Treball de ciències socials
ELS PLANETES
Els planetes són cossos que giren formant òrbites al voltant de l'estrella, tenen suficient massa perquè la seva gravetat superi les forces del cos rígid, de manera que assumeixin una forma en equilibri hidrostàtic (pràcticament esfèrica), i han netejat el veïnatge de la seva òrbita de planetesimals (dominància orbital).
Els planetes interiors són Mercuri, Venus, la Terra i Mart i tenen la superfície sòlida. Els planetes exteriors són Júpiter, Saturn, Urà i Neptú, també s'anomenen planetes gasosos perquè contenen en les seves atmosferes gasos com l'heli, l'hidrogen i el metà, i no es coneix amb certesa l'estructura de la seva superfície.
MERCURI: Mercuri és el planeta del Sistema Solar més proper al Sol i el més petit. Forma part dels denominats planetes interiors o rocosos i no té satèl · lits. Es coneixia molt poc sobre la seva superfície fins que va ser enviada la sonda planetària Mariner 10 i es van fer observacions amb radars i radiotelescopis.
Antigament es pensava que Mercuri sempre presentava la mateixa cara al Sol, situació similar al cas de la Lluna amb la Terra, és a dir, que el seu període de rotació era igual al seu període de translació, tots dos de 88 dies. No obstant això, el 1965 es van enviar impulsos de radar cap a Mercuri, amb la qual cosa va quedar definitivament demostrat que el seu període de rotació era de 58.7 dies, la qual cosa és 2/3 del seu període de translació. Això no és coincidència, i és una situació denominada ressonància orbital.
Com que és un planeta l'òrbita és inferior a la de la Terra, Mercuri periòdicament passa davant del Sol, fenomen que s'anomena trànsit astronòmic. Observacions de la seva òrbita a través de molts anys van demostrar que el periheli gira 43 "d'arc més per segle del predit per la mecànica clàssica de Newton. Aquesta discrepància va portar a un astrònom francès, Urbain Le Verrier, a pensar que existia un planeta encara més a prop del Sol, al com van cridar Vulcà, que pertorbava l'òrbita de Mercuri. Ara se sap que Vulcà no existeix; l'explicació correcta del comportament del periheli de Mercuri es troba en la Teoria General de la Relativitat.
ESTRUCTURA INTERNA
Mercuri és un dels quatre planetes sòlids o rocosos, és a dir, té un cos rocós com la Terra. Aquest planeta és el més petit dels quatre, amb un diàmetre de 4879 km en l'equador. Mercuri està format aproximadament per un 70% d'elements metàl · lics i un 30% de silicats. La densitat d'aquest planeta és la segona més gran de tot el sistema solar, sent el seu valor de 5.430 kg/m3, només una mica menor que la densitat de la Terra. La densitat de Mercuri es pot usar per deduir els detalls de la seva estructura interna. Mentre l'alta densitat de la Terra s'explica considerablement per la compressió gravitacional, particularment en el nucli, Mercuri és molt més petit i les seves regions interiors no estan tan comprimides. Per tant, per explicar aquesta alta densitat, el nucli ha d'ocupar gran part del planeta ia més ser ric en ferro, material amb una alta densitat. Els geòlegs estimen que el nucli de Mercuri ocupa un 42% del seu volum total (el nucli de la Terra tot just ocupa un 17%). Aquest nucli estaria parcialment fos, el que explicaria el camp magnètic del planeta.
Envoltant el nucli hi ha un mantell d'uns 600 km de gruix. La creença generalitzada entre els experts és que en els principis de Mercuri un cos de diversos quilòmetres de diàmetre (un planetesimal) va impactar contra ell desfent la major part del mantell original, donant com a resultat un mantell relativament prim comparat amb el gran nucli. (Altres teories alternatives es discuteixen en la secció Formació de Mercuri).
La escorça mercuriana mesura entorn dels 100-200 km de gruix. Un fet distintiu de l'escorça de Mercuri són les visibles i nombroses línies escarpades o escarpes que s'estenen diversos milers de quilòmetres al llarg del planeta. Presumiblement es van formar quan el nucli i el mantell es van refredar i contraure alhora que l'escorça s'estava solidificant.
GEOLOGIA I SUPERFÍCIE
La superfície de Mercuri, com la de la Lluna, presenta nombrosos impactes de meteorits que oscil · len entre uns metres fins a milers de quilòmetres. Alguns dels cràters són relativament recents, d'alguns milions d'anys d'edat, i es caracteritzen per la presència d'un pic central. Sembla ser que els cràters més antics han tingut una erosió molt forta, possiblement deguda als grans canvis de temperatura que en un dia normal oscil · len entre 623 K (350 ° C) pel dia i 103 K (-170 ° C) per la nit.
Igual que la Lluna, Mercuri sembla haver sofert un període d'intens bombardeig de meteorits de grans dimensions, fa uns 4000 milions d'anys. Durant aquest període de formació de cràters, Mercuri va rebre impactes en tota la seva superfície, facilitat per la pràctica absència d'atmosfera, que pogués desintegrar o frenar multitud d'aquestes roques. Durant aquest temps Mercuri va ser volcànicament actiu, formant-se conques o depressions amb lava de l'interior del planeta, produint planes llises similars als mars o maries de la Lluna, una prova d'això és el descobriment per part de la sonda MESSENGER de possibles volcans.
Les planes o planes de Mercuri tenen dues diferents edats, les joves planes estan menys craterizadas i probablement es van formar quan els fluxos de lava van enterrar el terreny anterior. Un tret característic de la superfície d'aquest planeta són els nombrosos plecs de compressió que entrecreuen les planes. Es pensa que com l'interior del planeta es va refredar, es va contreure i la superfície va començar a deformar-se. Aquests plecs es poden apreciar per sobre de cràters i planes, el que fa indicar que són molt més recents. La superfície mercuriana està significativament flexada a causa de la força de marea exercida pel Sol Les forces de marea en Mercuri són un 17% més forts que les exercides per la Lluna a la Terra.
Destacable en la geologia de Mercuri és la Conca de Caloris, un cràter d'impacte que constitueix una de les majors depressions meteòriques de tot el sistema solar; aquesta formació geològica té un diàmetre aproximat de 1550 km (abans del sobrevol de la sonda MESSENGER es creia que la seva mida era de 1300 km). Conté a més una formació d'origen desconegut no abans vista ni en el propi Mercuri ni en la Lluna, i que consisteix en aproximadament un centenar d'esquerdes estretes i de sòl llis coneguda com L'Aranya, en el centre d'aquesta es troba un cràter, desconeixent si aquest cràter està relacionat amb la seva formació o no. Interessantment, també l'albedo de la Conca de Caloris és superior al dels terrenys circumdants (a l'inrevés del que passa a la Lluna). La raó d'això està sent investigada.
Just al costat oposat d'aquesta immensa formació geològica es troben uns pujols o serralades conegudes com Terreny Estrany, o Weird Terrain. Una hipòtesi sobre l'origen d'aquest complex geomorfològic és que les ones de xoc generades per l'impacte que va formar la Conca de Caloris van travessar tota l'esfera planetària convergint en les antípodes d'aquesta formació (180 °), fracturant la superfície i formant aquesta serralada.
Igual que altres astres del nostre sistema solar, com el més semblant en aspecte, la Lluna, la superfície de Mercuri probablement ha incorregut en els efectes de processos de desgast espacials, o erosió espacial. El vent solar i impactes de micrometeorits poden enfosquir la superfície canviant les propietats reflectants d'aquesta i l'albedo general de tot el planeta.
Malgrat les temperatures extremadament altes que hi ha generalment en la seva superfície, observacions més detallades suggereixen l'existència de gel a Mercuri. El fons de diversos cràters molt profunds i foscos propers als pols que mai han quedat exposats directament a la llum solar tenen una temperatura molt inferior a la mitjana global. El gel (d'aigua) és extremadament reflectant al radar, i recents observacions revelen imatges molt reflectants al radar a prop dels pols, el gel no és l'única causa possible d'aquestes regions altament reflectants, però sí la més probable. S'especula que el gel té només uns metres de profunditat d'aquests cràters, contenint al voltant d'una tona d'aquesta substància. L'origen de l'aigua gelada en Mercuri no és conegut amb certesa, però s'especula que o bé es va condensar d'aigua de l'interior del planeta o vi d'estels que van impactar contra el terra.
MAGNETOSFERA
L'estudi de la interacció de Mercuri amb el vent solar ha posat en evidència l'existència d'una magnetosfera entorn del planeta. L'origen d'aquest camp magnètic no és conegut, encara que alguns autors creuen que pot ser degut a un corrent elèctric induït en les capes exteriors de l'atmosfera del planeta pel moviment de les línies del camp magnètic interplanetari que giren per la rotació del Sol el 2007 observacions molt precises realitzades des de la Terra mitjançant radar, van demostrar un balanceig de l'eix de rotació compatible només amb un nucli del planeta parcialment fos. Un nucli parcialment fos amb materials ferromagnètics podria ser la causa del seu camp magnètic.
ÒRBITA I ROTACIÓ
L'òrbita de Mercuri és la més excèntrica dels planetes menors, amb la distància del planeta al Sol en un rang entre 46 milions i 70 milions de quilòmetres. Tarda 88 dies terrestres en donar una translació completa. Presenta a més una inclinació orbital (pel que fa al pla de l'eclíptica) de 7 °.
La obliqüitat de l'eclíptica és de només 0.01 ° (graus sexagesimals), unes 300 vegades menys que la de Júpiter, que és el segon planeta en aquesta estadística, amb 3,1 ° (a la Terra és de 23,5 °). D'aquesta forma un observador en l'equador de Mercuri durant el migdia local mai veuria el Sol més que 0.01 ° al nord o al sud del zenit. Anàlogament, en els pols el sol mai passa 0.01 ° per sobre de l'horitzó.
ALBA DOBLE
En Mercuri existeix el fenomen de les albes dobles, on el Sol surt, s'atura, s'amaga novament gairebé exactament per on va sortir i després torna a sortir per continuar el seu recorregut pel cel, això només passa en alguns punts de la superfície: per el mateix procediment, en la resta del planeta s'observa que el Sol aparentment es detingui en el cel i realitzi un moviment de gir. Això és perquè aproximadament quatre dies abans del periheli, la velocitat angular orbital de Mercuri iguala la seva velocitat angular rotatòria, el que fa que el moviment aparent del Sol cessament, just en el periheli, la velocitat angular orbital de Mercuri excedeix la velocitat angular rotatòria. D'aquesta manera s'explica aquest moviment aparent retrògrad del Sol Quatre dies després del periheli, el Sol torna a prendre un moviment aparent normal passant per aquests punts.
AVANÇ DEL PERIHELI
L'avanç del periheli de Mercuri va ser notat al segle XIX per la lenta precessió de l'òrbita del planeta al voltant del Sol, la qual no s'explicava completament per les lleis de Newton ni per pertorbacions per planetes coneguts (treball molt notable del matemàtic francès Urbain li Verrier). Es va suposar llavors que un altre planeta en una òrbita més interior al Sol era el causant d'aquestes pertorbacions (es van considerar altres teories com un lleu aplatament dels pols solars). L'èxit de la recerca de Neptú a conseqüència de les pertorbacions orbitals d'Urà van fer posar molta fe als astrònoms per a aquesta hipòtesi. Aquest planeta desconegut se li denominaria planeta Vulcà. No obstant això, al començament del segle XX, la Teoria General de la Relativitat d'Albert Einstein explicava la precessió observada, descartant a l'inexistent planeta (vegeu òrbita planetària relativista). L'efecte és molt petit: l'efecte d'aquesta relativitat en l'avanç del periheli mercuriano excedeix en just 42,98 arcosegundos per segle, tant que necessita 12 milions d'òrbites per excedir un torn complet. Similar, però amb efectes molt menors, opera per a altres planetes, sent 8,52 arcosegundos per segle per Venus, 3,84 per a la Terra, 1,35 per Mart, i 10,05 per l'asteroide Apol · lo (1566) Ícar.
RESSONÀNCIA ORBITAL
Durant molts anys es va pensar que la mateixa cara de Mercuri mirava sempre cap al Sol, de forma sincrònica, similar a com ho fa la Lluna. No va ser fins a 1965 quan observacions per ràdio (veure Observació amb Grans Telescopis) van descobrir una ressonància orbital de 2:3, rotant tres vegades cada dos anys mercurianos, l'excentricitat de l'òrbita de Mercuri fa aquesta ressonància estable en el periheli, quan la marea solar és més forta, el Sol està encara en el cel de Mercuri. La raó per la qual els astrònoms pensaven que Mercuri girava de manera sincrònica era que sempre que el planeta estava en millor posició per a la seva observació, mostrava la mateixa cara. Ja que Mercuri gira en un 3:2 de ressonància orbital, un dia solar (la durada entre dos trànsits meridians del Sol) són uns 176 dies terrestres. Un dia sideral és d'uns 58,7 dies terrestres.
