La supernova es un evento poco común. En cada galaxia se suelen dar una explosión cada 200 años. En estas explosiones, la mayor parte de la masa de la estrella original se lanza a grandes velocidades. Durante algunos días, la supernova radía la misma energía que durante toda su vida, llegando a brillar más que el conjunto de estrellas que residen en su galaxia. Con el paso de los años, el remanente de la supernova se esparcirá, creando una nebulosa.


Zona de formación estelar

El nacimiento y evolución de las estrellas depende de su masa. Se forman a partir de una nebulosa que se compone de partículas de polvo e hidrógeno gas. La gravedad une este material en glóbulos, cuyos centros se calientan hasta que el hidrógeno comienza a convertirse en helio por reacciones nucleares.

Formación de estrellas

Esta nebulosa llena de color, denominada NGC 604, es uno de los mayores y mejores ejemplos de nacimiento estelar en una galaxia cercana. La nebulosa NGC 604 es semejante a otras regiones de formación de estrellas en la Vía Láctea que nos resultan familiares, como la nebulosa de Orión, pero en este caso nos hallamos ante una enorme extensión que contiene más de 200 brillantes estrellas azules inmersas en una resplandeciente nube gaseosa que ocupa 1.300 años-luz de espacio, unas cien veces el tamaño de la Nebulosa de Orión, la cual aloja exactamente cuatro estrellas brillantes centrales. Las luminosas estrellas de NGC 604 son extremadamente jóvenes, ya que se han formado hace tres millones de años.


Supergigante roja

El Telescopio Espacial Hubble ha obtenido estas imágenes del expansivo halo de luz que rodea a la estrella V838 Monocerotis, una supergigante roja bastante insólita. Se encuentra a unos 20.000 años-luz, hacia la constelación de Monoceros (el Unicornio). En plena explosión llegó a superar en 600.000 veces la luminosidad de nuestro Sol. De hecho, se transformó en una de las estrellas más brillantes de toda la Vía Láctea, hasta que su brillo decayó de nuevo.

Restos de una Supernova

Estos delicados filamentos son residuos de una explosión estelar ocurrida en la Gran Nube de Magallanes, una pequeña galaxia visible en el cielo austral, situada a 160.000 años-luz de distancia, que acompaña a la Vía Láctea. Proceden de la muerte de una estrella masiva en una explosión de supernova, cuya fenomenal luz alcanzaría la Tierra hace varios miles de años. Este material filamentario será finalmente reciclado para la construcción de nuevas generaciones estelares en la Gran Nube de Magallanes. Nuestro propio Sol y planetas están constituídos de residuos similares de supernovas que explotaron en nuestra galaxia hace miles de millones de años.


Dibujo Gigante Roja

Una gigante roja alcanza su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. En esta época se expande hasta el punto de devorar los planetas que pudiera haber a su alrededor, si tenia un sistema planetario.

Restos de una Supernova

La supernova es un evento poco común. En cada galaxia se suelen dar una explosión cada 200 años. En estas explosiones, la mayor parte de la masa de la estrella original se lanza a grandes velocidades.

Tamaño de Betelgeuse

Betelgeuse es una estrella brillante que señala el lado derecho de la constelación Orión. También conocida como Alpha Orionis, Betelgeuse es una estrella rojiza, una de las más brillantes del cielo nocturno. Está a unos 300 años luz de la Tierra.

Estrella jóven en Orión

El telescopio Hubble continua revelando llamativos e intrincados tesoros en las cercanías; en este caso, una intensa región de formarción de estrellas conocida como la Gran Nebulosa de Orion. Esta joya es un lazo chocante alrededor de luna estrella muy joven, LL Orion, mostrada en esta foto.

Protoplanetas

Una gran cantidad de estrellas no son solitarias, sino que pertenecen a sistemas formados por dos o más estrellas, en los que puede resultar difícil la formación de planetas debido a la inexistencia de órbitas estables: los protoplanetas se verían arrastrados en una y otra dirección por las influencias gravitatorias de las diferentes estrellas. En estos sistemas es probable que lo único que se forme sean pedazos de escombros cósmicos como los que existen en nuestro cinturón de asteroides.

Cúmulo NGC 9367

El núcleo del cúmulo globular NGC 6397 parece un cofre repleto de relucientes joyas. Está situado a 8.200 años-luz hacia la constelación austral del Ara, y se encuentra entre los más cercanos al Sistema Solar. Las estrellas se encuentran aquí muy juntas, con un espacio entre ellas de unas semanas-luz, mientras que nos separan cuatro años-luz de la estrella más cercana al Sol, Alfa Centauri. La densidad estelar supera en este lugar un millón de veces las proximidades de nuestro sistema.

Enana Blanca

Como si fuera una mariposa, esta estrella enana blanca comienza su vida envolviéndose en un capullo. Sin embargo, en esta analogía, la estrella sería más bien la oruga y el capullo de gas expulsado la etapa verdaderamente llamativa y hermosa.


Fotos de Nebulosas

Nebulosa Esquimal

La Nebulosa Esquimal NGC 2392, también llamada "huevo podrido", se encuentra en la constelación de Geminis, a unos 5000 años luz de la Tierra. La imagen se obtuvo el 10 de enero del 2000, después de la reparación efectuada por los astronautas en el telescopio espacial Hubble. En la foto, el nitrógeno se ve de color rojo, el hidrógeno verde, el oxígeno azul y el helio violeta.

Nebulosa del Caballo

La nebulosa Cabeza de Caballo o Barnard 33 (B33), es una nube de gas fría y oscura, que resalta contra una brillosa nube de gas denominada IC 434. Está situada a unos 1000 años-luz de la Tierra, al sur del extremo izquierdo del Cinturón de Orión.

Nebulosa Planetaria

A esta belleza la llaman "Anillo del Sur". Se encuentra a sólo 2000 años luz de la Tierra y tiene un diámetro de casi medio año luz. Los gases se alejan de la estrella central (la más débil de la pareja) a una velocidad de 15 km por segundo. Se trata de una estrella más pequeña que nuestro sol, pero muy caliente. Su intensa radiación ultravioleta produce la fluorescencia de los gases de la nebulosa.

Nebulosa Reloj de Arena

MyCn18 o Nebulosa Reloj de Arena. Se encuentra a 8.000 años luz de distancia. Antes de obtener esta fotografía, MyCn18 se veía formada por dos anillos grandes y uno más pequeño, con un aspecto muy parecido al de la supernova 1987A. Los diferentes componentes de esta estructura en forma de reloj de arena no están alineados. Por fuerza, este descentramiento, que también se ha observado en el núcleo de algunas galaxias, alrededor de lo que podría ser un agujero negro, ha de tener alguna explicación, desconocida por el momento.

Nebulosa Stingray

El Telescopio Espacial Hubble muestra a la nebulosa planetaria más joven que se haya imaginado. Hace sólo 20 años, el gas que rodea la moribunda estrella central todavía no estaba lo suficientemente caliente como para brillar. Conocida como la Nebulosa Stingray (Henize 1357), la esfera de gas incandescente se encuentra a unos 18,000 años luz en la constelación de Ara en el hemisferio sur celeste. La nebulosa es unas 130 veces más grande que nuestro Sistema Solar, pero es de sólo un décimo del tamaño de otras nebulosas planetarias conocidas.

Nebulosa de la Hélice

Un abrumador relieve en el firmamento: la Nebulosa de la Hélice. Situada a una distancia de 650 años-luz, el tamaño angular de la Nebulosa de la Hélice corresponde a un gran anillo de casi tres años-luz de diámetro: aproximadamente tres cuartas partes de la distancia entre el Sol y su estrella más cercana. Se encuentra entre las nebulosas planetarias más cercanas a la Tierra, abarcando un fragmento de cielo en Aquarius equivalente a media Luna Llena. Las imágenes muestran una impresionante red de radios filamentosos embebidos en una encendido anillo gaseoso rojo (hidrógeno y nitrógeno) y azul (oxígeno).

La Nebulosa del Huevo

Nuestra galaxia, la Via Láctea, proporciona espectáculos sorprendentes. La Nebulosa del Huevo ofrece a los astrónomos una inolvidable perspectiva del caparazón de polvo que empaña la visión de una veterana estrella. Estas negras conchas alcanzan una distancia de una décima parte de una año-luz desde la estrella central, configurando una estructura a modo de capas de cebolla que forma anillos concéntricos. Rayos luminosos gemelos radían desde la estrella oculta e iluminan el polvo de aparente brea, como un ondulado estanque iluminado por luces subacuáticas.

La Nebulosa Henize 3-1475

La nebulosa Henize 3-1475 está hacia la constelación de Sagitario a unos 18.000 años-luz. Su estrella central supera en 12.000 veces la luminosidad solar, y pesa entre 3 y 5 veces más. Con una velocidad de 4 millones de kilómetros por hora, sus jets son los más veloces nunca descubiertos. Resultan intrigantes también las estructuras en embudo que conectan los cúmulos de material más internos con la región nuclear. Los astrónomos la llaman "nebulosa Manguera de Jardín".

La Nebulosa Carina

La Nebulosa Eta Carina (o Gran Nebulosa Carina) es una enorme nebulosa difusa, mucho más grande que la famosa Nebulosa de Orión. En la foto, nubes frías y calientes en la nebulosa Carina.

Nebulosa del Lápiz

Los restos de una estrella que explotó hace miles de años crean una imagen abstracta en nuestra galaxia, tal como se ve en la foto obtenida por el Telescopio Espacial Hubble de la Nebulosa del Lápiz. Conocida como NGC 2736, la Nebulosa del Lápiz es parte del remanente de la supernova de Vela, descubierta por Sir John Herschel en 1840 y cuya forma lineal le ha dado ese nombre popular. La forma de la nebulosa sugiere que es parte de un frente de choque de una supernova que se encontró con una región de gas denso, lo que ha producido que la nebulosa brille.

Nebulosa del Cisne

Esta perfecta tormenta de gas en la turbulenta Nebulosa del Cisne, M17, se encuentra en Sagitario, a 5.500 años-luz de la Tierra. Se trata de un burbujeante océano de hidrógeno candente con trazas de otros elementos, como oxígeno y azufre. Denominada también Nebulosa Omega, actúa como semillero de nuevos astros.

El Pequeño Fantasma

El Telescopio Espacial Hubble ha obtenido imágenes de la nebulosa planetaria NGC 6369, conocida también como Nebulosa del Pequeño Fantasma debido a la apariencia espectral de la pequeña nube que rodea a la débil y agonizante estrella central. NGC 6369 está situada a una distancia entre 2.000 y 5.000 años-luz de la Tierra.

Fotos de Galaxias

La Galaxia Andrómeda

La galaxia Andrómeda es una galaxia espiral, similar a la nuestra, aunque algo mayor. A una distancia de 2,2 millones de años luz, la galaxia Andrómeda es, al mismo tiempo, la galaxia espiral más cercana y el objeto más distante que se puede observar a simple vista. Antes de determinar su naturaleza por medio de poderosos telescopios, fue erróneamente considerada una nebulosa, o nube de materia interestelar. Por medio del telescopio se ve que junto a ella hay otras galaxias, de las cuales las más sobresalientes son dos pequeñas galaxias de forma elíptica.

La Galaxia NGC 4603

NGC 4603 se encuentra a 108 millones de años luz, en el cúmulo de galaxias de Centaurus, uno de los más masivos. Es la galaxia más lejana en la que se han podido estudiar las variaciones periódicas de brillo de estrellas cefeidas. Las cefeidas de mayor tamaño y brillo tienen periodos más largos que las pequeñas. Esta relación entre periodo y masa permite calcular con precisión su distancia.

La Galaxia NGC 3370

La galaxia NGC 3370 es muy parecida a nuestra Vía Láctea y está a unos 100 millones de años luz, en dirección de la constelación de Leo. Esta foto obtenida por el Telescopio Espacial Hubble permite ver muchos de sus detalles. Se han podido identificar algunas estrellas pulsantes individuales, llamadas Cefeidas, que pueden ser usadas para calcular la distancia a la NGC 3370. Esta galaxia espiral fue elegida debido a que en 1994 estalló una de sus estrellas como una supernova tipo Ia. Conociendo la distancia a la galaxia, se ha podido calibrar este tipo de supernova para determinar así distancias a otras supernovas similares ocurridas a distancias mucho mayores, revelando así el tamaño y la expansión del Universo.

Galaxia Enana NGC 1569

La cercana galaxia enana NGC 1569 es un foco de vigorosa actividad de nacimiento estelar; las enormes burbujas que exhala criban el cuerpo principal de la galaxia produciendo, también, brillantes cúmulos estelares azules. Esta galaxia sufrió un súbito acceso de nacimiento estelar hace 25 millones de años, que amainó cuando los primeros ancestros humanos poblaban la Tierra. NGC 1569 es una galaxia enana irregular situada a 7 millones de años-luz hacia la constelación de Camelopardalis.

Galaxia NGC 6782 Ultravioleta

La galaxia NGC 6782 tiene una forma de espiral casi circular, sin embargo la foto dista mucho de mostrarnos una forma de círculo. Esta foto fue captada por el Telescopio Espacial Hubble el 1 de Noviembre del 2001 y logró ésta forma al exponer el telescopio a una visión en luz ultravioleta. Este tipo de luz es generada por estrellas mucho más calientes que nuestro Sol, de una zona de furiosa formación de estrellas.

