¿Por qué existe la vida en la Tierra? (III)

•20 noviembre, 2010 • 10 comentarios

Retomando el tema donde lo dejamos, exploraremos las características que han hecho que la vida surja en nuestro planeta de manera tan espectacular. Partiremos en primer lugar de la presunción de que, aunque quizá sea posible, la vida en gigantes gaseosos es altamente improbable debido a su carencia de una superficie sólida y las condiciones extremas que se pueden encontrar en el interior de la mayoría de estos colosos.

Así pues, el primer factor que pasamos a considerar es el de la masa del planeta que tiene implicaciones más profundas de las que puedan parecer a simple vista. Como muchos habréis anticipado, un planeta con una masa demasiado reducida conllevaría una gravedad menor en su superficie, por lo que la atmósfera sería poco densa o inexistente. Y es que es la gravedad lo que hace que los gases que componen la nuestra no escapen hacia el espacio arrastrados por los vientos solares aunque continuamente se están expulsando miles de moléculas a él.

 

La baja densidad de la atmósfera no solo supone una carencia de algunos elementos que se creen vitales para la existencia de vida (valga la redundancia), sino que además hacen que el planeta pierda calor más rápido y que las diferencias de temperatura entre las distintas regiones sean más acusadas. Podemos encontrar el ejemplo contrario en Venus que, como ya mencionamos, posee una atmósfera extremadamente densa. Adicionalmente, una atmósfera poco densa proporciona una pobre protección contra amenazas exteriores, como pueden ser meteoritos o asteroides o la propia radiación procedente de nuestra estrella.

La masa de un planeta también tiene una segunda implicación mucho más sutil. Los planetas menos pesados pierden a su vez su energía más rápido como consecuencia de tener una relacion superficie-volumen mayor que otros planetas más (la densidad del planeta es un factor a tener en cuenta en este razonamiento). Como consecuencia, en pocos años tras su formación pueden considerarse geológicamente muertos. Y es que precisamente la actividad volcánica y tectónica se considera una de la claves de la existencia de vida en la Tierra al renovar constantemente la corteza terrestre y proporcionar el sustrato necesario para el crecimiento de las plantas y liberando además gases indispensables para la termoregulación de nuestro planeta como el dióxido de carbono. A su vez, un planeta geológicamente muerto carece de un núcleo líquido cuyo movimiento de rotación genere un campo magnético que sirva como escudo adicional.

Aunque hablar de planetas con poca masa es relativo, se ha postulado un valor de unas 0,3 masas terrestre para el límite a partir del cual un planeta podría ser incluido en esta clasificación. Sin embargo, aunque podríamos decir que la masa de un planeta está acotada inferiormente no pasa lo mismo con su límite superior, llegándose incluso a pensar que planetas terrestre con masas superiores a las de nuestro planeta, las llamadas super-Tierras, podrían proporcionar incluso mejores condiciones para la habilitabilidad. También se ha barajado la posibilidad de vida en las lunas de algunos planetas, como podría ser el caso de Europa (uno de los satélites de Júpiter) que cuenta con un océano de agua líquida bajo su superficie helada.

 

Pasemos a considerar ahora las características de la órbita del planeta. Aunque la más importantes ya las mencionamos en el capítulo anterior, otro factor a tener en cuenta es la excentricidad de la órbita. Este dato nos da la diferencia entre la posición más alejada y la más cercana a la estrella que orbita.  Si la excentricidad es demasiado alta, el planeta sufrirá variaciones de temperatura demasiado severas para que las potenciales formas de vida florezcan . Un caso crítico es cuando la temperatura del planeta fluctua por debajo del punto de congelación y por encima del punto de ebullición del (en el caso que estamos considerando) agua. Aunque tanto la Tierra como muchos de los planetas del Sistema Solar (exceptuando a Mercurio) tienen una excentricidad prácticamente nula, es decir que sus órbitsa se asemejan en gran medida a circunferencias, se cree que esta caractéristica se aparta de lo usual en el resto de sistema estelares.

Las características y el comportamiento del eje de giro del planeta también ha de ser tenido en cuenta. Si su inclinación, considerada siempre respecto a la perpendicular a la eclíptica, es prácticamente nula, el ecuador del planeta recibe siempre el máximo de radiación alcanzando una temperatura mucho más alta que el resto del planeta. Por otro lado, si el eje de rotación está demasiado inclinado, la diferencia de condiciones climáticas entre las diferentes estaciones sería demasiado extrema, lo que tendría el mismo efecto que una órbita demasiado excéntrica.

Pero no solo la inclinación del planeta en un momento dado es importante, sino también la evolución de esta a lo largo del tiempo. Por ejemplo, el eje de rotación de la Tierra oscila entre 21,5º y 24,5º con un periodo de 41.000 años. De nuevo nos encontramos con que si esta variación es demasiado alta las condiciones del planeta no serán los suficientemente estables como para que los organismos complejos puedan desarrollarse.