Simulacions orbitals indiquen que l'excentricitat de l'òrbita de Mercuri varia caòticament des de 0 (circular) a 0,47 al llarg de milions d'anys. Això dóna una idea per explicar la ressonància orbital mercuriana de 2:3, quan el més usual és 1:1, ja que això és més raonable per a un període amb una excentricitat tan alta.
VENUS
Venus és el segon planeta del Sistema Solar en ordre de distància des del Sol, i el tercer quant a grandària, de menys a més. Rep el seu nom en honor a Venus, la deessa romana de l'amor. Es tracta d'un planeta de tipus rocós i terrestre, cridat amb freqüència el planeta germà de la Terra, ja que tots dos són similars quant a grandària, massa i composició, encara que totalment diferents en qüestions tèrmiques i atmosfèriques. L'òrbita de Venus és una el · lipse amb una excentricitat de menys de l'1%, formant l'òrbita més circular de tots els planetes, amb prou feines supera la de Neptú. La seva pressió atmosfèrica és 90 vegades superior a la terrestre, és per tant la major pressió atmosfèrica de tots els planetes rocosos. Tot i no estar més a prop del Sol que Mercuri, Venus posseeix l'atmosfera més calenta, ja que aquesta atrapa molta més calor del Sol, a causa que està composta principalment per gasos d'hivernacle, com el diòxid de carboni. Aquest planeta més posseeix el dia més llarg del sistema solar: 243 dies terrestres, i el seu moviment és dextrogir, és a dir, gira en el sentit de les agulles del rellotge, contrari al moviment dels altres planetes. Per això, en un dia venusiano el sol surt per l'oest i s'oculta per l'Est. Els seus núvols, però, poden donar la volta al planeta en quatre dies. De fet, fa molts anys, abans d'estudiar el planeta enviant a la seva superfície naus no tripulades i estudiar la seva superfície amb radar, es pensava que el període de rotació de Venus era d'uns quatre dies.
En trobar Venus més proper al Sol que la Terra (és un planeta interior), sempre es pot trobar als voltants del Sol (la seva major elongació és de 47,8 °), de manera que des de la Terra es pot veure només durant unes poques hores abans de l'orto (sortida del Sol), en uns determinats mesos de l'any, o també durant unes poques hores després de l'ocàs (posta del Sol), a la resta de l'any. Malgrat això, quan Venus és més brillant, pot ser vist durant el dia, sent un dels tres únics cossos celestes que poden ser vistos de dia a primera vista, a més de la Lluna i el Sol Venus és normalment conegut com la estrella del matí (estel de l'Alba) o l'estrella de la tarda (estel Vespertí) i, quan és visible en el cel nocturn, és el segon objecte més brillant del firmament, després de la Lluna.
Per aquest motiu, Venus va haver de ser ja conegut des dels temps prehistòrics. Els seus moviments en el cel eren coneguts per la majoria de les antigues civilitzacions, adquirint importància en gairebé totes les interpretacions astrològiques del moviment planetari. En particular, la civilització maia va elaborar un calendari religiós basat en els cicles astronòmics, incloent els cicles de Venus. El símbol del planeta Venus és una representació estilitzada del mirall de la deessa Venus: un cercle amb una petita creu sota, utilitzat també avui per a denotar el sexe femení.
Els adjectius venusiano / a, venusino / ai veneri / a (poèticament) són usats per denotar les característiques habitualment atribuïdes a Venus-Afrodita. L'adjectiu veneri sol associar-se a les malalties de transmissió sexual. És al costat de la Terra (deessa Gea de l'antiguitat) l'únic planeta del Sistema Solar amb nom femení, a part de dos dels planetes nans, Ceres i Eris.
CARACTERÍSTIQUES ORBITALES
ÒRBITA
Encara que totes les òrbites planetàries són el · líptiques, l'òrbita de Venus és la més semblant a una circumferència, amb una excentricitat inferior a un 1%.
El cicle entre dues elongacions màximes (període orbital sinòdic) dura 584 dies. Després d'aquests 584 dies Venus apareix en una posició a 72 ° de l'elongació anterior. Atès que hi ha 5 períodes de 72 ° en una circumferència, Venus torna al mateix punt del cel cada 8 anys (menys dos dies corresponents als anys de traspàs). Aquest període es coneixia com el cicle Sothis en l'Antic Egipte.
En la conjunció inferior, Venus pot aproximar-se a la Terra més que cap altre planeta. El 16 desembre 1850 va aconseguir la distància més propera a la Terra des de l'any 1800, amb un valor de 39.514.827 quilòmetres (0,26413854 UA). Des d'aleshores no hi ha hagut una aproximació tan propera. Una aproximació gairebé tan propera serà l'any 2101, quan Venus aconseguirà una distància de 39.541.578 quilòmetres (0,26431736 UA).
ROTACIÓ
Venus gira sobre si mateix lentament en un moviment retrògrad, en el mateix sentit de les agulles del rellotge, d'oest a est en lloc d'Est a Oest com la resta dels planetes (excepte Urà), trigant a fer un gir complet sobre si mateix 243,0187 dies terrestres. No se sap el perquè de la peculiar rotació de Venus. Si el Sol pogués veure des de la superfície de Venus apareixeria pujant des de l'Oest i posant per l'Est, amb un cicle dia-nit de 116,75 dies terrestres i un any venusiano de 1,92 dies venusianos.
A més de la rotació retrògrada, els períodes orbital i de rotació de Venus estan sincronitzats de manera que sempre presenta la mateixa cara del planeta a la Terra quan dos cossos estan a menor distància. Això podria ser una simple coincidència però existeixen especulacions sobre un possible origen d'aquesta sincronització com a resultat d'efectes de marea afectant a la rotació de Venus quan ambdós cossos estan prou a prop.
CARACTERÍSTIQUES FÍSIQUES
ATMÒSFERA DE VENUS
Venus posseeix una densa atmosfera, composta en la seva major part per diòxid de carboni i una petita quantitat de nitrogen. La pressió al nivell de la superfície és 90 vegades superior a la pressió atmosfèrica en la superfície terrestre (una pressió equivalent a la Terra a la pressió que hi ha submergit en l'aigua a una profunditat d'un quilòmetre). L'enorme quantitat de diòxid de carboni de l'atmosfera provoca un fort efecte hivernacle que eleva la temperatura de la superfície del planeta fins a prop de 464 ° C a les regions menys elevades prop de l'equador. Això fa que Venus sigui més calent que Mercuri, tot i trobar-se a més del doble de la distància del Sol que aquest i de rebre només el 25% de la seva radiació solar (2.613,9 W/m2 en l'atmosfera superior i 1.071, 1 W/m2 en la superfície). A causa de la inèrcia tèrmica de la seva massiva atmosfera i al transport de calor pels forts vents de la seva atmosfera, la temperatura no varia de forma significativa entre el dia i la nit. Malgrat la lenta rotació de Venus (menys d'una rotació per any venusiano, equivalent a una velocitat de rotació en l'Equador de només 6,5 km / h), els vents de l'atmosfera superior circumval el planeta en tan sols 4 dies , distribuint eficaçment la calor. A més del moviment zonal de l'atmosfera d'Oest a Est, hi ha un moviment vertical en forma de cèl · lula de Hadley que transporta la calor de l'Equador fins a les zones polars i fins i tot a latituds mitjanes del costat no il · luminat del planeta.
La radiació solar gairebé no arriba a la superfície del planeta. La densa capa de núvols reflecteix a l'espai la majoria de la llum del Sol i la major part de la llum que travessa els núvols és absorbida per l'atmosfera. Això impedeix a la major part de la llum del Sol que calent la superfície. L'albedo bolométrico de Venus és d'aproximadament el 60%, i el seu albedo visual és encara més gran, la qual cosa conclou que, tot i trobar-se més proper al Sol que la Terra, la superfície de Venus no s'escalfa ni s'il · lumina com era d'esperar per la radiació solar que rep. En absència de l'efecte hivernacle, la temperatura a la superfície de Venus podria ser similar a la de la Terra. L'enorme efecte hivernacle associat a la immensa quantitat de diòxid de carboni a l'atmosfera atrapa la calor provocant les elevades temperatures d'aquest planeta.
Els forts vents a la part superior dels núvols poden arribar als 350 km / h, encara que a nivell del sòl els vents són molt més lents. Malgrat això, ia causa de l'altíssima densitat de l'atmosfera en la superfície de Venus, fins i tot aquests fluixos vents exerceixen una força considerable contra els obstacles. Els núvols estan compostes principalment per gotes de diòxid de sofre i àcid sulfúric, i cobreixen el planeta completament, ocultant la major part dels detalls de la superfície a l'observació externa. La temperatura a la part superior dels núvols (a 70 km sobre la superfície) és de -45 º C. La mesura mitjana de temperatura a la superfície de Venus és de 464 ° C. La temperatura de la superfície mai baixa dels 400 ° C, el que ho fa el planeta més calent del sistema solar.
GEOLOGIA DE VENUS
Venus té una lenta rotació retrògrada , el que significa que gira d'Est a Oest, en lloc de fer-ho d'oest a est com ho fan la majoria dels altres planetes majors ( Urà també té una rotació retrògrada , encara que l'eix de rotació d'Urà , inclinat 97,86 ° , pràcticament descansa sobre el pla orbital ) . Es desconeix per què Venus és diferent en aquest aspecte , encara que podria ser el resultat d'una col · lisió amb un asteroide en algun moment del passat remot . A més d'aquesta inusual rotació retrògrada , el període de rotació de Venus i la seva òrbita estan gairebé sincronitzats , de manera que sempre presenta la mateixa cara a la Terra quan els dos planetes es troben en la seva màxima aproximació ( 5.001 dies venusianos entre cada conjunció inferior ) . Això podria ser el resultat de les forces de marea que afecten la rotació de Venus cada vegada que els planetes es troben prou pròxims, encara que no es coneix amb claredat el mecanisme .
Venus té dos altiplans principals a manera de continents, elevant-se sobre una vasta plana. L'altiplà Nord es diu Ishtar Terra i conté la major muntanya de Venus (aproximadament dos quilòmetres més alta que la Muntanya Everest), anomenada Maxwell Montes en honor de James Clerk Maxwell. Ishtar Terra té la grandària aproximada d'Austràlia. A l'hemisferi Sud es troba Aphrodite Terra, més gran que l'anterior i amb una grandària equivalent al de Sud-amèrica. Entre aquestes altiplans hi ha algunes depressions del terreny, que inclouen Atalanta Planitia, Guinevere Planitia i Lavinia Planitia. Amb l'única excepció de la Muntanya Maxwell, totes les característiques distingibles del terreny adopten noms de dones mitològiques.
La densa atmosfera de Venus provoca que els meteorits es desintegrin bruscament en el seu descens a la superfície, encara que els més grans poden arribar a la superfície, originant un cràter si tenen prou energia cinètica. A causa d'això, no poden formar cràters d'impacte més petits de 3,2 quilòmetres de diàmetre.
Aproximadament el 90% de la superfície de Venus sembla consistir en un basalt recentment solidificat (en termes geològics) amb molt pocs cràters de meteorits. Les formacions més antigues presents en Venus no semblen tenir més de 800 milions d'anys, sent la major part del sòl considerablement més jove (no més d'alguns centenars de milions d'anys en la seva major part), la qual cosa suggereix que Venus va patir un cataclisme que va afectar a la seva superfície no fa molt temps en el passat geològic.
L'interior de Venus és probablement similar al de la Terra: un nucli de ferro d'uns 3.000 km de radi, amb un mantell rocós que forma la major part del planeta. Segons dades dels mesuradors gravitatoris de la sonda Magallanes, l'escorça de Venus podria ser més dura i gruixuda del que s'havia pensat. Es pensa que Venus no té plaques tectòniques mòbils com la Terra, però en el seu lloc es produeixen massives erupcions volcàniques que inunden la seva superfície amb lava «fresca». Altres descobriments recents suggereixen que Venus encara està volcànicament actiu.
El camp magnètic de Venus és molt feble comparat amb el d'altres planetes del Sistema Solar . Això es pot deure a la seva lenta rotació , insuficient per formar el sistema de « dinamo intern» de ferro líquid . Com a resultat d'això , el vent solar colpeja l'atmosfera de Venus sense ser filtrat . Se suposa que Venus va tenir originalment tanta aigua com la Terra però que, en estar sotmesa a l'acció del Sol sense cap filtre protector , el vapor d' aigua en l'alta atmosfera es dissocia en hidrogen i oxigen , escapant l'hidrogen a l'espai per la seva baixa massa molecular . El percentatge de deuteri ( un isòtop pesat de l'hidrogen que no escapa tan fàcilment ) en l'atmosfera de Venus sembla recolzar aquesta teoria . Se suposa que l'oxigen molecular es va combinar amb els àtoms de l'escorça ( encara que grans quantitats d'oxigen romanen en l'atmosfera en forma de diòxid de carboni ) . A causa d'aquesta sequedat , les roques de Venus són molt més pesades que les de la Terra , la qual cosa afavoreix la formació de muntanyes majors , profunds penya-segats i altres formacions .