Centro de la Vía Láctea

Los astrónomos están al tanto de algunos objetos caprichosos que existen en el centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, como las vastas nubes de polvo cósmico, radiantes cúmulos estelares, remolinos gaseosos y, desde luego, un agujero negro supermasivo.

Galaxia del Sombrero

La Galaxia del Sombrero, Messier 104, es muy grande; visualmente es un quinto del tamaño de la Luna en un telescopio. Está a unos 30 millones de años-luz de la Tierra, en el cúmulo de Virgo. Se llama así porque su forma parece la de un sombrero de charro. Esta galaxia espiral, catalogada como galaxia NGC 4594, se ve de canto, y destaca en ella una banda oscura que parece dividirla longitudinalmente en dos, y que se encuentra formada por inmensas nubes oscuras. La masa de la galaxia del Sombrero duplica la de la nuestra. Si pudiéramos observar la nuestra de la misma manera, presentaría un aspecto similar a la del Sombrero.

Objeto de Hoag

¿Es una galaxia o son dos? Esta pregunta surgió cuando el astrónomo Art Hoag en 1950 encontró este extraño objeto extragaláctico. La parte exterior del anillo está dominado por brillantes estrellas azules, mientras que cerca del centro yacen estrellas mucho más rojas y probablemente más viejas. Entre los dos está un espacio que aparece en casi completa oscuridad.

La Galaxia NGC 1512

El telescopio espacial Hubble captó imágenes de nuestra vecina Galaxia espiral cerrada NGC 1512, situada a 30 millones de años luz de la Tierra, utilizando rayos de luz de diferentes longitudes de onda. La galaxia está ubicada en la constelación Horologium y puede ser vista por telescopios comunes y corrientes debido a que está relativamente cercana. La NGC 512 tiene una extensión de 70.000 años luz, un tamaño parecido al de nuestra Vía Láctea. El Hubble utilizó un rango de rayos desde el infrarrojo hasta el ultravioleta para ver la galaxia por partes. El núcleo tiene un ancho de 2.400 años luz. Los astrónomos encontraron un anillo de estrellas enanas en el núcleo.

La Galaxia M64

Una colisión entre dos galaxias ha dado como resultado un sistema con aspecto inusual y con curiosos movimientos internos. Messier 64 (M64) presenta una espectacular banda oscura de partículas de polvo que absorben la luz situada justo por delante del núcleo de la galaxia. Esta apariencia ha servido para que este objeto reciba el apodo de "Galaxia del Ojo Negro" o "Galaxia del Ojo Malvado". El Telecopio Espacial Hubble ha revelado que este objeto esconde una compleja historia y una dinámica no menos interesante.

Galaxias de Las Antenas

Las colisiones entre galaxias pueden ser determinantes en la creación de nuevos planetas. El Observatorio de rayos X Chandra ha descubierto ricos depósitos de neón, magnesio y silicio en un par de galaxias en colisión llamadas Las Antenas. Los depósitos están localizados en enormes nubes de gas caliente. Cuando las nubes se enfríen, dicen los científicos, se debería formar una gran cantidad de estrellas y planetas. Estos resultados podrían augurar el destino de nuestra propia Vía Láctea y su futura colisión con la galaxia Andrómeda.

Nacimiento de una galaxia

Esta foto del Telescopio Espacial Hubble muestra en detalle una galaxia tardía, un pequeño sistema de estrellas y gas que parece aún encontrarse en pleno proceso de desarrollo, mientras la mayoría de sus congéneres comenzaron a formarse hace miles de millones de años. La evidencia de su extrema juventud se halla en la explosión de estrellas recién nacidas. Todo indica que esta galaxia, denominada POX 186, se originó cuando dos pequeños grumos de gas y estrellas colisionaron hace menos de 100 millones de años provocando la formación de nuevas estrellas.

Fotos de Agujeros Negros y el Espacio Profundo

Dibujo Agujero Negro

Un Agujero Negro es un hipotético cuerpo celeste con un campo gravitatorio tan fuerte que ni siquiera la radiación electromagnética puede escapar de su proximidad. El cuerpo está rodeado por una frontera esférica, llamada horizonte de sucesos, a través de la cual la luz puede entrar, pero no puede salir, por lo que parece ser completamente negro.

Agujero Negro en Virgo

NGC 4438 es una galaxia peculiar situada en el cúmulo de Virgo, a 50 millones de años luz de la Tierra. La región brillante central corresponde al disco de acumulación alrededor del agujero negro central. Perpendicularmente al disco surgen en direcciones opuestas dos chorros de partículas, expulsadas a alta velocidad. Al chocar con el gas circundante, producen las burbujas que se ven en la imagen en falso color (rojo corresponde al gas más caliente). La burbuja más brillante tiene 800 años luz de diámetro.

Absorción de Materia por un Agujero Negro

Cuando el gas y el polvo interestelares de una nebulosa se condensan, se forma una protoestrella que emite chorros de materia. Ésta continúa condensándose por gravitación al tiempo que se calienta. Cuando la temperatura del núcleo de la protoestrella llega a 10 millones de grados, se inician una serie de reacciones nucleares y nace una estrella nueva. Más adelante, la corteza del astro sufre una expansión acompañada de calentamiento, lo que da lugar a la formación de una gigante roja, de diámetro entre 10 y 100 veces el del Sol. Si la gigante roja es muy grande, produce hierro y otros elementos pesados, aumenta de tamaño y se transforma en supergigante. Después estalla y libera la materia en el espacio. Si sólo estalla la parte externa y el núcleo tiene suficiente masa, se convierte en un agujero negro.

Agujero en falso color

Los agujeros negros pueden formarse durante el transcurso de la evolución estelar. Cuando el combustible nuclear se agota en el núcleo de una estrella, la presión asociada con el calor que produce ya no es suficiente para impedir la contracción del núcleo debida a su propia gravedad. A densidades mayores de un millón de veces la del agua, aparece una presión debida a la alta densidad de electrones, que detiene la contracción en una enana blanca. Si la densidad es mayor, se convierte en agujero negro.

Espacio Profundo

Si un punto brillante lejano, por ejemplo un quasar, es observado cuando una gran masa se interpone entre éste y el observador, la desviación de los rayos de luz generan un efecto lente. Este fenómeno se conoce con el nombre de "lente gravitacional",

Fotos de Púlsares

Los púlsares son estrellas de neutrones fuertemente magnetizadas, que giran con diámetros de sólo unos 16 km. Es probable que giren una vez por periodo de vibración. Su densidad es tan enorme que si la bola de la punta de un bolígrafo tuviera una densidad semejante su masa alcanzaría más de 91.000 toneladas.

Objetos distantes

Si un punto brillante lejano, por ejemplo un quasar, es observado cuando una gran masa se interpone entre éste y el observador, la desviación de los rayos de luz generan un efecto lente. El resultado es que, justo como ocurre con una lente óptica, la luz se enfoca y el objeto se ve más brillante. También pueden aparecer imágenes multiples del mismo objeto.

Púlsar en El Cangrejo

Los púlsares son estrellas de neutrones fuertemente magnetizadas, que giran con diámetros de sólo unos 16 km. Es probable que giren una vez por periodo de vibración. Su densidad es tan enorme que si la bola de la punta de un bolígrafo tuviera una densidad semejante su masa alcanzaría más de 91.000 toneladas.

Fotos de Quásares

Los primeros quásares, descubiertos a finales de 1950, fueron identificados como fuentes de una intensa radioemisión. En 1960 los astrónomos observaron objetos cuyos espectros mostraban unas líneas de emisión que no se podían identificar. En 1963, el astrónomo estadounidense de origen holandés Maarten Schmidt descubrió que estas líneas de emisión no identificadas en el espectro del quásar 3C 273 eran líneas ya conocidas pero que mostraban un desplazamiento hacia el rojo mucho más fuerte que en cualquier otro objeto conocido.

Lente Gravitacional

Las lentes gravitacionales son un fenómeno astronómico predicho por la teoría de la relatividad de Albert Einstein. De acuerdo con esta teoría, los objetos del espacio con suficiente masa pueden actuar como lentes para la luz que proviene de objetos más distantes y que se encuentran en la misma dirección que un observador de la Tierra.

Quásar 3C 273

La cámara ACS (Advanced Camera for Surveys) instalada en el Telescopio Espacial Hubble, ha mostrado esta imagen del quásar 3C 273, emplazado a unos 3.000 millones de años-luz en Virgo. El coronógrafo fue utilizado para bloquear la brillante luz emitida desde la zona central, revelando así la notable complejidad de la galaxia en que se hospeda.

Los rasgos de las galaxias que albergan un quásar resultan oscurecidos por la potentísima radiación emitida desde el núcleo. No obstante, en esta ocasión han podido ser claramente observados. La ACS ha logrado desvelar el penacho espiral que envuelve al quásar, una rojiza franja de polvo y varios cúmulos de materia, así como un arco azulado a lo largo de la trayectoria del jet arrojado desde el quásar, detalles jamás observados con claridad anteriormente.

El Fondo del Universo

El Telescopio Espacial Hubble muestra el retrato más profundo del universo visible jamás obtenido por la Humanidad. Este ha recibido el nombre de Campo Ultraprofundo del Hubble y para su realización se ha empleado una exposición de más de un millón de segundos, lo cual ha constituido 400 órbitas del telescopio espacial en torno a la Tierra. La imagen revela las primeras galaxias que emergieron de las llamadas "edades oscuras", los cuerpos que comenzaron a calentar el frío y oscuro Universo poco tiempo después del Big Bang.

Universo Activo

Remanente de Supernova

Hace unos 8.000 años explotó una estrella en nuestra galaxia. Tal vez los hombres de la antigüedad consideraran a la supernova como una estrella temporal, pero los de hoy en día podemos ver aún la capa de gas en expansión.

Colisión entre Galaxias

Dos galaxias espirales en colisión, fotografiadas por el Telescopio Espacial Hubble. La galaxia más grande se cataloga como NGC 2207, la menor es CI 2163. Las fuerzas de la marea gravitatoria de NGC 2207 han torcido la forma de CI 2163, mientras expulsa estrellas y vierte gases en serpentinas largas que sobresalen cien mil años-luz por el borde derecho de la imagen.

Fusión de Galaxias

El Telescopio Espacial Hubble muestra la pausada danza de un grupo de cuatro galaxias. Estas galaxias se encuentran tan juntas que ya muestran signos de distorsión, además de ser despojadas de estrellas debido a las potentes fuerzas gravitacionales. Finalmente surgirá de su unión una única galaxia.

Materia oscura

La masa de un grupo de galaxias gigantes, CL0025 y 1654, situadas a unos 4.500 millones de años-luz, produce una lente gravitacional cósmica curvando la luz tal como predice la teoría de la relatividad de Einstein, de manera que forma imágenes detectables más distantes aún que las propias galaxias.

Choque entre Galaxias

Esta imagen del Telescopio Espacial Hubble releva los fuegos artificiales en el centro de una colisión entre dos galaxias. El Hubble ha descubierto más de mil racimos de estrellas jóvenes que estallan a la vida como resultado de este choque frontal.

complejo Binario

¿Cómo podrían dos estrellas jóvenes dotar de energía a estasnubes de gas interestelar? Ocultas tras estas gruesas nubes de polvo, las dos estrellas emiten iones y radiation de alta energía, que hacen que las nubes se fragmenten y resplandezcan.

Conductos entre Galaxias

Esta foto muestra un conducto de material que fluye entre dos galaxias. El conducto, una cinta oscura de materia, comienza en la galaxia de la izquierda (NGC 1410), cruza 23.000 años-luz de espacio intergaláctico, y se enrolla alrededor de la galaxia de la derecha (NGC 1409). Estas dos galaxias residen en la constelación de Tauro, a unos 300 millones de años-luz de la Tierra.

Viento Estelar

Superviento en la Galaxia del Cigarro.

Toroide en un agujero negro

¿Por qué los alrededores de algunos agujeros negros son más brillantes que otros? En el centro de las galaxias activas predominan los agujeros negros supermasivos de al menos miles de veces la masa del Sol. Muchos de ellos, denominados Seyfert Tipo I, son muy brillantes en el espectro de la luz visible. Otros, los Seyfert Tipo II son bastante débiles.

Galaxia Activa

Con un núcleo oculto a la vista óptica por una gruesa senda de polvo, la galaxia elíptica gigante Centaurus A fue uno de los primeros objetos observados desde órbita por el Observatorio de rayos X Chandra.

Estrella flameante

Aunque rodeada de lo que puede parecer como humo, el objeto conocido como "la estrella flameante" crea energía primariamente de la fusión nuclear, como otras estrellas.

Estrellas Calientes

En esta dramática región del sur de la Via Láctea en la constelación de Ara (el Altar) se pueden ver estrellas calientes azules, gas hidrógeno brillando en rojo, y nubes oscuras de polvo.

