite con más cráteres del Sistema Solar.

      Está formado, a partes iguales, por roca y agua helada. El océano helado disimula los cráteres. Es el que tiene la densidad más baja de los cuatro satélites de Galileo.

Saturno

Saturno,Dios de la agricultura y de la cosecha

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

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

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

      Cada anillo principal está formado por muchos anillos estrechos. Su composición es dudosa, pero sabemos que contienen agua. Podrían ser icebergs o bolas de nieve, mezcladas con polvo.

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

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

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

Documental. Saturno, el rey de los anillos

Datos básicos	Saturno	La Tierra
Tamaño: radio ecuatorial	60.268 km.	6.378 km.
Distancia media al Sol	1.429.400.000 km.	149.600.000 km.
Día: periodo de rotación sobre el eje	10,23 horas	23,93 horas
Año: órbita alrededor del Sol	29,46 años	1 año
Temperatura media superficial	-125 º C	15 º C
Gravedad superficial en el ecuador	9,05 m/s2	9,78 m/s2

Satélites de Saturno	Radio (km)	Distancia (km)
Pan	9.655	133,583
Atlas	20x15	137,640
Prometeo	72.5x42.5x32.5	139,350
Pandora	57x42x31	141,700
Epimeteo	72x54x49	151,422
Jano	98x96x75	151,472
Mimas	196	185,520
Encélado	250	238,020
Tetis	530	294,660
Telesto	17x14x13	294,660
Calipso	17x11x11	294,660
Dione	560	377,400
Helena	18x16x15	377,400
Rea	765	527,040
Titán	2,575	1,221,850
Hiperión	205x130x110	1,481,000
Japeto	730	3,561,300
Febe	110	12,952,000

 

Satelite Encelado

 

 

        Encélado es un satélite de Saturno, descubierto en 1789 por William Herschel. A pesar de su pequeño tamaño, tiene una gran variedad de características superficiales como, por ejemplo, superficies viejas y craterizadas, y también superficies jóvenes y muy lisas. Dada su posición en el anillo E, la joven apariencia de parte de su superficie y el descubrimiento reciente de una tenue atmósfera, es muy probable que esté geológicamente activo. Encélado se encuentra en una resonancia orbital 2:1 con Dione, situación similar al caso de Io y Europa, lo cual pudiera proveer la energía necesaria para calentar levemente este satélite, aunque la causa (o causas) del calentamiento de Encélado es actualmente un tema de investigación; de hecho, la producción de calor en el polo sur de esta luna es mucho mayor de lo que se preveía, casi 16 megavatios, más de 10 veces más de lo que se pensaba, algo cuyo origen es desconocido por ahora.

 

Satélite Mimas

      Mimas es un cuerpo helado de baja densidad, 1,19 g/cm³, por lo que está posiblemente constituido en su mayor parte por hielo de agua con una pequeña concentración de materiales más densos. Tiene un diámetro de unos 397 kilómetros y su superficie, altamente craterizada, presenta un enorme cráter de impacto de 130 km de diámetro llamado Herschel. El impacto que produjo este cráter fue tan violento que produjo fracturas visibles en el lado opuesto de este satélite. Posiblemente un impacto ligeramente más energético podría destruir un cuerpo del tamaño de Mimas. Se estima que Herschel fue el resultado de un impacto (31 km/s) de un cometa de  5 km de diámetro.

      

      Este satélite no es un cuerpo esférico al ser deformado por las fuertes fuerzas de marea producidas por Saturno

      Mimas posee un cráter denominado "Cráter Herschel". Este cráter fue consecuencia de un impacto meteórico de un cuerpo de aproximadamente 5 kilómetros de diámetro a una velocidad aproximada de 31 km/s. Fue tan violento que produjo ciertas fracturas; si el impacto hubiera sido mayor podría haberse fracturado la luna. En el centro del cráter se encuentra una montaña de 6 kilómetros de altitud.

Satélite Tetis

     Tetis es el quinto satélite más grande de Saturno, con un diámetro de 1.060 km, y también conocido como Saturno III. Está situado a una distancia de 294.619 km del planeta y su periodo orbital es de 1,888 días, el mismo que su rotación

     Tetis es un satélite helado de tamaño mediano similar a Dione y Rea. Está densamente cubierto de crateres y tiene una densidad de 1.21 g/cm³, la cual es próxima a la del agua, por lo que se piensa que está compuesto principalmente de ella. Su superficie contiene numerosas hendiduras causadas por fallas en la superficie congelada. La temperatura de su superficie es de -187 °C.

     Existen dos tipos diferentes de superficies en Tetis: la primera se compone de regiones de alta densidad de craterización, y la segunda consiste de un 'anillo' difuso con pocos cráteres y de un color ligeramente oscuro que se extiende por esta luna. El bajo nivel de craterización de esta segunda región indica que Tetis estuvo geológicamente activo alguna vez: material interno cubrió las regiones más viejas (las cuales tenían muchos cráteres).