Durant algun temps es va creure que Venus posseïa un satèl · lit natural anomenat Neith, anomenat així per la deessa Sais de l'Antic Egipte, el vel cap mortal podia aixecar. Va ser aparentment observat per primera vegada per Giovanni Cassini el 1672. Altres observacions esporàdiques van continuar fins a 1892, però aquests albiraments van ser desacreditats (eren en la seva major part estrelles tènues que semblaven estar en el lloc correcte en el moment correcte), i avui se sap que Venus no té cap satèl · lit, si bé l'asteroide 2002 VE gairebé ho és.
ESTRUCTURA INTERNA
Sense informació sísmica o detalls, moment d'inèrcia, hi ha poques dades directes sobre la geoquímica i l'estructura interna de Venus. No obstant això, la similitud en grandària i densitat entre Venus i la Terra suggereix que tots dos comparteixen una estructura interna afí: un nucli, un mantell i una escorça planetària. Igual que la Terra, s'especula que el nucli de Venus és almenys parcialment líquid. La menor grandària i densitat de Venus indica que les pressions en el seu interior són considerablement menors que en la Terra. La diferència principal entre els dos planetes és la manca de plaques tectòniques en Venus, probablement a causa de la sequedat del mantell i la superfície. Com a conseqüència, la pèrdua de calor al planeta és escassa, evitant la seva refredament i proporcionant una explicació viable sobre la manca d'un camp magnètic intern.
TERRA
La Terra (de Terra, nom llatí de Gea, deïtat grega de la feminitat i la fecunditat) és un planeta del Sistema Solar que gira al voltant de la seva estrella en la tercera òrbita més interna. És el més dens i el cinquè major dels vuit planetes del Sistema Solar. També és el major dels quatre terrestres.
La Terra es va formar fa aproximadament 4.500 milions d'anys i la vida va sorgir uns mil milions d'anys després. És la llar de milions d'espècies, incloent els éssers humans i actualment l'únic cos astronòmic on es coneix l'existència de vida. L'atmosfera i altres condicions abiòtiques han estat alterades significativament per la biosfera del planeta, afavorint la proliferació d'organismes aerobis, així com la formació d'una capa d'ozó que juntament amb el camp magnètic terrestre bloquegen la radiació solar nociva, permetent així la vida a la Terra. Les propietats físiques de la Terra, la història geològica i la seva òrbita han permès que la vida segueixi existint. S'estima que el planeta seguirà sent capaç de sustentar vida durant 500 milions d'anys, ja que segons les previsions actuals, passat aquest temps la creixent lluminositat del Sol acabarà causant l'extinció de la biosfera.
La superfície terrestre o escorça està dividida en diverses plaques tectòniques que llisquen sobre el magma durant períodes de diversos milions d'anys. La superfície està coberta per continents i illes, aquests posseeixen diversos llacs, rius i altres fonts d'aigua, que juntament amb els oceans d'aigua salada que representen prop del 71% de la superfície construeixen la hidrosfera. No es coneix cap altre planeta amb aquest equilibri d'aigua líquida, nota 6 que és indispensable per a qualsevol tipus de vida coneguda. Els pols de la Terra estan coberts majoritàriament de gel sòlid (Indlandsis de l'Antàrtida) o de banquisas (casquet polar àrtic). L'interior del planeta és geològicament actiu, amb una gruixuda capa de mantell relativament sòlid, un nucli extern líquid que genera un camp magnètic, i un nucli de ferro sòlid interior aproximadament el 88%.
La Terra interactua amb altres objectes en l'espai, especialment el Sol i la Lluna. Actualment, la Terra completa una òrbita al voltant del Sol cada vegada que realitza 366,26 girs sobre el seu eix, la qual cosa és equivalent a 365,26 dies solars o un any sideral. L'eix de rotació de la Terra es troba inclinat 23,4 ° respecte a la perpendicular al seu pla orbital, el que produeix les variacions estacionals en la superfície del planeta amb un període d'un any tropical (365,24 dies solars). La Terra té un únic satèl · lit natural, la Lluna, que va començar a orbitar la Terra fa 4530000000 d'anys, aquesta produeix les marees, estabilitza la inclinació de l'eix terrestre i redueix gradualment la velocitat de rotació del planeta. Fa aproximadament 3800-4100000000 d'anys, durant l'anomenat bombardeig intens tardà, nombrosos asteroides impactar a la Terra, causant significatius canvis en la major part de la seva superfície.
Tant els recursos minerals del planeta com els productes de la biosfera aporten recursos que s'utilitzen per sostenir a la població humana mundial. Els seus habitants estan agrupats en uns 200 estats sobirans independents, que interactuen a través de la diplomàcia, els viatges, el comerç, i l'acció militar. Les cultures humanes han desenvolupat moltes idees sobre el planeta, inclosa la personificació d'una deïtat, la creença en una Terra plana o en la Terra com a centre de l'univers, i una perspectiva moderna del món com un entorn integrat que requereix administració.
EVOLUCIÓ DE LA VIDA
Actualment , la Terra proporciona l'únic exemple d'un entorn que ha donat lloc a l'evolució de la vida . Es creu que processos químics altament energètics van produir una molècula auto- replicant fa al voltant de 4000 milions d'anys , i entre fa 3500 i 3800 milions d' anys va existir l'últim avantpassat comú universal . El desenvolupament de la fotosíntesi va permetre que els éssers vius recollissin de forma directa l' energia del Sol; l'oxigen resultant acumulat a l'atmosfera va formar una capa d'ozó (una forma d'oxigen molecular [ O3 ] ) en l'atmosfera superior . La incorporació de cèl · lules més petites dins de les més grans va donar com a resultat el desenvolupament de les cèl · lules complexes anomenades eucariotes . Els veritables organismes multicel · lulars es van formar quan les cèl · lules dins de colònies es van fer cada vegada més especialitzades . La vida va colonitzar la superfície de la Terra en part gràcies a l'absorció de la radiació ultraviolada per part de la capa d' ozó .
En la dècada de 1960 va sorgir una hipòtesi que afirma que durant el període Neoproterozoico, des de 750 fins als 580 Ma, es va produir una intensa glaciació en què gran part del planeta va ser cobert per una capa de gel. Aquesta hipòtesi ha estat anomenada la "Glaciació global", i és de particular interès ja que aquest succés va precedir a la crida explosió del Càmbric, en què les formes de vida multicel · lulars van començar a proliferar.
Després de l'explosió del Cambrià , fa uns 535 Ma s'han produït cinc grans extincions en massa . D'elles , l'esdeveniment més recent va ocórrer fa 65 milions d'anys, quan l'impacte d'un asteroide va provocar l'extinció dels dinosaures no aviaris , així com d'altres grans rèptils , excepte alguns petits animals com els mamífers , que aleshores eren similars a les actuals musaranyes . Durant els últims 65 milions d'anys els mamífers es van diversificar , fins que fa diversos milions d'anys , un animal africà amb aspecte de simi , conegut com el Orrorin tugenensis , va adquirir la capacitat de mantenir-se drets . Això li va permetre utilitzar eines i afavorir la seva capacitat de comunicació , proporcionant la nutrició i l'estimulació necessàries per desenvolupar un cervell més gran, i permetent així l'evolució de la raça humana . El desenvolupament de l'agricultura i de la civilització va permetre als humans alterar la Terra en un curt espai de temps com no ho havia fet cap altra espècie , afectant tant a la natura com a la diversitat i quantitat de formes de vida .
Aquest patró d'edats de gel va començar fa uns 40 Ma i després es va intensificar durant el Plistocè, fa al voltant de 3 Ma Des de llavors les regions en latituds altes han estat objecte de repetits cicles de glaciació i desglaç, en cicles de 40 - 100 mil anys. L'última glaciació continental acabar fa 10 000 anys.
FUTUR
El futur del planeta està estretament lligat al del sol. Com a resultat de l'acumulació constant d'heli en el nucli del Sol, la lluminositat total de l'estrella anirà a poc a poc en augment. La lluminositat del Sol creixerà en un 10% en els propers 1,1 Ga (1100 milions d'anys) i en un 40% en els propers 3,5 Ga. Els models climàtics indiquen que l'augment de la radiació podria tenir conseqüències nefastes a la Terra, incloent la pèrdua dels oceans del planeta
S'espera que la Terra sigui habitable per al voltant de 500 milions d'anys a partir d'aquest moment , tot i que aquest període podria estendre fins a 2300 milions d'anys si s'elimina el nitrogen de l'atmosfera . L'augment de temperatura a la superfície terrestre accelerarà el cicle del CO2 inorgànic , el que reduirà la seva concentració fins a nivells letalment baixos per a les plantes ( 10 ppm per a la fotosíntesi C4 ) dins d'aproximadament 500 millones19 a 900 milions d' anys . La manca de vegetació resultarà en la pèrdua d'oxigen en l'atmosfera , la qual cosa provocarà l'extinció de la vida animal al llarg de diversos milions d'anys més . Després d'altres mil milions d' anys , totes les aigües superficials hauran desaparegut i la temperatura mitjana global arribarà als 70 º C. Fins i tot si el Sol fos etern i estable , el continu refredament interior de la Terra es traduiria en una gran pèrdua de CO2 a causa de la reducció d'activitat volcànica , i el 35 % de l'aigua dels oceans podria baixar fins el mantell causa de la disminució del vapor de ventilació en les dorsals oceàniques .
El Sol , seguint la seva evolució natural , es convertirà en una gegant vermella a uns 5 Ga . Els models prediuen que el Sol s'expandirà fins a unes 250 vegades la seva grandària actual , aconseguint un radi proper a 1 UA ( uns 150 milions de km ) . La destinació que patirà la Terra llavors no està clar . Sent una geganta vermella , el Sol perdrà aproximadament el 30% de la seva massa , de manera que sense els efectes de les marees , la Terra es mourà a una òrbita de 1,7 UA ( uns 250 milions de km ) del Sol quan l'estrella arribi al seu radi màxim . Per tant s'espera que el planeta fuita inicialment de ser embolicat per la tènue atmosfera exterior expandida del Sol Tot i això, qualsevol forma de vida restant seria destruïda per l'augment de la lluminositat del Sol ( aconseguint un màxim de prop de 5000 vegades el seu nivell actual ) . No obstant això, una simulació realitzada en 2008 indica que l'òrbita de la Terra es perdrà a causa dels efectes de marea i arrossegament , ocasionant que el planeta penetri en l'atmosfera estel · lar i es vaporitzi .
HIDROSFERA
L'abundància d'aigua a la superfície de la Terra és una característica única que distingeix el "Planeta Blau" d'altres en el Sistema Solar. La hidrosfera de la Terra està composta fonamentalment per oceans, però tècnicament inclou totes les superfícies d'aigua al món, inclosos els mars interiors, llacs, rius i aigües subterrànies fins a una profunditat de 2000 m. El lloc més profund sota l'aigua és l'Abisme Challenger de la Fossa de les Mariannes, a l'Oceà Pacífic, amb una profunditat de -10 911,4 m.
La massa dels oceans és d'aproximadament 1,35 × 1018 tones mètriques, o aproximadament 1/4400 de la massa total de la Terra. Els oceans cobreixen una àrea de 361,84 × 106 km2 amb una profunditat mitjana de 3.682,2 m, el que resulta en un volum estimat de 1,3324 × 109 km3. Si nivelase tota la superfície terrestre, l'aigua cobriria la superfície del planeta fins a una altura de més de 2,7 km. L'àrea total de la Terra és de 5,1 × 108 km2. Per a la primera aproximació, la profunditat mitjana seria la relació entre els dos, o de 2,7 km. Aproximadament el 97,5% de l'aigua és salada, mentre que el restant 2,5% és aigua dolça. La major part de l'aigua dolça, aproximadament el 68,7%, es troba actualment en estat de gel.
La salinitat mitjana dels oceans és d'uns 35 grams de sal per quilogram d'aigua (35 ‰) .105 La major part d'aquesta sal va ser alliberada per l'activitat volcànica, o extreta de les roques ígnies ja refredades. Els oceans són també un reservori de gasos atmosfèrics dissolts, sent aquests essencials per a la supervivència de moltes formes de vida aquàtica. L'aigua dels oceans té una influència important sobre el clima del planeta, actuant com un focus calòric de grans dimensions. Els canvis en la distribució de la temperatura oceànica poden causar alteracions climàtiques, com ara l'Oscil · lació del Sud, El Niño.
ATMOSFERA
La pressió atmosfèrica mitjana al nivell del mar se situa al voltant dels 101,325 kPa, amb una escala d'altura d'aproximadament 8,5 km. Està composta principalment d'un 78% de nitrogen i un 21% d'oxigen, amb traces de vapor d'aigua, diòxid de carboni i altres molècules gasoses. L'alçada de la troposfera varia amb la latitud, entre 8 km als pols i 17 km a l'equador, amb algunes variacions a causa de la climatologia i els factors estacionals.