Más Nebulosas

Nebulosa Roseta

La nebulosa Roseta es una nebulosa de emisión localizada a unos 3000 años luz de distancia. La gran abundancia de hidrógeno le da a NGC 2237 el color rojo con el cual aparece en la mayor parte de las fotografías . El viento que proviene del cúmulo abierto conocido como NGC 2244 ha hecho un agujero en el centro de la nebulosa. Esta fotografía fue tomada en luz emitida por tres elementos de gas ionizado por las energéticas estrellas centrales. La luz verde se origina por el oxígeno y la luz azul a partir del sulfuro , el rojo del hidrógeno. Filamentos de polvo se enlazan en la nebulosa. El origen de los nudos moleculares que se mueven rápidamente y que fueron recientemente observados en esta nebulosa aún están bajo investigación.

¿Podría la Nebulosa Roseta tener cualquier otro nombre que luzca así de dulce? La sosa designación por parte del Nuevo Catálogo General de NGC 2237 no aparece disminuir la aparencia de esta floreada nebulosa de emisión.

Nebulosa Burbuja

¿Qué creó esta gigante burbuja espacial? Lo hizo una estrella masiva que no solamente es brillante y azul sino que también emite viento estelar de gas ionizado. La nebulosa Burbuja es ahora la más pequeña de las tres burbujas que rodean a la estrella masiva BD+602522 y es parte de del circuito de burbuja gigante S162 creada con la ayuda de otras estrellas masivas. Como el gas abandona tan rápidamente BD+602522 empuja y esparce el gas hacia la coraza. La luz energética ioniza la coraza haciendo que ésta brille. Esta fotografía tomada por el Telescopio Espacial Hubble y dada a conocer durante la semana pasada muestra muchos detalles de la nebulosa Burbuja nunca antes vistos y aún no entendidos. La nebulosa también es conocida como NGC 7635 , se extiende 6 años luz y es visible por pequeños telescopios hacia la constelación de Casiopea.

La Nebulosa Trífida

Una increible belleza y un algarabio inimaginable se nos presenta en la Nebulosa Trífida. También conocida como M20, esta fotogénica nebulosa es visible con unos buenos prismáticos en la constelación de Sagitario.

Nebulosa Omega

En las profundidades de la nube oscura de polvo y gas molecular de M17, las estrellas continúan formándose. Visibles en esta representativa fotografía a color de M17 tomada por el Telescopio New Technology están las nubes oscuras que aparecen como vacíos en luz infrarroja.

Nebulosa Esférica

Una de las mayores esferas de nuestra Galaxia proporciona valiosas pistas sobre la composición química de las estrellas por su propia forma. La nebulosa planetaria Abell 39, en la actualidad de seis años luz de ancho, fue una vez la atmósfera exterior de una estrella del tipo del Sol expulsada hace miles de años.

Nebulosa Araña Roja

La nebulosa planetaria Araña roja muestra la compleja estructura que se puede formar cuando una estrella normal expulsa su gas exterior y se convierte en una estrella del tipo enana blanca.

Nebulosa de la Hormiga

La nebulosa planetaria Mz3 está siendo vaciada por una estrella similar a nuestro Sol que es, con seguridad, redonda. ¿Porqué entonces el gas que está fluyendo fuera debería crear una nebulosa con forma de hormiga, que claramente no es redonda?


Trompa del Elefante

La nebulosa Trompa de elefante comprende la nebulosa de emisión y el cluster de estrellas jóvenes IC 1396, en la alta y lejana constelación de Cefeo.

Nebulosa Espirográfica

¿Qué está creándose en esta extraña textura de IC 418? Bautizada como Nebulosa del Espirógrafo por su parecido con los dibujos de esa herramienta de dibujo cíclico, la nebulosa planetaria IC 418 muestra algunos patrones que no entendemos bien. Quizás tengan que ver con los vientos caóticos de la estrella variable central, la cual cambia de brillo de forma impredecible en sólo unas horas.

Anillo de Nebulosas

¿Cómo se formó esta inmensa nebulosa tan poco corriente? Ésta, que es una de las mayores nebulosas detectadas hasta ahora, es en realidad un complejo anillo de nebulosas de emisión conectadas por filamentos brillantes.

Nebulosa Tarántula

La nebulosa Tarantula tiene más de 1,000 años luz de extensión, una nebulosa de emisión gigante en nuestrra galaxia vecina la Gran nube de Magallanes. Dentro de este arácnido cósmico se encuentra un joven cúmulo de estrellas gigantes, catalogado como R136, cuya intensa radiación y fuertes vientos han ayudado a energizar el brillo nebular y la forma de filamentos de araña.

Espectáculos en El universo

Antena en Infrarojo

Uno de los mejores ejemplos estudiados de la jungla de cúmulos de estrellas, gas y nubes de polvo son las interacciones galácticas de NGC 4038 y NGC 4039, las Galaxias Antena, sólo a 60 millones de años luz de distancia.

Omega Centauri

La fotografía muestra la bola de estrellas más grande de nuestra Galaxia. Unos 10 millones de estrellas orbitan el centro de este cúmulo globular, llamado Omega Centauri, ya que este cúmulo globular orbita nuestro propio centro galáctico.

La Chimenea W4

Una enorme chimenea que emite calientes nubes de gases hacia afuera del plano de nuestra galaxia Vía Láctea ha sido registrada recientemente en ondas de radio. El equipo del Proyecto Canadiense de Inspección del Plano Galáctico utilizó una red de radio telescopios para inspeccionar una región de gas ionizado conocida como W4. En la base de W4 y en el centro de esta imagen existe un muy joevn cúmulo abierto de estrellas conocido como Cl 352. Se sigue investigando cómo estas estrellas crearon la superburbuja W4 . Algunas explicaciones posibles incluyen explisiones de supernovas o fuertes vientos estelares provenientes de estas estrellas. Sin embargo, si parece quedar claro que el gas caliente se está expandiendo hacia afuera, canalizado por gas relativamente frío y denso, formando una especie de chimenea. La chimenea W4, que está a 6,500 años luz de la Tierra y se extiende a lo largo de 250 años luz, es visible como el área comparativamente oscura que se extiende hacia la parte superior de esta imagen.

Gran Nube de Magallanes

La galaxia más brillante desde nuestra Vía Láctea es la Gran de Magallanes (GNM). Es predominantemente visible desde el hemisferio sur, la GNM es la segunda galaxia más cercana y vecina de la Pequeña Nube de Magallanes y es una de la once galaxias enanas conocidas que orbitan nuestra Vía Láctea. La GNM es una galaxia irregular compuesta por una barra de viejas y rojas estrellas, nubes de jóvenes estrellas y una brillante región de formación que es visible en la parte superior de esta imagen llamada la nebulosa de la Tarántula. La más brillante supernova de los tiempos modernos, SN1987A, explotó en la GNM.

Centro de la Galaxia

Esta imagen muestra lo que sería el centro galáctico en tres bandas del rojo en el espectro infrarrojo cercano. Es el resultado de una combinación digital de datos tomados recientemente por los proyectos galácticos 2MASS y MSX.

Galaxia del Remolino

La Galaxia del Remolino es una clásica galaxia en espiral. A solamente 23 millones de años luz de distancia y con un ancho total de 65 mil años luz, la M51 también conocida como NGC 5194.

Galaxia del Grupo Local

La galaxia cercana NGC 6822 es irregular en muchas formas. Primero, la distribución de estrellas de la galaxia merece la clasificación formal de enana irregular, y desde nuestro punto de vista la pequeña galaxia parece prácticamente rectangular.

Cúmulo NGC 1850

No hay nada parecido en nuestra propia galaxia. Aquí no existen cúmulos globulares tan jóvenes como NGC 1850.

Joyero de Estrellas

La gran variedad de colores de las estrellas en este cúmulo abierto es la base de su nombre: El Joyero. Una de las brillantes estrellas centrales es una supergigante roja, en contraste con las estrellas azules que la rodean. El cúmulo, también conocido como Kappa Crucis contiene sobre 100 estrellas.

Polvo Interestelar

Esta galaxia antes parecía ser muy similar a nuestra galaxia La Vía Láctea, una galaxia espiral vista casi de canto. Sin embargo, recientes imágenes en alta resolución del polvo de NGC 891 muestran inusuales patrones filamentarios extendiéndose lejos de su disco galáctico.

Disco de Acreción

Esta elegante estructura en espiral vista en ordenador no es el retrato de una galaxia distante. La gráfica en tres dimensiones muestra las ondas de choque en espiral en una simulación de un disco de acreción, es decir, el material que gira en torno a un objeto central compacto que podría representar una estrella enana, una estrella de neutrones o un agujero negro.

El Unicornio


El brillante gas de hidrógeno es el protagonista de esta maravillosa vista en detalle de la estrella variable S Mon en la débil pero preciosa constelación de Monoceros, el Unicornio.


Imágenes Astronómicas Digitales

Nebulosa Cuadrada

¿Como puede una estrella redonda crear una nebulosa cuadrada? Esta pregunta nos viene cuando estudiamos nebulosas planetarias como IC 4406.

Nebulosa Trífida

Resplandecientes nubes de gas se mezclan con oscuras lineas de polvo en la nebulosa Trifida, una región donde se forman estrellas en la constelación de Sagitario.

Nebulosa Pelo de Zorro

La nebulosa que rodea a la brillante estrella S Mon está llena de polvo oscuro y de gas incandescente. Las formas extrañas que rodean a esta estrella se originan de fino polvo que reacciona con luz energética y gas caliente expulsados por las jóvenes estrellas.

Nebulosa Espiral NGC 300

NGC 300 es tan interesante porque es muy normal. Es una galaxia espiral de tipo Sc, situada en el cercano grupo de galaxias Escultor.


Halo del Ojo de Gato

La nebulosa del Ojo de Gato (NGC 6543) es una de las nebulosas planeterias más conocidas en el cielo. Sus especiales simetrias se pueden ver en la parte central de esta imagen a falso color, procesada para revelar el enorme y extenso halo de material gaseoso, de más de 3 años luz de distancia, que rodea la brillante y familiar nebulosa planetaria.

Nebulosa del Capullo

La Nebulosa del Capullo, catalogada como IC 5146, es una nebulosa de gran belleza situada a unos 4.000 años luz de distancia, en la constelación del Cisne.

Galaxia Andrómeda

Andrómeda es la galaxia importante más cercana a la nuestra, la Vía Láctea. Se cree que nuestra galaxia se parece bastante a Andrómeda. En conjunto, ambas galaxias dominan el Grupo Local de galaxias.

Zona en Obras



Parece ser que las estrellas y los planetas están en obras en la polvorienta nebulosa RCW 49. Esta imagen infrarroja en color falso del Telescopio Espacial Spitzer nos muestra cómo las estrellas calientes conocidas están consiguiendo despejar la zona central de la nebulosa, que es una auténtica guardería estelar.

Colores de Rho Ophiuchi

La variedad espectacular en los colores de las nubes de Rho Ophiuchi, mostrada en esta imagen, refleja los procesos que se llevan a cabo en su interior.

Cúmulo Globular

M13 es uno de los cúmulos globulares más prominentes y mejor conocidos. Visible con binoculares en la constelación de Hércules, M13 es con frecuencia uno de los primeros objetos que los observadores del cielo encuentran en su búsqueda de maravillas celestes inasequibles a la visión humana normal.

Galaxia en Anillo

El borde de la galaxia azul ilustrada a la derecha es una inmensa estructura parecida a un anillo de 150.000 años luz de diámetro compuesta de estrellas masivas recién formadas extremadamente brillantes.

Galaxia más lejana

¿Cuál es la galaxia conocida más lejana? La respuesta sigue cambiando a medida que los astrónomos compiten para encontrar galaxias que encabecen la lista. Quien mantiene actualmente la nueva marca impuesta es el débil manchón indicado en lestas imágenes tomadas por un Telescopio Muy Grande (VLT, por sus siglas en ingés) de 8,2 metros operando en Chile.

Fotos del sistema Solar. El Sol, Mercurio y Venus.

Cuerpos del sistema Solar

El Sistema Solar está formado por el Sol, los planetas y sus satélites que les acompañan, asteroides, cometas, meteoroides, polvo y gas interplanetario. Las dimensiones de este sistema se especifican en términos de distancia media de la Tierra al Sol, denominada unidad astronómica (UA). Una UA corresponde a unos 150 millones de kilómetros.

Foto del Sol

El Sol es la estrella más cercana a nosotros. Emite luz y energía en virtud de los procesos nucleares de su interior. El Sol ocupa una posición central en el Sistema Solar y contiene el 99, 9 por 100 de su masa. Con su potente gravedad, fuerza el movimiento de los nueve planetas y miles de otros cuerpos menores a su alrededor.

Llamaradas Solares

Las eyecciones de masa coronal emiten miles de millones de toneladas de energía solar, lanzando gas electrificado al espacio, expulsando el viejo campo magnético solar y permitiendo que se forme uno nuevo con orientación inversa y renovada energía.

Magnetosfera Solar

Las imágenes del Telescopio Ultravioleta Extremo a bordo del Observatorio Heliosférico y Solar (SOHO) no revelaron nada raro durante el intervalo del 9 al 11 de mayo de 1999. Esta imagen muestra el gas a 1,500,000°C de la tenue atmósfera exterior del Sol, la corona.