Ya por último, se considera que el periodo de rotación del planeta no debería ser demasiado prolongado, es decir que las noches y los días tuvieran una duración media. En caso contrario, la radiación incidiría demasiado tiempo sobre una de la mitades del planeta dejando a oscuras la opuesta, que estaría mucho más fría. Este efecto tendría relación con los acoplamientos de mareas que ya comentamos. Por supuesto también podemos realizar consideraciones acerca de la composición detallada del planeta, que condiciona en gran medida la aparición de las características de las formas de vida que se puedan desarrollar. Sin embargo, dado que esto se escapa de mi terreno, prefiero pasar a unas últimas consideraciones.

Hasta ahora hemos hablado de las relaciones entre la estrella y el planeta a nivel local y las características de este último. Sin embargo siempre podemos reflexionar acerca de la situación del planeta, ya no solo dentro de su propio sistema estelar, sino dentro de la propia galaxia.

Por ejemplo, si el planeta se encuentra dentro de una zona de alta actividad estelar, como puede ser una nebulosa o un cúmulo de estrellas, se vería sometido a continuas perturbaciones gravitacionales y recibiría una cantidad de radiación demasiado elevada (además de estar expuesto a posibles supernovas). Otra de las zonas que debería ser excluida sería las proximidades del centro de la galaxia, donde se encuentra el agujero negro supermasivo que es extremadamente peligroso para cualquier cuerpo cercano por razones obvias. Además el centro de la galaxia es una región de alta densidad estelar y por lo tanto también se aplicaría lo anteriormente dicho. Los brazos de la galaxia son otra zona de la que se podría decir lo mismo, por lo tanto el sistema estelar en el que se encuentra el planeta debería evitar cruzarlos a largo de su órbita. Otras fuentes de radiación como pueden ser los púlsares también sería extremadamente perjudiciales para cualquier forma de vida.

Hemos repasado todas las características que se creen que influyen directamente en la aparición de vida en un planeta. Sin embargo, tras toda esta disertación en tres capítulos, volvemos a formular brevemente la reflexión que hicimos al principio de esta serie. Todos estos razonamientos parten de la base de que las posibles formas de vida, si bien en general serán diferentes a las que conocemos, comparten ciertas características básicas con las de la Tierra. No por ello debemos descartar que, como en el caso de los extremófilos, la vida se pueda desarrollar en cualquier tipo de condiciones, como se plantea en el libro que comente en el artículo, Huevo del Dragón.

Con esto concluimos nuestra exhaustiva investigación acerca de lo que nos podremos encontrar en un futuro, o más bien, de dónde nos lo podríamos encontrar. Continuaremos en próximos artículos con nuestro viaje en business class a lo largo de todo el Sistema Solar, saltándonos nuestro planeta para aterrizar en Marte.

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Huevo del Dragón. Un libro de CIENCIA ficción

•15 noviembre, 2010 • 4 comentarios

Como lo prometido es deuda reanudamos la actividad del blog de una manera particular, con algo que se aparta un poco de la norma. Y es que esta vez no miraremos hacia arriba, hacia el espacio, sino que dedicaremos nuestra atención a un libro, eso sí, un libro que tambien tiene relación con el espacio.

Antes de empezar he de hacer un aviso: “Huevo del Dragón” no es un libro de fantasía (no trata sobre elfos, enanos ni dragones) ,como puede parecer a primera vista si leemos su título, sino que pertenece al género de CIENCIA ficción. Y escribo ciencia con mayúsculas porque Robet L. Forward, su autor, nos ofrece una historia que, si bien fantasiosa, no por ello es menos correcta científicamente hablando.

Pongámonos en situación. Nos encontramos en el año 2020 cuando la astrónoma Jacqueline Carnot descubre en medio de sus investigaciones y casi por casualidad (como suele ser lo habitual) una estrella de neutrones que se dirige a gran velocidad hacia nuestro Sistema Solar, a la que posteriormente se le da el nombre de “huevo del dragón”. Pero, al contrario de lo que cabría esperar, la estrella de neutrones no es yerma sino que en su superficie se ha formado un pequeño ecosistema. Los seres que más destacan en él son los llamados cheela.

Y es que en “Huevo de Dragón” seremos testigos de excepción del nacimiento de una nueva especie de vida inteligente, desde sus mismos conocimientos hasta el equivalente a nuestra época actual (incluso más allá), desde el nacimiento de la escritura hasta el desarrollo de la más modenas teorías científicas. Como no podía de ser de otra forma, todos los aspectos de su fisionomía y de su vida diaria están regidos por las condiciones extremas que se pueden encontrar en la superficie de una estrella de neutrones, entre las que destacan las inmensas fuerzas gravitatorias y los poderosos campos magnéticos.

Quizá la característica que más resalta de los cheela es que viven mucho más rápido que nosotros. Realizando un equivalente con los humanos, un segundo nuestro corresponde a un millón de segundos cheela. De está forma, un grupo de investigadores dirigidos por Pierre Carnot, el hijo de Jacqueline, presenciarán al igual que nosotros el rápido crecimiento de esta curiosa civilización en “tiempo real”.

