<> ASTRONOMIA. UNA NUEVA VISIÓN DEL UNIVERSO.
El que ve y entiende una obra,
¿no
ve y entiende al arquitecto, al pintor...?
El
Sistema Solar lo forman el Sol, los planetas, que giran o vagan dando
vueltas al rededor de aquel, con sus satélites, y los asteroides,
cometas y meteoritos. El Sistema Solar, con el Sol principalmente al
frente, surca el espacio a unos 220 Km/seg (792.000 Km/h), o 227 Km/seg (817.200 Km/h) según más modernas mediciones, de
velocidad en brazo ya al borde de la Vía Láctea, dando una vuelta
completa en unos 225 millones de años (234 según otra fuente), pero
de forma tendente a reducir la distancia hacia el centro de tal
galaxia; se piensa que puede haber dado ya unas 25 vueltas a la galaxia
en toda su historia. La distancia al centro de la galaxia es de 30 mil
años-luz, o 27.700 en otra cifra citada al respecto; la más moderna (2020): 25.800 años-luz. El
avance del Sistema Solar en su rotación sobre la galaxia se realiza con
el plano en que giran los planetas (la eclíptica) muy inclinado, casi
vertical o perpendicular al plano de la propia Vía Láctea, por lo que
existe una pequeña oscilación en la vista de nuestro planeta sobre el
borde de la galaxia.
Además, el Sol oscila en su trayectoria por el
efecto gravitatorio que ejerce sobre el mismo principalmente Júpiter.
De tal modo, en realidad, el centro de gravedad solar con su cortejo
planetario está, no en el centro del Sol, sino desplazado hacia un lado
en el mismo.
Tal ciclo de rotación del Sistema Solar en la
galaxia, cada aproximadamente unos 30 millones de años, hace que
crucemos regiones de mayor densidad de materia y hay quien se inclina
por creer que tal trayectoria hace que el Sistema sufra perturbaciones,
quizá de materia oscura, que podrían alterar las órbitas de cometas y
cuerpos menores del límite del Sistema y precipitar algunos sobre los
planetas interiores. Bajo tal postulado cabría pensar que los impactos
en la Tierra que en el pasado causaron extinciones masivas podrían ser
regulares o cíclicos. Una de las estrellas cerca de las que hemos
pasado hace solo 2,8 millones de años es HD 7977, y la distancia a la
que pudo acercarse (o acercarnos) es de más de 4.000 UA por lo que
podría haber cruzado la nube de Oort. La distancia a la que se estima
que tal sobrevuelo ya no influirá está en al menos las 31.000 UA, aun
dentro de nuestros límites exteriores.
Según
se confirmó por parte de la ESA en 2004 (pero sabido desde hacía 30
años) en base a datos aportados por sondas y satélites, el Sistema
Solar está atravesando una gran nube de gas interestelar que es
apartada a nuestro paso por el campo magnético solar, o heliosfera,
en un 90%. La densidad detectada de tal nube es muy baja, de 1,5
átomos de helio por cada 100 cm^3, si bien en general se cree que
será de 26,4 átomos por 100 cm^3. La velocidad de choque es de 26
Km/seg. Se cree que tal nube es principalmente de hidrógeno y su
temperatura alcanza los 6.000ºC, si bien se recuerda que la baja
densidad no la hace peligrosa en este sentido. Se cree que la estamos
atravesando desde hace más de más de 44.000 años (150.000 a lo sumo),
si bien en 2020 se dice que es desde hace 33.000 años y que tal nube
además contiene en el polvo, también muy rarificado, el isótopo
hierro-60 por lo que es ligeramente radiactivo.
Las estimaciones apuntan a que dentro de varios miles de años, quizá en
menos de 20.000, el Sistema Solar saldrá de tal nube. Pero otra nueva
de hidrógeno y polvo nos espera, la llamada nube “G”, dentro de unos
50.000 años.
Respecto al lugar donde está el Sistema Solar en la
Vía Láctea, el brazo de Orión, la eclíptica, o plano en el que giran
todos los planetas, está inclinado y forma con el plano general de la
galaxia un ángulo de unos 60º.