Erupciones Solares

Las investigaciones con el SOHO (Observatorio Heliosférico y Solar) han revelado el proceso por el cual el Sol invierte su campo magnético cada 11 años. Esto sucede debido al efecto acumulado de más de mil enormes erupciones denominadas eyecciones de masa coronal. Las investigaciones de estos fenómenos no sólo se han realizado gracias al SOHO, sino que también se han empleado los datos tomados entre 1975-1985 por un satélite (P-78-1) de la Fuerza Aerea de los EEUU, así como otros telescopios en tierra (Kitt Peak, EEUU y Nobeyama, Japón).

Foto de Mercurio

Mercurio es el planeta más cercano al Sol, y el segundo más pequeño del sistema solar. Su diámetro es un 40% más pequeño que la Tierra y un 40% más grande que la Luna. Es incluso más pequeño que la luna de Júpiter, Ganimedes o la luna de Saturno, Titán.

El Planeta Mercurio

Mercurio es el planeta más cercano al Sol. Se encuentra a una distancia aproximada del Sol de 58 millones de km y tiene un diámetro de 4.875 km. Mercurio orbita alrededor del Sol cada 88 días (año del planeta). Los estudios de radar del planeta muestran que gira sobre su eje una vez cada 58, 7 días o cada dos terceras partes de su periodo orbital; por tanto, gira una vez y media sobre su eje durante cada periodo orbital. Dado que su superficie es abrupta, porosa y de roca oscura, Mercurio es un mal reflector de la luz solar.

Superficie de Mercurio

La historia de la formación de Mercurio es similar a la de la Tierra. Hace unos 4,500 millones de años se formó el planeta. Esta fue una época de intenso bombardeo de los planetas a medida que recolectaban el material y los restos de la nebulosa de la que se formaron. En una etapa temprana de esta formación, Mercurio probablemente se diferenció en un denso núcleo metálico y una corteza de silicatos.

Mercurio de Cerca

Mercurio es el planeta más cercano al Sol. Es algo más grande que la Luna. Las temperaturas a mediodía suben a 370º C. Pero como apenas tiene atmósfera que atrape el calor, por la noche las temperaturas descienden a casi 185 grados bajo cero. La superficie de Mercurio está cubierta de cráteres, cañones, y escarpaduras altas.

Cinco fotos de Venus

En estas cinco imágenes se muestra la tolidad de la superficie de Venus. La imagen central muestra el polo norte de Venus. Las otras cuatro imágenes están centradas en puntos del ecuador a 0° de longitud (superior izquierda, 90° longitud este (superior derecha), 180 ° y 270° de longitud este (inferiores, izquierda y derecha).

El Planeta Venus

Venus es el segundo planeta desde el Sol. Es el objeto más brillante del cielo, después del Sol y la Luna. A este planeta se le llama el lucero del alba cuando aparece por el Este al amanecer y el lucero de la tarde cuando está situado al Oeste al atardecer. Debido a las distancias de las órbitas de Venus y la Tierra desde el Sol, Venus no es visible nunca más de tres horas antes del amanecer o tres horas después del ocaso.

Superficie de Venus

Venus es ligeramente más pequeño que la Tierra. Ambos tienen pocos cráteres, lo que indica que sus superficies son relativamente jóvenes, y sus densidades y composiciones químicas son similares. A causa de estas coincidencias, se pensó que bajo su densa capa de nubes Venus podía ser similar a nuestro planeta e incluso albergar vida. Estudios posteriores revelaron que Venus es radicalmente diferente a la Tierra.

La Tierra, La Luna y Marte

El Planeta Tierra

La Tierra, nuestro planeta, es el tercero desde el Sol y el quinto en cuanto al tamaño de los nueve planetas principales. La distancia media de la Tierra al Sol es de 149. 503. 000 km. Es el único planeta conocido que tiene vida, aunque algunos de los otros planetas tienen atmósferas y contienen agua.

Magnetosfera Terrestre

El campo magnético de la Tierra, llamado magnetósfera, regula el comportamiento de las partículas cargadas en el espacio cerca de la Tierra y proteje nuestro planeta del viento solar. Las explosiones en el Sol pueden cargar la magnetósfera con energía, generando tormentas magnéticas que afectan los satélites, las comunicaciones y los sistemas de transmisión de electricidad.

Superficie de La Tierra

Foto desde el espacio del extremo Sur de Groenlandia, la mayor isla del planeta Tierra. El color oscuro del espacio contrasta enormemente con la blancura de las nubes, el hielo y la nieve. El único color real es el azul del Océano Atlántico y del Mar del Labrador.

La Luna

A mediados del siglo XVII, Galileo y otros astrónomos realizaron observaciones de la Lunaa través del telescopio y descubrieron muchos cráteres. Desde entonces, y dada su proximidad, ha sido el objeto espacial más estudiado. El conocimiento actual de la Luna es mayor que el del resto de los objetos del Sistema Solar exceptuando la Tierra.

Superficie de La Luna

La Luna está casi totalmente privada de atmósfera, inherte y prácticamente inmutable desde la época en que se formó la actual corteza, hace tres mil millones de años. Es un lugar donde se conservan los testimonios de hechos que se remontan a los orígenes del Sistema Solar.

Exploración de La Luna

Apolo es el nombre de un programa espacial americano (y de las astronaves que formaron parte de él) que el 20 de julio de 1969 consiguió llevar por primera vez al hombre a la Luna y que en el plazo de un trienio, desde 1969 a 1972, han posado sobre nuestro satélite natural 6 expediciones con un número total de 12 astronautas.

El Planeta Marte

Marte recibe su nombre del dios romano de la guerra, es el cuarto desde el Sol y el séptimo en cuanto a masa. Marte tiene dos pequeños satélites con cráteres, Fobos y Deimos, que algunos astrónomos consideran que son asteroides capturados por el planeta muy al comienzo de su historia. Fobos mide unos 21 km de diámetro y Deimos sólo unos 12 kilómetros.

Superficie de Marte

El Opportunity es un explorador gemelo al Spirit. Ambos exploran la superficie marciana. Ambos forman parte de la Misión Rover de Exploración de Marte de la NASA, cuyo objetivo es recolectar evidencia geológica que demuestre que puede haber vida, o que la hubo, en el planeta Marte.

Atmósfera de Marte

La atmósfera de Marte es mucho más delgada que la de la Tierra, con una presión superficial equivalente a una centésima parte de la presión superficial de nuestro planeta. Las temperaturas de la superficie oscilan desde -113º C en el polo durante el invierno, a 0º C en la cara con luz durante el verano. La atmósfera está principalmente compuesta de dióxido de carbono (95. 3%), nitrógeno (2.7%), argón (1.6%), y pequeñas cantidades de otros gases. El oxígeno, que es tan importante para nosotros en la Tierra, apenas representa un 0. 13 % de la atmósfera de Marte.

Surcos en Marte

Éste es Marte. Ha sido el responsable de muchas creencias y supersticiones. Cuando en 1877 el planeta rojo pasó muy cerca de la Tierra, todos los astrónomos del mundo dirigieron ansiosos hacia él sus rudimentarios telescopios. Giovanni Schiaparelli, aprovechando un momento de excepcional transparencia atmosférica, descubrió que la superficie estaba atravesada por una serie de surcos. Desde Milán, el descubrimiento recorrió todo el mundo y los surcos, que llamaron canales, pronto hicieron creer que la superficie de Marte estaba recubierta por un sistema de canales artificiales para la irrigación.

Algunos años más tarde, el astrónomo Percival Lowell elaboró una teoría propia sobre el origen de los canales marcianos. Según Lowell, era lo que quedaba de una antigua civilización. Los repetinos cambios climáticos del planeta habían obligado a los ingenieros marcianos a recurrir a estos canales, que llevaban agua de los polos, para realizar la irrigación necesaria para la supervivencia de su gente.

Hoy sabemos que los surcos no son otra cosa que un extraño efecto óptico debido a la atmósfera terrestre. Sin embargo es evidente que, si bien las sondas no han encontrado trazas de una antigua civilización marciana, no por ello hay que excluir la posibilidad de vida en el planeta, aunque a un nivel muy elemental, ya que resulta difícil hacer hipótesis sobre formas de vida más evolucionadas en un ambiente tan hostil.

Metano en Marte

Durante las observaciones llevadas a cabo por la sonda europea Mars Express, se detectó gas metano en la atmósfera marciana. Los científicos se preparan para dar los siguientes pasos para entender mejor el papel de esta sustancia en el Planeta Rojo. La Mars Express ha obtenido magníficos resultados científicos.

Agua en Marte

La sonda europea Mars Express envió esta foto que demuestra la existencia de agua en Marte.

Asteroides, Meteoritos, Júpiter y Saturno

El asteroide Eros

Eros es un asteroide de aproximadamente 33x13x13 kilómetros de tamaño y parece un plátano gordo. Es el segundo asteroide catalogado como "Rozador de la Tierra" más grande y gira sobre su eje cada 5 horas y 16 minutos. Eros muestra numerosos cráteres provocados por el choque con otros asteroides más pequeños.

Asteroide Gaspra

Se llaman asteroides o pequeños planetas algunas decenas de miles de fragmentos rocosos, cuyas dimensiones varían desde un peñasco hasta tener 1. 000 km. de diámetro. Alrededor del 95 por 100 de estos cuerpos ocupa un espacio comprendido entre las órbitas de Marte y de Júpiter. Algunos grupos orbitan cercanos al Sol, a Mercurio y otros se alejan hasta la órbita de Saturno.

Asteroide Toutatis

Los astrónomos han estudiado un grupo de asteroides gracias a las observaciones realizadas desde la superficie terrestre. Algunos de los más notables son Toutatis, Castalia, Geographos y Vesta.

Meteorito Marciano Fósil

Este meteorito de 4. 500 millones de años, etiquetado ALH84001, se cree que proviene de Marte y puede contener la evidencia fósil de que la vida primitiva puede haber existido hace más de 3. 600 millones años en Marte.

Meteorito en Marte

Imagen microscópica de un meteorito de Marte. Las rocas están compuestas habitualmente por pequeños granos minerales que no pueden ser vistos de forma clara sin la ayuda de un microscopio. Para ver estos pequeños granos, los científicos cortan y pulen muestras de roca muy estrechas de tal forma que la luz pueda pasar a través de ellas.



El planeta Júpiter

Júpiter es el quinto planeta desde el Sol, y el mayor del Sistema Solar. es el primero de los llamados gigantes o exteriores. Júpiter es 1. 400 veces más voluminoso que la Tierra, pero su masa es sólo 318 veces la de nuestro planeta. La densidad media de Júpiter es una cuarta parte de la densidad de la Tierra, lo que indica que debe estar formado por gases más que por metales y rocas como la Tierra y otros planetas interiores.

Da una vuelta alrededor del Sol cada 11, 9 años a una distancia media equivalente a unas cinco veces la distancia del Sol a la Tierra. Tarda menos de 10 horas en dar una vuelta alrededor de su eje. Esta rápida rotación produce un engrosamiento ecuatorial que se aprecia a través de un telescopio. La rotación no es uniforme. Las bandas que se ven en Júpiter se deben a fuertes corrientes. Estas bandas se aprecian más debido a las tonalidades pastel de las nubes.

Júpiter tiene 16 satélites confirmados. Galileo descubrió los cuatro mayores: Ío, Europa, Ganimedes y Calisto. Las densidades medias de las lunas mayores siguen la tendencia aparente del propio Sistema Solar. Ío y Europa, cercanos a Júpiter, son densos y rocosos como los planetas interiores. Ganimedes y Calisto, que se encuentran a más distancia, están compuestos principalmente de hielo de agua y tienen densidades más bajas.

Durante la formación de satélites y planetas, su proximidad al cuerpo central (el Sol o Júpiter) evita, claramente, que se condensen las sustancias más volátiles.

Atmósfera de Júpiter

Esta imagen de Júpiter fue realizada a partir de tomas obtenidas por la cámara situada a bordo de la sonda espacial Cassini. Es la toma global en color más detallada jamás obtenida del planeta Júpiter, pues los detalles más pequeños observables tienen 60 Km de longitud. Aunque la cámara de la Cassini puede detectar más colores que los ojos humanos, el aspecto que muestra Júpiter en esta imagen es el que apreciaríamos nosotros a simple vista si nos acercásemos al planeta, tal como hizo esta sonda a finales de 2000. Estas imágenes fueron obtenidas a 10 millones de kilómetros de Júpiter. La cámara de la sonda Cassini es digital. Para realizar imágenes en color, la sonda dispone de una rueda de filtros especiales, situados justo delante de la cámara.

Todos los detalles que se aprecian en el planeta corresponden a sus nubes. Las bandas paralelas marrones-rojizas y blancas, los óvalos blancos y la Gran Mancha Roja persisten en la atmósfera desde hace muchos años a pesar de la intensa turbulencia a la que ésta se halla sometida. Las formas más energéticas son las pequeñas nubes blancas situadas a la izquierda de la Gran Mancha Roja y en zonas similares en la mitad Norte de este planeta. Estas nubes crecen para desaparecer posteriormente en pocos días, generando intensas tormentas eléctricas.