La biosfera de la Terra ha alterat significativament l'atmosfera . La fotosíntesi oxigènica va evolucionar fa 2700000000 d'anys , formant principalment l'atmosfera actual de nitrogen - oxigen . Aquest canvi va permetre la proliferació dels organismes aeròbics , així com la formació de la capa d' ozó que bloqueja la radiació ultraviolada provinent del Sol , permetent la vida fora de l'aigua . Altres funcions importants de l'atmosfera per a la vida a la Terra inclouen el transport de vapor d'aigua , proporcionar gasos útils , cremar els meteorits petits abans que arribin a la superfície , i moderar la temperatura . Aquest últim fenomen es coneix com l'efecte hivernacle : traces de molècules presents en l'atmosfera capturen l'energia tèrmica emesa des del terra , augmentant així la temperatura mitjana . El diòxid de carboni , el vapor d' aigua , el metà i l'ozó són els principals gasos d'efecte hivernacle de l'atmosfera de la Terra . Sense aquest efecte de retenció de la calor , la temperatura superficial mitjana seria de -18 ° C i la vida probablement no existiria .
ROTACIÓ I ÒRBITA
ROTACIÓ
El període de rotació de la Terra respecte al Sol, és a dir, un dia solar, és d'al voltant de 86 400 segons de temps solar (86 400,0025 segons SIU). El dia solar de la Terra és ara una mica més llarg del que era durant el segle XIX a causa de l'acceleració de marea, els dies duren entre 0 i 2 ms SIU més.
El període de rotació de la Terra en relació a les estrelles fixes, anomenat dia estel · lar pel Servei Internacional de Rotació de la Terra i Sistemes de Referència (IERS per les sigles en anglès), és de 86 164,098903691 segons del temps solar mitjà (UT1), o de 23h 56m 4,098903691 s. El període de rotació de la Terra en relació amb l'equinocci vernal, mal anomenat el dia sideral, és de 86 164,09053083288 segons del temps solar mitjà (UT1) (23h 56m 4,09053083288 s). Per tant, el dia sideral és més curt que el dia estel · lar al voltant de 8,4 ms. La longitud del dia solar mitjà en segons SIU està disponible al IERS per als períodes 1623-2005 i 1962-2005.
A part dels meteors en l'atmosfera i dels satèl · lits en òrbita baixa, el moviment aparent dels cossos celestes vistos des de la Terra es realitza cap a l'oest, a una velocitat de 15 ° / h = 15 '/ min. Per a les masses properes a l'equador celeste, això és equivalent a un diàmetre aparent del Sol o de la Lluna cada dos minuts (des de la superfície del planeta, les mides aparents del Sol i de la Lluna són aproximadament iguals).
ÒRBITA
La Terra orbita al Sol a una distància mitjana d'uns 150 milions de quilòmetres, completant una òrbita cada 365,2564 dies solars, o un any sideral. Des de la Terra, això genera un moviment aparent del Sol cap a l'est, desplaçant-se amb respecte a les estrelles a un ritme d'al voltant d'1 ° / dia, o un diàmetre del Sol o de la Lluna cada 12 hores. A causa d'aquest moviment, de mitjana la Terra triga 24 hores (un dia solar) a completar una rotació completa sobre el seu eix fins que el sol torna al meridià. La velocitat orbital de la Terra és d'aproximadament 29,8 km / s (107.000 km / h), que és prou ràpida com per recórrer el diàmetre del planeta (12.742 km) en set minuts, o la distància entre la Terra i la Lluna (384 000 km) en quatre hores.
La Lluna gira amb la Terra al voltant d'un baricentre comú , pel fet que aquest es troba dins de la Terra , a 4541 km del seu centre , el sistema Terra- Lluna no és un planeta doble , la Lluna completa un gir cada 27 , 32 dies respecte a les estrelles de fons . Quan es combina amb la revolució comuna del sistema Terra - Lluna al voltant del Sol , el període del mes sinòdic , des d'una lluna nova a la següent , és de 29,53 dies . Vist des del pol nord celeste , el moviment de la Terra , la Lluna i les seves rotacions axials són totes contràries a la direcció de les agulles del rellotge ( sentit anti - horari ) . Vist des d'un punt de vista situat sobre els pols nord del Sol i la Terra , la Terra semblaria girar en sentit anti - horari al voltant del sol . Els plans orbitals i axials no estan alineats : L'eix de la Terra està inclinat uns 23,4 graus respecte a la perpendicular al pla Terra- Sol , i el pla entre la Terra i la Lluna està inclinat uns 5 graus respecte al pla terra- Sol . Sense aquesta inclinació , hi hauria un eclipsi cada dues setmanes , alternant entre els eclipsis lunars i eclipsis solars .
L'esfera d'Hill, o l'esfera d'influència gravitatòria, de la Terra té aproximadament 1,5 Gm (o 1 500 000 quilòmetres) de ràdio. Aquesta és la distància màxima en la qual la influència gravitatòria de la Terra és més forta que la dels més distants Sol i resta de planetes. Els objectes han orbitar la Terra dins d'aquest radi, o acabaran atrapats per la pertorbació gravitatòria del sol.
Des de l'any de 1772, es va establir que cossos petits poden orbitar de manera estable la mateixa òrbita que un planeta, si aquesta roman prop d'un punt triangular de Lagrange (també conegut com a «punt troià») els quals estan situats 60 ° endavant i 60 ° darrere del planeta en la seva òrbita. La Terra és el quart planeta amb un asteroide troià (2010 TK7) després de Júpiter, Mart i Neptú d'acord amb la data del seu descobriment. Aquest va ser difícil de localitzar a causa del posicionament geomètric de l'observació, aquest va ser descobert el 2010 gràcies al telescopi WISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer) de la NASA, però va ser l'abril del 2011 amb el telescopi «Canadà-França-Hawaii »quan es va confirmar la seva naturalesa troiana, i s'estima que la seva òrbita romangui estable dins dels propers 10 000 anys.
La Terra, juntament amb el Sistema Solar, està situada a la galàxia Via Làctia, orbitant al voltant de 28 000 anys llum del centre de la galàxia. En l'actualitat es troba uns 20 anys llum per sobre del pla equatorial de la galàxia, en el braç espiral de Orión.
MARTE
Mart és el quart planeta del Sistema Solar més proper al Sol Anomenat així pel déu de la guerra de la mitologia romana Mart, rep de vegades el sobrenom de Planeta vermell a causa de l'aparença vermellosa que li confereix l'òxid de ferro que domina la seva superfície. Té una atmosfera prima formada per diòxid de carboni, i dos satèl · lits: Fobos i Deimos. Forma part dels anomenats planetes tel · lúrics (de naturalesa rocosa, com la Terra) i és el planeta interior més allunyat del Sol És, en molts aspectes, el més semblant a la Terra.
Encara que en aparença podria semblar un planeta mort, no ho és. Els seus camps de dunes continuen sent bressolats pel vent marcià, els seus casquets polars canvien amb les estacions i fins i tot sembla que hi ha alguns petits fluxos estacionals d'aigua.
Tycho Brahe va mesurar amb gran precisió el moviment de Mart en el cel. Les dades sobre el moviment retrògrad aparent (els anomenats "llaços") van permetre a Kepler trobar la naturalesa el · líptica de la seva òrbita i determinar les lleis del moviment planetari conegudes com lleis de Kepler.
Forma part dels planetes superiors a la Terra, que són aquells que mai passen entre el Sol i la Terra. Les seves fases (porció il · luminada vista des de la Terra) estan poc marcades, fet que és fàcil de demostrar geomètricament. Considerant el triangle Sol-Terra-Mart, l'angle de fase és el que formen el Sol i la Terra vistos des de Mart. Aconsegueix el seu valor màxim en les quadratures quan el triangle STM és rectangle en la Terra. Per Mart, aquest angle de fase no és mai major de 42 °, i el seu aspecte de disc geperut és anàleg al que presenta la Lluna 3,5 dies abans o després de la Lluna plena. Aquesta fase, visible amb un telescopi d'aficionat, no va aconseguir ser vista per Galileu, qui només va suposar la seva existència.
CARACTERÍSTIQUES FÍSIQUES
Té forma lleugerament el · lipsoïdal, amb un diàmetre equatorial de 6794 km i polar d'6750 km. Mesures micromètriques molt precises han mostrat un aplatament de 0,01, tres vegades més gran que el de la Terra. A causa d'aquest aplatament, l'eix de rotació està afectat per una lenta precessió deguda a l'atracció del Sol sobre la inflor equatorial del planeta. La precessió lunar, que a la Terra és dues vegades més gran que la solar, no té el seu equivalent a Mart.
Amb aquest diàmetre, el seu volum és de 15 centèsimes el terrestre i la seva massa només d'11 centèsimes. En conseqüència, la densitat és inferior a la de la Terra: 3,94 en relació amb l'aigua. Un cos transportat a Mart pesaria 1/3 del seu pes a la Terra, a causa de la poca força gravitatòria.
TRANSLACIÓ I ROTACIÓ
ROTACIÓ
Es coneix amb exactitud el que triga la rotació de Mart a causa que les taques que s'observen en la seva superfície , fosques i ben delimitades , són excel · lents punts de referència . Van ser observades per primera vegada en 1659 per Christiaan Huygens que va assignar a la seva rotació la durada d'un dia . En 1666 , Giovanni Cassini la va fixar en 24 h 40 min , valor molt aproximat al veritable . Tres-cents anys d'observacions de Mart han donat per resultat establir el valor de 24 h 37 min 22,7 s per al dia sideral ( el període de rotació de la Terra és de 23 h 56 min 4,1 s ) . Mart trencada en sentit antihorari , igual que la Tierra.
De la durada del dia sideral es dedueix que el dia solar té en Mart una durada de 24 h 39 min 35,3 s.
El dia solar mitjà o temps entre dos passos consecutius del Sol mitjà pel meridià del lloc , dura 24 h 41 min 18,6 s. El dia solar a Mart té , igual que el de la Terra , una durada variable , la qual cosa es deu al fet que els planetes segueixen òrbites el · líptiques al voltant del Sol que no es recorren amb uniformitat . No obstant, en Mart la variació és major per la seva elevada excentricitat .
Per a més comoditat operativa , els responsables de les missions nord-americanes d'exploració de Mart mitjançant sondes robòtiques han decidit unilateralment donar al dia marcià el nom de sol , tot i tenir altres significats en altres idiomes ( " terra" en francès , o el nom de la nostra estrella en espanyol ) .
TRANSLACIÓ
L'any marcià dura 687 dies terrestres. Un calendari marcià podria constar de dos anys de 668 dies per cada tres anys de 669 dies.
L'AIGUA A MART
No hi ha proves concloents sobre l'existència d'aigua a Mart, encara que un estudi publicat al setembre de 2013, basat en les dades recollides per la Mars Curiosity Orbiter, afirma que en la seva superfície hauria entre un 1,5 i un 3% d'aigua .
Al llarg del temps s'han realitzat nombrosos descobriments d'indicis que suggereixen la probable existència d'aigua en el passat , i s'ha constatat la presència de gel , vapor o minerals que podrien estar associats amb l'aigua .
Vista de Mart ( El planeta Vermell)
Amb les imatges aportades per la sonda orbital Mars Reconnaissance Orbiter , s'han detectat als turons marcianes vetes superficials descendents amb variacions estacionals , el que s'ha interpretat com l'indici més prometedor de l'existència de corrents d'aigua líquida al planeta .
La possibilitat d'aigua a Mart està condicionada per diversos aspectes físics . El punt d'ebullició depèn de la pressió i si aquesta és excessivament baixa , l'aigua no pot existir en estat líquid . Això és el que passa a Mart : si aquest planeta va tenir abundants cursos d'aigua va ser perquè comptava també amb una atmosfera molt més densa que proporcionava també temperatures més elevades . Al dissipar la major part d'aquesta atmosfera en l'espai, i disminuir així la pressió i baixar la temperatura , l'aigua va desaparèixer de la superfície de Mart . Ara bé , subsisteix en l'atmosfera , en estat de vapor , encara que en escasses proporcions , així com en els casquets polars , constituïts per grans masses de gels perpetus .
Tot permet suposar que entre els grans del sòl existeix aigua congelada , fenomen que , d'altra banda , és comú a les regions molt fredes de la Terra . Entorn de certs cràters marcians s'observen unes formacions en forma de lòbuls la formació només pot ser explicada admetent que el sòl de Mart està congelat . També es disposa de fotografies d'un altre tipus d'accident del relleu perfectament explicat per l'existència d'un gelisuelo . Es tracta d'un enfonsament del sòl de la qual depressió part una llera seca amb l'empremta dels seus braços separats per bancs d'al · luvions .
Es troba també en parets de cràters o en valls profundes on no incideix mai la llum solar , accidents que semblen barrancs formats per torrents d'aigua i els dipòsits de terra i roques transportats per ells . Només apareixen en latituds altes de l'hemisferi Sud .
