El Sistema Solar (VIII): Neptuno, el Ventoso

•17 febrero, 2011 • 5 comentarios

-Periodo orbital: 60,190 d (164,79 años)
-Radio orbital medio: 4,503 x 109 km (29,776 UA)
-Masa: 1,0243 x 1026 kg (17,15 MT)
-Radio: 24,764 km (3,883RT)
-Gravedad en la superficie: 11,15 m/s2
-Satélites: 13

Nota: Todas las magnitudes están expresadas en unidades del SI, usando notación científica en los casos requeridos. 1UA ≈ 150 x 106 km, que es la distancia entre el Sol y la Tierra. MT = 5,9736 x 1024 kg, que es la masa de la Tierra y RT = 6.371 km su radio.

Llegamos por fin a la última parada (bueno no en sentido estricto) de nuestro viaje. Señores pasajeros, a su derecha podrán ver una gran esfera de color azul intenso salpicada en su superficie por pequeños cúmulos de nubes. Lo que están viendo no es otra cosa que Neptuno, el último planeta de nuestro Sistema Solar (recordamos que Plutón fue excluido de esta clasificación por razones de convenio), que fue nombrado a partir del dios romano de los mares.

Como ya dijimos en el artículo anterior, Neptuno es el cuarto planeta en tamaño pero el tercero en masa como consecuencia de tener una mayor densidad que Urano. Por ser el más alejado del Sol fue el último de los planetas en ser descubierto. Sin embargo, antes de ser observado por primera vez mediante telescopios (Galileo fue el primero en observarlo pero no lo reconoció como tal) su existencia fue predicha por varios astrónomos al advertir unas perturbaciones periódicas en la órbita de Urano.  En 1846, Neptuno fue observado a tan solo 1º de diferencia de la posición en la que se había predicho que se encontraría.

Comparte la denominación de gigante helado con Urano, con el que también comparte gran parte de sus características. Su estructura interna está formada por un núcleo metálico en el centro, rodeado de capas de agua y amoniaco a presiones de hasta 700 GPa y 5400 K. Estas condiciones hacen que nos volvamos a encontrar una vez más con que el agua se encuentra en un estado denominado agua iónica. Conforme nos alejamos del núcleo y las temperaturas y presiones descienden los “hielos” que forman las capas interiores pasan a estado líquido y las concentraciones de amoniaco aumentan.

La atmósfera de Neptuno, a diferencia de la de Urano, está formada en su mayor parte por hidrógeno y helio, como en el caso de los otros dos planetas jovianos restantes. El color azul, como en el caso de su predecesor, se lo confiere el metano que también se encuentra en su atmósfera y que absorbe las longitudes de onda más cortas de la radiación incidente. El hecho de que el azul de Neptuno sea mucho más intenso probablemente se deba a algún otro elemento cuya naturaleza no ha sido determinada.

Las capas exteriores están cubiertas por un grueso manto de nubes cuya composición varía según la altitud. En este caso no encontramos la típica estructura de bandas que podíamos observar en los otros gigantes gaseosos. En cambio, si que podemos ver estrechas bandas de nubes blancas, de unos 50 a 150 km de ancho, que rodean el planeta proyectando sombras sobre la capa uniforme que yace debajo. Como también dijimos, a pesar de encontrarse más alejado del Sol, Urano tiene una atmósfera más fría que Neptuno. Esto se debe a la alta concentración de hidrocarburos en la atmósfera del segundo respecto al primero.

Bandas de nubes blancas que rodean Neptuno.

Antes de pasar al tema principal, hacemos dos pequeñas menciones: la primera a la magnetosfera de Neptuno, que también comparte con la de Urano su gran inclinación respecto al eje de rotación (47º) y el estar descentrada, es decir que su eje pasa a una distancia de 13.500 km del centro del planeta, aproximadamente poco más de la mitad del radio del planeta; la segunda se refiere a su sistema de anillos, que no podía faltar como buen gigante gaseoso que es, pero que es aun más débil que el de Urano.

Pero llegamos al plato fuerte, y es que si por algo destaca Neptuno es por sus potentes vientos. A diferencia del otro gigante helado, éste presenta una gran actividad meteorológica a pesar de que su eje de rotación tiene una inclinación parecida al de la Tierra. El patrón de vientos del planeta es relativamente complicado y presenta una gran gama de velocidades y direcciones. Sin embargo una característica que parecen compartir es las altas velocidades a las que sopla a lo largo de todo el planeta.

Con una velocidad sostenida de hasta 600 km/h y picos de hasta 2100 km/h Neptuno es con diferencia el planeta más ventoso del Sistema Solar. Las velocidades del viento han podido ser determinadas con relativa precisión observando el movimiento de las bandas de nubes que hemos mencionado anteriormente.

¿Os acordáis de la Gran Mancha Roja y Júpiter? ¿Y de la Gran Mancha Blanca de Saturno? Si ese es el caso supongo que ya habréis adivinado que, en un arrebato de envidia, Neptuno también presenta un gran anti-ciclón en forma de mancha oscura en su superficie. ¿Su nombre? Como si por algo destacan los astrónomos es por su originalidad (solo hace falta ver los nombres que les dieron a los anillos de Saturno o Urano), ésta ha sido denominada la Gran Mancha Oscura y tiene un tamaño de unos 13.000 km de ancho por 6.600 de alto.

Al Sur de la Gran MAncha Oscura nos encontramos otras tormentas. Las que más resaltan son el grupo de nubes blancas denominado “Scooter” y, de forma similar a Júpiter, la Pequeña Mancha Oscura. La tormenta Scooter recibe su nombre porque cuando se observó por primera vez su movimiento era mucho más rápido que la Gran Mancha Oscura (sí, lo se a mi también me parece un poco triste). Por otro lado, la Pequeña Mancha Oscura, de dimensiones obviamente menores que su compañera, se trata de un ciclón en cuyo centro se puede observar un punto brillante en la fotografías de más alta resolución.

El mecanismo por el que se generan estas manchas es todavía desconocido pero por la imágenes se sabe que se deben de crear en las capas más bajas de la troposfera y que lo que nosotros vemos no es más que un reflejo de lo que está ocurriendo debajo. Por esta razón también se cree que pueden existir otras muchas manchas debajo del manto de nubes que no hemos sido capaces de detectar.

La Gran Mancha Oscura (arriba) y la Pequeña Mancha Oscura (más abajo).

Aparte de la tremenda cantidad de tiempo que invierte Neptuno en completar un órbita, también destaca por la repercusión que tiene sobre otros cuerpos cercanos. Ya hemos comentado la influencia que tiene sobre la órbita de Urano pero también produce una serie de resonancias orbitales en el cinturón de Kuiper, un cinturón de asteroides situado más allá de la órbita de Plutón y del que hablaremos en otro momento.

Por último hacer una breve mención al gran satélite de Neptuno, Tritón, que comprende prácticamente toda la masa en órbita alrededor del planeta. Además de ser el séptimo satélite del Sistema Solar  en lo que a masa de refiere, también destaca por ser la única luna de grandes dimensiones con movimiento retrógrado, es decir, que orbita en sentido contrario a la rotación del planeta, lo que indica que fue capturado por la gravedad de Neptuno. El resto de las trece lunas de Neptuno las conforman pequeños cuerpos, algunos de los cuales no fueron descubiertos hasta hace poco menos de 10 años.