Pero pasemos a comentar el motivo real por el que he escogido este libro. Al tratarse de una novela de ficción ambientada en un futuro cercano, nos encontramos con numerosas ocaciones en las que el autor da rienda suelta a su imaginación. Sin embargo, al más puro estilo de Julio Verne (no pretendo comparar a ambos autores), Robert L. Forward nos describe situaciones en las que el rigor científico no brilla por su ausencia, sino todo lo contrario. A veces de forma discreta y otras de forma mucho más explícita, nos encontramos con conceptos de electromagnétismo, óptica, gravitación, etc. camuflados en la historia. Y no sólo de física sino también de otras disciplinas científicas. No por ello en contadas ocasiones puede evitar pequeñas licencias literarias si bien, aun en estos casos, no se encuentra fuera de tono.

Aun con todo, el libro es ameno y no está exento de situaciones cómicas. Aunque, en mi opinión, el desarrollo de los cheela guarda demasiados paralelismos con nuestra historia, no deja de ser una lectura más que recomendada. Para los no tan doctos en los temas que se tratan quizá halla algunos momentos en los que una segunda lectura de algún párrafo y una pequeña consulta en internet acerca de algun tema en concreto sean bienvenidas, pero es precisamente este el motivo por el que recomiendo esta novela: porque además de entretener, enseña.

En el próximo artículo recuperaremos la tónica habitual del blog retomándolo donde lo dejamos. Sin embargo, como ya avisé está no será la única novedad que voy a introducir. Espero que algunos de mis antiguos lectores sigan consultando el blog en busca de alguna actualización de vez en cuando.

 

¿Por qué existe la vida en la Tierra? (II)

•13 julio, 2010 • 13 comentarios

Como ya comentamos en el artículo anterior, los factores que han influido (y que se cree que influyen) en la aparición de formas de vida con características parecidas a las de las especies que moran en nuestro planeta son muy variadas, pero responden a dos elementos claves: uno es la estabilidad de las condiciones del planeta, es decir, que ni el clima ni su estructura sufran cambios bruscos ni esté sometido a alteraciones externas de gran magnitud, ya que sino no se podrían desarrollar estructuras complejas debido a que éstas tendrían que encontrarse en un continuo proceso de adaptación; en segundo lugar, dada la dependecia del agua líquida,  las circunstancias bajo las que ésta se pueda encontrar determinan a su vez la presencia de vida en un planeta.

Sin embargo, utilizaremos otra clasificación diferente ateniendónos a las características de la estrella alrededor de la cual orbita el planeta y las del planeta en sí mismo.

Resulta lógico pensar que nuestro Sol, el motor que proporciona energía de forma continua a nuestro planeta ha sido determinante a la hora de la aparición de la vida en la Tierra. ¿Qué lo hace tan “especial”? En verdad, en términos relativos nuestra estrella es de lo más corriente: tiene un tamaño medio, una luminosidad media y se encuentra en la secuencia principal (recordad el artículo dedicado a las estrellas). Nada parece hacerla destacar y es precisamente esa característica la que la hace tan especial.

El primer factor que mencionaremos no tiene tanto que ver con la estrella o el planeta por separado, sino por la distancia entre ambos.  De nuevo recurrimos a un razonamiento puramente lógico para entenderlo: la radiación que recibimos de la estrella disminuye con el inverso del cuadrado de la distancia a ella, es decir, que si la Tierra se situara al doble de distancia del Sol, recibiría cuatro veces menos radiación de él. Por ello se define la llamada, entre otros nombres, zona Goldilocks (o simplemente zona habitable) por el famoso cuento infantil al tratarse de una región que no esta ni demasiado caliente ni demasiado fría, sino en el punto justo para que la tempetura media del planeta se encuentre dentro de la rango en el que podemos encontrar agua líquida, en nuestro caso entre 0ºC y 100ºC.

En la imagen siguiente vemos una gráfica donde se muestra la zona habitable coloreada en azul en función del número de masas solares de la estrella en cuestión:

El tipo espectral de la estrella determina en gran medida la posible existencia de vida en el planeta que la orbita, dando por supuesto a partir de ahora, que éste se encuentre dentro de la zona habitable. Dado que el tiempo de vida de una estrella es inversamente proporcional a la masa de ésta, una estrella demasiado masiva consumiría su combustible antes de que la vida tuviera tiempo de desarrollarse y evolucionar. Adicionalmente, su masa provocaría una gran afluencia de cometas y asteroides hacia el sistema estelar en sus primeros instantes de vida, muchos de los cuales acabarían impactando contra el planeta.

Sin embargo, el exceso de masa no es el único problema. Las enanas rojas, estrellas de muy poca masa y relativamente frías, en principio se presentan como buenas candidatas debido a sus periodos de vida extremadamente largos. Además, se trata del tipo de estrellas más abundantes en nuestra galaxia, formando entre un 70% y un 90% del total.