La comparació amb la geologia terrestre suggereix que es tracta de les restes d'un subministrament superficial d'aigua semblant a un aqüífer . De fet , la sonda Mars Reconnaissance Orbiter ha detectat grans glaceres enterrats amb extensions de dotzenes de quilòmetres i profunditats de l'ordre d'1 quilòmetre , els quals s'estenen des dels penya-segats i vessants de les muntanyes i que es troben a latituds més baixes del que esperat . Aquesta mateixa sonda també ha descobert que l'hemisferi nord de Mart té un major volum d'aigua gelada .
Una altra prova a favor de l'existència de grans quantitats d'aigua en el passat marcià , en la forma d' oceans que cobrien una tercera part del planeta ha estat donada per l'espectròmetre de raigs gamma de la sonda Mars Odyssey , el qual ha delimitat el que sembla ser les línies de costa de dos antics oceans .
També subsisteix aigua marciana en l'atmosfera del planeta , encara que en proporció tan ínfima (0,01 %) que , de condensar totalment sobre la superfície de Mart , formaria sobre ella una pel · lícula líquida el gruix seria aproximadament de la centèsima part d'un mil · límetre . Malgrat la seva escassetat , aquest vapor d'aigua participa d'un cicle anual . En Mart , la pressió atmosfèrica és tan baixa que el vapor d'aigua se solidifica a terra, en forma de gel , a la temperatura de -80 º C. Quan la temperatura s'eleva de nou per sobre d'aquest límit el gel se sublima , convertint-se en vapor sense passar per l'estat líquid .
L'anàlisi d'algunes imatges mostra el que semblen ser gotes d'aigua líquida que van esquitxar les potes de la sonda Phoenix després del seu aterratge.
ÒRBITA
L'òrbita de Mart és molt excèntrica ( 0,09 ) : entre el seu afeli i el seu periheli , la distància del planeta al Sol difereix en uns 42,4 milions de quilòmetres . Gràcies a les excel · lents observacions de Tycho Brahe , Kepler es va adonar d'aquesta separació i va arribar a descobrir la naturalesa el · líptica de les òrbites planetàries considerades fins llavors com circulars .
Aquest efecte té una gran influència en el clima marcià , la diferència de distàncies al Sol causa una variació de temperatura d'uns 30 ° C en el punt subsolar entre l'afeli i el periheli .
Si dins d'aquesta òrbita es dibuixa la de la Terra , la lipse és molt menys allargada , pot observar també que la distància de la Terra a Mart es troba subjecta a grans variacions . En el moment de la conjunció , és a dir , quan el Sol està situat entre ambdós planetes , la distància entre aquests pot ser de 399 milions de quilòmetres i el diàmetre aparent de Mart és de 3,5 " . Durant les oposicions més favorables eixa distància queda reduïda a menys de 56 milions de quilòmetres i el diàmetre aparent de Mart és de 25 " , aconseguint una magnitud de -2,8 ( sent llavors el planeta més brillant amb excepció de Venus ) . Donada la petitesa del globus marcià , la seva observació telescòpica presenta interès especialment entre els períodes que precedeixen i segueixen a les oposicions.
SATÈL·LITS NATURALS
Mart posseeix dos petits satèl · lits naturals, anomenats Fobos i Deimos. La seva òrbita està molt pròxima al planeta. Es creu que són dos asteroides capturats.
Tots dos satèl · lits van ser descoberts en 1877 per Asaph Hall.
Els seus noms van ser posats en honor als personatges de la mitologia grega que acompanyaven Ares (Mart per a la mitologia romana).
Des de la superfície de Mart, Deimos, el més llunyà i petit surt per l'est com la Lluna. No obstant això, Fobos, més gran i proper, es mou al voltant del planeta més ràpid del que el mateix planeta trencada. Per aquest motiu apareix en l'occident, es mou comparativament, en forma ràpida a través del cel (en 4 hores 15 minuts o menys) i es posa a l'est, aproximadament dues vegades per cada dia marcià (cada 11 hores i 6 minuts).
VIDA
Les teories actuals que prediuen les condicions en què es pot trobar vida , requereixen la disponibilitat d'aigua en estat líquid . És per això tan important la seva recerca, encara no trobada en aquest planeta . Tan sols s'ha pogut trobar aigua en estat sòlid ( gel ) i s'especula que sota terra poden donar-se les condicions ambientals perquè l'aigua es mantingui en estat líquid .
Traces de gas metà van ser detectades en l'atmosfera de Mart en 2003 la qual cosa és considerat un misteri , ja que sota les condicions atmosfèriques de Mart i la radiació solar , el metà és inestable i desapareix després de diversos anys , el que indica que deu existir a Mart una font productora de metà que manté aquesta concentració en la seva atmosfera , i que produeix un mínim de 150 tones de metà cada any . Es planeja que la futura sonda Mars Science Laboratory , inclogui un espectròmetre de masses capaç de mesurar la diferència entre 14 C i 12 C per determinar si el metà és d'origen biològic o geològic .
No obstant això , en el passat va existir aigua líquida en abundància i una atmosfera més densa i protectora ; aquestes són les condicions que es creïn més favorables que va haver de desenvolupar-se la vida a Mart . El meteorit ALH84001 que es considera originari de Mart , va ser trobat a l'Antàrtida al desembre de 1984 per un grup d'investigadors del projecte ANSMET i alguns investigadors consideren que les formes regulars podrien ser microorganismes fossilitzats .
METEORITS
El 2008, la NASA manté un catàleg de 57 meteorits considerats provinents de Mart i recuperats en diversos països. Aquests meteorits són extremadament valuosos ja que són les úniques mostres físiques de Mart disponibles per analitzar. Els tres meteorits llistats a continuació, exhibeixen característiques que alguns investigadors consideren tenir indicis de possibles molècules orgàniques naturals o probables fòssils microscòpics:
METEORIT ALH84001
El meteorit ALH84001 va ser trobat a l'Antàrtida al desembre de 1984 per un grup d'investigadors del projecte ANSMET, el meteorit pesa 1,93 kg. Alguns investigadors assumeixen que les formes regulars podrien ser microorganismes fossilitzats, similars als nanobios o nanobacterias. També se li ha detectat contingut de certa magnetita que, a la Terra, només se li troba en relació amb certs microorganismes.
METEORIT NAKHLA
El meteorit Nakhla , provinent de Mart , va caure a la Terra en 28 de juny de 1911, aproximadament a les 09:00 AM a la localitat de Nakhla , Alexandria , Egipte .
Un equip de la NASA , de la divisió de ' Johnson Space Center' , va obtenir una petita mostra d'aquest meteorit al març de 1998 , la qual va ser analitzada per mitjà de microscòpia òptica i un microscopi electrònic i altres tècniques per determinar el seu contingut , els investigadors van observar partícules esfèriques de mida homogéneo.41 Així mateix , van realitzar anàlisi mitjançant cromatografia de gasos i espectrometria de masses , ( GC - MS ) per estudiar els hidrocarburs aromàtics d'alt pes molecular . A més , es van identificar a l'interior " estructures cel · lulars i secrecions exopolimericas " . Els científics de la NASA van concloure que " almenys un 75 % del material orgànic no pot ser contaminació terrestre . "
Això va causar interès addicional pel que en 2006 , la NASA va demanar una mostra més gran del meteorit Nakhla al Museu d'Història Natural de Londres . En aquest segon espècimen , es va observar un alt contingut de carbó en forma de ramificacions . Quan es publiquin les imatges respectives en 2006 , es va obrir un debat per part d'uns investigadors independents que consideren la possibilitat que el carbó sigui d'origen biològic . No obstant això , altres investigadors han recalcat que el carbó és el quart element més abundant de l'Univers , de manera que trobar-lo en curioses formes o patrons , no suggereix la possibilitat d'origen biològic .
METEORIT SHERGOTTY
El meteorit Shergotty, d'origen marcià i amb massa de 4 kg, va caure en Shergotty, Índia en 25 agost 1865, on testimonis el van recuperar immediatament. Aquest meteorit està compost de piroxè i es calcula va ser format a Mart fa 165 milions d'anys i va ser exposat i transformat per aigua líquida per molts anys. Certes característiques d'aquest meteorit suggereixen la presència de restes de membranes o pel · lícules de possible origen biològic, però la interpretació de les seves formes mineralitzades varia.
JÚPITER
Júpiter és el cinquè planeta del Sistema Solar.Es un planeta gasosos. Rep el seu nom del déu romà Júpiter (Zeus en la mitologia grega).
Es tracta del planeta que ofereix un major brillantor al llarg de l'any depenent de la seva fase. És, a més, després del Sol, el major cos celeste del Sistema Solar, amb una massa gairebé dues vegades i mitja la dels altres planetes junts (amb una massa 318 vegades més gran que la de la Terra i 3 vegades més gran que la de Saturn ).
Júpiter és un cos massiu gasós, format principalment per hidrogen i heli, sense una superfície interior definida. Entre els detalls atmosfèrics destaquen la Gran taca vermella, un enorme anticicló situat en les latituds tropicals de l'hemisferi sud, l'estructura de núvols en bandes fosques i zones brillants, i la dinàmica atmosfèrica global determinada per intensos vents zonals alternants en latitud i amb velocitats de fins a 140 m / s (504 km / h).
CARACTERÍSTIQUES PRINCIPALS
Júpiter és el planeta amb major massa del Sistema Solar : equival a unes 2,48 vegades la suma de les masses de tots els altres planetes junts . Tot i això , no és el planeta més massiu que es coneix : més d'un centenar de planetes extrasolars que han estat descoberts tenen masses similars o superiors a la de Júpiter . Júpiter també posseeix la velocitat de rotació més ràpida dels planetes del Sistema Solar : gira en poc menys de 10 hores sobre el seu eix . Aquesta velocitat de rotació es dedueix a partir de les mesures del camp magnètic del planeta.La atmosfera es troba dividida en regions amb forts vents zonals amb períodes de rotació que van des de les 9h 50m 30s , a la zona equatorial , a les 9h 55m 40s a la resta del planeta
.
El planeta és conegut per una enorme formació meteorològica , la Gran Taca Vermella , fàcilment visible per astrònoms aficionats donat el seu gran grandària , superior al de la Terra . La seva atmosfera està permanentment coberta de núvols que permeten traçar la dinàmica atmosfèrica i mostren un alt grau de turbulència .
Prenent com a referència la distància al Sol , Júpiter és el cinquè planeta del Sistema Solar . La seva òrbita se situa aproximadament a 5 UA , uns 750 milions de km del Sol
ATMOSFERA
L'atmosfera de Júpiter no presenta una frontera clara amb l'interior líquid del planeta, la transició es va produint d'una manera gradual. Es compon majoritàriament de Hidrogen (87%) i Heli (13%), a més de contenir Metà, vapor d'aigua, Amoníac i Sulfur d'hidrogen, totes aquestes amb <0,1% de la composició de l'atmosfera total.
LA GRAN TACA VERMELLA
El científic anglès Robert Hooke va observar en 1664 una gran formació meteorològica que podria ser la Gran Taca Vermella ( coneguda en anglès per les sigles GRS ) . No obstant això no sembla que hi hagi informes posteriors de l'observació de tal fenomen fins al segle XX . En tot cas , varia molt tant de color com d'intensitat . Les imatges obtingudes per l'Observatori Yerkes a la fi del segle XIX mostren una taca vermella allargada , ocupant el mateix rang de latituds però amb el doble d'extensió longitudinal . De vegades , és d'un color vermell fort , i realment molt notable , i en altres ocasions empal · lideix fins a fer insignificant . Històricament , al principi es va pensar que la gran taca vermella era el cim d'una muntanya gegantina o un altiplà que sortia per sobre dels núvols . Aquesta idea va ser però rebutjada al segle XIX en constatar espectroscópicamente la composició d'hidrogen i heli de l'atmosfera i determinar-se que es tractava d'un planeta fluid . La mida actual de la taca vermella és aproximadament unes dues vegades i mitja el de la Terra . Meteorològicament la Gran Taca Vermella és un enorme anticicló molt estable en el temps . Els vents en la perifèria del vòrtex tenen una intensitat propera als 400 km / h .
LA PETITA TACA VERMELLA
Al març de 2006 es va anunciar que s'havia format una segona taca vermella , aproximadament de la meitat de la grandària de la Gran Taca Vermella . La segona taca vermella es va formar a partir de la fusió de tres grans ovals blancs presents a Júpiter des dels anys 1940 , denominats BC , DE i FA , i fusionats en un de sol entre els anys 1998 i 2000 , donant lloc a un únic oval blanc denominat Oval blanc BA , el color va evolucionar cap als mateixos tons que la taca vermella al començament del 2006 . La coloració vermellosa d'ambdues taques pot produir-se quan els gasos de l'atmosfera interior del planeta s'eleven en l'atmosfera i sofreixen la interacció de la radiació solar . Els mesuraments en l'infraroig suggereixen que ambdues taques s'eleven per sobre dels núvols principals . El pas , per tant , de Oval Blanc a taca vermella podria ser un símptoma que la tempesta està guanyant força . El 8 d' abril de 2006, la Cambra de Seguiment Avançada del Hubble va prendre noves imatges de la jove tempesta .