> LA FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR
La formación misma del Sol, calculada que ocurrió hace unos 4.560 (con un margen de ±10 millones; si bien hay quien lo cifra en 4.590, y 4.600 como máximo) millones de años, conllevó la de sus planetas, como restos de polvo y gas que quedaron primero formando anillos de gas en diferentes distancias del primero, pero prácticamente todos en el mismo plano, y más tarde protonebulosas y finalmente nebulosas que se condensaron en los distintos cuerpos que hoy son; la formación de los protoplanetas tendría lugar a la par e incluso antes que la estrella se encendiera. Acerca de la referida antigüedad de nuestro Sistema, en 2010 se precisó la cifra de 4.568,2 millones de años sobre la base de estudios isotópicos sobre meteoritos.
Se
formó el Sol como cualquier otra estrella, por efecto de la gravedad
o atracción de la materia entre sí, de nubes de materia, polvo, gas
y hielo, cercanos procedentes en parte de la explosión de una
supernova, en el entorno de un cúmulo estelar. Sobre la procedencia de
tal materia se sostiene la teoría de una cercana supernova; o bien de
una burbuja de polvo y gas de una gigante tipo Wolf-Rayet, de un tamaño
unas 45 veces el del Sol (teoría basada en estudio isotópico del
aluminio-26). Tales materiales
fueron comprimidos en un espacio hasta hacerse una masa cada vez más
densa hasta que se hizo caliente; los átomos se calientan al
apretarse unos contra otros, aumentando su velocidad en su propia
repulsión, es decir, bajo los efectos de gravedad, presión y
temperatura. Luego, se encendió por la misma secuencia gravitatoria
la reacción nuclear. También se cree que tal apelmazamiento pudo
tener su origen en la acción explosiva de una cercana supernova tras
el hallazgo en un primitivo meteorito del elemento azufre 36,
resultado de la desintegración del cloro 36, que tiene una vida de
300.000 años; este elemento se origina en la explosión de una
supernova y de ahí la asimilación al fenómeno de la formación del
Sistema, si bien también otros isótopos como el hierro 60. La onda
expansiva haría que la nube primigenia de gas y el polvo comenzaran
a densificarse. Modelos creados al respecto han demostrado la
influencia de la onda generada en una explosión de una supernova en
tal formación del Sistema. Otros factores iniciales sobre el polvo y el
gas, antes del efecto de la gravedad, son la electrostática, campos
magnéticos, la presión de la radiación y, una vez con cierto tamaño, la
acción de frenado del gas sobre los granos ya apelmazados.
La
materia expulsada por el cuerpo encendido en forma de gas y polvo
también se condensó en anillos que a su vez emularon el proceso
convirtiéndose en cuerpos planetarios (planetas) de diferente masa y
a distintas distancias del centro solar. Luego, el propio calor o
viento de radiación de la estrella disipó los gases más externos
de los planetas formados más cercanos. El colapso gravitatorio haría
ir girando sobre si mismo la nebulosa en su condensación y de ahí
la actual rotación de los cuerpos planetarios y sus satélites,
aunque estos últimos, por efecto igualmente de la gravedad, tengan
tendencia a equilibrar su propio giro con el de rotación en torno al
planeta, con lo cual acaban siempre mirando con la misma cara al
planeta; tal es el caso de nuestra Luna.
Considerada la mayor abundancia de los elementos ligeros hidrógeno y helio, principalmente el primero, se explica que tales son los componentes básicos del Sol y muchos planetas. Por otra parte, los procesos nucleares fueron sucedidos en el resto de cuerpos (planetas y satélites) por los químicos para explicar la aparición de los compuestos en los distintos núcleos formados o cuerpos planetarios. El gas frío se combinaría para integrar, bajo temperaturas altas, parte del oxígeno con el silicio, y más oxígeno con el abundante hidrógeno, al enfriar, dando lugar al agua; este último, en el siguiente paso de enfriamiento, se conforma en hielo, sobre todo en el caso de los satélites de planetas exteriores, donde principalmente la distancia del Sol así lo permite. De ahí la existencia de satélites formados a base de roca y hielo.
Por
otra parte, la existencia de hielo, sobre todo el los cuerpos más
alejados del Sol, atrapó masas de gases en su interior que se fueron
liberando gracias al calor generado por la actividad interior, tanto
de la gravedad como de la radiación. Al liberar tales fluidos, sobre
la superficie y atmósfera posible, en dependencia a los factores
gravedad, incidencia de la radiación exterior, composición química
del medio en que se desenvuelven, etc., se producen sustancias y
fenómenos diversos que configuran la composición atmosférica y
características del suelo del planeta o satélite de éste. Cuando
por el tamaño o la distancia, o ambos factores, el satélite no
tiene tal actividad, de ahí que el mismo se queda configurado en un
cuerpo de roca y hielo. En algún caso, como en el satélite
Ganímedes, el hielo, tras ser fundido en la fase de bombardeo de
meteoritos en el Sistema Solar, sufrió un incremento de volumen al
caer de entre el hielo la materia más densa hacia el núcleo del
satélite. Con ello, el hielo más interno, ablandado por el calor,
se elevó para congelarse arriba y dilatar hasta aumentar el tamaño
de todo el satélite en un 0,45%, según cálculos y evidencias de
los surcos aparecidos en la superficie en razón a tal fenómeno.