Pero no todo podían ser buenas noticias. Por tener una luminosidad tan baja, el planeta en cuestión ha de encontrarse extremadamente cerca de su estrella para estar dentro de la zona habitable.  Esta proximidad causaría que el planeta sufriera un acomplamiento de mareas, de forma que una de sus caras siempre mirara a la estrella y la otra mirara en dirección opuesta, como ocurre con la Luna. De esta forma, el lado que recibe la radiación se calentaría en extremo mientras que el contrario, perpetuamente en sombra, sufriría un invierno perpetuo. Muchas son las consideraciones que se han hecho acerca de este tema, y muchos los modelos que se han elaborado. Finalmente se ha logrado alcanzar el consenso de que, bajo determinadas circunstancias que no mencionaremos, la vida en un planeta que orbitara alrededor de una enana roja sería posible aun dándose el acoplamiento de mareas.

Reprensentación de una enana roja

No obstante, las enanas rojas presenta otro incoveniente que imposibilitaría la aparición de vida durante un periodo de varios millones de años desde su nacimiento. Durante los primeros instantes de su vida, estas estrellas son muy inestables sufriendo cambios bruscos en su luminosidad al ser atravesadas por enormes manchas solares o emitir potentes llamaradas. Estos fenómenos también tienen lugar en el Sol, sin embargo la magnitud relativa de éstos es menor en el caso de nuestro astro rey y los efectos sobre nuestro planeta mucho menores, aunque cabe recordar los periodos de glaciación que ha sufrido la Tierra a lo largo de su existencia.

Es conveniente sopesar también la posibilidad de vida en sistemas binarios, ya que se cree que al menos un tercio de todos los sistemas estelares son de este tipo. La consideración más importante que hay que hacer en este caso es la distancia existente entre las dos estrellas componentes del sistema. Si es muy reducida y el planeta está lo suficientemente alejado, se comportará como si de una sola estrella se tratara (aproximadamente).

Si la distancia entre ellas es comparable a la distancia del planeta a una de las dos, la órbita será altamente inestable, pudiéndose dar el caso de que orbitara alrededor de una y posteriormente alrededor de su compañera (excepto en algunos casos como el que se plantea en la novela de ciencia ficción Solaris). La consecuencia inmediata de este hecho es que la vida en un sistema de esas características sería teóricamente inviable. La última posibilidad que cabe considerar es el de que ambas estrellas se encuentren muy alejadas la una de la otra, en cuyo caso el efecto gravitatorio de la estrella más separada del planeta sobre su órbita sería igualmente despreciable.

Por último mencionaremos que la composición de la estrella también es de gran relevancia, ya que está directamente relacionada con la composición del disco protoplanetario a partir del cual se formarán los planetas. Si la concentración de metales es baja (en astronomía se utiliza el término metal para referirse a los elementos más pesados que el helio), la probabilidad de que se formen planetas rocosos es pequeña. Los planetas rocosos con cantidades pequeñas de estos metales son poco propensos a albergar vida en ellos.

Recientemente se ha encontrado que las estrellas de menor tamaño, como pueden ser la enanas rojas, poseen concentraciones menores de algunos compuestos esenciales para la formación de adenina, uno de los componentes del ADN. Por otro lado, las estrellas más longevas formadas en los inicios de nuestro universo presentan metalicidades (concentraciones de metales) más bajas, lo que también lleva a pensar que la vida sea más probable en estrellas jóvenes de reciente formación, relativamente hablando.

Con estos concluimos nuestro repaso a lo factores relaciones con la “estrella madre”. En el siguiente capítulo veremos como casi todas la características del planeta han de ser tenidas en cuenta a la hora de plantearse la existencia de vida en un planeta. Como ya habéis podido ver, no son pocos los factores que hemos mencionados, y sin embargo la Tierra parece ajustarse a cada uno e ellos. De nuevo me gustaría reiterar que esto sea debido probablemente al hecho de que, en todo momento, estamos considerando un tipo de organismos con características similares a las que podemos encontrar aquí.

¿Por qué existe la vida en la Tierra? (I)

•9 julio, 2010 • 15 comentarios

Después de este periodo de “vacaciones mentales” retomamos el blog donde lo dejamos, es decir, hablando de la Tierra. Antes de pasar a detallar las características de nuestro planeta, prefería explicar en una miniserie de artículos aparte los factores que han influido en la formación de vida en él de forma tan masiva y variada como ha sucedido. Este hecho no solo es importante para conocer el porqué de nuestra propia existencia, sino también porque nos aporta una serie de pistas o indicios que debemos buscar en los cientos de planetas que se están descubriendo recientemente para que podamos esperar encontrar un tipo de vida similar a la que se encuentran en la Tierra.

