¿POR QUÉ ESTAN EN POSICIÓN VERTICAL LOS ANILLOS DE URANO?

SISTEMA DE ANILLOS
Los anillos de Urano fueron detectados por vez primera en 1977 cuando éstos produjeron una sombra intermitente en una estrella que se vio pasar por detrás del planeta. (En realidad la ocultación se debió al movimiento de Urano, que se atravesó frente a la estrella) En aquel entonces encontraron que la estrella fue ocultada intermitentemente por un complejo de 9 anillos. Cuando la sonda Voyager II sobrevoló este planeta, encontró estructura más fina. Son muy delgados. Están compuestos por hielo y polvo oscuro muy fino. Son tan oscuros como el carbón y no son visibles en ningún telescopio. El Telescopio Espacial Hubble los ha captado usando técnicas avanzadas de procesamiento de imágenes.

NOMBRE ANCHO DISTANCIA DEL CENTRO DE SATURNO
1986U 2R 2,500 Km. 38,000 Km..
6 1 - 3 Km. 41,840 Km..
5 2 - 3 Km. 42,230 Km..
4 2 - 3 Km. 42,580 Km.
Alfa 7 -12 Km. 44,720 Km.
Beta 7 - 12 Km. 45,670 Km.
Eta 0 - 2 Km. 47,190 Km.
Gama 1 - 4 Km. 47,630 Km.
Delta 3 - 9 Km. 48,290 Km.
1986U 1R 1 - 2 Km. 50,020 Km.
Epsilon 20 - 100 Km. 51,140 Km.

EL COMETA HALLEY

(ORBITA) El cometa Halley, oficialmente denominado 1P/Halley, es un cometa grande y brillante que orbita alrededor del Sol cada 76 años en promedio, aunque su período orbital puede oscilar entre 74 y 79 años. Es uno de los mejor conocidos y más brillantes de los cometas de "periodo corto" del cinturón de Kuiper. Se le observó por última vez en el año 1986 en las cercanías de la órbita de la tierra, se calcula que la siguiente visita sea en el año 2061; la anterior ocurrió en el año 1910. Aunque existen otros cometas más brillantes, el Halley es el único cometa de ciclo corto que es visible a simple vista, por lo que del mismo existen muchas referencias de sus apariciones, siendo el mejor documentado.La Misión Giotto proporcionó a los astrónomos la primera visión de la estructura y superficie del Cometa Halley. El coma del mismo se extiende a través de millones de kilómetros en el espacio, aunque su núcleo es relativamente pequeño, estando en unos 15 kilómetros de largo, 8 de ancho y 8 de alto, con una forma de cacahuete. La masa del cometa es bastante baja, de unos 2.2×1014 kg, con una densidad de unos 0.6 g/cm³. Su albedo es de aproximadamente un 4 por ciento, lo que indica que sólo un 4% de la luz recibida es reflejada, más o menos, es el mismo comportamiento que el carbón. Aunque parece muy brillante, y blanco, al ser observado desde la Tierra, el Cometa halley es, sin embargo, un cuerpo negro.

MAGALLANES EN VENUS

La sonda Magallanes ("Magellan" en inglés) funcionó entre 1989 y 1994, orbitando el planeta Venus entre 1990 y 1994. El nombre fue puesto en honor del explorador portugués del siglo XVI Hernando de Magallanes.Magallanes fue la primera sonda planetaria lanzada por por un transbordador espacial, concretamente por el Transbordador Espacial Atlantis desde Cabo Cañaveral, en Florida, en el año 1989 en la misión designada como STS-30. Atlantis llevó la sonda hasta la órbita baja de la Tierra, donde fue expulsada de la bahía de carga.