Se cree que los materiales más pesados como el
hierro, se precipitaron hacia los núcleos de los planetas más próximos
al Sol, como Mercurio, Venus o la Tierra, en mayor proporción que en
los planetas exteriores.
Los
núcleos formados dentro de una serie de protonebulosas de gas y
materia que iban a ser la estrella Sol y los diferentes planetas con
sus satélites, aunque no exactamente como están ahora, quedaron
rodeados cada vez menos de gases y concentrando hacia su interior la
materia más densa. Los distintos materiales de todo el anillo del
que se formaron los planetas se cree (2008) que mezcló en cierto
grado en distintos niveles orbitales; es decir, a lo largo del
tiempo, al menos una cierta parte del material cambiaría de órbita,
como es el caso de muchos cometas, meteoritos y algunos asteroides.
El efecto de la gravedad en la dinámica orbital es lo que permite
esta actividad.
La
dinámica hizo que giraran sobre cuerpos mayores, pero afectándolos
en la medida de su masa, desde un primer momento. La materia formada
en núcleos pasó por momentos de rotura, bajo los efectos de la
gravedad y de los impactos entre ella, de modo que la dinámica y la
gravedad produjeron cataclismos inimaginables por su envergadura, con
choques de asteroides y cometas. El resultado son legiones de
pequeños cuerpos que someterán al sistema durante miles de años a
bombardeos que hoy se ven, en efecto, en los cuerpos que no
dispusieron de gas en su entorno (atmósfera) para frenarlos o que no
tuvieron luego actividad geológica que renovara la superficie. Los
bombardeos de meteoritos mayores, o asteroides, fueron más intensos
al principio, sobre unos 3.800 millones de años, y son denominados
de la Población I; los siguientes, principalmente entre 2.800 y
1.200 millones de años, menores, son la Población II y los más
menudos o residuales, los más modernos, de menos de 1.000.000 años,
Población III.
Los cráteres formados por impacto son distinguidos en dos tipos, como simples y complejos, siendo los primeros los menores, de hasta 4 Km de diámetro. Los complejos forman en el centro aproximado del cráter una elevación o pequeña montaña y su diámetro es superior, entre 4 y 50 Km. Otros cráteres de impacto, de compleja formación, al arrojar materia a su alrededor, de hasta cientos de Km, formando anillos, produciendo roturas en la superficie, etc.
Sobre
la formación de los planetas gigantescos gaseosos existen las
teorías de que podrían haberse formado entre 2 y 10 millones de
años, pero otra apunta que podrían haberse constituido en bastante
menos, en solo unos centenares de años. En este último extremo se
apoya la teoría en que un proceso más lento haría que la radiación
solar limpiara de gases la nebulosa o disco protoplanetario por lo
que los mismos no podrían ser como han resultado. Tal teoría, de la
rápida formación de planetas gaseosos, refuerza la idea de la
abundancia de tal clase de planetas en el todo el Universo. El
indicado disco protoplanetario se extendería presumiblemente más
allá de la órbita de Neptuno, como así lo ratifican algunos datos
estudiados sobre los cometas. En 2017 se sostiene que el proceso de
disipación de la nebulosa solar duraría entre unos 3 y 4 millones de
años, lo que sigue siendo un proceso muy corto a escala
astronómica. En 2020 tras un estudio del LLNL sobre isótopos en el
molibdeno se estima que la formación del Sistema Solar solo duraría
solo unos 200.000 años, lo cual es mucho menos de lo creído
anteriormente.
En 2004 se estimaba, según estudios de simulación, que la formación de los dos mayores, Júpiter y Saturno, no había sido igual. La distinta distribución de los elementos hierro, carbono, silicio, oxígeno y nitrógeno, concentrados en el núcleo Saturno al contrario que en Júpiter, donde están más dispersos, hizo pensar en un proceso de formación distinto. Pero estos modelos teóricos desarrollados no suponen aun nada definitivo al respecto.