SATÈL·LITS
SATÈL·LITS GALILEANS
Els principals satèl · lits de Júpiter van ser descoberts per Galileu Galilei el 7 de gener de 1610, raó per la qual els hi crida en ocasions satèl · lits galileans . Reben els seus noms de la mitologia grega si bé en temps de Galileu se'ls denominava per nombres romans depenent de la seva ordre de proximitat al planeta . Originalment , Galileu va batejar als satèl · lits com " mediceos " , en honor a Cosme de Médicis , duc de Florència . El descobriment d'aquests satèl · lits va constituir un punt d'inflexió en la ja llarga disputa entre els quals sostenien la idea d'un sistema geocèntric , és a dir , amb la Terra en el centre de l'univers , i la copernicana ( o sistema heliocèntric , és a dir , amb el Sol al centre del Sistema solar ) , en la qual era molt més fàcil explicar el moviment i la pròpia existència dels satèl · lits naturals de Júpiter .
Els quatre satèl · lits principals són molt diferents entre si . Ío , el més interior, és un món volcànic amb una superfície en constant renovació i escalfat per efectes de marea provocats per Júpiter i Europa . Europa, el següent satèl · lit , és un món gelat sota el qual s'especula la presència d'oceans líquids d'aigua i fins i tot la presència de vida . Ganímedes , amb un diàmetre de 5268 km, és el satèl · lit més gran de tot el sistema solar . Està compost per un nucli de ferro cobert per un mantell rocós i de gel . Calisto es caracteritza per ser el cos que presenta major quantitat de cràters produïts per impactes en tot el sistema solar.
Principales Satélites naturales de Júpiter
| Nom | Diàmetroe (km) | Masa (kg) | Radi orbital medio
radi (km) | Período orbital |
|---|
| Ío | 3.643,2 | 8,94×1022 | 421.600 | 1,769138 días |
| Europa | 3.122 | 4,8×1022 | 671.100 | 3,551181 días |
| Ganímedes | 5.262 | 1,48×1023 | 1.070.400 | 7,154553 días |
| Calisto | 4.821 | 1,08×1023 | 1.882.700 | 16,68902 días |
SATÈL·LITS MENORS
A més dels esmentats satèl · lits galileans , les diferents sondes espacials enviades a Júpiter i observacions des de la Terra han ampliat el nombre total de satèl · lits de Júpiter fins a 61 . Aquests satèl · lits menors es poden dividir en dos grups :
·Grup d'Amaltea : són quatre satèl · lits petits que giren al voltant de Júpiter en òrbites internes a les dels satèl·lits galileans . Aquest grup està compost per ( en ordre de distància ) Metis , Adrastea , Amaltea i Tebe.
·Satèl · lits irregulars : és un grup nombrós de satèl · lits en òrbites molt llunyanes de Júpiter , de fet , estan tan lluny d'aquest que la gravetat del Sol distorsiona perceptiblement les seves òrbites . Amb l'excepció d'Himalia , són satèl · lits generalment petits . Al seu torn , aquest grup es pot dividir en dos, els progrados i retrògrads . La majoria d'aquests objectes tenen un origen molt diferent al dels satèl · lits majors , sent possiblement cossos capturats i no formats en les seves òrbites actuals . Altres poden ser les restes d'impactes i fragmentacions de cossos majors anteriors . Membres d'aquest grup inclouen a Aedea , Aitné , Ananké , Arce , Autònoe , Caldona , Cale , Cálice , Calírroe , Carmé , Carp , Cilene , Elara , Erínome , Euante , Euporia , Eurídome , Harpálice , Hegemone , Heliké , Hermipé , Himalia , Isonoe , Leda , Lisitea , Megaclite , Mnemea , Ortosia , Pasífae , Pasítea , Praxídice , Sinope , spon , Táigete , Telxínoe , Temisto , Tione , Jocasta , Tità i altres 23 que no tenen encara nom.
SISTEMA D´ANELLS
Júpiter posseeix un tènue sistema d'anells que va ser descobert per la sonda Voyager 1 al març de 1979 . L'anell principal té uns 6.400 km d'amplària , orbita el planeta a 122.800 km de distància del centre i té un gruix vertical inferior a la desena de quilòmetres . El seu gruix òptic és tan reduït que només ha pogut ser observat per les sondes espacials Voyager 1 i 2 i Galileu.
Els anells tenen tres segments : el més intern denominat halo ( amb forma de toro en comptes d'anell ) , l'intermedi que es considera el principal per ser el més brillant i l'exterior , més tènue però de major grandària . Els anells semblen formats per pols en comptes de gel com els anells de Saturn . L'anell principal està compost probablement per material dels satèl · lits Adrastea i Metis , aquest material es veu arrossegat poc a poc cap a Júpiter gràcies a la seva forta gravetat. Al seu torn es va reposant pels impactes sobre aquests satèl · lits que es troben en la mateixa òrbita que l'anell principal . Els satèl · lits Amaltea i Tebas realitzen una tasca similar , proveint de material a l' anell exterior.
SATURN
Saturn és el sisè planeta del Sistema Solar , el segon en grandària i massa després de Júpiter i l'únic amb un sistema d'anells visible des del nostre planeta . El seu nom prové del déu romà Saturn . Forma part dels denominats planetes exteriors o gasosos , també anomenats jovians per la seva semblança a Júpiter . L'aspecte més característic de Saturn són els seus brillants anells . Abans de la invenció del telescopi , Saturn era el més llunyà dels planetes coneguts i , a primera vista , no semblava lluminós ni interessant . El primer a observar els anells va ser Galileu en 1610 , però la baixa inclinació dels anells i la baixa resolució del seu telescopi li van fer pensar en un principi que es tractava de grans llunes . Christiaan Huygens amb millors mitjans d'observació va poder en 1659 observar amb claredat els anells . James Clerk Maxwell en 1859 va demostrar matemàticament que els anells no podien ser un únic objecte sòlid sinó que havien de ser l'agrupació de milions de partícules de menor grandària . Les partícules que habiten en els anells de Saturn giren a una velocitat de 48 000 km / h , 15 vegades més ràpid que una bala.
ATMOSFERA
L'atmosfera de Saturn posseeix un patró de bandes fosques i zones clares similar al de Júpiter encara que la distinció entre ambdues és molt menys clara en el cas de Saturn . L'atmosfera del planeta posseeix forts vents en la direcció dels paral · lels alternants en latitud i altament simètrics en ambdós hemisferis malgrat l'efecte estacional de la inclinació axial del planeta . El vent està dominat per una intensa i ampla corrent equatorial al nivell de l'altura dels núvols que va arribar a aconseguir velocitats de fins a 450 m / s en l'època dels Voyager . A diferència de Júpiter , no són aparents grans vòrtex estables , encara que sí n'hi ha més petits .
És probable que els núvols superiors estiguin formades per cristalls d'amoníac . Sobre elles sembla estendre una boira uniforme sobre tot el planeta , produïda per fenòmens fotoquímics en l'atmosfera superior - al voltant de 10 mbar - . A nivells més profunds - prop de 10 bar de pressió - , l'aigua de l'atmosfera podria condensar-se en una capa de núvols d'aigua que encara no ha pogut ser observada .
Igual que a Júpiter , ocasionalment es formen tempestes a l'atmosfera de Saturn , i algunes d'elles han pogut observar des de la Terra . El 1933 es va observar una taca blanca situada a la zona equatorial per l'astrònom aficionat WT Hi ha . Era prou gran com per ser visible amb un refractor de 7 cm , però no va trigar a dissipar-se i esvair-se. El 1962 va començar a desenvolupar-se una nova taca , però no va arribar mai a destacar . El 1990 es va poder observar una gegantesca núvol blanc en l'equador de Saturn que ha estat assimilada a un procés de formació de grans tempestes . S'han observat taques similars en plaques fotogràfiques preses durant l'últim segle i mig a intervals d'aproximadament 30 anys . El 1994 es va poder observar una segona gran tempesta d'aproximadament la meitat de grandària que la produïda l'any 1990 .
La sonda Cassini ha pogut captar diverses grans tempestes a Saturn . Una de les tempestes , amb llamps 10 000 vegades més potents que els de qualsevol tempesta de la Terra , va aparèixer el dia 27 de novembre de 2007, havent durat 7 mesos i mig -el que va ser per un temps el rècord de durada d'una tempesta en el Sistema Solar- . Aquesta tempesta va aparèixer en l'hemisferi S de Saturn , en una zona coneguda com « carreró de les tempestes » per l'elevada freqüència amb què apareixen allà aquests fenòmens . Aquest rècord , però, ha estat batut per una altra tempesta apareguda a la mateixa zona , que va ser detectada al gener de 2009 i que a mitjans de setembre encara continuava activa , durant fins l'octubre d'aquest any .
Una enorme tempesta , tan gran que va envoltar el planeta , va aparèixer el desembre de 2010 en l'hemisferi N de Saturn desenvolupant un vòrtex central de color fosc de 5 000 quilòmetres d'ample similar a la Gran Taca Vermella de Júpiter , sent tan potent - molt més que qualsevol tempesta terrestre - que dragó núvols de cristalls d'amoníac de les profunditats de l'atmosfera del planeta . Durant els aproximadament 200 dies que va durar , sent estudiada amb ajuda de la sonda Cassini i de telescopis terrestres , va créixer i es va expandir fins a aconseguir un àrea 8 vegades superior al de la Terra , i van poder captar les ones de ràdio produïdes per l'aparell elèctric associat a ella .
Les regions polars presenten corrents en doll a 78 º N i 78 º S. Les sondes Voyager van detectar en els anys 80 un patró hexagonal a la regió polar nord que ha estat observat també pel telescopi espacial Hubble durant els anys 90 . Les imatges més recents obtingudes per la sonda Cassini han mostrat el vòrtex polar amb gran detall . Saturn és l'únic planeta conegut que posseeix un vòrtex polar d'aquestes característiques tot i que els vòrtex polars són comuns en les atmóferas de la Terra o Venus .
En el cas de l'hexàgon de Saturn , els costats tenen uns 13 800 quilòmetres de longitud - una mica més del diàmetre de la Terra- i l'estructura trencada amb un període idèntic al de la rotació planetària , sent una ona estacionària que no canvia la seva longitud ni estructura , com fan la resta de núvols de l'atmosfera . Aquestes formes poligonals entre tres i sis costats s'han pogut replicar mitjançant models de fluids en rotació a escala de laboratori .
Al contrari que el pol nord, les imatges del pol sud mostren la presència d'un corrent de raig , però no vòrtex ni ones hexagonals persistents . No obstant això , NASA va informar el novembre del 2006 que la sonda Cassini havia observat un huracà en el pol sud , amb un ull ben definido.12 Ulls de tempesta ben definits només havien estat observats a la Terra - fins i tot no s'ha aconseguit observar en la gran Taca Vermella de Júpiter per la sonda Galileu - . Aquest vòrtex , d'aproximadament 8 000 quilòmetres de diàmetre , ha pogut ser fotografiat i estudiat amb gran detall per la sonda Cassini , mesurant-se en ell vents de més de 500 quilòmetres per hora .
L'abril de 2010 , la NASA va fer públics uns vídeos i imatges en què es pot apreciar l'aparell elèctric associat a les tempestes que es produeixen en l'atmosfera de Saturn , la primera vegada que s'aconsegueix això.
ÒRBITA
Saturn gira al voltant del Sol a una distància mitjana d'1 418 milions de quilòmetres en una òrbita d'excentricitat de 0,056 , que situa l'afeli a 1 500 milions de km , i el periheli a 1 240 milions de km . Saturn es va trobar en el periheli el 1974 . El període de translació al voltant del Sol és de 29 anys i 167 dies , mentre que el seu període sinòdic és de 378 dies , de manera que , cada any , l'oposició es produeix amb gairebé dues setmanes de retard respecte a l'any anterior . El període de rotació sobre el seu eix és curt , de 10 hores i 14 minuts , amb algunes variacions entre l'equador i els pols.
Els elements orbitals de Saturn són modificats en una escala de 900 anys per una ressonància orbital de tipus 5:2 amb el planeta Júpiter , batejat pels astrònoms francesos del segle XVIII com la gran inégalité ( Júpiter completa 5 voltes per cada 2 de Saturn ) . Els planetes no es troben en una ressonància perfecta, però estan prou propers a ella com perquè les pertorbacions a les seves respectives òrbites siguin apreciables.
SATÈL·LITS
Saturn té un gran nombre de satèl · lits, el més gran dels quals, Tità és l'únic satèl · lit del Sistema Solar amb una atmosfera important.