A diferencia de nuestro planeta, en el que el agua se condensa para formar nubes, las nubes jovianas están compuestas de amoniaco, sulfuro de hidrógeno y agua. El ascenso y descenso de este material gaseoso mezcla de modo diferente todos estos materiales. Los colores marrones y anaranjados se deben a elementos procedentes de zonas más profundas de la atmósfera, o bien son subproductos de reacciones químicas causadas por la luz ultravioleta solar. Las áreas azules, situadas justo al Norte y Sur del ecuador son lugares que presentan menos nubes y que realmente nos están mostrando zonas ligeramente más profundas del planeta.

Aurora en Júpiter

Júpiter tiene luces del norte, como las tiene la Tierra, pero en diferente escala. Las auroras en Júpiter son de cientos a miles de veces más intensas que las de nuestro planeta. Además, los anillos brillantes alrededor de los polos magnéticos de Júpiter tienen dos veces el diámetro de la propia Tierra. En ambos mundos las auroras ocurren cuando electrones e iones llueven sobre la parte superior de la atmósfera. Tales partículas son guiadas por líneas de fuerza magnética hacia los polos, en donde se estrellan con moléculas de aire y las hacen brillar.

Una diferencia importante entre las auroras de la Tierra y las de Júpiter tiene que ver con la fuente de las partículas cargadas. En nuestro planeta, la mayor parte de los electrones e iones provienen del viento solar o de la ionosfera de nuestro planeta. En Júpiter, muchos de ellos provienen de volcanes en erupción sobre la superficie de su satélite Io, que llenan la magnetosfera del planeta gigante con azufre y oxígeno ionizados. Los iones de Io son acelerados por los campos eléctricos locales hacia la zona auroral de Júpiter.

Las partículas cargadas que viajan a lo largo de las líneas del campo magnético de Júpiter colisionan casi verticalmente con la atmósfera joviana. El arco de la aurora marca el límite entre la zona polar en que las líneas de campo están abiertas hacia el espacio interplanetario y la zona media en que las líneas están cerradas. Las partículas en esta frontera recorren trayectos más largos y producen luz más intensa.

Manchas y Lunas de Júpiter

La llamada Gran Mancha Roja es un ciclón gigantesco de forma oval con matices que varían desde el rojo ladrillo hasta el rosa. Los colores proceden de rastros de compuestos formados por la luz ultravioleta, las tormentas y el calor. Algunos de estos compuestos pueden ser similares a los de las moléculas orgánicas que se desarrollaron en la Tierra como preludio del origen de la vida.

Júpiter parece un Sistema Solar en miniatura. Está acompañado por un abundante séquito de satélites. Es tal la variedad de los mundos que están en órbita alrededor de Júpiter, algunos de los cuales de dimensiones decididamente planetarias. De las lunas de Júpiter, sólo las cuatro más grandes y cercanas, los llamados satélites galileanos, Io, Europa, Ganímedes y Calisto, parecen estar formados por el mismo fragmento de nebulosa protoplanetaria de la cual saldría el planeta mayor. Recorren órbitas casi circulares, sobre el plano ecuatorial del planeta y muestran una densidad decreciente desde el más interior hacia el más exterior: un poco como los planetas con respecto al Sol.

Las otras lunas de Júpiter, por contraste, tienen órbitas excéntricas, con planos inclinados y, en algún caso tienen movimiento retrógrado y dimensiones del orden de algunas decenas de km. Se cree que este segundo tipo de satélites sea el resultado de una captura de cuerpos celestes como asteroides o cometas por parte del planeta. Algunos de los satélites muestran, además, interesantes interacciones con los ténues anillo y con el potente campo magnético existente alrededor del planeta.

El Planeta Saturno

Saturno es el auténtico Señor de los Anillos del Sistema Solar. Es el sexto planeta desde el Sol y el segundo más grande. La peculiaridad más conocida de Saturno es la de estar rodeado de un sistema de anillos, descubierto en 1610 por Galileo utilizando uno de los primeros telescopios.

Los anillos visibles se extienden hasta una distancia de 136.200 km del centro de Saturno, pero en muchas regiones pueden tener sólo 5 m de grosor. Se cree que constan de agregados de roca, hielo de agua y gases helados en tamaños que pueden variar desde menos de 0,0005 cm de diámetro hasta 10 m (desde el tamaño de una partícula de polvo hasta el de una gran piedra). Un instrumento a bordo del Voyager 2 registró más de 100.000 anillos pequeños.

Saturno tiene 18 satélites reconocidos y otras seis lunas, descubiertas en octubre y noviembre de 2000, aún no confirmadas. Los diámetros de sus 18 satélites van de 20 a 5.150 km. Constan, fundamentalmente, de las sustancias heladas más ligeras que predominaron en las partes externas de la nebulosa de gas y polvo de la que se formó el Sistema Solar. Los cinco mayores satélites interiores - Mimas, Encélado, Tetis, Dione y Rea -, son más o menos de forma esférica y compuestos en su mayor parte de hielo de agua.

Anillos de Saturno

Ocho meses antes de su llegada a Saturno, la sonda Cassini obtuvo esta imagen del planeta de los anillos, con más detalle de aquella tomada hace casi un año. La imagen ha sido realizada a partir de varias exposiciones obtenidas por la cámara de campo estrecho de la Cassini el 9 de noviembre de 2003.

En la foto son visibles algunos detalles del sistema de anillos: se aprecian estructuras en el anillo B, el central y más brillante de los tres. La división de Cassini - una banda central de 4800 Km que separa el anillo A más externo del B, más brillante - es claramente diferenciable. Concretamente el borde externo del anillo B se mantiene estable debido a una fuerte resonancia gravitacional con la luna Mimas, también visible en la imagen. Con un espesor de sólo pocas decenas de metros o incluso menos, los anillos se extienden más de 274.000 Km desde un extremo al otro, cerca de tres cuartas partes de la distancia entre la Tierra y la Luna.

Las diferentes tonalidades de amarillo, marrón y rojo visibles en el hemisferio Sur de Saturno son mucho más delicadas y tenues que los colores de Júpiter. La coloración de ambos planetas está causada por pequeñas partículas mezcladas con las nubes de amoníaco blancas. Dichas nubes son más espesas y profundas que las visibles en Júpiter debido a que el amoníaco se condensa a un nivel más profundo en la atmósfera más fría de Saturno. La composición de las partículas coloreadas no está clara, pero se cree que incluyen átomos de azufre y nitrógeno como constituyentes básicos en latitudes medias y bajas.

Estaciones en Saturno

Estas imágenes del Telescopio Espacial Hubble, capturadas de 1996 al 2000, muestran el balanceo delos anillos de Saturno, desde inmediatamente después de estar de canto, hasta casi el máximo, mientras cambia de otoño a invierno en su hemisferio Norte.

El ecuador de Saturno está inclinado con relación a su órbita unos 27 grados, algo más que la inclinación de 23 grados de la Tierra. Mientras Saturno se mueve en su órbita, primero un hemisferio, luego el otro, se inclinan hacia el Sol. Este cambio cíclico causa estaciones en Saturno, tal como el cambio en la orientación de la inclinación de la Tierra causa las estaciones en nuestro planeta.

Los astrónomos están estudiando estas imágenes para investigar las detalladas variaciones en el color y brillo de los anillos. Esperan aprender más sobre la composición de los anillos de Saturno, cómo se formaron, y cuánto tiempo pueden durar. Los anillos de Saturno son increíblemente delgados, con un espesor de sólo 10 metros. Los anillos están hechos de hielo de agua y polvo, en tamaños desde peñascos hasta trozos menores que chocan suavemente unos contra otros mientras orbitan alrededor de Saturno.

Urano, Neptuno y Plutón

El Planeta Urano

Urano es el séptimo planeta en cuanto a distancia al Sol, que gira fuera de la órbita de Saturno y dentro de la órbita de Neptuno. Es de sexta magnitud, por lo que es poco observable a simple vista. Urano fue descubierto accidentalmente en 1781 por el astrónomo británico William Herschel.

Urano tiene un diámetro de 52.200 km y su distancia media al Sol es de 2.870 millones de kilómetros. Tarda 84 años en completar una órbita y 17 horas y 15 minutos en una rotación completa sobre su eje, que está inclinado 8° con relación al plano de la órbita. Su atmósfera está compuesta fundamentalmente de hidrógeno y helio, con algo de metano. A través del telescopio, el planeta aparece como un disco verde azulado con un pálido contorno verde.

En 1977, mientras se observaba la ocultación de una estrella detrás del planeta, el astrónomo estadounidense James L. Elliot descubrió la presencia de cinco anillos que rodeaban a Urano en el plano de su ecuador. Los llamó Alpha, Beta, Gamma, Delta y Epsilon. Forman un cinturón de 9.400 km de ancho, extendiéndose hasta una distancia de 51.300 km del centro del planeta. En enero de 1986, durante el viaje exploratorio del Voyager 2 se descubrieron cuatro anillos más.

Urano tiene 21 satélites. Las dos lunas mayores, Oberon y Titania, las descubrió Herschel en 1787. Las dos siguientes, Umbriel y Ariel, fueron descubiertas por el astrónomo británico William Lassell en 1851. Miranda, el satélite más interior conocido antes del Voyager, fue descubierto en 1948 por el astrónomo estadounidense Gerard Pieter Kuiper. En 1985 y 1986 el Voyager 2 permitió a los científicos descubrir diez nuevas lunas, con diámetros inferiores a los 100 kilómetros.

Anillos de Urano

Esta foto de los anillos de Urano fue generada usando imágenes tomadas por el Voyager 2. Esta imagen fue realizada con luz directa difusa y muestra unas bandas de polvo que no se ven en ninguna otra imagen. El color real de los anillos es un gris neutro y son tan oscuros como el carbón.

Los primeros nueve anillos de Urano fueron descubiertos en 1977. Durante las visitas de las naves Voyager, estos anillos fueron fotografiados y medidos, así como los otros anillos nuevos. Los anillos de Urano son claramente diferentes de los de Júpiter y Saturno. El más exterior de los anillos, epsilon, está compuesto por rocas de hielo de varios pies de envergadura. También parece exitir una tenue distribución de polvo a lo largo del sistema de anillos.

Podrían existir también un gran número de anillos estrechos, o posiblemente incompletos o arcos de anillo, con anchos que no lleguen a los 50 metros. Las partículas indiviuales de los anillos presentan una baja reflectividad. Al menos uno de los anillos, el epsilon, tiene un color gris. Las lunas Cordelia y Ofelia actúan como satélites acompañantes del anillo epsilon.

Perfil del planeta Urano

Esta vista del planeta Urano fue tomada por la nave Voyager 2 el 25 de Enero de 1986, mientras dejaba atrás el planeta en el inicio de su viaje hacia Neptuno. El Voyager estaba a un millón de kilómetros de Urano cuando realizó esta foto con su cámara de gran angular. El fino creciente de Urano se puede observar con un ángulo de 153º entre la nave, el planeta y el Sol.

Incluso con este ángulo extremo, Urano mantiene su pálido color verde azulado observado desde la Tierra y registrado por el Voyager durante su encuentro. Este color es el resultado de la presencia de metano en la atmósfera de Urano. La tendencia del creciente al color blanco en sus extremos es debido a la presencia de bruma a gran altura.

El Planeta Neptuno

Neptuno es el cuarto planeta en cuanto a tamaño y el octavo en cuanto a distancia al Sol. La distancia media de Neptuno al Sol es de 4. 500 millones de kilómetros y su diámetro lineal medio es de aproximadamente 49.400 km, o sea, cerca de 3,8 veces el de la Tierra. El periodo de rotación es de cerca de 16 horas y el periodo sideral de revolución es de 164,79 años.

La temperatura de la superficie de Neptuno es de unos -218 °C, parecida a la de Urano, que está a más de 1.500 km más cerca del sol, por lo tanto, los científicos suponen que Neptuno debe tener alguna fuente interna de calor. La atmósfera se compone fundamentalmente de hidrógeno y helio, pero la presencia de más del 3% de metano da al planeta su sorprendente color azul.

Se conocen ocho satélites que giran alrededor de Neptuno, dos de los cuales se pueden observar desde la Tierra. El mayor y más brillante es Tritón, descubierto en 1846, año en el que se observó Neptuno por vez primera. Tritón, con un diámetro de 2.705 km es poco menor que la luna terrestre. Nereo, el segundo satélite, tiene un diámetro sólo de unos 320 km. La sonda planetaria Voyager 2 descubrió otros seis satélites en 1989. Neptuno también está rodeado por cinco anillos. Su campo magnético está inclinado más de 50° respecto al eje de rotación.

El descubrimiento de Neptuno fue uno de los éxitos de la astronomía matemática. En 1846, para explicar las alteraciones en la órbita de Urano, el astrónomo francés Urbain Le Verrier calculó la existencia y la posición de un planeta nuevo. El mismo año, el astrónomo alemán Johann Gottfried Galle descubrió el planeta.

Atmósfera en Neptuno

Se han observado en la atmósfera alta de Neptuno, brillantes nubes alargadas, similares a los cirros de la Tierra. A bajas latitudes norte, la nave Voyager capturó imágenes de bancos de nubes que proyectaban su sombra sobre las capas de nubes inferiores.