Sin embargo, antes de comenzar me gustaría llamar la atención sobre un detalle importante. Es cierto que casi toda la vida que conocemos en nuestro planeta está basada en el carbono y que su desarrollo y subsistencia depende en gran medida del agua líquida. Pero no por ellos debemos descartar que en otros sistemas (o incluso en el nuestro propio) se hayan podido desarrollar formas de vida basadas en otros elementos. Aunque puede parecer una idea propia de novelas de ciencia ficción, un comentarista de este mismo blog aportó una noticia donde se decía que se habían encontrado indicios de vida en Titán, una de las lunas de Saturno. De tratarse realmente de algún tipo de forma de vida extraterrestre, estaría presuntamente basada en el metano. Así que no debemos descartar este tipo de posibilidad aunque se alejen en gran medida de los conocimientos que tenemos. Una vez hecho este apunte, nosotros nos centraremos en la vida tal y como la conocemos en la Tierra, aunque sin limitarnos solo a ella.

Son muchos los factores que han influido la aparición de vida en nuestro planeta, desde los más obvios, como la distancia de él al Sol, hasta otros quizá no tan triviales como nuestra posición dentro de la Vía Láctea. Como ya hemos dicho, el agua líquida juega un papel fundamental para cualquier tipo de vida en la Tierra. Por lo tanto es lógico pensar que algunos de estos factores guardan una estrecha relación con ésta. Quizá sería interesante abordar el tema de porqué el agua es tan importante, pero eso se lo dejo a mi compañero, inédito hasta la fecha, si se digna a hacer su aparición ¬¬. Pero para el surgimiento de formas de vida complejas es necesario otro elemento igualmente importante, y es la estabilidad a en términos globales de las condiciones del planeta (analizaremos en detalle a qué nos referimos con ésto).

Veremos como no solo las características del planeta han ser tenidas en cuenta, sino también las de las estrella (o estrellas) alrededor de la cual orbita. Y no solo eso, sino que también influye la posición y tamaño de los demás planetas de su sistema estelar. Conceptos como zona Goldilocks (Ricitos de oro en español, pero suena mejor en inglés) dejarán de ser desconocidos y empezaremos a apreciar la presencia de Júpiter y todavía más la de la Luna entre otras cosas. Pero ante todo me gustaría destacar con los siguientes artículos, como persona ultra-pragmática que soy, el carácter aparentemente casual o aleatorio de la vida en la Tierra, mostrando la inmensa cantidad de factores que se han tenido que juntar para que ésta haya sido posible.

Pero ello tendrá que esperar un poco de tiempo con el fin de documentarme, ya que este artículo introductorio tenía como propósito hacer saber a mis escasos lectores que sigo vivo y con ganas de continuar y, sobretodo, dejarles un poco con las ganas de saber más del tema.

El Sistema Solar (III): Venus, el Más Caliente

•4 junio, 2010 • 4 comentarios

-Periodo orbital: 224,700 d
-Radio orbital medio: 108,21 x 106 km (0,723UA)
-Masa: 4,87 x 1024 kg (0,815 MT)
-Radio: 6.051,8 km (0,9499 RT)
-Gravedad en la superficie: 8,87 m/s2
-Temperatura media en la superficie: 735 K (460º C)
-Satélites: 0

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.

Como ya supondríais, continuamos nuestro recorrido por el Sistema Solar centrando nuestra atención en el segundo planeta más cercano al Sol, Venus. Una vez más, el nombre de este planeta procede de la mitología romana, hecho que observaremos con demasiada frecuencia a lo largo de esta serie. Más concretamente, Venus es el nombre que recibía la diosa de la belleza y el amor. Por detrás del Sol y de la Luna, es el objeto más brillante del firmamento, motivo por el que quizá se le relacione con la diosa de la belleza.

En cuanto a tamaño, estamos hablando del tercer planeta más pequeño del Sistema Solar, por detrás de Marte y por delante de la Tierra. Quizá una de sus características mas destacables es la gran similitud que guarda con nuestro propio planeta en lo que a masa, dimensiones y estructura interna se refiere (como se puede observar en la tabla inicial), llegando a ser calificado a menudo como el planeta gemelo o hermano de la Tierra. Pero los parecidos terminan ahí, ya que el resto de propiedades son radicalmente diferentes.

Se cree que, a pesar de tener una composición interna parecida a la de la Tierra con un núcleo fundido, un manto y una corteza, carece de placas tectónicas. Esto se ve apoyado por su falta de actividad sísmica. Como consecuencia, la gran mayoría de la superficie de Venus está cubierta por llanuras volcánicas salpicadas de pequeñas elevaciones. Sobre estas planicies destacan dos grandes altiplanicies.

Una de ellas es la Isthar Terra, con un tamaño parecido al de Australia. Sobre ella se levanta la mayor montaña de Venus, llamada Maxwell Montes hasta una altura de más de 11 kilómetros sobre su superficie (superando de esta forma al propio Monte Everest). La otra altiplanicie recibe del nombre de Aphrodite Terra. Está situada justo por debajo del Ecuador de Venus y es apreciablemente más grande que Ishtar Terra, llegando a ocupar una superficie del tamaño de Sudamérica.