En
el caso de Plutón y su satélite Caronte, el origen podría ser
tanto de procedencia de la nube de Oort como tratarse de cuerpos
extraños al propio Sistema Solar y ser una captura del propio Sol en
su trayecto circungaláctico.
También se admite como posible que el Sistema Solar
hubiera sido alterado o influido en su formación y configuración final
por el paso cercano de otra estrella que lo afectaría
gravitatoriamente, a juzgar por la distribución y órbitas de los
distintos cuerpos que lo integran.
= PLANETAS, SATÉLITES, ASTEROIDES Y COMETAS.
Como
materia resultante y residual de la formación del Sol, las distintas
nubes de gas y polvo se fueron solidificando y agrupando en distintas
órbitas constituyendo los planetas; su significado en griego es
vagabundos
o errantes.
Esto ocurre prácticamente en paralelo a la formación del Sol, se
calcula que hace entre 4.500 o 4.600 millones de años, con solo unos
10 millones de años de diferencia (más tarde); la Tierra, en
concreto, se estima que se formó entre 50 y 70 millones de años
después según estudios radioisotópicos. La masa a compactar procede de
distintos cuerpos y sería más o menos densa, desde polvo y gas hasta
cuerpos asteroidales o cometarios pasando por masas terrosas más o
menos densas (hay quien hasta las califica de fangos). Principalmente,
la materia
solidificada serían silicatos, hierro y agua. Al agruparse tal
materia, toda la masa se fue contrayendo bajo su propia gravedad y
empezó a girar sobre si misma cada vez más rápido. Los fluidos que
serían gas con el calor, al ir enfriándose, se condensarían en
granos o trozos sólidos. Los grandes planetas exteriores serían de
un tamaño varios cientos de veces su actual tamaño y se formaron
con los gases más ligeros soplados o empujados hacia lejos por la
radiación solar, superior o más intensa en un primer momento de la
formación de nuestra estrella. De ahí que ahora sean gaseosos en
vez de sólidos. A su vez, la materia más densa de la zona se integró en
los núcleos y los satélites de esos grandes planetas.
La distinta distribución de masas que dio lugar a
planetas muy diferentes tiene que ver con las densidades distintas de
las nubes protoplanetarias en las que influiría no solo su composición
sino también los flujos de gas entre distintas órbitas, así como la
misma gravedad de los mayores cuerpos formados o en formación, y otros
factores. Las nubes de polvo y gas se fueron aglutinando en pequeños
núcleos de materia del tamaño de un puño o menos, que han sido llamados
núcleos planetesimales y posteriormente éstos se juntaron para formar
otros mayores que a su vez se irían también uniendo a otros en su
órbita.
La
distribución en la distancia al Sol de los planetas se planteó en
su momento bajo la llamada Ley de Bode, aunque establecida
previamente por Johann Daniel Titius Von Wittenberg en 1766, según
la cual los planetas al formarse se agruparon en distancias que
siguen un orden de progresión o serie numérica. Tal relación se
inicia con los número que, salvo el primero, se van duplicando, y a
los que añadido la constante de 4 a todos y dividido el resultado
por 10 nos da justo la distancias aproximadas en unidades
astronómicas de las órbitas de los planetas. De tal modo es: 0, 3,
6, 12, 24, 48, 96, 192. Si sumamos 4 a todas las cifras resulta 7,
10, 16, 28, 52, 100, 196. Y finalmente si dividimos por 10 queda 0,7
(Venus), 1 (Tierra), 1,6 (Marte), 2,8 (cinturón de asteroides), 5,2
(Júpiter), 10 (Saturno), 19,6 (Urano). La norma excluye a Mercurio
(0,38), suple al quinto planeta por el cinturón de asteroides, y no
concuerda para Neptuno y Plutón, aunque encaja más para el último
si no existiera Neptuno. Muchos astrónomos aseguran que la Ley de
Bode es una mera coincidencia.
Cabe
advertir, no obstante, que según se informó a principios de 2008,
un estudio sobre la densidad superficial de la nebulosa de la que se
formaron los planetas parece apuntar que originalmente, hace unos
4.000 millones de años, las órbitas de Neptuno y Urano estaban
intercambiadas respecto a las actuales. Se cree que los planetas
exteriores tenían entonces órbitas más cercanas entre ellos y
también que su formación fue más rápida de lo pensado
anteriormente, en tan solo unos 10 millones de años.