En la saga de la Fundación de Isaac Asimov, la existencia del Sistema Solar no es más que un mito. En uno de los libros, un grupo de exploradores dispuestos a encontrarlo hace una serie de comentarios respecto a los planetas que la conforman: hablan de gigantes de dimensiones colosales, de otro con anillos de dimensiones comparables a las del propio planeta, de planetas con potentes vientos que azotan su superficie… Menciono esto porque resulta curioso observar como podría ser visto algo tan familiar para nosotros por un viajero ajeno a nuestro Sistema Solar (si bien la ciencia esta demostrando que en el resto del Universo existen cosas mucho más llamativas).

Pero sobre todas las cosas, el foco de todas las leyendas referentes al Sistema Solar es la joya de corona, el único planeta en el que hasta la fecha se sabe que existe vida y que encima lo hace de forma tan abundante y diversa, la Tierra. Pero nosotros no nos acercaremos con supersticiones ni fabulaciones, sino con actitud curiosa y ávidos de conocimientos. Conocemos muchas cosas de la Tierra pero muchas otras permanecen ocultas, sobre todo las escondidas debajo su corteza. En próximos capítulos intentaré mostraros alguno de estos secretos.

El Sistema Solar (VII): Urano, el Gigante Helado

•21 enero, 2011 • 3 comentarios

-Periodo orbital: 30.799,095 d (84,32 años)
-Radio orbital medio: 2,877 x 109 km (19,229 UA)
-Masa: 8,681 x 1025 kg (14,563 MT)
-Radio: 25,559 km (4,007 RT)
-Gravedad en la superficie: 8,69 m/s2
-Satélites: 27

Nota: Todas las magnitudes están expresadas en unidades del SI, usando notación científica en los casos requeridos. 1UA ≈ 150 x 106 km, que es la distancia entre el Sol y la Tierra. MT = 5,9736 x 1024 kg, que es la masa de la Tierra y RT = 6.371 km su radio.

En nuestro periplo por el Sistema Solar llegamos a nuestra séptima parada, Urano, el tercero de los gigantes gaseosos. Es el único planeta cuyo nombre no podemos encontrar en la mitología romana sino que tenemos que recurrir a la griega donde aparece Ouranos, el dios del cielo. Aunque la primera observación registrada fue en 1690, no fue hasta más de 90 años después cuando se reconoció que era otro de los planetas del Sistema Solar, siendo confundido primero con una estrella y más tarde con un cometa debido a su largo periodo orbital.

A pesar de que dijimos que los cuatro gigantes gaseosos se incluyen dentro de la clasificación de planetas jovianos, tanto Neptuno como el propio Urano son denominados más habitualmente como los “gigantes helados“. Esto es debido a que, a diferencia de sus predecesores en cuya composición predomina el hielo y el hidrógeno, en estos planetas encontramos una mayor concentración de “hielos” de diversos compuestos como amoniaco, metano o agua.

A pesar de tener menos masa que Neptuno, su radio es ligeramente mayor que éste. Esto es debido a que, como en el caso de Saturno, su densidad media es relativamente baja. Comparte su estructura interna con los otros gigantes gaseosos que hemos mencionado: en el centro tiene un núcleo rocoso, una gruesa envoltura helada alrededor de éste y por último una capa compuesta en su mayor parte por helio e hidrógeno.

Aunque Urano alcanza en su atmósfera las temperaturas más bajas de todos los planetas del Sistema Solar (49 K ó -224 ºC) en su interior se llegan a tener temperaturas de hasta 5000 ºC. ¿Cómo es posible que existan entonces compuestos en forma de hielo? Esto es debido a que lo que existe en estas capas internas no es hielo como nosotros lo conocemos sino un estado de agregación con características similares a las que mencionamos cuando hablábamos del hidrógeno metálico.

A pesar de estar a temperaturas extremadamente altas, las presiones son también tan elevadas (800 GPa) que los átomos de los diferentes compuestos son comprimidos hasta alcanzar un estado similar a los sólidos que vemos normalmente. Y es que un sólido es básicamente un compuesto en cuyo interior las fuerzas entre sus diferentes átomos son tan intensas que impiden que éstos se muevan libremente como pasa en un gas o un líquido.

La diferencia con un sólido a temperatura ambiente es que los átomos se encuentran tan juntos que  llegan a ionizarse. Los electrones, como en el caso del hidrógeno metálico, suelen moverse libremente como en un metal mientras que los núcleos forman estructuras cristalinas. Es el caso del agua iónica, que se cree que puede existir en esta capa helada de Urano.

La atmósfera de Urano es en cierto modo peculiar. Posee una estructura de bandas similar a Júpiter y Saturno, aunque es aún más difusa que la del último. Además para observarla es necesario recurrir a fotografías en el rango del infrarrojo (IR). Como ya hemos dicho, en su composición predomina la presencia de hidrógeno y helio, aunque hay otro compuesto también bastante abundante, el metano (CH4).

El metano es el responsable del brillante color cyan de Urano que podemos percibir al observarlo a través de un telescopio. Esto es debido a que sus bandas de absorción más importantes se encuentran en el IR cercano y principio del visible, es decir, que absorbe las longitudes de ondas correspondientes al infrarrojo y la parte “roja” del espectro visible de la luz que proviene del Sol y por lo tanto solo vemos la parte del espectro electromagnético correspondiente a longitudes más cortas, es decir al azul y el violeta.

Imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble en el IR cercano que muestra las bandas de nubes, los anillos y tres lunas de Urano.

En la troposfera, la parte más interna de la atmósfera de Venus, nos encontramos con que, como en la mayoría de casos, la temperatura desciende según ascendemos. Es allí donde se encuentran las regiones más frías que, como ya hemos dicho, llegan a estar a 49 K. Allí es también donde se desarrollan todos los fenómenos meteorológicos propios de Urano como fuertes vientos y brillantes nubes.

Los vientos de Urano también son peculiares. En el ecuador son retrógrados, es decir, soplan en sentido en sentido contrario a la rotación del planeta, a una velocidad de entre 50 y 100 m/s  (180-360 km/h). Según nos alejamos del ecuador su velocidad va disminuyendo hasta que se hace nula a unos 20º de latitud. A partir de ese punto invierten su dirección y se vuelven progrados, que como podéis imaginar es lo contrario a retrógrados. Su velocidad se incrementa entonces hasta que alcanzamos los 60º de latitud, punto a partir del cual vuelve a disminuir hasta hacerse nula de nuevo en los polos. Estos vientos puede llegan a alcanzar velocidades de hasta 200 m/s (720 km/h) en algunas regiones.

Si seguimos ascendiendo por la atmósfera, cuando llegamos a la estratosfera nos encontramos con que en vez de disminuir, la temperatura aumenta según ascendemos llegando a alcanzar los 850 K (577 ºC). Se cree que esto es debido a la absorción de radiación por parte del metano.Es precisamente esta interacción entre el metano de la atmósfera y la radiación ultravioleta procedente del Sol la que da lugar a una gran variedad de hidrocarburos, como el etano (C2H6) y el acetileno(C2H2), a través de un proceso llamado fotólisis.

Por encima de la estratosfera se encuentra la termosfera y por último nos encontramos con la característica más llamativa de la atmósfera de Urano y única de este planeta, su corona, que se extiende hasta más de dos veces el radio del propio planeta. Esta corona está formada en su mayor parte por hidrógeno y se encuentra a una temperatura más o menos uniforme de entre 800 y 850 K. La fuente de calor necesaria para poder mantener estas condiciones todavía es desconocida, ya que la absorción de radiación por sí sola no sería suficiente.