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

EL ASTEROIDE MAS PRÓXIMO

La Administración Nacional estadounidense de Aeronáutica y del Espacio (NASA) ha asegurado que un asteroide ha pasado a 43.000 kilómetros de la Tierra, la distancia más cercana en la que un cuerpo celeste se acerca a la Tierra. El asteroide, llamado 2004 FH, mide 30 metros de diámetro y a pesar de que no ha habido riesgo de colisión, se podía ver con prismáticos.
Para el astrónomo Steve Chesley, del Programa de Objetos Cercanos a la Tierra de la NASA "lo importante no es que suceda, sino que lo hemos detectado". Otro astrónomo, Paul Chodas, ha explicado que este asteroide se mueve a una velocidad de ocho kilómetros por segundo, por lo que "viaja rápido, no tan rápido como un satélite, pero es uno de los objetos astronómicos más rápidos que se pueden observar".
Los especialistas han explicado que cuando pase cerca de la Tierra, la gravedad terrestre curvará su órbita en unos 15 grados, tras lo cual el asteroide continuará su trayectoria alrededor del Sol. De todas formas han mandado un mensaje de tranquilidad ya que, según Chodas, aunque entrará en la Tierra "probablemente se desintegraría en la atmósfera" y "no causaría mucho daño".
El Programa Lincoln de Investigación de Asteroides Cercanos a la Tierra (LINEAR), financiado por la NASA y desarrollado por el Instituto de Tecnología de Massachusetts (EEUU) en cooperación de la Fuerza Aérea estadounidense ha posibilitado este descubrimiento. Sus tres telescopios en Socorro observan cada cuadrante del firmamento cinco veces por noche en busca de objetos próximos a nuestro planeta, aunque se concentran en un plano elíptico donde se encuentran la mayoría de los asteroides.

TITAN

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

ANILLOS DE SATURNO

Lista de los anillos y divisiones más importantes


Nombre Distancia al centre de Saturno (km) Anchura (km)

Anillo D 67.000 -74.500 7.500
Anillo C 74.500 - 92.000 17.500
División de Coulomb 77.800 100
División de Maxwell 87.500 270
Anillo B 92.000 - 117.500 25.500
División de Cassini 117.500 - 122.200 4.700
División de Huygens 117.680 285-440
Anillo A 122.200 - 136.800 14.600
División de Encke 133.570 325
División de Keeler 136.530 35
Anillo R/2004 S 1 137.630 ?
R/2004 S 2 138.900 ?
Anillo F 140.210 30-500
Anillo H? 151.450 ?
Anillo G
Anillo E 180.000 - 480.000 300.000

Composición de los anillos

La capacidad de los anillos para reflejar o absorber luz de diferentes longitudes de onda permite deducir información sobre la composición de las partículas de los Anillos de Saturno. Por ejemplo, los anillos A, B y C son malos reflectores de la luz del Sol para ciertas longitudes de onda del infrarrojo próximo. Por tratarse de una propiedad característica del hielo, cabe presumir que el hielo es un constituyente importante de las partículas que forman esos anillos. Pero es un hielo de color blanco, lo que significa que es más o menos igualmente reflector para todas las longitudes de onda en el visible. Por el contrario, las partículas de los anillos A, B y C son menos reflectores en luz azul que en luz roja. Quizás hay alguna sustancia adicional presente en pequeñas cantidades; polvo tal vez, que portara óxido de hierro como fuente del color rojizo. También se ha propuesto la hipótesis de que ciertos compuestos generados por la radiación ultravioleta del Sol fueran los responsables del color rojizo.

En 1973, se exploraron los anillos de Saturno con ondas de radar (de longitud de onda del orden de centímetros) cuya reflexión detectaron con la antena de 64 metros de la Red de Espacio Profundo en Goldstone, California. La alta reflectividad de los anillos A y B implicaba que la mayoría de las partículas de esos dos anillos eran al menos de un tamaño comparable a la longitud de onda del radar, es decir, del orden de centímetros. Si las partículas hubieran sido menores que las longitudes de onda del radar, habrían resultado transparentes a las ondas de éste. Si hubieran sido mucho mayores, se habría apreciado la emisión de radiación térmica. El bajo nivel de tal radiación limita su tamaño a no más de algunos metros.