El hecho de que prácticamente no exista actividad sísmica en Venus no quiere decir que sea geológicamente inactivo. Al contrario, la superficie de Venus está salpicada por un buen número de volcanes entre los que se incluyen 167 de grandes dimensiones que llegan a alcanzar hasta los 100 kilómetros. Esto probablemente sea debido a la ya citada carencia de placas tectónicas que tengan un efecto renovador en la corteza de Venus como ocurre en la Tierra, lo que conlleva su debilitamiento.

También podemos encontrarnos una gran cantidad de cráteres, la mayoría de los cuales se encuentran en perfecto estado de conservación debido a la falta de agentes erosivos de importancia. Un hecho que llamo la atención es que no parece haber cráteres con una antiguedad superior a los 500 millones de años. Esto llevo a los científicos a formular la siguiente hipótesis: al estar el interior de Venus aislado de su superficie por una corteza sin fracturas, progresivamente la tempetura del manto iría aumentando. Llegados a un punto, la temperetura sería lo suficientemente alta como para debilitar la corteza. Durante los siguiente 100 millones de años tendría lugar un proceso de renovación masiva de la corteza. Se trataría pues de un proceso cíclico que habría tenido lugar por última vez hace unos 500 millones de años..

También llama la atención el hecho de que todos los cráteres encontrados poseen un diámetro superior a 3 kilómetros. Esto es consecuencia de la densa atmósfera de Venus, de la que hablaremos a continuación, que previene que los meteoritos de menor tamaño impacten contra su superficie, desintegrándose antes o ralentizándose lo suficiente como para no causar un cráter de impacto. Por lo tanto, solo los objetos de grandes dimensiones tienen la energía necesaria como para atravesarla por completo.

La segunda característica definitoria de Venus es su atmósfera. Esta compuesta casi por completo por dióxido de carbono (CO2) y un pequeño porcentaje de nitrógeno junto con trazas de otros elementos. Es extremadamente densa lo que provoca que, en la superficie, la presión sea de unas 92 atmósferas (1 atmósfera es la presión a nivel del mar en la Tierra). Precisamente es la atmósfera de Venus, más concretamente su composición, la que coloca a este planeta a la cabeza del top 10 de los planetas más calientes de Sistema Solar.

¿Y por qué es tan caliente (casi 300º C más de medio que Mercurio) si está casi al doble de distancia del Sol? La respuesta no es ni más ni menos que por lo mismo que nuestro planeta se está calentando: por el efecto invernadero causado por la alta concentración de CO2. La elevada inercia térmica, es decir, la “resistencia” de un objeto a variar su temperatura, de Venus unida a los vientos que los recorren provocan que su temperatura sea tan alta como uniforme, tanto a lo largo de toda su superficie como entre el día y la noche. Adicionalmente, las capas exteriores de la atmosféra de Venus son altamente reflectantes lo que impide realizar observaciones de su superficie en luz visible, dificultando inicialmente su estudio.

No fue hasta el año 1982 cuando las sondas soviéticas Venera 13 y 14 obtuvieron las primeras imágenes en color de su superficie, y hasta 7 años más tarde no se realizó el primer mapa completo a cargo de la sonda Magallanes. Como se pueden apreciar en las imágenes tomadas por la Venera 13 que mostramos a continuación, al igual que la dispersión de la luz en la atmósfera terrestre provoca que veamos el cielo azul, en Venus hace que todo el planeta tenga un tonalidad anaranjada.

Fotografía de la superficie de Venus tomada por la Venera 13.

Otra de las particularidades de Venus es que tiene una movimiento de rotación retrógrado (no confundir con las órbitas retrógradas). Esto quiere decir que gira sobre sí mismo en sentido inverso al resto de los planetas de forma que, si se pudiera ver el Sol desde su superficie, lo veríamos aparecer por el Oeste y esconderse por el Este. Adicionalmente, es de lejos el planeta que más tarda en completar una rotación completa, invirtiendo 243 días en ello. Sin embargo, debido a que gira en sentido contrario, su día solar ,que como ya dijimos es el tiempo que transcurre entre dos “amaneceres”, es de tan solo 116,75 días.

En el próximo (o próximos, aun tengo que decidirlo) artículo dirigiremos nuestras miradas a nuestro propio planeta, intentando descubrir detalles desconocidos desde un perspectiva diferente a la que estamos acostumbrados.

El Sistema Solar (II): Mercurio, el Más Pequeño

•31 mayo, 2010 • 2 comentarios

-Periodo orbital: 87,969 d
-Radio orbital medio: 57,89 x 106 km (0,387 UA)
-Masa: 3,3 x 1023 kg (0,055 MT)
-Radio: 2.439,7 km (0,383 RT)
-Gravedad en la superficie: 3,7 m/s2
-Temperatura media en la superficie: 442,5 K (169,5º C)
-Satélites: 0

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.