Esta corona tiene un efecto de fricción sobre las partículas de polvo que la atraviesan, igual que el que sufren las naves espaciales en el proceso de reentrada en la atmósfera o los meteoritos. La consecuencia es que estas partículas reducen su velocidad y acaban siendo atrapadas por la gravedad de Urano orbitando finalmente alrededor del planeta y pasando a formar  parte de sus anillos. Y es que sí, Urano también tiene anillos. Pero antes de hablar sobre ellos tenemos que comentar el que, sin duda, es el rasgo más significativo de este planeta.

Como sabéis, el eje de rotación de la Tierra está ligeramente inclinado respecto del plano de la eclíptica. Esta es la causa existan estaciones. Pues bien, Urano es el caso extremo, ya que su eje tiene una inclinación de más de 90 grados. Para visualizar la dinámica de su movimiento hay que tener en cuenta que la dirección en la que apunte el eje permanece constante a lo largo de su órbita alrededor del Sol. La consecuencia de esto es que durante medio periodo orbital (unos 42 años) uno de los polos recibe luz constantemente mientras que el otro se encuentra en penumbra.

Es lógico pensar entonces que, dado que uno de los polos recibe gran parte de la radiación durante un periodo de tiempo tan prolongado, este debe encontrarse mucho más caliente que el resto del planeta. Sin embargo se ha observado que, a pesar de todo, el ecuador sigue estando a mayor temperatura que el resto del planeta. Las razones de que esto ocurra se desconocen todavía. Por otro lado, la causa de esta inclinación tan severa en el eje de rotación de Urano se cree que pudo ser debida a una colisión con un planeta de grandes dimensiones, aproximadamente del tamaño de la Tierra.

Todos los demás elementos orbitales de Urano, como sus satélites y sus anillos se ven también afectados por esta extraña configuración. Vistos de la Tierra, dichos anillos se encuentran formando una especie de diana alrededor del planeta. Y es que en el caso de Urano si que podemos hablar de anillos reales y no de discos como ocurría en el caso de Saturno ya que, con la excepción de dos de ellos, son muy delgados con apenas unos pocos kilómetros de ancho. También, como pasa con Saturno, nos encontramos con algunos anillos en el interior de los cuales orbita algún satélite de Urano. Este es el caso de el anillo μ y la luna Mab.

Como buen gigante gaseoso que es, Urano tiene también una importante colección de lunas que asciende a 27 ejemplares. Éstas fueron nombradas a partir de personajes de diferentes obras de Shakespeare y Alexander Pope.  Entre ellas destaca Titania, el mayor satélite de Urano que es a la vez el octavo de todo el Sistema Solar. Sin embargo, aun si sumáramos la masa de los cinco lunas mayores obtendríamos una cantidad inferior a la masa de Tritón, la luna más grande de Neptuno. Esto hace que su sistema satelital sea el menos masivo dentro de los gigantes gaseosos (no se puede tener todo).

Campo magnético de Urano.

Por último haremos una breve mención a su magnetosfera. De ella podemos mencionar que tiene una fuerte inclinación de 59º respecto del eje de rotación del planeta lo cual es bastante inusual, aunque teniendo en cuenta la propia inclinación del eje nada resulta demasiado extraño. Además, el eje del dipolo magnético que genera la magnetosfera se encuentra descentrado, es decir que pasa a una distancia del centro del planeta de casi un tercio de su radio. Esto hace que la intensidad del campo en los diferentes hemisferios sea muy diferente, llegando a ser 10 veces mayor en el norte que en el sur. Dadas las dimensiones del planeta, el campo magnético en la “superficie” de Urano es, sin embargo, similar al que tenemos en la Tierra.

En el siguiente capítulo de la serie visitaremos al “primo-hermano” de Urano, Neptuno y daremos por finalizada nuestra visita a los planetas del Sistema Solar, dejando de nuevo la Tierra para posteriores capítulos (se merece un trato especial, ¿no creéis?). Veremos como en vez de Neptuno quizá debería llamarse Eolo y cuales son sus parecidos y diferencias con el otro gigante helado.

 

El Sistema Solar (VI): Saturno, el Señor de los Anillos

•12 enero, 2011 • 1 Comentario

-Periodo orbital: 10.759,22 d (29,46 años)
-Radio orbital medio: 1,433 x 109 km (9,582 UA)
-Masa: 5,685 x 1026 kg (95,152 MT)
-Radio: 60.268 km (9,449 RT)
-Gravedad en la superficie: 10,44 m/s2
-Satélites: 63 (??)

Nota: Todas las magnitudes están expresadas en unidades del SI, usando notación científica en los casos requeridos. 1UA ≈ 150 x 106 km, que es la distancia entre el Sol y la Tierra. MT = 5,9736 x 1024 kg, que es la masa de la Tierra y RT = 6.371 km su radio.

Saturno, el sexto planeta del Sistema Solar y el segundo más grande.  De nuevo tenemos que rebuscar entre la mitología romana para encontrar el origen de su nombre.  A pesar de tener casi un tercio de la masa de Júpiter no es mucho menor que él. Esto es debido a que su densidad en mucho menor, casi la mitad que la de su predecesor en la lista.

 

 

Sin embargo, el resto de características de Saturno son muy similares de las de Júpiter, al igual que pasa con Neptuno y Urano. Esto es lo por lo que en ocasiones se denomina a los cuatro gigantes gaseosos como planetas jovianos, es decir, “parecidos a Júpiter”.

Entre las características compartidas están la existencia de un núcleo rocoso muy pesado en el centro rodeado de una capa de hidrógeno metálico.  Las capas exteriores estarían formadas también por hidrógeno y parte de helio con trazas de otros elementos, siendo este primero el elemento principal que compone el planeta. Los vientos que azotan Saturno, sin embargo, son mucho más potentes que los que podemos encontrar en Júpiter, llegando a alcanzar hasta los 1.800 km/h.

De nuevo nos encontramos con que una gruesa capa compuestas principalmente por hidrosulfuro de amonio cubre el planeta. Aunque el interior de Saturno se encuentra a muy altas temperaturas (11.700 ºC) la capas más externas de la atmósfera se encuentran a temperaturas mucho más gélidas, de -150ºC. También nos encontramos con que, al igual que ocurre con Júpiter, Saturno se encoje paulatinamente al emitir mucha más energía de la que recibe de la radiación procedente del Sol.

La capa de nubes que cubre el planeta también presenta un patrón de bandas muy similar al de Júpiter pero mucho más difuso. Así mismo encontramos que, de manera mucho más esporádica y con periodos de vida mucho más cortos, surgen óvalos en la atmósfera de Saturno. En especial destaca uno que ha sido bautizado como la Gran Mancha Blanca por analogía con la Gran Mancha Roja de Júpiter. Esta mancha aparece periódicamente, una vez cada año de Saturno, que como ya hemos indicado corresponde a unos 30 años de la Tierra, y desaparece al poco tiempo. Se prevé que la siguiente aparición tenga lugar en 2020.

Si nos desviamos hacia el Norte de Saturno, a unos 78º N, nos encontramos con una de las características más llamativas de la atmósfera del planeta. Allí veremos una estructura hexagonal permanente que rota con el mismo periodo que el planeta. Cada uno de los lados de esta estructura tiene unas dimensiones mayores que el diámetro de la Tierra. Las causas de su existencia no se han conseguido determinar aunque se habla de algún fenómeno relacionado con ondas estacionarias en la atmósfera de Saturno.