Els satèl · lits més grans, coneguts abans de l'inici de la investigació espacial són: Mimes, Encelade, Tetis, Dione, Rea, Tità, Hiperión, Jàpet i Febe. Tant Encélado com Tità són mons especialment interessants per als científics planetaris ja que en el primer es dedueix la possible existència d'aigua líquida a poca profunditat de la seva superfície a partir de l'emissió de vapor d'aigua en guèisers i el segon presenta una atmosfera rica en metà i similar a la de la primitiva Terra
.
Altres 30 satèl · lits de Saturn tenen nom però el nombre exacte és incert per existir una gran quantitat d'objectes que orbiten aquest planeta. L'any 2000, van ser detectats 12 nous satèl · lits, les òrbites suggereixen que són fragments d'objectes majors capturats per Saturn. La missió Cassini-Huygens també ha trobat nous satèl · lits, l'última d'elles anunciada el 3 de març de 2009 i que fa la número 61 del planeta.
El disc aparent de Tità-1 borrós cercle ataronjat de vores una mica més foscos-es pot veure amb telescopis d'aficionats a partir dels 200 mm d'obertura, utilitzant per a això més de 300 augments i cels estables: en els seus majors aproximacions arriba a mesurar 0 , 88 segons d'arc. La resta dels satèl · lits són molt menors i sempre semblen estrelles, fins i tot a gran augment.
Els satèl · lits més interns poden capturar, però, amb qualsevol càmera CCD emprant focals superiors als 2 m.
SISTEMA D´ANELLS
La característica més notable de Saturn són els seus anells , que van deixar molt perplexos els primers observadors , inclòs Galileu . El seu telescopi no era tan potent com per revelar la veritable naturalesa del que observava i , per error de perspectiva , va creure que es tractava de dos cossos independents que flanquejaven el planeta . Pocs anys després , Saturn presentava els anells de perfil , i Galileu va quedar molt sorprès per la brusca desaparició dels dos hipotètics companys del planeta . Per fi , l'existència del sistema d'anells va ser determinada per Christiaan Huygens en 1659 , amb l'ajuda d'un telescopi més potent .
Els anells de Saturn s'estenen en el pla equatorial del planeta des dels 6630 km als 120 700 km per sobre de l'equador de Saturn i estan compostos de partícules amb abundant aigua gelada . La mida de cadascuna de les partícules varia des de partícules microscòpiques de pols fins a roques d'uns pocs metres de grandària . L'elevat albedo dels anells mostra que aquests són relativament moderns en la història del Sistema Solar . Al principi es creia que els anells de Saturn eren inestables al llarg de períodes de desenes de milions d'anys , un altre indici del seu origen recent , però les dades enviades per la sonda Cassini suggereixen que són molt més antics del que es pensava al principi ( n : Els anells de Saturn són molt més antics que aviat pensat i [ 7 ] ) . Els anells de Saturn posseeixen una dinàmica orbital molt complexa presentant ones de densitat , i interaccions amb els satèl · lits de Saturn ( especialment amb els denominats satèl · lits pastors ) . A l'estar a l'interior del límit de Roche , els anells no poden evolucionar cap a la formació d'un cos major .
Els anells es distribueixen en zones de major i menor densitat de material existint clares divisions entre aquestes regions . Els anells principals són els anomenats anells A i B , separats entre si per la divisió de Cassini . A la regió interior a l'anell B es distingeixen un altre anell més tènue encara extens : C i un altre anell tènue i fi : D. A l'exterior es pot distingir un anell prim i feble denominat anell F. El tènue anell E s'estén des Mimas fins Rea i aconsegueix la seva major densitat a la distància d'Enceladus , el qual pensa el proveeix de partícules , a causa de les emissions d'uns guèisers que es troben en el seu pol sud.
Spokes en els anells de Saturn observats per la sonda Voyager 2 el 1981 .
Fins als anys 1980 l'estructura dels anells s'explicava per mitjà de les forces gravitacionals exercides pels satèl · lits propers . Les sondes Voyager van trobar però estructures radials fosques en l'anell B trucades falques radials ( en anglès : spokes ) que no podien ser explicades d'aquesta manera ja que la seva rotació al voltant dels anells no era consistent amb la mecànica orbital . Es considera que aquestes estructures fosques interactuen amb el camp magnètic del planeta , ja que la seva rotació sobre els anells seguia la mateixa velocitat que la magnetosfera de Saturn . No obstant això el mecanisme precís de la seva formació encara es desconeix. És possible que les falques apareguin i desapareguin estacionalment .
El 17 d'agost de 2005 els instruments a bord de la nau Cassini van revelar que existeix alguna cosa similar a una atmosfera al voltant del sistema d'anells, composta principalment d'oxigen molecular. Les dades obtingudes han demostrat que l'atmosfera en el sistema d'anells de Saturn és molt semblant a la de les llunes de Júpiter, Europa i Ganímedes.
El 19 de setembre de 2006 la NASA va anunciar el descobriment d'un nou anell a Saturn, per la nau espacial Cassini durant una ocultació solar, quan el Sol passa directament darrere de Saturn i Cassini viatja en l'ombra deixada per Saturn amb el que els anells tenen una il · luminació brillant. Habitualment una ocultació solar pot durar una hora però el 17 setembre 2006 va durar 12 hores, sent la més llarga de la missió Cassini. L'ocultació solar va donar l'oportunitat a Cassini de realitzar un mapa de la presència de partícules microscòpiques que no són visibles normalment, en el sistema d'anells.
El nou anell , amb prou feines perceptible , està entre el Anell F i l'Anell G. Aquesta ubicació coincideix amb les òrbites de les llunes de Saturn Janus i Epimeteu , dos satèl · lits coorbitales de Saturn les distàncies al centre de Saturn es diferencien menys que la mida d'aquests satèl · lits , de manera que descriuen una estranya dansa que els porta a intercanviar les seves òrbites . Els investigadors de la NASA van assegurar que l'impacte de meteors en aquestes llunes ha fet que altres partícules s'uneixin a l'anell .
Les càmeres a bord de la nau Cassini van captar imatges d'un material gelat que s'estén desenes de milers de quilòmetres des Encélado , una altra confirmació que la lluna està llançant material que podria formar el I. El satèl · lit Encélado va poder ser vist a través de l'anell E amb els seus dolls sortint de la seva superfície assemblant " dits " , dirigits a l'anell en qüestió . Aquests dolls estan compostos de partícules gelades molt primes , que són expulsades pels guèisers del Pol Sud d'Enceladus i entren en l'anell E.
« Tant el nou anell com les estructures inesperades de l'E ens donen una important pista de com les llunes poden llançar petites partícules i esculpir els seus propis ambients locals » , va dir Matt Hedman , un investigador associat a la Universitat Cornell en Ithaca , Nova York .
La nau també va prendre una fotografia en color de la Terra, a prop de 1 500 milions de quilòmetres de distància, en la qual sembla una esfera blava clar. En una altra imatge, presa en la mateixa data, pot apreciar també la Lluna.
Carolyn Porco, responsable de l'equip que opera les càmeres de la sonda Cassini a l'Institut de Ciència Espacial de Boulder, a Colorado, va dir sobre això:
«Res té tant poder per alterar la nostra perspectiva de nosaltres mateixos i del nostre lloc en el cosmos com aquestes imatges de la Terra que obtenim de llocs tan llunyans com Saturn.»
La NASA també va anunciar el 24 d'octubre de 2007 el descobriment d'un cinturó de microlunas en la vora exterior de l'anell A i la grandària varia des del d'un camió petit al d'un estadi, probablement causat per la destrucció d'una lluna petita.
L'octubre de 2009 el telescopi espacial Spitzer descobreix un nou i enorme anell al voltant de Saturn, molt més gran dels que l'envolten. Després de molts segles, aquest havia passat desapercebut fins ara, perquè està tan enrarit que resulta gairebé invisible. Aquest nou cinturó es desplega en el confí del sistema saturnià. La seva massa comença a uns sis milions de quilòmetres del planeta i s'estén fins a arribar 13 milions de quilòmetres de diàmetre. Un dels més llunyans satèl · lits de Saturn, Febe, orbita dins del nou anell, i probablement sigui la font de la seva composició.
URANO
Urà és el setè planeta del Sistema Solar , el tercer quant a major grandària , de major a menor , i el quart més massiu . Es diu en honor de la divinitat grega del cel Urà ( del grec antic « Οὐρανός » ) el pare de Cronos ( Saturn ) i l'avi de Zeus ( Júpiter ) . Encara que és detectable a simple vista en el cel nocturn , no va ser catalogat com a planeta pels astrònoms de l'antiguitat per la seva escassa lluminositat ia la lentitud de la seva òrbita . Sir William Herschel va anunciar el seu descobriment el 13 de març de 1781, ampliant les fronteres conegudes del Sistema Solar fins llavors per primera vegada en la història moderna . És també el primer planeta descobert per mitjà d'un telescopi .
Urà és similar en composició a Neptú , i els dos tenen una composició diferent dels altres dos gegants gasosos ( Júpiter i Saturn ) . Per això, els astrònoms de vegades els classifiquen en una categoria diferent, els gegants gelats . L'atmosfera d'Urà , tot i que és similar a la de Júpiter i Saturn per estar composta principalment d'hidrogen i heli , conté una proporció superior tant de « gels » com d'aigua , amoníac i metà , juntament amb traces d'hidrocarburs . Posseeix l'atmosfera planetària més freda del Sistema Solar , amb una temperatura mínima de 49 K ( -224 ° C ) . Així mateix , té una estructura de núvols molt complexa , benestant per nivells , on es creu que els núvols més baixes estan compostes d'aigua i les més altes de metà . En contrast , l'interior d'Urà es troba compost principalment de gel i roca .
Com els altres planetes gegants , Urà té un sistema d'anells , un magnetosfera , i satèl · lits nombrosos. El sistema d'Urà té una configuració única respecte als altres planetes ja que el seu eix de rotació està molt inclinat , gairebé fins a la seva pla de revolució al voltant del Sol Per tant , els seus pols nord i sud es troben on la majoria dels altres planetes tenen el ecuador.17 Vistos des de la Terra , els anells d'Urà donen l'aspecte que envolten el planeta com una diana , i que els satèl · lits giren al seu voltant com les agulles d'un rellotge , encara que en 2007 i 2008, els anells apareixien de costat. El 24 de gener de 1986, les imatges del Voyager 2 van mostrar Urà com un planeta sense cap característica especial de llum visible i fins i tot sense bandes de núvols o tempestes associades amb els altres gigantes.17 No obstant això , els observadors terrestres han vist senyals de canvis d'estació i un augment de l'activitat meteorològica en els últims anys a mesura que Urà s'acosta al seu equinocci . Les velocitats del vent en Urà poden arribar o fins i tot sobrepassar els 250 metres per segon ( 900 km / h ) .
ÒRBITA I ROTACIÓ
Urà dóna una volta al Sol cada 84,01 anys terrestres . La seva distància mitjana amb el Sol és d'aproximadament 3.000 milions de quilòmetres (unes 20 UA ) ( 2870990000 km ) . La intensitat de la llum del Sol a Urà és més o menys 1/400 que a la Terra . Els seus elements orbitals van ser calculats per primera vegada en 1783 per Pierre - Simon Laplace . Amb el temps , van començar a aparèixer discrepàncies entre les òrbites observades i les que s'havien predit , i en 1841 , John Couch Adams va ser el primer a proposar que les diferències podien ser degut a l'atracció gravitatòria d'un planeta desconegut . El 1845 , Urbain Le Verrier va començar una recerca independent pel que fa a les pertorbacions orbitals d'Urà . El 23 de setembre de 1846, Johann Gottfried Galle va trobar un nou planeta , anomenat després Neptú , gairebé en la mateixa posició que havia predit Le Verrier .
El període rotacional de l'interior d'Urà és de 17 hores i 14 minuts . No obstant això , igual que en tots els planetes gegants , la part superior de l'atmosfera experimenta vents molt forts en la direcció de la rotació . De fet , en algunes latituds , com ara al voltant de dos terços de la distància entre l'equador i el pol sud, les característiques visibles de l'atmosfera es mouen molt més ràpid , fent una rotació sencera en tan poc temps com 14 hores.
ATMOSFERA
Encara que no hi ha una superfície sòlida ben definida a l'interior d'Urà, la part més exterior de l'embolcall gasós d'Urà que és accessible per sensors remots es diu atmosfera. La capacitat dels sensors remots arriba aproximadament fins a uns 300 km per sota del nivell d'1 bar (100 kPa), amb una pressió corresponent d'uns 100 bar (10 MPa) i una temperatura de 320 K. La corona tènue de l'atmosfera s'estén notablement per sobre de dos radis planetaris des de la superfície nominal (punt amb pressió d'1 bar). L'atmosfera d'Urà es pot dividir en tres capes: la troposfera, entre altituds de -300 i 50 km i pressions des 100-0,1 bar (10 MPa a 10 kPa), l'estratosfera, en altituds entre 50 i 4000 km i pressions entre 0.1 i 10-10 bar (10 kPa a 10 μPa), i la termosfera / corona, que s'estén des de 4.000 km fins a uns 50.000 km de la superfície. No existeix la mesosfera.