Como no podía ser de otra forma, iniciamos esta serie en el orden más lógico empezando por el planeta más cercano al Sol, Mercurio, uno de los cuatro planetas terrestres o rocosos, denominados así por su composición. Su nombre fue otorgado por los romanos en honor al Dios de los pies alados debido a que parecía moverse más rápido que ningún otro planeta. Posee el dudoso honor de ser el planeta más pequeño del Sistema Solar, otorgado después de que Plutón dejará de ser considerado un planeta en el año 2006. Está constituido en gran medida por metales (∼70%) y silicatos (∼30%).

De acuerdo con su masa y radio (el volumen tiene una dependencia con r3), Mercurio ocupa el segundo lugar en lo que a densidad se refiere (siendo la Tierra la que corona esta clasificación) con 5,43 g/cm2. La razón más probable para explicar esto es que, al igual que la Tierra, Mercurio cuenta con un núcleo de hierro fundido, metal que tiene un densidad bastante alta, que ocuparía casi la mitad del volumen total del planeta. Este hecho se ve corroborado por la existencia de un campo magnético que sería generado de manera similar a como sucede en nuestro planeta, por una especie de efecto dinamo. Esto quiere decir que, al rotar el material ferromagnético fundido del que está compuesto su núcleo, los electrones libres son los responsables de generar el campo.

Para explicar la presencia de este núcleo tan voluminoso se han propuesto tres hipótesis principalmente: la más aceptada es que, inicialmente, Mercurio tendría más del doble de la masa actual pero que habría  arrastrada tras iel impacto con un planetesimal de gran tamaño en las primeras etapas de la formación del Sistema Solar; la segunda opción es que, el Sol en formación, generaría temperaturas lo suficientemente altas en la superficie de Mercurio como para vaporizar las capas exteriores; por último, la última teoría que se baraja es que, tanto el viento solar como el disco protoplanetario que existía alrededor de nuestra estrella en las primeras etapas de su vida, habría arrastrado gran parte del material de la superficie. Tanto la sonda MESSENGER, lanzada en 2004, como la BepiColombo, cuyo lanzamiento está previsto para el 2019, se espera que aporten información para poder resolver el misterio.

La atmósfera de Mercurio no presentan ningún aspecto digno de mención, sobretodo porque es prácticamente inexistente como consecuencia de la reducida masa del planeta. Por lo tanto, pasaremos a hablar sobre su superficie: podemos encontrar un gran similitud entre el aspecto que presentan la superficie de Mercurio y la de la Luna, mostrando grandes extensiones lisas, similares a los mares de nuestro satélite, y multitud de impactos de meteoritos.

Entre ellos destaca uno de los mayores cráteres conocidos de todo el Sistema Solar, la Cuenca de Caloris, con un radio de 1.550 km. En sus antípodas, se encuentra una zona inusualmente montañosa denominada Weird Terrain (Terreno Extraño). Se cree que el impacto que formó la Cuenca de Caloris fue tan potente que las ondas de choque viajaron a través del manto hasta confluir en el otro extremo del planeta, creando elevaciones en el terreno como si un choque de dos placas tectónicas se tratara. El resto de Mercurio presenta una superficie “bacheada” en la que se pueden apreciar otros cráteres menores erosionados por la acción del viento solar y pequeños meteoritos.

 

Fotografía de la Cuenca de Caloris (falso color)

Tarda 58,7 días en dar una vuelta completa sobre sí mismo, por lo tanto un día en mercurio (desde un amanecer hasta el siguiente amanecer) dura 176 días. Se puede ver fácilmente que, la relación entre el periodo orbital traslacional y orbital es de 3:2, lo que quiere decir que por cada vuelta completa alrededor del Sol da un 1,5 vueltas alrededor de su eje. Esta situación es un caso de resonancia orbital, y está causada por la proximidad de Mercurio a su estrella. También es el planeta del Sistema Solar cuya órbita tiene una mayor excentricidad (0,21): su distancia al Sol varía entre 46 y 70 millones de kilómetros.

La conjunción de estas características son las responsables de que en la temperatura de su superficie este sujeta a complejas variaciones, oscilando entre mínimas de 100 K (-175º C) y máximas de 700 K (425º C). A pesar de la elevada temperatura media, se han detectado zonas que presentan evidencias de la presencia de agua en estado sólido en el fondo de cráteres profundos cerca de los polos que nunca están expuestos directamente a la luz solar. Aunque se desconoce su origen, la hipótesis más probable es que provenga del impacto de cometas contra el planeta.

Como últimos datos curioso mencionaremos que Mercurio posee un “amanecer doble”. En determinados lugares de su superficie se puede observar como el Sol se eleva, parece detenerse a mitad de camino y retroceder para luego reanudar su marcha en el mismo sentido, ocurriendo todo en un mismo día (recordemos que un día de Mercurio son 58,7 días terrestres). Esto ocurre porque, unos cuatro día antes del perihelio (posición orbital más cercana al Sol), la velocidad orbital angular es igual a la velocidad rotacional, momento en el que el Sol está aparentemente parado. Durante los siguientes ocho días, la velocidad orbital sobrepasa a la rotacional, que permanece aproximadamente constante a lo largo de toda la órbita, por lo que el Sol se mueve en dirección contraria. Cuatro días después del perihelio el Sol retoma la marcha. Todo este proceso lo observaríamos a través de un cielo completamente negro debido a la ausencia de atmósfera que difracte la luz del Sol.