 

Estructura hexagonal localizada el Polo Norte de Saturno.

¿Pero como hablar de Saturno sin mencionar sus anillos? Desde que Galileo los observó por primera vez sin poder identificar lo que veía y más tarde Christiaan Huygens reconociera que realmente se trataba de discos de materia alrededor del planeta, la característica que más has destacado de este gigante gaseoso ha sido precisamente estos anillos.

Los anillos de Saturno se extienden entre unos 6.630 y 80.000 km (si consideramos solo los anillos “principales”) sobre el ecuador del planeta y tienen un espesor aproximado de entre 10 y 20 metros. Están compuestos en su mayor parte por agua en forma de hielo con pequeños restos de partículas de polvo. En ellos se pueden encontrar partículas de hielo desde pequeños guijarros a grandes trozos del tamaño de un coche. Una característica muy curiosa, aunque poco relevante, es que los anillos tienen su propia atmósfera de oxígeno e hidrógeno, aunque es extremadamente tenue y delgada.

Las causas que condujeron al origen de estos anillos todavía no se han esclarecido por completo aunque la teoría más probable postula que son los restos de un antiguo satélite de Saturno que, al orbitar demasiado cerca de éste, fue desgarrado por las inmensas fuerzas de marea. La otra posibilidad, aunque casi se ha descartado, es que simplemente sean parte de la nebulosa a partir de los que se formó Saturno.

Aunque no vamos a analizar en detalle cada una de las secciones de los anillos de Saturno (lo cual llevaría mucho tiempo y sería extremadamente tedioso) sí que es conveniente echar un vistazo por encima.  Los discos, que a primera vista pueden parecer estructuras uniformes y continuas son en realidad un colección de discos concéntricos de diferente espesor y densidad separados por huecos (gaps). Sin embargo se pueden distinguir distintas zonas en las que las características son similares entre los diferentes anillos.

En primer lugar nos encontramos el anillo más cercano a Saturno, el Anillo D que es tan tenue que casi no se puede apreciar usando los medios habituales. A continuación nos encontramos con el Anillo C, con una anchura de unos 17.500 km. En su interior podemos encontrar los Gaps de Colombo y Maxwell en los cuales podemos encontrar dos pequeños aros cuyo nombre se corresponde con el del gap.

Si seguimos alejándonos del planeta nos encontramos con el Anillo B (se ve que se les terminó la lista de astrónomos a la hora de nombrar los diferentes anillos). Es el más importante de los anillos, tanto en visibilidad como en tamaño y masa, llegando a tener unos 25.500 km de ancho (recuerdo que el diámetro de la Tierra es inferior a los 13.000 km). En este anillo se ha observado la aparición periódica de una serie de manchas radiales. Se cree que pueden estar asociadas con algún fenómeno magnético que involucra a las partículas ionizadas del anillo ya que las manchas giran aproximadamente con el mismo periodo que la magnetosfera de Saturno. También se ha detectado la existencia de un pequeño satélite en el interior del anillo, de unos 400 m de diámetro.

Manchas observadas en el Anillo B.

Antes de pasar al siguiente anillo nos encontramos con un espacio denominado División de Cassini. Aunque en un principio se creía que era un gap, es decir un espacio prácticamente vacío, las fotografías tomadas por la Voyager demostrado que en realidad se trata de una serie de anillos con una composición parecida al Anillo C. Su existencia se presume que puede deberse a uno de los satélites de Saturno, Mimas, ya que se ha observado una resonancia orbital 2:1 entre el límite interior de la División de Cassini y dicha luna. Esto quiere decir que Mimas orbita una vez por cada dos órbitas completas realizadas por las partículas que componen dicho límite.

El último anillo claramente visible es el Anillo A. Con una anchura ligeramente inferior al Anillo C, de “solo” 14.600 km, también es un poco más tenue que el Anillo B aunque es el más grueso de todos, con un espesor de entre 10 y 30 metros. En él podemos encontrar los Gaps de Encke y Keeler.  Lo existencia de estos huecos se debe principalmente a la presencia en cada uno de ellos de dos pequeñas lunas, Pan y Dafne (Daphnis) respectivamente, denominados “satélites pastores” que los limpian según recorren su órbita alrededor de Saturno. Estás dos imagénes (1 y 2) (demasiado grandes para colocarlas en el artículo) dan un idea muy clara de la disposición y dimensiones de los diferentes anillos y huecos.

Otros anillos mucho más tenues y dispersos se pueden observar hasta a grandes distancia de la superficie de Saturno. La mayoría de ellos están formados por polvo, proveniente del impacto de micrometeoritos con la superficie de los diferentes satélites del planeta, en vez de por hielo. Este el caso de los anillos de Jano (Janus), Epimeteo (Epimetheus), Metone (Methone), Anthe o Palene (Pallene) nombrados a partir de sus respectivas lunas. Un caso muy particular es el del Anillo E, el más ancho y alejado de Saturno. A diferencia de los otros anillos que hemos mencionado, el hielo que lo forma proviene de los “volcanes de hielo” de Encélado, otra de las lunas de Saturno de las que hablaremos en su momento.

El número de satélites que posee Saturno varía según la fuente que se consulte ya que la existencia de algunas no ha podido ser completamente confirmada o no se sabe si su órbita es estable alrededor del planeta. Sin embargo el número parece oscilar entre 61 y 63. La características de los más importantes las discutiremos en otro tema aunque si que vamos a resaltar el hecho de que, por ejemplo, Titán, el mayor de los satélites de Saturno, es a la vez el segundo en orden de tamaño después del satélite joviano Ganímedes. Como en el caso de Júpiter, el resto de satélites varía en tamaño entre unos pocos kilómetros y varios cientos o incluso miles.

Con esto espero haber respondido a la preguntas básicas que se os han podido plantear acerca de este fascinante planeta. Quizá algún día veamos imágenes de astronautas paseando por los anillos recogiendo muestras o misiones adentrándose a través de la espesa capa de nubes. Si ese fuera el caso me gustaría, como mínimo, poder contemplarlo.

 

El Sistema Solar (V): Júpiter, el Coloso

•31 diciembre, 2010 • Dejar un comentario

-Periodo orbital: 4.331,572 d
-Radio orbital medio: 740,57 x 106 km (4,950 UA)
-Masa: 1,90 x 1027 kg (317,8 MT)
-Radio: 71.492 km (11,209 RT)
-Gravedad en la superficie: 24,79 m/s2
-Satélites: 63

Nota: Todas las magnitudes están expresadas en unidades del SI, usando notación científica en los casos requeridos. 1UA ≈ 150 x 106 km, que es la distancia entre el Sol y la Tierra. MT = 5,9736 x 1024 kg, que es la masa de la Tierra y RT = 6.371 km su radio.

Por fin llegamos a la atracción de feria del Sistema Solar, el monstruo horripilante que acecha detrás del cinturón de asteroides.  Casi todo lo que se puede decir de él viene reflejado en las características que aparecen al principio. Pero empecemos con un orden.