Satélite Dione

      Dione está compuesto principalmente de agua congelada. Sin embargo, dado que Dione es la luna más densa de Saturno (aparte de Titán, cuya densidad es mayor por compresión gravitacional), seguramente debe tener materiales más densos en su interior, como por ejemplo rocas de silicio.

      Aunque un poco más pequeña, Dione es una luna muy similar a Rea. Las dos tienen composiciones y características de albedo similares, y las dos exhiben asimetrías en sus hemisferios de adelante y atrás. El hemisferio delantero de Dione está muy craterizado y es uniformemente brillante. Su hemisferio trasero contiene una red de líneas brillantes aunque no muy bien definidas sobre un mar de fondo oscuro. Gracias a las imágenes de mayor resolución de la sonda Cassini, ahora se sabe que estas líneas en realidad son grandes acantilados de hielo.

      La extraña craterización de Dione. ¿Por qué una mitad de Dione tiene más cráteres que la otra? El primer punto a tomar en cuenta es que Dione, una luna de Saturno, presenta siempre la misma cara hacia el gigante de los anillos, mientras que la otra siempre le vuelve la espalda. Es una situación muy similar a la de la Luna, el satélite natural de la Tierra. Dicho acoplamiento de marea hizo que una de las caras de Dione se convirtiera en el hemisferio anterior, es decir, el que se encuentra en la dirección de avance del movimiento orbital de Dione alrededor de Saturno, mientras que el otro mira hacia atrás. Se esperaría, en consecuencia, que hubiese un número impactos significativamente más elevados en el hemisferio anterior que en el posterior. ¡Pero en Dione ocurre todo lo contrario! Una explicación posible de este fenómeno es que algunos impactos fueron tan violentos que forzaron la rotación de Dione, de manera que la parte de Dione que hiciera las veces de hemisferio anterior fue cambiando y, por lo tanto, también cambió la parte del satélite que recibió la mayor cantidad de impactos, hasta que la rotación de la luna quedó nuevamente bloqueada.

Satélite Titan

      Es el mayor de los satélites de Saturno y el segundo del Sistema Solar, con un diámetro de 5.150 Km.

      Tiene una atmósfera más densa que la de La Tierra, formada por nitrógeno e hidrocarburos que le dan un color naranja. Gira alrededor de Saturno a 1.222.000 Km., en poco menos de 16 días.

Satelite Hiperion

     Hiperión es uno de los cuerpos con forma irregular más grandes del sistema solar. El mayor cráter de impacto tiene aproximadamente 120 km de diámetro y 10 km de profundidad. Una posible explicación de su forma irregular es que Hiperión es un fragmento de un previo satélite más grande que fue parcialmente destruido por un gran impacto hace ya mucho tiempo atrás, un evento que se ha relacionado con el oscurecimiento parcial de Jápeto.

     Como las otras lunas de Saturno, la baja densidad de Hiperión indica que está compuesto en su mayoría de agua congelada, con una pequeña fracción de roca. Los astrónomos piensan que Hiperión puede estar compuesto de una débil asociación gravitatoria de pedazos de rocas, lo cual sería evidencia de un pasado violento (una destrucción parcial por un impacto cometario, por ejemplo). De hecho, su densidad es tan baja (0,5 g/cm³) que se piensa que este cuerpo este lleno de porosidades y cavernas internas.

     Satelite Japeto

     Es uno de los satélites más estraños. Tiene una densidad semejante a la de Rea, pero su aspecto es muy diferente, porque tiene una cara oscura y otra clara.

    La cara oscura es, probablemente, material de un antiguo meteorito. Su diámetro es de 1.435 Km. y gira muy lejos, a 3.561.000 Km. de Saturno en 79 días y un tercio.

     Satelite Rea

     Tiene 1.530 Km. de diámetro y gira a 527.000 Km. de Saturno cada cuatro días y medio. Tiene un pequeño núcleo rocoso. El resto es un océano de agua helada, con temperaturas que van de los 174 a los 220 ºC bajo cero.

    Los cráteres provocados por los meteoritos duran poco, porque el agua se vuelve a helar y los borra.

     Satelite Febe

     Febe se formó hace 4.500 millones de años en la zona más alejada del Sistema Solar en una Nebulosa. En los extremos exteriores de sistema solar, Febe fijó su posición inicial, en el Cinturon de Kuiper a una distancia entre 30 UA y 50 UA). Al internarse al sistema solar fue atrapado por la gravedad de Saturno. Se trata, pues, de uno de los primitivos planetas que dieron origen al sistema planetario del Sol.

     Posiblemente, la superficie de Febe está formada de hielo, bioxido de carbono, hidratos, silicatos y productos químicos orgánicos. Su composición de hielo y roca, es similar a la de Plutón y Tritón.

     Su superficie es muy fría, -163 °C / -261 °F de temperatura media (unos 110 °C por encima del cero absoluto) y se encuentra salpicada de multitud de cráteres, (cientos de impactos que conforman un paisaje escarpado y siniestro, deformado y accidentado). Posee un gran cráter de 50 km, fruto del cual pudieron producirse eyecciones a causa del enorme impacto, lo cual explicaría el origen del resto de lunas pequeñas que órbitan alrededor de Saturno.