Los datos de los vehículos espaciales Voyager han confirmado estos descubrimientos. En un tipo de experimento se enviaron radio-ondas desde el vehículo espacial a la Tierra, a través de los anillos, y se midió la potencia difundida por las partículas de los anillos para varios ángulos de desviación respecto al trayecto inicial de las ondas.

Así como la difusión de las ondas de radar por las partículas en los anillos hace posible detectar partículas del orden del tamaño de la longitud de onda del radar, la difusión de la luz solar permite detectar partículas del tamaño de una longitud de onda de la luz visible. El intenso incremento de brillo de un segmento del anillo, cuando se contempla bajo un ángulo para el que la difusión hacia delante es pequeña, implica que, en ese segmento, abundan las partículas de un micrómetro de magnitud.

Observación que sólo puede acometerse cuando Saturno queda entre el Sol y el astrofísico. Esta condición no se puede cumplir para observaciones verificadas desde la Tierra, pero sí a bordo de un vehículo espacial. Así, los estudios de los datos de los Voyager señalan que las partículas de tamaños del orden de un micrómetro constituyen una proporción grande de las partículas en el anillo F, una proporción apreciable en muchas partes del anillo B y una proporción menor en la parte externa del anillo A. Por otra parte, el anillo C y la división de Cassini no presentan rastros de tales partículas pequeñas.

La difusión de la luz o de alguna otra forma de radiación electromagnética por las partículas de un anillo permite deducir el tamaño de las partículas que abundan en el anillo:

Difusión de luz de una partícula de tamaño 1/10 de la longitud de onda de la radiación incidente: difunde la luz casi por igual en todas las direcciones.
Difusión de luz de una partícula de tamaño del orden de la longitud de onda de la radiación incidente: difunde la luz hacia delante.
Difusión de luz de una partícula de tamaño mayor que la longitud de onda de la radiación incidente: difunde la luz en todos los ángulos, predominando hacia delante.

"MONTE OLIMPO" Y "VALLE MARINERIS"

VALLE MARINERIS

Valles Marineris (en latín Valles del Mariner) es el nombre de un gigantesco sistema de cañones que recorre el ecuador del planeta Marte justo al Este de la región de Tharsis. Su nombre es un homenaje a la sonda de la NASA Mariner 9, que descubrió este importante rasgo de la superficie marciana en su vuelo orbital de 1971-1972. Sus dimensiones son de 4.500 km de longitud, 200 km de anchura, y 11 km de profundidad máxima, llegando a cubrir un cuarto de la circunferencia ecuatorial del planeta. Es, en comparación, diez veces más largo, siete veces más ancho y siete veces más profundo que el Gran Cañón de Arizona, lo cual lo convierte en la hendidura más grande de todas las conocidas en el Sistema Solar.
El sistema de cañones de Valles Marineris comienza en la región denominada Noctis Labyrinthus, dando paso hacia el Este a las zonas nombradas como Tithonium Chasma, Ius Chasma, Melas Chasma, Candor Chasma, Ophir Chasa, Coprates Chasma, Ganges Chasma y Eos Chasma, para finalizar desembocando a través de canales de desagüe, excavados en un terreno caótico, en las llanuras del hemisferio norte. Muchos especialistas opinan que Valles Marineris es una gigantesca falla tectónica en la superficie marciana, formada durante el proceso de enfriamiento del planeta, afectada por la elevación de la corteza que supuso el surgimiento del abultamiento de Tharsis al Oeste, y aumentada por los procesos erosivos. Sin embargo, cerca de los bordes orientales del cañón se aprecian varios canales que pudieron haber sido originados por cursos de agua o dióxido de carbono.