Júpiter recibe su nombre del rey de los dioses de la mitología romana.  Es el primero y más grande de los gigantes gaseosos y por supuesto también es el más grande de los planetas del Sistema Solar. Debido a sus características se le ha llegado a dar la denominación de estrella fallida. Esto es debido a que está compuesto en su mayor parte por hidrógeno y helio. De hecho se calcular que si Júpiter tuviera “tan sólo” 50 veces más masa se empezarían a desencadenar la serie de reacciones que lo llevarían al estado de enana marrón.

Pero no os compadezcáis de él, Júpiter ya es lo suficientemente masivo. Es el único planeta del Sistema Solar cuyo baricentro (centro de masas) con el Sol se encuentra fuera de éste último. Quizá resulte más visual decir que es el único planeta que llega a tener una fracción apreciable, la milésima parte, de la masa del Sol y su radio es aproximadamente un décima parte (creedme, no lo querríais tener cerca).

Sin embargo Júpiter ha ido contrayéndose con el paso del tiempo. En ausencia de una fuente de energía interna como la del Sol, cuando la superficie del planeta se enfría se contrae. Al contraerse la presión en el interior aumenta y su temperatura con ella. El planeta emite entonces energía en forma de radiación. En el caso de Júpiter la energía emitida es mayor que la recibida del Sol lo que conlleva que se contraiga unos 2 cm por año. Se cree que en sus inicios podía llegar a tener hasta el doble de tamaño que en la actualidad. Este proceso, denominado mecanismo de Kelvin-Helmholtz, también se da en las estrellas pero en un grado mucho menor.

La composición interna de Júpiter es un tema sujeto a especulaciones y teorías. Aunque no podemos dar una descripción detallada, si que parece haber consenso en que en el centro se encuentra un núcleo de materiales muy denso. Las dudas asaltan a los científicos a la hora de determinar si el núcleo es rocoso o no, y por ahora no disponemos de datos suficientes para afirmar nada con seguridad. Rodeando al núcleo, se encuentra una capa de hidrógeno metálico con un espesor de más de 3/4 del radio del planeta.

Cuando se somete al hidrógeno a presiones lo suficientemente poderosas (como las que podemos encontrar en las capas internas de Júpiter) pasa a un estado de agregación diferente de los estados sólido, líquido y gaseosos que conocemos. Nos encontramos entonces con que los núcleos de hidrógeno se encuentran agrupados formando estructuras cristalinas y los electrones están desligados de los núcleos y actúan como los electrones libres de un metal.

Se cree por tanto que en esta capa se deben de alcanzar temperaturas de más de 10.000 ºC y presiones de 200 GPa (1 G = 1 Giga = 1 x 109) mientras que en las inmediaciones del núcleo se podrían alcanzar hasta 36.000 ºC y 4000 GPa. Supongo que ahora empezaréis a comprender porque recibe la denominación de estrella fallida.

Conforme nos alejamos de la capa de hidrógeno metálico y la temperatura desciende, el hidrógeno pasa a estado líquido primero y luego a estado gaseoso de forma gradual. La capas más exteriores conforman la atmósfera que llega a tener más de 5.000 km de espesor. Ya sea porque es la zona expuesta a la observaciones directas o por su complejidad intrínseca, la atmósfera de Júpiter es una de sus características más interesante y la vez llamativa.

Como se puede ver en la imagen que encabeza el artículo, Júpiter está continuamente cubierto por un denso manto de nubes compuesto en su mayor parte por cristales de amoniaco y hidrosulfuro de amonio.  También se puede ver que esta capa de nubes forma un patrón de bandas oscuras y claras paralelas al ecuador. No vamos a entrar en detalle de la composición y distribución de las diferentes zonas de las atmósfera de Júpiter, pero si que vamos a prestarle un poco de atención a esta capa de nubes, aunque sea solamente por su valor estético.

Como hemos dicho, la estructura de bandas se divide en dos tipos: las bandas oscuras llamadas cinturones y las claras llamadas zonas que se encuentra separadas entre sí por potentes corrientes de aire denominadas chorros (jets) que llegan a alcanzar hasta los 100 m/s. Los cinturones se corresponden con corrientes de aire descendente mientras que en la zonas las corrientes son ascendentes (no confundir con los chorros). En la Tierra también existen corrientes de este tipo y también toman las forma de bandas paralelas al Ecuador. Sin embargo, dada las diferencias cualitativas entre nuestro planeta y Júpiter todavía no se ha podido determinar el origen exacto de esta estructura de bandas en el gigante gaseoso. La causa de los distintos colores se sabe que está relacionado con la diferencia de composición de las zonas y los cinturones y la reacción de la luz ultravioleta procedente del Sol con los diferentes compuestos.

La atmósfera de Júpiter presentar un gran número de turbulencias de forma de vórtices, que no son más que los análogos de los ciclones y anticiclones que podemos ver todo los días en el parte meteorológico, con una clara predominancia de los últimos sobre los primeros tanto en número como en tamaño. A diferencia de lo que podemos ver en nuestro planeta, el tiempo de vida de estos vórtices puede ser desde una pocos días hasta cientos de años, dependiendo básicamente de su tamaño.

Los anticiclones se encuentra exclusivamente confinados en las zonas y tienen forma de óvalos. Se desplazan a lo largo de una misma zona pero permaneciendo aproximadamente en la misma latitud durante toda su vida. Sin duda el mayor representante de todos los vórtices de Júpiter es la Gran Mancha Roja (GRS por su siglas en inglés, Great Red Spot).

Con un tamaño tal que podría contener casi tres veces a la Tierra en su interior, la GRS se sabe que existe desde hace 180 años y se creen que puede haber existido desde hace más de 350 años (no hay observaciones anteriores).  Se encuentra a 22º al Sur del ecuador y tarda 6 días terrestres en completar una vuelta alrededor de Júpiter. Se sabe que en los últimos años ha reducido su tamaño y se ha vuelto menos ovalada, pudiendo llegar a ser circular alrededor del año 2040.

 

Imagen que muestra la GRS (derecha) y la Oval BA (izquierda).

En ocasiones pequeños anticiclones se pueden fusionar para formar uno más grande. Este es el caso del vórtice denominado Oval BA, que también recibe otros apodos cariñosos como la Mancha Roja Jr. o la Pequeña Mancha Roja que fue observado por primera vez en el año 2000 a partir de tres óvalos más pequeños cuyo origen se remonta a 1939.

¿Recordaís que mencionamos brevemente la razón por la que Marte no tenía apenas una magnetosfera que lo protegiera de los vientos solares? Si en efecto os acordáiss, sabréis que era porque, al carecer de un núcleo metálico líquido como la Tierra, no se podía generar el efecto dinamo que el generador del campo magnético de nuestro planeta. Pues bien, ahora imaginad el núcleo de la Tierra a escala mucho mayor y que además ese núcleo girar aun mas rápido.

Precisamente esa la situación que nos encontramos en Júpiter. Como ya hemos dicho, gran parte del interior de el gigante gaseoso está compuesto por hidrógeno metálico, que es un estado en el que los electrones están desligados de los núcleos y por lo tanto puede comportarse como los electrones libres de un metal. Como consecuencia de la rotación del planeta, estos electrones libres generan la mayor y más potente magnetosfera del Sistema Solar (sin considerar, por supuesto, la heliosfera del propio Sol). El campo magnético en el ecuador de Júpiter llega a ser unas 10 veces más potente que en la Tierra y la magnetosfera, por acción de los vientos solares, se extiende hasta casi alcanzar Saturno.