Los vientos más fuertes medidos en cualquiera de los planetas del sistema solar son los de Neptuno. La mayor parte de estos vientos soplan en dirección oeste, en sentido contrario a la rotación del planeta. Cerca de la Gran Mancha Oscura, los vientos soplan casi a 2.000 kilómetros por hora.

Urano y Neptuno tienen poco hidrógeno en comparación con los dos gigantes; Urano, también con una serie de anillos a su alrededor, se distingue porque su eje de rotación forma un ángulo de 8° con el plano de su órbita.

Cambios en Neptuno

Teniendo en cuenta que Neptuno es uno de los planetas más fríos y alejados del Sol, hablar de la "primavera" podría parecer exagerado, pero las más recientes imágenes obtenidas mediante el telescopio espacial Hubble casi permiten afirmarlo. Su hemisferio sur se muestra más brillante y los astrónomos piensan que se trata de un cambio estacional. Un año de Neptuno (una órbita completa alrededor del Sol) dura 165 años, así que cada estación se extiende por unos 40 años terrestres.

El seguimiento de la evolución de Neptuno, realizado durante seis años, ha permitido discernir que los cambios observados se aprecian sobre todo en las bandas nubosas, cuyo brillo y amplitud han crecido. Esto se debe a las variaciones estacionales de la luz solar que alcanza a este lejano planeta, de forma parecida a como ocurre en la Tierra.

En Neptuno se producen tormentas con vientos feroces que en ocasiones alcanzan los 1.500 km/h. Pero tal y como muestran las imágenes del Hubble, toda esta actividad no es constante, sino que sufre variaciones. Como la Tierra, Neptuno tendría cuatro estaciones. Cada hemisferio poseería un verano cálido y un invierno frío, con primaveras y otoños de transición entre ellos.

Tritón, satélite de Neptuno

Tritón es, si no el más grande, uno de los mayores satélites del Sistema Solar. Tiene un diámetro de 2.700 km. y gira a 354. 760 km de Neptuno. Su órbita es circular, pero caracterizada por un movimiento retrógrado u horario. A causa de esta peculiaridad los astrónomos han formulado la hipótesis de que en una época Plutón, con una órbita particularmente excéntrica que atraviesa la de Neptuno, era también un satélite de Neptuno y que después, por efecto de un encuentro muy aproximado, haya sido lanzado lejos convirtiéndose en un planeta independiente, mientras Tritón permaneció girando alrededor de Neptuno pero con el movimiento orbital cambiado de directo en retrógrado.

Tritón sólo ha sido visitado por una sonda, la Voyager 2 el 25 de agosto de 1989. Casi todo lo que sabemos de Tritón proviene de ese encuentro. Tritón tiene atmósfera, aunque es extremadamente tenue, compuesta principalmente de nitrógeno con una pequeña fracción de metano. Una fina bruma se extiende hasta unos 5-10 km.

La temperatura en la superficie de Tritón es de -235 ºC, tan frío como Plutón. A esta temperatura el metano, nitrógeno y dióxido de carbono se encuentran en forma de hielo sólido. Hay muy pocos cráteres visibles; la superficie es relativamente joven. Casi todo el hemisferio sur está cubierto por un "casquete helado" de nitrógeno y metano congelado. Hay extensas crestas y valles formando complejos patrones por toda la superficie de Tritón. Probablemente son el resultado de los ciclos de hielo y deshielo.

El Planeta Plutón

Plutón es el único planeta que no ha sido visitado por una nave espacial, aunque se está obteniendo una creciente cantidad de información sobre este peculiar planeta. La singularidad de la órbita de Plutón, su relación rotacional con su satélite Caronte, su eje de rotación y las variaciones de luz hacen que el planeta tenga un cierto atractivo.

Plutón está más lejos del Sol que cualquiera de los otros planetas del sistema solar. Sin embargo, debido a la excentricidad de su órbita, está más cerca que Neptuno durante 20 de los 249 años terrestres que dura su viaje alrededor del Sol.

No existe, sin embargo, ninguna posibilidad de colisión, ya que la órbita de Plutón se inclina en más de 17,2° con respecto al plano de la eclíptica y nunca cruza, en realidad, el recorrido de Neptuno.

Superficie de Plutón

Esta es la recreación artística del primer mapa de la superficie del planeta más remoto del sistema solar, Plutón. Se ha creado a partir de las imágenes obtenidas por el Hubble y confirma que Plutón tiene un cinturón ecuatorial oscuro y casquetes polares claros, tal como se deducía de las curvas de luz obtenidas desde la superficie terrestre durante los mutuos eclipses entre Plutón y Caronte a finales de la década de los 80.

Las variaciones de brillo en este mapa podrían ser debidas a rasgos topográficos como cuencas y cráteres de impacto frescos. Sin embargo, la mayor parte de los rasgos superficiales están probablemente producidos por una compleja distribución de los hielos que emigran a través de la superficie de Plutón con sus ciclos orbitales y estacionales y subproductos químicos precipitados de la atmósfera de Plutón compuesta de nitrógeno y metano.

Plutón y Caronte

Plutón es el noveno planeta del Sistema Solar y el más alejado del Sol que se conoce. Plutón da una vuelta alrededor del Sol en 247,7 años a una distancia media de 5.900 millones de kilómetros. Su órbita es tan excéntrica que en ciertos puntos de su recorrido Plutón se encuentra más cerca del Sol que Neptuno. Pero no existe ninguna posibilidad de colisión, ya que la órbita de Plutón se inclina más de 17,2° con respecto al plano de la eclíptica y nunca cruza, en realidad, el recorrido de Neptuno.

Plutón solamente puede ser visto a través de grandes telescopios. Durante muchos años se ha sabido muy poco acerca de este planeta, pero en 1978 los astrónomos descubrieron un satélite relativamente grande girando alrededor de Plutón a una distancia aproximada de 19.000 km, y la llamaron Caronte. En 1994 el telescopio espacial Hubble permitió determinar el tamaño de Plutón y Caronte con mayor precisión. Plutón tiene un diámetro de unos 2.320 km y Caronte de 1.270 km aproximadamente, lo que los convierte en el planeta y satélite de tamaños más parecidos del Sistema Solar.

Plutón tiene una atmósfera tenue, probablemente de metano. Con una densidad aproximada de dos veces la del agua, Plutón es, aparentemente, más rocoso que los otros planetas exteriores del Sistema Solar. Esto puede ser el resultado del tipo de combinaciones químicas a baja temperatura y baja presión que tuvieron lugar durante la formación del planeta.

Rotación de Caronte

Esta imagen muestra cuatro fotos de Caronte, la luna de Plutón. Las imágenes están centradas en los 0 grados de latitud y 0 (arriba-izquierda), 90 (arriba-derecha), 180 (abajo-izquierda), y 270 (abajo-derecha) grados de longitud. Están basadas en las medidas fotométricas. La órbita de Caronte está anclada gravitacionalmente con Plutón, de tal forma que ambos cuerpos presentan al otro el mismo hemisferio de forma constante.

La composición de la superficie de Caronte es diferente de la de Plutón. El satélite parece estar cubierto con agua helada más que con nitrógeno. Las diferencias de densidad indican que Plutón y Caronte se crearon de forma independiente. Esto descarta la teoría de su formación como planeta doble.

Rotación de Plutón

El período de rotación de Plutón es de 6.387 días, igual que el de su satélite Caronte. Aunque es común que un satélite viaje alrededor de su primario siguiendo una órbita síncrona, Plutón es el único planeta que rota síncronamente con la órbita de su satélite. Debido a este anclaje mareal, Plutón y Caronte siempre presentan la misma cara uno a otro durante su viaje a través del espacio. Estas fotos del Telescopio Espacial Hubble demuestran la rotación del planeta.

Al contrario que la mayoría de los planetas, pero igual que Urano, Plutón rota con los polos casi en su plano orbital. El eje rotacional de Plutón está inclinado 122 grados. Cuando Plutón fue descubierto por primera vez, su relativamente brillante polo sur fue lo primero que se vió desde la Tierra. Plutón parecía apagarse a medida que nuestro punto de vista cambiaba desde la vista polar en 1954 hasta una vista ecuatorial en 1973.

Plutón es el único planeta del sistema solar que no ha sido visitado por ninguna astronave o sonda espacial, incluso el telescopio espacial Hubble tiene dificultades de observación. Gracias a precisas observaciones espectroscópicas de la luz reflejada por Plutón, se ha obtenido la confirmación de que la superficie del planeta está compuesta de metano en estado de hielo, a temperaturas inferiores a los 200°C bajo cero. Se cree que, además, contiene gran abundancia de nitrógeno helado con pequeñas cantidades de monóxido de carbono en las zonas brillantes de su superficie. Las áreas oscuras son todavía más desconocidas.

Dibujos, interior de los planetas

Marte y sus Satélites



Este dibujo del planeta Marte y sus satélites, de Calvin J. Hamilton, muestra el planeta rojo con sus dos satélites, Fobos en primer plano y Deimos al fondo, a la derecha. Ambos son cuerpos oscuros que parecen estar compuestos en superficie por condritas carbonaceas negruzcas como las que existen en el cinturón de asteroides exterior.

Algunos científicos especulan que podrían ser asteroides capturados por la fuerza de la gravedad de Marte.

Fobos es el satélite más interior, a una distancia de éste de 9.378 km. Es el que se encuentra más cerca de su planeta de todos los satélites del Sistema Solar. Deimos tiene su órbita a 23.460 km de Marte. Es negruzco y de naturaleza similar a muchos asteroides.

Fobos mide unos 21 km de diámetro y Deimos sólo unos 12 kilómetros

Imágen de Sedna

Investigadores de la NASA han descubierto el objeto más distante en órbita en torno al Sol, un cuerpo planetario situado a una distancia triple que la existente entre la Tierra y Plutón. El objeto, denominado Sedna, se halla a 13.000 millones de kilómetros de nuestra estrella, en el borde exterior del Sistema Solar.

Se trata de la primera detección de un planetoide situado fuera del cinturón de Kuiper y perteneciente a la Nube de Oort, un conjunto de objetos helados que constituyen la reserva de cometas, cuerpos que cada cierto tiempo visitan el Sistema Solar interno, aproximándose a veces a la Tierra. Desde Sedna el Sol presenta un aspecto tan pequeño que su luz podría bloquearse con la cabeza de un alfiler. La imagen representa una concepción artística de Sedna.

Otros aspectos destacables de Sedna son su tamaño y su color rojizo: se trata del segundo cuerpo más rojizo de nuestro sistema planetario, sólo superado por Marte. Su diámetro podría ser menor de 1.700 Km (más pequeño que Plutón, pero a medio camino entre dicho planeta y Quaoar). Se trataría del objeto más grande hallado desde el descubrimiento de Plutón en 1930. Sedna se encuentra extremadamente lejos del Sol, en las regiones más frías del Sistema Solar, donde las temperaturas nunca son superiores a -240°C. Este planetoide soporta incluso condiciones más frías, debido a que sólo se aproxima al Sol durante un corto intervalo de tiempo de los 10.500 años que tarda en dar una revolución completa en torno al Sol. En su punto más distante, Sedna se sitúa a 130.000 millones de kilómetros de nuestra estrella, lo equivalente a 900 veces la distancia Tierra-Sol.

Interior del Sol

El Sol es una enorme masa gaseosa formada por un núcleo central extraordináriamente caliente rodeado de capas sucesivas más frias o, mejor dicho, menos calientes. A continuación vienen las zonas radiativa y convectiva, a traves de las cuales y de forma muy lenta, la energia solar es transferida hacia el exterior.

Sobre ellas está la fotosfera, que es la capa visible. La cromosfera está sobre la fotosfera. La energía solar pasa a través de ésta región en su trayectoria de salida del Sol. En estas regiones se producen turbulencias y las manchas solares.

Por último, la corona es la parte exterior de la atmósfera del Sol. Es en ésta región donde aparecen las erupciones solares. La corona se puede ver sólo durante los eclipses totales de Sol, y no está representada en este dibujo.

Interior de Mercurio

Mercurio tiene un diámetro de 4.880 km. pero su masa es casi la mitad de la de Marte, lo que indica que su densidad es muy elevada. Las medidas indican una densdad completamente análoga a la terrestre, haciendo suponer un elevado porcentaje de hierro en la composición interior del planeta.

Como consecuencia de la elevada masa del planeta la gravedad en su superficie es comparable con la de Marte. Su extrema proximidad al Sol y el hecho de que, en la práctica, no posee una atmósfera (ha sido medida una que a nivel del suelo es un billón de veces inferior a la terrestre) le hacen experimentar a este mundo infernal las más elevadas variaciones térmicas existentes en un planeta. En estas condiciones los científicos excluyen que el planeta pueda albergar cualquier forma de vida.

Interior del Planeta Venus

Los astrónomos se refieren a venus como el planeta hermano de la Tierra. Ambos tienen similar tamaño, masa, densidad y volumen. Ambos se formaron más o menos al mismo tiempo y se condesaron a partir de la misma nebulosa. Sin embargo, durante los últimos años los investigadores han encontrado que el parecido termina aquí.