MONTE OLIMPO

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

Descripción general

El macizo central se eleva 27 kilómetros sobre la llanura circundante, lo que equivale a tres veces la altura del monte Everest, y a 25 km sobre el nivel medio de la superficie marciana, debido a que se encuentra en una depresión de 2 km de profundidad. Está flanqueado por grandes acantilados de hasta 6 km de altura, y su caldera tiene 85 km de largo, 60 km de ancho y 2,4-2,8 km de profundidad, pudiéndose apreciar hasta seis chimeneas superpuestas de cronología sucesiva.
La base del volcán mide 600 km de diámetro incluyendo el borde exterior de los acantilados, lo cual le otorga una superficie en su base de 283.000 km² aproximadamente, comparable con la superficie de Ecuador. Sus dimensiones son tales que una persona que estuviese en la superficie marciana no sería capaz de ver la silueta del volcán, ni siquiera desde una distancia a la cual la curvatura del planeta empezara a ocultarla. El efecto por tanto sería el de estar contemplando una "pared", o bien confundir la misma con la línea del horizonte. La única forma de ver la montaña adecuadamente es desde el espacio. Igualmente, si alguien se encontrara en la cima del volcán y mirase hacia abajo no podría ver el final, ya que la pendiente llegaría hasta el horizonte.
Es un error pensar que la cima del Monte Olimpo está por encima de la atmósfera marciana. La presión atmosférica en su cumbre es un 2% de la que hay en la superficie; comparándolo con el Everest, su presión atmosférica es un 25% que la que hay a nivel del mar. Es más, el polvo marciano se puede encontrar incluso a esa altitud, así como la capa de nubes de dióxido de carbono. Aunque la presión atmosférica media de Marte es un 1% de la que hay en la Tierra, el hecho de que la gravedad sea mucho más débil permite que su atmósfera se extienda a una altitud mucho mayor.

MESSENGER A MERCURIO

La sonda espacial fue lanzada usando el cohete Delta II y despego desde Cabo Cañaveral el 3 de agosto de 2004. 1 hora después la sonda se separo con éxito del propulsor y comenzó su larga travesía hacia Mercurio.
Viajar a ese planeta requiere muchos cambios bruscos de velocidad, debido a la alta velocidad orbital del planeta, otro problema es que debido a que este no posee atmósfera no es posible realizar la maniobra de aerofrenado por lo cual para hacer la misión mas rentable se tiene que usar impulsos gravitacionales con los planetas, con esto se reduce la energía utilizada pero se prolonga mas el tiempo del viaje.
La sonda hizo una pasada por la Tierra el 2 de agosto de 2005, tuvo una aproximación máxima de 2,347 km sobre Mongolia. Esta sonda ha tenido 2 aproximaciones a Venus, 1 el 24 de octubre de 2006 a una altitud de 2,992 km y la segunda el 5 de junio de 2007 a tan solo 338 km.
El ultimo ajuste DSM-2 se realizo el 17 de octubre de 2007, y esto puso ya en orbita directa hacia Mercurio.
MESSENGER realizara 3 vuelos de acercamiento al planeta el 14 de enero, 6 de octubre de 2008 y el 29 de septiembre de 2009 para reducir gradualmente su velocidad, obteniendo su inserción orbital el 18 de marzo de 2011, y con esto comenzando 1 año de su misión.
Durante los acercamientos de MESSENGER a la tierra y la Luna uso su espectrómetro para atmósfera y superficie para dar una mirada a la Luna. y realizo algunos análisis de la magnetosfera de la Tierra.

Trayectoria del MESSENGER

Para la navegación en espacio profundo la NASA contrato a la compañía KinetX Inc de Arizona, es la primera vez que la agencia realiza este tipo de contratos.

Planes de observación

La misión tendrá una duración de 1 año terrestre, se recolectara la información en Imagen Global estereo de resolución 250m/píxel. La misión lograra crear una mapa compuesto global del planeta, un modelo 3-D de la magnetosfera, y elementos volátiles presentes en los cráteres.