Esto no solo es impresionante de por sí sino que tiene consecuencias aun más interesantes. Una de las lunas de Júpiter, Ío, tiene un gran actividad volcánica. Como consecuencia, en su movimiento alrededor del planeta deja un estela de material escupido por sus volcanes, en su mayor parte dióxido de azufre, que es ionizado por las inmensas fuerzas magnéticas. Como resultado, tenemos que alrededor de Júpiter nos encontramos un grueso toro de plasma (toro es la palabra que se usa para referirse a objetos con “formas de rosquilla”). El giro de las partículas cargadas que conforman el plasma provoca a su vez una potente emisión de radiación en la zona de las ondas de radio.

Por si esto no fuera poco, parte de las partículas cargadas y parte de las partículas arrastradas por los vientos solares caen en “sumideros magnéticos” que las llevan hacia lo polos magnéticos, como pasa en la Tierra. El choque con la atmósfera de estas partículas que viajan a velocidades enormes origina una intensas auroras. El movimiento de estas partículas también genera ondas de radio cuyas variaciones están ligadas a la rotación de Júpiter. Esto ha llevado a los científicos a calificar a Júpiter como un púlsar de radio muy débil, dada la analogía entre los fenómenos producidos en el planeta y los que se dan en estos cuerpos celestes.

 

Auroras observadas en Júpiter.

Aunque Saturno es bien conocido por sus anillos, eso no excluye a otros planetas de poseer también un conjunto de ellos. Es el caso de Júpiter, donde la existencia de estos anillos ha quedado probablemente enmascarada por las dimensiones del planeta. A diferencia de los anillos de Saturno que están compuestos básicamente de hielo, los de Júpiter están compuestos fundamentalmente por polvo procedente de las eyecciones de algunos de sus 63 satélites, y son también mucho mas tenues.

De entre estos 63 satélites, destacan los llamados Satélites Galileanos, que son los cuatro con mayores dimensiones y que fueron observados por Galileo Galilei ( y por Simon Marius paralelamente) en 1610: Ío, Europa, Ganímedes y Calisto. Sus dimensiones son del orden de las de la Luna y las características que definen a cada uno de ellos son tan diferentes y peculiares que hace falta un artículo aparte para poder nombrarlas todas. El resto de los 59 satélites presenta un gran gama de tamaños, desde pequeños guijarros de un kilómetro de diámetro hasta enormes rocas de mas de 200 kilómetros.

Son muchas las cosas que nos hemos dejado en el tintero y que se podrían decir de Júpiter, tanto de su atmósfera como de su magnetosfera y otro muchos detalles adicionales. He intentado destacar los hechos más interesante científicamente y/o llamativos para el público en general. Se podrían llenar (y se han llenados) miles de artículos, tesis y noticias sobre Júpiter y nos seguirían faltando muchos detalles por descubrir. Y sin embargo estará siempre omnipresente con su portentosa presencia, protegiéndonos de los meteoritos y asteroides como un guardián incansable y esperando a que desentrañemos hasta sus más oscuros secretos. Quizá alguno de vosotros seáis los que lo consigáis.

PD: Feliz Año 2011.

Esquilas, Boxeadores Submarinos

•8 diciembre, 2010 • 3 comentarios

De nuevo nos volvemos a apartar de la tónica habitual del blog (ya dije que mi vuelta iba a traer un poco de variedad) dedicando esta vez un artículo a otro ámbito de la ciencia no menos interesante, la biología. En concreto hablaremos sobre unos animales llamados estomatópodos también conocidos como langostas mantis, mantis marinas, esquilas (nos referiremos a ellos de esta forma) y otros muchos nombres. Supe por primera vez de su existencia a través de un libro de dudosa calidad titulado Henders y escrito por Warren Fahy, y tras leer acerca de algunas de sus sorprendetes características y buscar posteriomente más información sobre ellos no podía consentir que el resto de la gente no supiera de tan asombrosos animales.

Los estomatópodos o esquilas son unos crustáceos marinos del orden Stomotopoda. Llegan a medir alrededor de 30 cm y tienen su cuerpo parcialmente recubierto por un caparazón duro. Las diferentes especies de esquilas presentan gran variedad de colores desde tonos marrones hasta brillantes coloridos. A pesar de ser animales relativamente comunes en aguas poco profundas, su existencia no es muy conocida debido a que pasan la mayor parte del tiempo escondidos en sus madrigueras. La mayoría habita en aguas tropicales o subtropicales aunque se pueden encontrar algunas especies en aguas templadas.

 

Pero, ¿por qué despertaron estos animales mi curiosidad? La característica que, a priori, los hace más llamativos (aparte de sus colores) son sus garras, entendiendo por esto sus extremedidades anteriores. De hecho, según la forma y el modo en que son usadas éstas, las esquilas se dividen en dos grupos: esquilas perforadoras, que son aquellas que usan sus garras puntiagudas y llenas de púas para apuñalar y agarrar a sus presas; esquilas trituradoras, cuyo brazo tiene forma de maza o garrote que la esquila utiliza para aplastar y destrozar a sus presas. La garra de estas últimas también posee una parte afilada.

Ambas especies tiene extremidades rapaces, como las de una mantis (de ahí su sobrenombre), con las que pueden golpear con gran rapidez y precisión a presas mucho más grandes que ellas causándoles importantes daños. Las trituradoras son capaces de lanzar un ataque con la aceleración propia de un rifle. El rápido movimiento de la garra no solo es letal en caso de impactar en una víctima de tamaño medio, sino que además genera cavitación.

La cavitación es una efecto que se da cuando un fluido pasa a gran velocidad a través de una arista afilada, como puede ser una hélice. Se produce entonces una descomprensión local del fluido que, en casos extremos, puede llegar a alcanzar la presión de vapor, pasándo las moléculas del fluido a estado gaseoso y formándose pequeñas burbujas o cavidades. Dado que esta situación es inestable, las burbujas colapsan al pasar el fluido de nuevo a estado líquido produciendo fuertes ondas de choque en el fluido.

En el caso de las esquilas, estas ondas de choque golpean a su víctima de nuevo con una fuerza inmensa como si se tratara de una réplica del golpe inicial de forma que, aunque el primer ataque falle, es sacudida por el colapso de las burbujas de cavitación. La combinación y potencia de ambos impactos es tan fuerte que en ocasiones esquilas en cautividad han logrado romper cristales de acuarios. También se sabe de casos en los que han llegado a rebanar un dedo a algún pescador incauto.

Otro efecto adicional del ataque, o más bien de la cavitación, es que también causa sonoluminescencia. Al colapsar las burbujas de cavitación se alcanzan temperaturas de varios miles de grados centígrados. En estas condiciones los átomos se ionizan y los electrones pasan a formar un plasma que emite luz. Sin embargo las temperaturas se alcanzan en puntos muy localizados y se disipan rápidamente. Igualmente, el destello de luz es tan tenue y breve que en la mayoría de las veces no puede ser detectado a simple vista y se tienen que utilizar medios como cámaras de alta velocidad.

Os dejo un video en inglés extraído de TED en el que podeís ver el ataque de una esquila con todo detalle:

La otra característica de las esquilas, y de la que yo no supe hasta leer más sobre estos animales, es su visión y la composición de sus ojos, siendo incluso más impresionante que lo anteriormente mencionado. Los ojos de las esquilas están colocados encima de dos pedúnculos y pueden moverse independientemente. Cada ojo esta formado por dos hemisferios separados por una banda central. Como es el caso de muchos otros crustáceos, los ojos están compuestos por diminustos elementos llamados ommatidios. Cada uno de estos elementos actúa como si fuera un ojo humano, y la información procedente de todos ellos es la que genera la imagen para la esquila.