Venus es muy diferente de la Tierra. No tiene oceános y está rodeado por una pesada atmósfera compuesta principalmente por dióxido de carbono con casi nada de vapor de agua. Por su densidad, el interior de Venus debe ser muy parecido al de la tierra.

Interior de la Tierra

El globo terráqueo está formado por una corteza sólida, la litosfera que tiene un espesor medio de 90 km. y una composición predominante de rocas silicáticas. Inmediatamente por debajo está el manto, que llega hasta una profundidad aproximada de 2.900 km., caracterizado por material rocoso en estado semifluido.

Aún más abajo, hasta el centro de la Tierra, hay un núcleo con una composición mayoritaria de hierro que en su parte más exterior, desde los 2.900 km. a los 1.800 km. de profundidad, está en estado fluido; en la parte más interna está nuevamente en estado sólido. Las densidades de estas capas van desde un mínimo de 2,8 g/cm3 en la litosfera, a un máximo de 13,5 g/cm3 en el núcleo interior.

Los movimientos de fluidos en el interior de la Tierra y las corrientes eléctricas generadas por ellas, están en la base del intenso campo magnético que rodea nuestro planeta y que toma el nombre de Magnetosfera.

Interior de la Luna

Cuatro estaciones sísmicas alimentadas por energía nuclear fueron instaladas durante el proyecto Apollo para recoger datos sobre el interior de la Luna. Sólo existe una actividad tectónica residual debida al enfriamiento y a la acción de las mareas, pero otros lunamotos han sido causados por impactos de meteoros y objetos artificiales, como la destrucción deliberada del Módulo Lunar contra la superficie lunar. Los resultados obtenidos han demostrado que la Luna tiene una corteza de unos 60 kilómetros de espesor en el centro del lado cercano.

Si esta corteza es uniforme en toda la Luna, constituiría el 10% del volumen lunar comparados con menos del 1% de la Tierra. Las determinaciones sísmicas de la existencia de una corteza y un manto en la Luna indican que se trata de una planeta estratificado con diferencicación por procesos ígneos. Quizás tenga un núcleo rico en hierro, muy pequeño.

Interior de Marte

El conocimiento que se tiene del interior de Marte sugiere que puede ser modelado como una estrecha cáscara, similar a la de la Tierra, un manto y un núcleo. Si el núcleo marciano es denso, compuesto de hierro como el de la Tierra o de los meteoritos SNC que supuestamente proceden de Marte, entonces el radio mínimo del núcleo es de unos 1.300 kilómetros.

Si el núcleo está compuesto por materiales menos densos como una mezcla de azufre y hierro, entonces el radio máximo sería inferior a los 2.000 kilómetros.

Interior de Júpiter

La atmósfera de Júpiter es muy profunda, comprendiendo quizá al propio planeta, y es de alguna manera como el Sol. Está compuesta principalmente por hidrógeno y helio, con pequeñas cantidades de metano, amoníaco, vapor de agua y otros compuestos.

A grandes profundidades dentro de Júpiter, la presión es tan grande que los átomos de hidrógeno se rompen liberando sus electrones de tal forma que los átomos resultantes están compuestos únicamente por protones. Esto da lugar a un estado en el que el hidrógeno se convierte en metal.

La dinámica del sistema climático de Júpiter se refleja en unas franjas latitudinales de colores, nubes atmosféricas y tormentas. Los patrones de nubes cambian en horas o días.

Interior de Saturno

Saturno es el único planeta cuya densidad es inferior a la del agua, aproximadamente un 30% menos. Si fuese posible encontrar un océano lo suficentemente grande, Saturno flotaría en él. El color amarillo del nuboso Saturno está marcado por anchas bandas atmosféricas similares, pero más tenues, que las encontradas en Júpiter.

La mayor parte del planeta debe estar formado por sustancias poco densas y, en el caso de que exista un núcleo sólido, es probable que no contenga elementos pesados, como metales.

Interior de Urano

La atmósfera de Urano está compuesta por un 83% de hidrógeno, 2% de metano y pequeñas cantidades de acetileno y otros hidrocarbonos. El metano situado en la parte alta de la atmósfera absorbe la luz roja, dando a Urano su color verde azulado.

Urano tiene una densidad media de 1,3 gramos por centímetro cúbico.

Su campo magnético indica que probablemente tiene un núcleo sólido bastante pequeño. También podría tener un océano de agua y amoníaco bajo una inmensa presión, entre el núcleo y la atmósfera.

Interior de Neptuno

Los dos tercios interiores de Neptuno están compuestos por una mezcla de roca fundida, agua, amoniaco y metano líquidos. El tercio exterior es una mezcla de gases calientes compuestos por hidrógeno, helio, agua y metano. El metano da a las nubes de Neptuno su característico color azul.

Neptuno es un planeta dinámico con varias manchas grandes y oscuras que recuerdan las tormentas huracanadas de Júpiter. El campo magnético de Neptuno indica que el planeta posee un núcleo sólido.

Satélites y Planetas

Ganimedes es el satélite más grande de Júpiter y el más grande de nuestro sistema solar. Si Ganimedes orbitase alrededor del sol en vez de hacerlo alrededor de Júpiter podría ser clasificada como un planeta. En esta imagen se compara su diámetro con el de otros cuerpos del Sistema Solar, entre los que se encuentran dos planetas, Mercurio y Plutón.

Algunos sistemas planetarios reproducen la estructura de pequeños sistemas solares, en particular los de los planetas mayores que suelen tener algunos satélites de tamaño considerable. Las excepciones son dos: nuestra luna, demasiado grande para la Tierra, y Caronte, el satélite de Plutón.

El cometa Ikeya-Zhang

Los cometas son pequeños cuerpos sólidos que viajan por el Sistema Solar y que están constituidos, básicamente, por hielo de agua y pequeños granos de polvo. Cuando se encuentran cerca del Sol, el calor calienta los hielos provocando que se evaporen. El gas producido arrastra consigo los granos de polvo, formándose las espectaculares colas, como la que se puede ver en la fotografía. Lo que se ve en la foto no es otra cosa que la luz del Sol dispersada por los minúsculos granos de polvo que son arrastrados por el gas liberado.

El cometa Ikeya-Zhang fue descubierto el 1 de febrero de 2002, de manera independiente y simultánea, por un astrónomo aficionado de Japón, Karou Ikeya y otro de China, Daqing Zhang. Su brillo era sólo ligeramente inferior al que tuvo el cometa Halley en 1986. Después empezó a alejarse del Sol, por lo que su brillo ha disminuido progresivamente. El día 28 de abril de 2002 realizo su máxima aproximación a la Tierra, pasando a 60,5 millones de kilómetros de ella.

Actualmente, poco más se conoce de este cometa. Cálculos precisos de su órbita, realizados en el Minor Planet Center de Japón y en el Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, sugieren que el cometa Ikeya-Zhang puede ser uno ya observado en 1661, cuando aún no se sabía que los cometas visitan la parte más interna del Sistema Solar de manera periódica. De ser cierta esta coincidencia, este cometa nos visitará cada 341 años.

Desde el punto de vista astronómico los cometas son muy importantes pues pueden considerarse fósiles de la formación del Sistema Solar. Los cometas formaron parte de la nube de material primigénio que originó los planetas, por tanto, entender su composición y dinámica supone un gran avance hacia la comprensión de cómo se formó nuestro sistema solar. La importancia de los cometas queda manifiesta si pensamos que las agencias espaciales Norteamericana y Europea están desarrollando programas espaciales para alcanzar cometas.

Fotos del Cometa Linear

El cometa Linear C/1999 S4 se descubrió el mes de octubre de 1999 cuando aún estaba a la altura de la órbita de Júpiter por el sistema de seguimiento y detección automática de objetos cercanos a la Tierra, conocido como LINEAR.

En un principio se calculó que el cometa podría tener un núcleo de entre uno y dos kilómetros de diámetro y es muy probable, tal y como se ha comportado según se ha ido acercando al perihelio, que sea la primera (y última) vez que visita las cercanías del Sol. No obstante, algunos investigadores piensan que el núcleo del cometa podría no tener más de 200 a 300 metros de diámetro.

Cuando se descubrió el cometa y se calcularon su órbita y efemérides se vio que durante el mes de Julio de 2000 podía alcanzar la magnitud aparente 3.5 y, con ello, ser visible a simple vista. Durante el mes de Enero de 2000 el cometa brilló en torno a la magnitud 14 y en Marzo alcanzó la 13. Una vez transcurrido el período de invisivilidad por la conjunción, en Mayo, sólo dos meses antes de su perigeo y perihelio, el 1999 S4 LINEAR fue observado con una magnitud 11, al alcance, pues, de los telescopios de media a pequeña abertura.

En Junio alcanzó la 9ª y desde finales de ese mes fue incrementando rápidamente su luminosidad hasta brillar en torno a la magnitud 5. 5 en Julio, en las fechas cercanas a su paso por el perihelio.

Foto del Cometa West

Los cometas son uno de los fenómenos astronómicos más estudiados a causa de su espectacularidad. En las crónicas de los pasados siglos, están descritos como astros imprevisibles que tienen el aspecto de una estrella rodeada por una tenue nebulosidad o cabellera y seguida por una cola más o menos larga.

Los cometas son cuerpos que giran alrededor del Sol de manera similar a los planetas, pero en órbitas elípticas muy alargadas En cuanto a sus dimensiones y a su estructura, sólo desde 1950 a hoy ha sido posible precisar la física y la química de los cometas: se trata de conglomerados de hielo con diámetros de pocos kilómetros que, en proximidad del Sol, a causa del calor absorbido, liberan en el espacio grandes cantidades de gas, con el que se forman los espectaculares atributos visibles del cometa: la cabellera y la cola.

Se considera la posibilidad de que los cometas sean los primeros conglomerados de gases y polvos que se condensaron, hace cinco mil millones de años, en los bordes de la nebulosa primordial que dio origen al Sol y a los planetas, es decir, figuran entre los objetos más antiguos de nuestro Sistema Solar.

El cometa West de 1976 fue el cometa más brillante de los últimos años y parece ser que alcanzó, aunque durante muy poco tiempo, una magnitud de -3.5 en torno a su punto del perihelio. Sin embargo, en aquel momento el cometa West estaba demasiado cerca del sol para verse a simple vista, y sólo pudo verse con un telescopio. La foto del Cometa West muestra dos colas diferentes. La cola de plasma azul fino está compuesta por gases y la cola ancha blanca esta compuesta por partículas microscópicas de polvo.

El Cometa Hyakutake

Estas fotos del Cometa Hyakutake fueron hechas desde el Telescopio Espacial Hubble el 25 de Marzo de 1996, cuando el cometa pasó a una distancia de 15 millones de kilómetros de la Tierra. Las imágenes se centran en una región muy pequeña cercana al corazón del cometa, el congelado núcleo sólido y nos muestran una vista excepcionalmente clara de esta región del cometa.

Las regiones heladas del núcleo se activan a medida que son iluminadas por la luz del Sol, lanzando grandes cantidades de polvo en forma de cola. La luz del Sol que incide sobre el polvo le da la vuelta y lo empuja hacia el hemisferio que mira hacia la cola.

El cometa fue descubierto por un astrónomo amateur japonés, llamado Yuji Hyakutake. El cometa que descubrió hoy lleva su nombre. El descubrimiento fue confirmado rápidamente por otros astrónomos en Japón y la noticia fue publicada mundialmente unos días mas tarde.

El cometa Hale Bopp

El cometa Hale-Bopp, el gran cometa de 1997, constituyó una visión fuera de serie, dándonos la oportunidad de un espectáculo celeste memorable.

En esta fotografía, tomada el 6 de abril de 1997, el cometa Hale-Bopp fue capturado desde la reserva Cueva India, en el Parque Nacional de la Yuca, en California, EEUU. Para iluminar las rocas de la cueva se utilizó luz intermitente durante los seis minutos que duró la exposición.

El cometa Hale Bopp

Esta foto del cometa Hale-Bopp fue tomada el 15 de marzo de 1977 desde el Tierra Del Sol Observatory en San Diego, mediante una exposición de 25 minutos. Muestra una cola muy densa y brillante formando un remolino a partir del núcleo.

El chorro de luz a lo largo de la espiral podría ser un pedazo de la corteza helada del cometa que fue lanzada al espacio por una combinación de la evaporación del hielo y la rotación del cometa, y que luego se desitengró en un nube brillante de partículas.

Los escombros trazan una espiral a medida que se separan porque el núcleo rota como un aspersor, completando una rotación por semana.

El cometa permaneció visible durante un periodo excepcionalmente largo, lo que permitió realizar importantes investigaciones sobre estos cuerpos celestes. Por ejemplo, los astrónomos descubrieron en el Hale-Bopp una tercera cola (aparte de las de gas y polvo), no observable a simple vista, compuesta de átomos de sodio.

Cometa Halley

El periodo medio de la órbita del cometa Halley es de 76 años, pero no se pueden calcular las fechas con exactitud ya que la garvedad de los planetas mayores altera el periodo del cometa en cada vuelta. La órbita del Halley es retrógrada e inclinada 18 grados respecto de la eclíptica. Y, como la de todos los cometas, altamente excéntrica.