Según
sus caracteres de tamaño, masa, forma y órbita, en agosto de 2006
los astrónomos distinguieron los planetas que giran en torno al Sol
en dos categorías: planetas (de Mercurio, Venus, Tierra, Marte,
Saturno, Urano y Neptuno), y planetas enanos (Plutón, el antiguo
asteroide Ceres y el transneptuniano Eris). Los planetas se
consideran cuerpos en rotación en torno al Sol, de una masa mínima
que les permite una forma esférica homogénea, y que giran solos o
acompañados de cuerpos menores (satélites) en una órbita limpia,
despejada de otros cuerpos. Aunque la IAU no lo dijo, habría que
añadir que por supuesto no tienen luz propia, ni una densidad
superior a una preestablecida que podría tener por ejemplo una
estrella acompañada de otra de neutrones o un púlsar, cosa que
afortunadamente para el Sistema Solar no es el caso. Por su parte, el
planeta enano es un planeta (de tamaño menor) cuya órbita se cruza
con las de otros objetos, que tiene pues una órbita no limpia. A los
planetas enanos también se les puede llamar plutonianos en honor a
Plutón, prototipo de los mismos. Su diámetro se estima que ha de
tener un mínimo –no reglamentado- de unos 800 Km, tamaño mínimo para
una masa que permite a un cuerpo sideral ser esférico; por debajo de
tal cifra, los cuerpos pueden ser irregulares, como lo son la mayoría
de los asteroides. En junio de 2008
la IAU, tras reunión en Oslo, optó por denominar oficialmente a los
antes citados planetas enanos como plutoides
con el añadido de que su órbita esté por encima de la de Neptuno,
con lo que volvió a dejar a Ceres como planeta enano, excluido de
los plutoides.
De otro modo, se distinguen básicamente 2 tipos de planetas, los de superficie sólida y los gaseosos que no tienen un suelo definido. Los primeros comprenden los planetas interiores (Mercurio, Venus, Tierra y Marte), y también los planetas enanos. Los segundos son los planetas exteriores, compuestos en un 99 % de hidrógeno y helio, los dos elementos básicos y más ligeros de la escala, y se caracterizan también por la tenencia de anillos más o menos destacados y la posesión de un cortejo más o menos grande de satélites. Las densidades de los planetas aumentan cuanto más cerca del Sol. La norma es también válida para el sistema de satélites de Júpiter que resultan más densos cuanto más cerca giran del planeta. La explicación del hecho tiene que ver con la gravedad en el momento de formación del sistema; no parece resultar, sin embargo, de aplicación en Saturno, donde las densidades, más bien bajas, de sus satélites son bastante parecidas todas. La razón de una mayor proporción de hielo es la causa. A su vez se está en la creencia de que tal abundancia allí está en relación a la mayor distancia al Sol, causante que más cerca el calor ha facilitado la evaporación más rápida del hielo.
Podrían sin embargo no ser aplicables tales criterios en otros sistemas solares, en otras estrellas. El hallazgo de planetas gigantes en las cercanías de sus respectivos soles se contrapone a nuestro modelo. Posiblemente es así porque no hemos comprendido bien la combinación en la formación de los protoplanetas, la antigüedad de las masas de materia y otros factores como la temperatura, las distancias, etc.
La
estructura general de cualquier planeta la podemos plantear
básicamente en un núcleo, un manto y una corteza, pero estas partes
no están definidas de igual modo en algunos planetas, de modo que la
corteza puede estar sustituida (planetas exteriores) por una
atmósfera densa. En este caso de planetas gaseosos, cuando se hace
referencia a su diámetro o radio, se considera como límite (el
equivalente a la superficie del mismo) el nivel atmosférico con una
presión igual a la de la superficie terrestre, de unos 1.000
hectopascales o milibares (1 atmósfera aproximadamente).
Cuando hay rotación rápida, sobre todo en los
grandes planetas gaseosos, en las atmósferas se produce el fenómeno que
origina la rotación diferencial, la distinta velocidad de giro en las
diferentes latitudes. Es mayor en el ecuador y menor en los polos. Eso
produce bandas y una dinámica atmosférica particular con el efecto
Coriolis, como se puede ver claramente en Júpiter. Los efectos se
atenúan con la rotación más lenta pero, según la atmósfera en
particular, se pueden acusar más otros, como los convectivos. En todo
caso, hay fenómenos atmosféricos generales y otros particulares de cada
planeta.