En cada zona del ojo, los ommatidios tienen una función diferente. En los dos hemisferios, aunque pueden captar color, están principalmente destinados a el reconocimiento de formas. Cada uno de ellos proporciona la información por un “canal” diferente y, al juntar esta información procedente de cada uno de ellos junto con la que proporciona la banda central, proporciona a la esquila visión trinocular y percepción de profundidad con cada uno de los ojos. Por contra, los humanos tenemos esta percepción cuando usamos ambos ojos solamente.

La región central es la parte más destacable. Esta compuesta por 6 hileras con diferentes receptores. Las cuatro primeras hileras están destinadas a la captación del color. Y es que las esquilas ven el mundo en color a un escala que no podemos imaginar ya que sus ojos poseen hasta 12 pigmentos diferentes para la recepción de las diferentes longitudes de onda (los humanos solo tenemos 3). Y no se limitan solamente al rango visible, sino que su visión abarca también parte del ultravioleta y el infrarrojo.

Las otras dos hileras le sirven a la esquila para captar la polarización de la luz. Aunque las personas no estamos acostumbradas a tratar con una característica muy importante de la radiación electromagnética, que es su polarizacion (de la que ya hablamos en el artículo Ciencia en 3D I y II), no es así para otros muchos animales. En concreto, las esquilas cuentan con hasta 4 pigmentos dedicados a este fin. Esto les permite obtener aun más información de su entorno: por ejemplo, algunos peces con escamas plateadas polarizan la luz que se refleja en ellas y son fácilmente detectados por ello.

Sin embargo, la banda central, que como ya hemos visto está altamente especializada (podríamos haber entrado en muchos más detalles), solo les sirve para cubrir un pequeño área de unos 10º. Esto lo compensan realizando rápidos movimientos de sus ojos que les permite barrer un área o perseguir a una presa “con su mirada”.  Para ello cada uno de los pedúnculos que sostienen los ojos tienen asociados 6 músculos independientes que les permiten barrer, con cada uno de ellos áreas de uno 70º.

Todas estas características convierten a las esquilas en uno de los animales (sino el que más) con los ojos más complejos y sofisticados de todo el reino animal. La razón de esta particularidad probablemente provenga de la necesidad de una gran precisión a la hora de realizar sus ataques. Como ya hemos mencionado, también les serviría para poder recibir gran información de su entorno por multitud de vías diferentes.

Con todo lo mencionado espero que el lector no haya quedado completamente indiferente. Es difícil imaginar el mundo visto por una esquila dado que todas sus características difieren en gran medida de las del ser humano, sin embargo eso solo lo hace todavía más fascinante y a la vez intrigante.

Así que ya sea como ávidos depredadores o concienzudos observadores, los estomatópodos son, cuanto menos, un animal increíble. No por ello consigue evitar la redes de muchos pescadores y convertirse en plato gastronómico en algunos lugares. Espero que os haya gustado y ya con el próximo artículo si que viajaremos a Júpiter donde no encontraremos esquilas pero si que nos aguardan otras sorpresas.

El Sistema Solar (IV): Marte, el Planeta Rojo

•30 noviembre, 2010 • 4 comentarios

-Periodo orbital: 686,971 d
-Radio orbital medio: 226,94 x 106 km (1,523UA)
-Masa: 6,42 x 1023 kg (0,107 MT)
-Radio: 3.396,2 km (0,533 RT)
-Gravedad en la superficie: 3,71 m/s2
-Temperatura media en la superficie: 210 K (-63º C)
-Satélites: 2

Nota: Todas las magnitudes están expresadas en unidades del SI, usando notación científica en los casos requeridos. 1UA ≈ 150 x 106 km, que es la distancia entre el Sol y la Tierra. MT = 5,9736 x 1024 kg, que es la masa de la Tierra y RT = 6.371 km su radio.

Después de nuestro repaso a las características que se cree que determinan la aparición de vida en un planeta, resulta bastante conveniente el hablar sobre Marte, un claro ejemplo de por qué los planetas con poca masa son malos candidatos para alojar seres vivos. Pero antes de entrar en materia, una pequeña introducción.

Marte recibe su nombre del dios romano de la guerra, probablemente por el color rojizo que presenta a simple vista (causado por el polvo y el óxido de hierro) que se asociaría al color rojo de la sangre derrama en las batallas. Es el último planeta rocoso del Sistema Solar que visitaremos antes de encontrarnos con los gigantes gaseosos.

Aun no siendo el planeta más cercano a la Tierra, Marte ha sido objeto de innumerables teorías sobre la existencia de vida. Probablemente esto se deba a que Venus, a pesar de encontrase más cerca de nuestro planeta, está envuelto en una espesa capa de nubes como ya explicamos mientras que Marte presenta una vista límpida de su superficie. Esto es debido a que el planeta rojo, como es llamado en muchas ocasiones, posee una atmósfera muy tenue en comparación con la de la Tierra.

A esto se le puede sumar el hecho de que su relieve presenta formaciones asombrosas, ya no tanto del calibre de las famosas “caras de Marte”, que no se tratan más que de ilusiones ópticas, sino de dimensiones colosales. Entre ellas podemos encontrar el Olympus Mons (Monte Olimpo), el mayor volcán del Sistema Solar, Valles Marineris, el mayor cañón y el que se cree que es el mayor cráter de impacto, la Cuenca Borealis.

Ahora llega cuando la masa de Marte entra en escena. Y es que es esta característica la responsable de que el planeta esté en su mayor parte geológicamente inactivo. Sin embargo esto no ha sido siempre así como demuestra la imponente presencia del Olympus Mons, que llega a alcanzar los 27 km de altura. Su carencia tanto de actividad tectónica como de campo magnético son “síntomas” de que su núcleo no está completamente fundido sino que es viscoso y muy denso. Esto parecer haber sido confirmado por investigaciones posteriores.

Debido de nuevo a su poca masa, la atmósfera de Marte es, como ya hemos dicho, muy tenue llegando a ser la presión atmosférica en su superficie de menor de un 1% la que podemos encontrar en la Tierra. Como consecuencia de la ausencia de una magnetosfera que proteja al planeta de los vientos solares, estos arrastran continuamente partículas de las capas superiores de la atmósfera hacia el espacio dejando una estela de partículas ionizadas que ha podido llegar a ser detectada.

Fotografía en la que se aprecia la atmósfera de Marte.

La existencia de agua líquida en Marte siempre ha sido motivo de controversia. En la actualidad es imposible encontrar agua líquida debido a que no existe la presión atmosférica suficiente para que se mantenga en ese estado excepto en zonas muy determinadas y por cortos periodos de tiempo. Sin embargo, se cree que en el pasado el movimiento de grandes masa de agua podrían haber formado los diversos canales que salpican la superficie del planeta. Entre ellos destaca el  ya citadoValles Marineris que con sus más de 4.000 km de largo, 200 km de ancho y hasta 7 km de profundidad deja pequeño al Gran Cañón del Colorado, aunque se cree que su origen es de tipo tectónico y no hídrico. Otras teorías apuntan a que los canales podrían haberse formado por corrientes de lava que habrían erosionado el terreno como si de glaciares se trataran.