El núcleo del cometa Halley mide aproximadamente 16 x 8 x 8 kilómetros. El núcleo del Halley es muy oscuro: su albedo es de sólo 0.03, por lo que es más negro que el carbón y uno de los objetos más oscuros del sistema solar. La densidad del núcleo del Halley es muy baja: unos 0.1 gramos/cm3, indicando que probablemente es poroso, quizá debido a la gran cantidad de polvo que queda después de que los hielos se sublimen.

El Halley es casi único entre los cometas, ya que es a la vez grande y activo, y tiene una órbita regular y bien definida. Ésto lo convierte en un objetivo relativamente fácil para los astrónomos, aunque no es el más representativo de los cometas.

El cometa Halley volverá a acercarse al Sol en el año 2061.

Corona Solar

Cubriendo la fotosfera o superficie visible del Sol, la débil y ténue corona solar no se ve con facilidad desde la Tierra, pero las medidas confirman que es cientos de veces más caliente que la propia fotosfera.

¿Qué provoca que la corona solar esté tan caliente? Los astrónomos han buscado durante mucho tiempo la fuente de ese calor en los campos magnéticos que lanzan monstruosos bucles de plasma solar sobre la fotosfera. Sin embargo, nuevas observaciones profundamente detalladas de los bucles de la corona realizadas en órbita por el satélite TRACE nos acercan mucho a esa fuente de energía sin descubrir.

Esta y otras imágenes del TRACE, tomadas en el extremo del ultravioleta, muestran que la mayor parte del calentamiento proviene de la parte baja de la corona, cerca de las bases de los bucles que surgen de la superficie solar y vuelven a ella. Los nuevos resultados ponen en duda la teoría habitual, que se basa en un calentamiento uniforme de los bucles. Esta impresionante imagen del TRACE muestra grupos de estos majestuosos bucles calientes, que pueden llegar a expandirse más de 30 veces el diámetro del planeta Tierra.

Incandescente Bola Solar

Puede que nuestro Sol parezca suave y esponjoso, pero no es así. Es una bola inmensa de gas hirviendo, principalmente de hidrógeno.

La imagen superior se tomó en un solo color de luz con un gas de hidrógeno llamado hidrógeno alfa. Infinitos gránulos cubren la superficie de la fotosfera solar como una alfombra polvorienta, salteada de regiones iluminadas con manchas solares oscuras. En su borde izquierdo se puede observar una prominencia solar.

El Sol resplandece porque está caliente, pero no es una bola de fuego. El fuego se obtiene del oxígeno, y hay muy poco oxígeno en el Sol. La fuente de energía del Sol es la fusión nuclear del hidrógeno con el helio del interior de su núcleo. Pero los astrónomos siguen intentando comprender por qué se han medido tan pocos neutrinos del núcleo solar.

Protuberancia Solar

Frecuentemente erupciona gas candente del Sol. Una de estas erupciones produjeron esta protuberancia que muestra la ilustración, tomada el 19 de julio del 2000 por el satélite artificial TRACE.

La protuberancia, aunque pequeña comparada con el resto del tamaño del Sol, mide más de 100,000 kilómetros de altura, por lo que fácilmente podría atrapar por completo a La Tierra dentro de sus brazos extendidos. El gas de la protuberancia está ligada a los complejos y cambiantes campos magnéticos del Sol.

La mayoría de las protuberancias decaen a la larga, una vez que éstas se alejan de la superficie del Sol. Las erupciones solares más potentes emiten partículas que pueden alcanzar a La Tierra y algunas logran estropear satélites artificiales. La cuestión de muchas investigaciones son el origen y la naturaleza de las erupciones solares.

Espículas solares

Imagínate una tubería tan ancha como un estado y tan larga como la mitad de la Tierra. Ahora imagina que esta tubería está llena de gas caliente en movimiento, a 50.000 kilómetros por hora. Aún más; imagina que que la tubería no está hecha de metal, sino de un campo magnético transparente. Estás visionando una de las miles espículas de la actividad solar.

En la fotografía puede verse la imagen con la resolución quizás más alta jamás lograda de estos misteriosos tubos de flujo solar. Las espículas salpican la foto de la región solar activa 10,380, que cruzó por el Sol en Junio de 2004, y se hace particularmente evidente en la alfombra de tubos oscuros de la derecha.

Algunas secuencias de imágenes a intervalos de tiempo han revelado que las espículas duran unos cinco minutos, comenzando como tubos de gran altura que elevan rápidamente el gas, y que se desvanecen cuando el gas alcanza su máxima altura y cae de nuevo hacia el Sol. Estas imágenes también indican que la causa última de las espículas son unas ondas, similares a las de sonido, que fluyen por la superficie del Sol y traspasan la atmósfera solar.

Mancha Solar 30

La región solar activa designada número 30 aparece en el hemisferio visible de la estrella más cercana. Empequeñecido por el disco solar, el grupo de manchas solares que constituyen la región 30 realmente cubre un área enorme, casi 10 veces el tamaño de la Tierra.

las fotografías fueron tomadas los días 15, 16 y 17 de julio de 2002 por el instrumento MDI en el Observatorio SOHO, estacionado en el espacio, mientras la rotación solar lentamente lleva al grupo de manchas solares a lo largo del lado del Sol más cercano a nosotros.

El 15 de julio, una poderosa explosión solar estalló en esta región, seguida de una eyección de masa en la corona. La nube energética de partículea eléctricamente cargadas azotó nuestro planeta.

Tormentas en Júpiter

Dos de los más grandes sistemas de tormentas en Júpiter están colisionando, y nadie esta seguro de lo que resultará. La tormenta más grande es la famosa Gran Mancha Roja, mientras que la más pequeña es un gran óvalo blanco.

Ambos son sistemas de nubes giratorias que circulan en Júpiter. El óvalo blanco es parte de un cinturón de nubes que circula Júpiter más rápido que la Gran Mancha Roja.

El óvalo comenzó a ser frenado por la Gran Mancha Roja hace dos semanas y la colisión podría durar otro mes. Es probable que el óvalo sobreviva pero es posible que sea desestabilizado o absorbido. Los dos sistemas de tormentas se encontraron al menos una vez antes, en 1975, causando que se desvaneciera el color rojo de la Mancha por varios años.

La nave robot Voyager 2 tomó la presente imagen de la Gran Mancha Roja de Júpiter en 1979. Otro óvalo blanco era visible entonces, bajo la Mancha.

Júpiter y Ganímede

El satélite visible en la parte inferior derecha es Ganimedes y el planeta al que orbita, Júpiter, parece mantener un ojo vigilante, mientras su Gran Mancha Roja aparece azarosamente cerca.

Esta imagen de contraste realzado procedente de la nave espacial robotizada Cassini, captura nuevos detalles de los increíbles pormenores de los patrones de las complejas nubes de Júpiter. Se pueden ver formaciones hasta de 250 kilómetros. Los óvalos blancos de alta presión que rotan en dirección contraria a las agujas del reloj, similares a la Gran Mancha Roja, aparecen en la banda roja debajo de la mancha. Entre estas manchas hay sistemas de baja presión más oscuros que rotan en el sentido de las agujas del reloj.

El hidrógeno y el helio que componen la mayor parte de las nubes de Júpiter es casi invisible: los elementos químicos que otorgan a Júpiter estos colores siguen sin conocerse.

Io sobre Júpiter

El cuerpo volcánico más activo en el Sistema Solar, Ío, tiene 3.600 kilómetros de diámetro, casi el tamaño del único gran satélite natural del planeta Tierra, nuestra Luna.

Deslizándose al pasar Júpiter al final del milenio, la sonda Cassini captó esta vista sobrecogedora del activo Ío con el mucho mayor gigante gaseoso como telón de fondo, ofreciendo una demostración imponente del tamaño relativo del planeta regente.

Aunque en la foto Ío aparenta estar localizado justo en frente de las arremolinadas nubes jovianas, Ío se lanza alrededor de la órbita cada 42 horas a una distancia de unos 420.000 kilómetros desde el centro de Júpiter. Eso lo coloca a casi 350.000 kilómetros por encima de los techos nubosos de Júpiter, más o menos equivalente a la distancia entre la Tierra y la Luna.

La astronave Cassini misma estaba a unos 10 millones de kilómetros de Júpiter cuando tomó los datos de la imagen.

Saturno de Noche

Desde un espectacular punto de observación a más de 1.4 billones de kilómetros del Sol, la nave Voyager 1 volvió su mirada hacia el Sistema Solar interior para tomar esta sorprendente vista del lado nocturno de Saturno.

La fotografía fue tomada el 16 de noviembre de 1980, unos cuatro días después de que la nave robot tuviese su encuentro más cercano con el hermoso gigante gaseoso. El planeta, en cuarto creciente, lanza una ancha sombra sobre sus brillantes anillos, mientras éstos a su vez ensombrecen las nubes del planeta.

Ya que la Tierra está más cerca del Sol que Saturno, solo el lado diurno de este planeta es visible para los telescopios terrestres, por lo que nunca se podría tomar una foto come esta desde la Tierra. Después de su exitoso paso hace dos décadas, la Voyager 1 ha continuado hacia el espacio exterior y actualmente es la nave terrícola más distante.

Manchas en Neptuno

Neptuno tiene manchas. Este planeta gigante de gas del Sistema Solar muestra un claro matiz azul, formado por pequeñas cantidades de metano, hidrógeno y helio en una gruesa atmósfera casi descolorida.

Las manchas oscuras que aparecen son anticiclones, sistemas de alta presión que giran entre las nubes frías de Neptuno. Dos manchas oscuras son visibles en esta fotografía tomada por el robot del Voyager 2 en 1989.

Con un tamaño similar a la de la Tierra La Gran Mancha está localizada a la izquierda y la segunda en la parte inferior de la fotografía. Una nube brillante aislada Scooter acompaña a la Gran Mancha Oscura.

Recientes simulaciones por ordenador indican que los scooters son nubes de metano que comúnmente podrían ser encontrados cerca de estas manchas.

Tránsito de Venus

El inusual tránsito de Venus por el disco del Sol, a principios de junio del 2004, fue uno de los eventos mejor documentados fotográficamente en la historia del estudio del cielo. Hubo una inundación de imágenes científicas y artísticas desde las áreas donde se pudo ver el tránsito: Europa y gran parte de Asia, África y América del Norte.

Desde el punto de vista científico, los fotógrafos solares confirmaron que el efecto de la 'gota negra' en realidad se relaciona más con la claridad con que ve la cámara o el telescopio que con la atmósfera de Venus.

Artísticamente, las imágenes podrían ser dividas en varias categorías. Un tipo capta el tránsito frente a un Sol sumamente detallado. Otra categoría capta una doble coincidencia, como Venus y un aeroplano perfilados simultáneamente, o Venus y la Estación Orbital Internacional en la órbita baja alrededor de la Tierra.

Un tercer tipo de imágenes involucra un arreglo fortuito de nubes de apariencia interesante, como se muestra por ejemplo en esta fotografía que fue tomada en Carolina del Norte, EE.UU. En ella, la enorme y distante esfera de Venus podría haber sido confundida a primera vista con una pequña nube inusualmente circular.

Vuelo Sobre Venus

Venus, el segundo planeta más cercano al Sol, es un punto preferido de trasbordo para las sondas que necesitan viajar a los planetas gaseosos en las afueras del Sistema Solar.

¿Por qué visitar Venus primero? Usando una maniobra de 'asistencia de gravedad', las sondas pueden rodear un planeta y ganar energía durante un breve encuentro con el planeta, ahorrando muchísimo combustible que le será útil en su largo viaje por el espacio.

Esta imagen de Venus coloreada fué grabada por la sonda Galileo en su viaje a Júpiter, donde se encontró rápidamente con Venus, sobrevolándolo en Febrero de 1990. La sonda Galileo pudo sacar de este tímido planeta sus rizadas estructuras nubosas de acido sulfúrico. El área brillante es la luz solar golpeando la capa de nubes más alta. Una reciente e intrigante, aunque controvertida hipótesis, sostiene que la vida en forma de microbios podría existir en esta capa de nubes en Venus

Venus al Natural

Esta imagen de la nave Galileo muestra cómo es exactamente Venus. Venus es muy parecido a la Tierra en tamaño y en masa y por ello se le menciona a veces como planeta hermano de la Tierra.

Venus tiene un clima bastante distinto al de la Tierra. Las gruesas nubes de Venus y su cercanía al Sol (solamente Mercurio está más cerca) lo convierten en el planeta más caliente, mucho más que la Tierra. El ser humano no podría sobrevivir allí, y nunca se ha encontrado vida de ningún tipo. Cuando Venus es visible suele ser el objeto más brillante del cielo, tras el Sol y la luna.

Más de 20 naves han visitado ya Venus, como por ejemplo la Venera 9, que aterrizó en su superficie, y la Magallanes, que empleó un radar para abrirse paso a través de las nubes y obtuvo un mapa de la superficie.

Esta imagen en luz visible de Venus fue hecha por la nave Galileo, que estuvo en órbita alrededor de Júpiter desde 1995 hasta 2003. Aún hay muchas cosas que desconocemos de Venus, como la causa de sus misteriosas ráfagas de ondas de radio.