ANELLS PLANETARIS
Urà, com els altres planetes gegants del sistema solar té un sistema d'anells . El sistema anul · lar d'Urà va ser el segon a ser descobert en el sistema solar després del de Saturn . Les partícules que componen els anells són molt fosques , i tenen formats des de micròmetres fins fraccions de metre . Actualment es coneixen 13 anells , dels quals el més brillant és l'anell ε . Tots els anells ( almenys dos ) són extremadament estrets , tenint , alguns anells tan sols uns quants quilòmetres d'amplada . Principalment està compost per cossos grans , de 0,2-20 m de diàmetre . No obstant això, alguns anells són òpticament prims . Els anells són probablement bastant recents , les consideracions dinàmiques indiquen que no es van formar juntament amb Urà . La matèria dels anells pot haver estat part d'un satèl · lit ( o satèl · lits ) que va ser fet miques per impactes a alta velocitat . Dels nombrosos trossos de runa generats per aquests impactes , només van sobreviure algunes poques partícules en un nombre limitat de zones estables que corresponen als anells actuals.
El primer esment al sistema d'anells d'Urà procedeix de notes de William Herschel que detallen les seves observacions del planeta al segle XVIII , i que inclouen el següent passatge : « 22 febrer 1789 : Se sospita de l'existència d'un anell » . Aquesta observació sol considerar dubtosa , ja que els anells són molt tènues , i en els dos segles següents cap observador es va adonar de l'existència d'aquests . No obstant això , Herschel va fer una descripció detallada de l'anell ε quant a la mida , l'angle respecte a la Terra, el color vermell , i els canvis aparents a mesura que Urà es movia al voltant del Sol Els anells van ser descoberts fortuïtament el 10 de març de 1977 per James L. Elliot , Edward W. Dunham i Douglas J. Mink , que, utilitzant el Kuiper Airborne Observatory , van observar com la llum d'una estrella pròxima a Urà s'esvaïa en aproximar el planeta . Després d'analitzar amb detall les seves observacions , van observar que l'estrella havia desaparegut breument cinc vegades tant abans com després de desaparèixer darrere del planeta . Van concloure que l'única explicació era que hi havia un sistema d'anells estrets al voltant de Urano.83 Posteriorment , es van detectar quatre más.83 Els anells van ser observats directament per la sonda espacial Voyager 2 en el seu pas pel sistema d'Urà el 1986 . El Voyager 2 també va descobrir dos anells tènues addicionals fins a arribar a onze .
Al desembre de 2005 , el Telescopi Espacial Hubble va detectar un parell d'anells desconeguts fins a aquest moment : que posteriorment van ser batejats com μ i ν.84 El més gran es troba al doble de distància des del planeta que els anells coneguts anteriorment . Aquests anells es troben tan lluny del planeta que van ser denominats « sistema d'anells exteriors » . El Hubble també va localitzar dos satèl · lits petits , un dels quals , Mab , comparteix òrbita amb l'anell més exterior descobert recentment . Els anells nous fan que el nombre total d'anells d'Urà sigui de 13.85 A l'abril de 2006 , imatges dels nous anells obtinguts per l'Observatori Keck van mostrar els colors dels anells exteriors : el més llunyà és blau i , d'altra banda , el un altre és de color lleugerament rojizo.86 87 Una hipòtesi sobre el color blau de l'anell exterior és que està compost de petites partícules d'aigua gelada de la superfície de Mab que són prou petites per escampar la llum azul.86 88 En contrast , els anells interns del planeta es veuen grisos .
SATÈL·LITS D´URANO
Urà té 27 satèl · lits naturals conocidos. Els noms d'aquests satèl · lits s'anomenen en honor dels personatges de les obres de Shakespeare i Alexander Pope. Els cinc satèl · lits principals són Miranda , Ariel , Umbriel , Titania i Oberón. El sistema de satèl · lits d'Urà és el menys massiu entre els gegants gasosos , la massa combinada dels cinc satèl · lits majors és menys de la meitat Tritón. El satèl · lit més gran, Titània, té un radi de només 788,9 km , menys de la meitat que el de la Lluna però lleugerament més que Rhea , el segon satèl · lit més gran de Saturn . Titania és el vuitè satèl · lit més gran del Sistema Solar . Les llunes tenen albedos relativament baixos , des del 0,20 d'Umbriel fins al 0,35 d'Ariel ( en llum verd ) . Els satèl · lits són conglomerats de roca gelada , compostos en un cinquanta per cent per gel i en un cinquanta per cent per roca ( aproximadament ) . El gel podria tenir diòxid de carboni i amoníac .
Entre els satèl · lits , Ariel sembla que és el que té la superfície més jove , amb menys cràters d'impacte, mentre que la de Umbriel sembla la més antigua. Miranda té canons de falla de 20 quilòmetres de profunditat , nivells en terrassa , i una variació caòtica en les edats i característiques de la superficie. Es creu que l'activitat geològica antiga de Miranda era provocada per escalfament gravitatori en un moment en què la seva òrbita era més excèntrica que l'actual , probablement a causa d'una ressonància orbital de 3: 1 pel que fa a Umbriel que encara existe.113 l'origen més probable de les corones del satèl · lit , que semblen circuits de curses , són processos d'extensió associats amb diapirs ascendientes de manera similar , es creu que Ariel havia estat en ressonància 4 : 1 amb Titania
Principales satélites naturales de Urano
(comparados con la Luna)
| Nom | Diàmetre
(km) | Masa
(kg) | Radi orbital
(km) | Período orbital
(d) | Imatge |
|---|
| Miranda | 470
(14%) | 7,0 x 1019
(0,1%) | 129.000
(35%) | 1,4
(5%) |  |
| Ariel | 1.160
(33%) | 14 x 1020
(1,8%) | 191.000
(50%) | 2,5
(10%) |  |
| Umbriel | 1.170
(34%) | 12 x 1020
(1,6%) | 266.000
(70%) | 4,1
(15%) |  |
| Titania | 1.580
(45%) | 35 x 1020
(4,8%) | 436.000
(115%) | 8,7
(30%) |  |
| Oberón | 1.520
(44%) | 30 x 1020
(4,1%) | 584.000
(150%) | 13,5
(50%) | 
|
NEPTÚ
Neptú és el vuitè planeta en distància respecte al Sol i el més llunyà del Sistema Solar . Forma part dels denominats planetes exteriors o gegants gasosos , i és el primer que va ser descobert gràcies a prediccions matemàtiques . El seu nom va ser posat en honor al déu romà del mar - Neptú - , i és el quart planeta en diàmetre i el tercer més gran en massa . La seva massa és disset vegades la de la Terra i lleugerament més massiu que el seu planeta « bessó » Urà , que té quinze masses terrestres i no és tan dens . De mitjana , Neptú orbita el Sol a una distància de 30,1 ua . El seu símbol astronòmic és ♆ , una versió estilitzada del trident del déu Neptú .
Després del descobriment d'Urà , es va observar que les òrbites d'Urà , Saturn i Júpiter no es comportaven tal com predeien les lleis de Kepler i de Newton . Adams i Li Verrier , de forma independent , van calcular la posició d'un hipotètic planeta , Neptú , que finalment va ser trobat per Galle , el 23 de setembre de 1846, a menys d'un grau de la posició calculada per Le Verrier . Més tard es va advertir que Galileu ja havia observat Neptú en 1611 , però l'havia confós amb una estrella .
Neptú és un planeta dinàmic , amb taques que recorden les tempestes de Júpiter . La més gran, la Gran Taca Fosca , tenia una grandària similar al de la Terra , però el 1994 va desaparèixer i s'ha format una altra . Els vents més forts de qualsevol planeta del Sistema Solar es troben a Neptú .
Neptú és un planeta blavós molt similar a Urà , és lleugerament més petit que aquest, però més dens .
SATÈL·LITS DE NEPTÚ
Actualment , es coneixen catorze satèl · lits de Neptú . El major d'ells és Tritó , que posseeix més del 99,5% de la massa en òrbita al voltant de Neptú en les seves 2.700 km de diàmetre . Es destaca , no només per la seva grandària , sinó també per posseir una òrbita retrògrada , cosa excepcional dins dels grans satèl · lits . En la seva superfície s'han trobat guèisers de nitrogen . Posseeix forma esfèrica , mentre els altres satèl · lits de Neptú tenen una forma irregular .
Tritó és considerat un objecte del Cinturó de Kuiper capturat per la gravetat de Neptú . Per la seva grandària i aspecte ha de ser molt semblant a Plutó , avui reclassificat com un planeta nan , el qual també és un objecte del Cinturó de Kuiper . Nereida , amb 340 km de diàmetre , té l'òrbita més excèntrica de tots els satèl · lits del sistema solar , la seva distància a Neptú varia entre 1.353.600 i 9.623.700 quilòmetres.
Abans de l'arribada de la sonda espacial Voyager 2 el 1989 , només es coneixien aquests dos satèl · lits gràcies a les observacions des de la Terra : Tritó i Nereida . El Voyager 2 va descobrir sis més : Nàiade , Talasa , Despina , Galatea , Larissa i Proteo . Aquests sis satèl · lits són els més propers al planeta i posseeixen una òrbita més interior que la de Tritó . La majoria dels satèl · lits descoberts mesuren menys de 200 km de diàmetre i podrien ser restes de la lluna anterior que va ser destruïda o desintegrada durant la captura de Tritó . Proteo és el més gran amb 400 km de diàmetre .
Després d'això , s'han descobert cinc petites llunes més (mitjançant sondejos telescòpics ) entre 2002 i 2003 , situades en òrbites llunyanes al planeta , les quals han rebut els noms de Halímedes , Sao , Laomedeia , Psámate i Neso . Totes elles posseeixen òrbites amb elevada inclinació i tres tenen una òrbita retrògrada . Ambdues característiques , iguals a les de Tritó , fan suposar que el seu origen també va ser el d'objectes del Cinturó de Kuiper capturats per la gravetat de Neptú .
El 16 de juliol de 2013 va anunciar el descobriment de la lluna número 14 , nomenada provisionalment ' S/2004 N 1 ' a l'espera de posar-li un nom definitiu .
ANELLS DE NEPTÚ
Neptú té un sistema d'anells tènue , que guarda més semblances amb el sistema de Júpiter que amb els complexos anells presents en els planetes Urà i Saturn . Aquests anells estan formats per partícules de gel i silicats més de compostos orgànics , produïts per la radiació de la magnetosfera , per la qual cosa el seu color és molt fosc . Els tres anells principals són l'estret i més exterior anell Adams , a 63000 km del centre de Neptú , l'anell Le Verrier , a 53.000 km , i l'anell Galle , el més ample dels tres , a 42000 km . A més d'aquests definits anells hi ha una làmina de material extremadament tènue que s'estén des de l'anell Le Verrier fins al Galle i probablement més a l'interior cap a Neptú .
El primer d'aquests anells va ser descobert el 1968 , encara que el resultat d'aquestes observacions no va ser publicat fins a 1977 , quan es van detectar els anells d'Urà . Però va ser la sonda espacial Voyager 2 la qual va confirmar l'existència dels anells al seu pas per Neptú el 1989 . Les imatges preses per la Voyager 2 el 1989 van mostrar així mateix un gran nombre d'anells prims , des del més extern, que conté cinc prominents arcs , anomenats Coratge , Llibertat , Igualtat 1, Igualtat 2 i Fraternitat . Aquests arcs podrien formar-se per la influència gravitacional de Galatea , una de les llunes de Neptú.
Es pensa que els anells de Neptú , igual que els d'Urà , són relativament joves . És probable que la seva edat sigui significativament menor que la del Sistema Solar . De la mateixa manera , tots dos estan probablement originats per la fragmentació i posterior col · lisió de les restes d'un o diversos satèl · lits interiors de Neptú . Aquests fragments actuen com a fonts de pols i material dels anells . Referent a això els anells de Neptú són similars a les bandes de pols observades per la Voyager 2 entre els anells principals d'Urà .
Les últimes observacions realitzades des de la Terra evidencien que els anells de Neptú són molt més inestables del que es creia , algunes parts s'han deteriorat dramàticament . Entre 2002 i 2003 , Imke de Pater de la Universitat de Califòrnia , Berkeley , i els seus companys van utilitzar el telescopi Keck de 10 metres de Hawaii per tornar a mirar l'anell . Han analitzat ja les imatges i han trobat que tots els arcs semblen haver patit una desintegració , mentre que un especialment , anomenat Llibertat, s'ha esvaït considerablement des de les observacions de la Voyager . Si aquesta tendència continua , Llibertat haurà desaparegut d'aquí a 100 anys .
Els resultats suggereixen que sigui el que sigui que està causant el deteriorament dels arcs , està actuant més ràpid que qualsevol mecanisme que pogués regenerar , ja que el sistema sembla no estar en equilibri .
.jpg)
.jpg)
_color_cropped.jpg)