Pero, ¿de donde provendrían esas grandes cantidades de agua líquida? Para encontrar le respuesta tenemos que alejarnos progresivamente del ecuador, donde se encuentra el Valles Marineris, y viajar hacia los polos, donde nos encontramos con los dos inmensos casquetes polares, dos grandes extensiones de hielo que se encuentran en los dos extremos de Marte. El casquete norte tiene un diámetro de 1.000 km y un espesor de 2 km, mientras que el situado en el extremo Sur, mucho menos extenso, tiene 350 km y un espesor de 3km. Si se derritieran, el agua contenida en ambos casquetes sería suficiente para sumergir por completo el planeta rojo bajo una profundidad de 11 metros.

Pero estos casquetes no están compuestos enteramente por hielo sino que también podemos encontrar CO2 en estado sólido (hielo seco) durante el invierno polar cuando en ausencia de radiación solar, el CO2 que compone gran parte de la atmósfera se condensa. Al recibir de nuevo la luz del Sol, el CO2 se sublima (pasa de estado sólido a gaseoso sin licuarse previamente) generando potentes vientos que llegan a alcanzar los 400 km/h.

Debido a las características de la atmósfera de Marte, su superficie está plagada de impactos de meteoritos. Se encuentra además cerca del cinturón de asteroides que lo separa de Júpiter, lo que le proporciona un buen suministro de estos cuerpos. Por otra parte, aun teniendo una atmósfera muy tenue, ésta le protege de los meteoritos más pequeños, razón por la que presenta muchos menos cráteres en su superficie que la Luna.

El último dato destacable sobre Marte son sus satélites, y es que no tiene uno sino dos. Sus nombres, Phobos y Deimos provienen de los dos acompañantes en el campo de batalla de Ares, el equivalente de Marte en la mitología griega. Sus similitudes con nuestro satélite son prácticamente nulas.

Phobos y Deimos orbitan muy cerca de Marte y las características de dichas órbitas no son menos extrañas. Phobos sale por el Oeste y se esconde por el Este mientras que Deimos se encuentra en una órbita prácticamente sincrónica. Esto quiere decir que se desplaza muy lentamente por el cielo de Marte aunque en el sentido habitual. El origen de ambos satélites es objeto de especulación. Algunas hipótesis apunta a una captura gravitatoria, otras al nacimiento a partir de un pequeño disco de acreción y las más recientes al choque de Marte con un gran cuerpo, como se especula que pasó con la Luna.

Como todos sabéis, Marte ha sido en el que el hombre ha colocado un robot, y se han realizado innumerable expediciones a él, tanto de reconocimiento como de cartografía o de análisis de los elementos que lo componen. Son también muchos los proyectos para que el hombre pise por primera un planeta que no sea la Tierra, pero ya se sabe que con esto de la crisis…

Damos por concluida de esta manera nuestra visita al planeta rojo y cogemos aire para presentarnos ante el planeta más grande del Sistema Solar, el único con dimensiones comparables a las del propio Sol. Nos sumergiremos en intensas tormentas y observaremos los poco conocidos anillos de Júpiter. Así que, como viene siendo habitual, coged vuestras bombonas de oxígeno mientras yo pongo a repostar la nave espacial en la gasolinera mas cercana.

Cinta Scotch®, el secreto detrás del Nobel de Física 2010

•24 noviembre, 2010 • 4 comentarios

El grafeno, ese gran desconocido. O eso podíamos decir hasta hace poco más de un mes cuando, después de serle entregado el premio Nobel de Física a los físicos Andre Geim y Konstantin Novoselov, pasó a encabezar las portadas (que en términos científicos significa ocupar una de las páginas centrales) de la mayoría de periódicos bajo el reclamo “ahora se podrán hacer iPads enrollables”.

El premio les fue entregado por sus “innovadores experimentos relacionados con el material bidimensional grafeno”. A grandes rasgos esto quiere decir que idearon una forma de obtención del grafeno, que hasta la fecha solo podía haber sido observado, a partir de grafito puro y experimentaron con él para demostrar que las propiedades que se le atribuían teóricamente se cumplían. Pero ahora bien, ¿qué es el grafeno?

Para entenderlo es conveniente imaginar una panal de abejas, visto desde arriba con su típico patrón hexagonal, de dimensiones minúsculas. Si colocásemos ahora un átomo de carbono en cada uno de los vértices de cada uno de los hexágonos del panal acabaríamos obteniendo una lámina de grafeno. Y es que, como bien he dicho antes, el grafeno es un material con estructura bidimensional (en el sentido casi más literal de la palabra) que apenas tiene un sólo átomo de carbono de espesor.

Si apilásemos una capa de grafeno encima de otra obtendríamos grafito. Esta es la razón por la que, cuando escribimos con un lápiz cuya mina está hecha de dicho material, este deja tras de sí un rastro de grafito, que en realidad son láminas de grafeno superpuestas. Entonces, ¿por qué es tan difícil obtener grafeno?

Precisamente por su ínfimo espesor y por la atracción eléctrica que sufren las diferentes capas que forman la estructura del grafito entre sí.  Pero es el método que han usado para obtenerlo lo que resulta realmente curioso. Aunque quizá no todos lo conozcáis con el nombre de Cinta Scotch® , seguro que en algún cajón de vuestra casa tenéis un carrete de celo o cinta adhesiva. Algo tan sencillo como esto y que todos tenemos a mano es lo que usaron Geim y Novoselov para conseguir unos pequeños pedazos del preciado material a partir de un simple trozo de grafito de alta pureza pero bastante barato. El método de obtención lo podéis ver en el siguiente video:

Que nadie me malentienda, no quiero decir que cualquier tonto con un trozo de celo puede conseguir un premio Nobel. De hecho el método empleado tiene implicaciones mucho más profundas de lo que pueda parecer a simple vista y ha sido el resultado de daños de investigación.

Pero los misterios que esconde la Cinta Scotch® no acaba ahí, y es que también ha demostrado ser una fuente de rayos X. No os asustéis, aunque solo desenrollarla es suficiente para que esto ocurra, ha de hacerse en el vacío. Sin embargo es tan fácil como colocar una carrete de celo en un pivote dentro de una cámara de vacío sujetando un extremo de la cinta a un eje unido a un motor e ir desplegándola.

Esto ocurre por un efecto llamado triboluminescencia, término usado para referirse a la creación de radiación electromagnético por fricciones o roturas de un material. Al despegar la cinta, una parte de ella queda cargada positivamente mientras que otra queda cargada negativamente por efectos cuánticos. Los electrones de los átomos sometidos a la diferencia de potencial generada entre las partes de la cinta con carga opuesta sufren una fuerza de carácter electromagnético que los arranca del propio átomo. La energía liberada por la ruptura del enlace entre el electrón y el núcleo genera radiación en forma de pulsos ultracortos de rayos X, pero lo suficientemente intensos como para poder “hacernos un radiografía”.

Os dejo un segundo video muy gráfico y detallado por parte de la revista Nature (sinónimo de calidad y rigor científico) en el que podréis ver todo el proceso. Para los que no sepáis inglés, la parte más interesante y curiosa del vídeo comienza a partir del minuto 5.

Este es uno de tantos ejemplos que podemos encontrar en los que los objetos más cotidianos esconden muchos secretos ocultos para la mayoría de las personas. Espero que los halláis disfrutado y si os queda alguna duda que yo pueda solucionar…comentad.

 
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