El Sistema Solar (I): Introducción

•25 mayo, 2010 • 3 comentarios

Hace ya unos días, y gracias al comentario de cendrero, (uno de los pocos lectores que comenta 😦 ) se me ocurrió escribir una nueva serie de artículos sobre algo con lo que estamos bastante familiarizados pero del que sin embargo no se suele saber demasiado, sobretodo por desinterés. Es verdad que de vez en cuando se escuchan noticias anunciando el descubrimiento de agua en Marte, alguna tormenta solar o el lanzamiento de la sonda espacial X, pero nunca trascienden más allá ni se aportan demasiado detalles. Por ello dedicaremos esta serie a acercar lo que ya está relativamente cerca (por si no lo habéis deducido ya por el título estamos hablando del Sistema Solar).

Entendemos por Sistema Solar el conjunto formado por el Sol y todos los cuerpos celestes ligados gravitatoriamente a él. Entre la miríada de objetos que forman este conjunto destacan, como ya hemos dicho, el propio astro rey, que aúna más del 99% de la masa total conocida del sistema, y los de sobra conocidos ocho planetas principales, ordenados según su órbita: Mercurio, Venus, Tierra y Marte  llamados planetas terrestres o rocosos; Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, conocidos como gigantes gaseosos ( Plutón perdió su estatus de planeta hace unos pocos años debido tanto a su tamaño como a sus características). Analizaremos en detalle las características más destacables de estos nueve cuerpos (el Sol y los ocho planetas principales) dando a conocer los detalles más desconocidos acerca de ellos.

 

Representación del Sistema Solar (fuente Wikipedia Commons)

No podemos sin embargo ignorar a los otros cuerpos que, aunque menores en masa, son de gran importancia. Empezando por las satélites naturales o lunas, pasando por los planetas enanos, cometas y asteroides. Además, en el Sistema Solar existen determinadas zonas, como el cinturón de asteroides o el cinturón de Kuiper que merecen nuestra atención igualmente.

Antes de analizar en detalle cada uno de estos elementos , pongámonos en situación. El Sistema Solar se encuentra en la Vía Láctea, concretamente en uno de los brazos externos que la conforman conocido como el Brazo de Orión. El Sol se encuentren a una distancia de entre 22.000 y 25.000 años luz del centro de la galaxia, por lo que no tenemos que preocuparnos por ser tragados por el agujero negro supermasivo que se encuentra allí, orbitando alrededor de él a  una velocidad de unos 220 km/s. Tarda entre 225 y 250 millones de años en completar lo que se denomina año galáctico, que es el tiempo que tardar en dar una vuelta completa.

La situación del Sistema Solar dentro de la Vía Láctea es, probablemente, otro de los muchos factores que han favorecido la existencia de vida en la Tierra (quizá debería dedicar un tema a estos factores…). Su órbita es prácticamente circular y la velocidad de giro es aproximadamente la misma que la de los brazos espirales de la galaxia, en los cuales se localiza la mayor parte de la actividad estelar y, por lo tanto, un gran número de supernovas. Al no atravesar los brazos de la galaxia, la Tierra ha tenido largos periodos de estabilidad, lo cual proporcionó un entorno idóneo para el desarrollo de estructuras complejas.

El punto a partir del cual empieza el espacio interestelar y termina el Sistema Solar no está bien definido, aunque podemos determinarlo aproximadamente atendiendo a una de las dos fuerzas siguientes: el viento solar o la fuerza gravitatoria que, aunque tiene su límite teórico en el infinito, consideramos nula cuando es lo suficientemente débil frente a la gravedad de otro objeto.

La frontera definida por el viento solar se denomina heliopausa, y es la superficie donde éste se encuentra con el viento interestelar. Al chocar contra él, el viento solar se ralentiza y se vuelve turbulento formando una especie de burbuja con una forma similar a la cola de un cometa. La heliopausa se encuentra a unas cuatro veces la distancia entre el Sol y Plutón, es decir, a unas 160 UA (Unidades Astronómicas), siendo una UA la distancia entre la Tierra y el Sol, aproximadamente unos 150 millones de kilómetros, mientras que el radio en el cual la gravedad del Sol es dominante puede llegar a ser hasta mil veces mayor.

Una vez localizado el Sistema Solar dentro de un entorno relativamente próximo (podríamos haber mencionado también la posición de la Vía Láctea respecto a otras galaxias), nos encontramos en disposición de estudiar su composición interna, empezando por Mercurio, pero ello tendrá que esperar hasta el siguiente artículo.