Los planetas de superficie dura, donde si se define la estructura de una fina corteza, un manto y un núcleo, se constituyen de metales y óxidos y silicatos de metales, en tanto que en los exteriores abundan los hielos, el metano, el amoníaco; la repetida estructura de los planetas de superficie sólida se ha comparado con un huevo en una aproximación, no por la forma, sino por el grosor de cáscara-corteza, manto-clara, y núcleo-yema. A su vez, los planetas con superficie definida pueden admitir una subdivisión mayor de sus capas sólidas, tal como litosfera, astenosfera, etc.; esto es también válido para los satélites mayores, a veces llamados pequeños planetas. Las superficies exentas de vulcanismo, donde no hay efecto renovador de la lava, mantienen normalmente una fuerte craterización resultado dçítico ocurrido en el Sistema Solar en su momento de formación y el que duró casi 1.000 millones de años.
En el interior, los planetas, y también algunos satélites de los mismos, pueden tener núcleos muy calientes debido a dos factores. Es uno el colapso gravitatorio que compacta los materiales densos y otro la energía por desintegración de isótopos de corta vida como el aluminio 26 y larga vida como el uranio, torio y potasio. Cuando estas fuentes radiactivas se van agotando, se va produciendo el enfriamiento.
La temperatura de un planeta depende de la distancia al Sol en parte. Cuanto más lejano más frío. Pero si se consideran las influencias internas, la temperatura de cada planeta o uno de sus satélites será la que proporcione también su calor interno, subterráneo o atmosférico. Es pues un caso particular cada uno.
Antes de disponer de medios más precisos como sensibles sensores en telescopios o en sondas interplanetarias, se calculaba la temperatura en ºK en un entorno planetario en función de la distancia al Sol mediante la fórmula de 277 dividido por la raíz cuadrada de la distancia del Sol al planeta en UA.
A su vez, muchos de los planetas tienen girando a su alrededor otros cuerpos menores llamados satélites o lunas; satélite significa originalmente “acompañante”. Estos últimos se consolidan como tales cuando girar a cierta distancia del planeta, al menos a más de 2,44 veces el radio del planeta, siempre que la densidad sea aproximadamente igual. Por debajo de tal distancia el posible satélite tiende a fragmentarse por acción gravitatoria de marea en su interior, pero siempre que no sea rocoso o denso y compacto. La formación de los satélites es seguramente una réplica de los planetas respecto al Sol aunque el modelo no pueda exactamente ser de general aplicación. Se habrán formado en nebulosas que giraban al rededor del planeta o bien por aglomeración de cuerpos menores condensados en tales protolunas.
Algunos planetas tienen girando cerca de los mismos anillos resultantes de la rotura antes citada, como primera hipótesis, aunque también pueden tener origen en el choque de un asteroide o cometa, o quizá en la misma formación protoplanetaria. En este último caso, los anillos son resultado de la condensación, tras el enfriamiento del planeta, de los trozos de materia allí habidos que, dada la proximidad al planeta, no se aglomeran para formar un satélite, como es el caso de estos cuando están a mayor distancia, o bien que el proceso es tan lento que nunca lleguen a formar un cuerpo mayor. En el caso de la segunda hipótesis viene a coincidir con esta primera con la diferencia de que la rotura es por impacto de otro cuerpo. La determinación de la primera hipótesis, el de anillos resultantes de la rotura de un cuerpo mayor, fue hecha en 1848 por Edouard Albert Roche y en 1.859 por J.C. Maxwell, afirmando que los cuerpos pequeños en tales anillos eran más estables ante la perturbación de la gravedad. Así, el llamado límite de Roche se establece entre uno o varios (hasta 2,44) radios del planeta, por debajo de la cual es cuando se produciría la rotura, pero solo si es un satélite de componentes líquidos y tiene menos de 100 Km de diámetro. Si es rocoso tal efecto no se produce hasta menor distancia y si es mayor de aquel diámetro, solo por debajo de una distancia de 0,4 diámetros se fracturaría. En un caso real, un cuerpo como el satélite marciano Fobos se rompería por de bajo de los 1,19 radios marcianos.
La fórmula para calcular el límite en cuestión es 2,456xRx(p’/p)^(1/3) de (R) representa el radio del planeta, (p’) la densidad del mismo y (p) la densidad del cuerpo del satélite. El valor 2,456, llamado grado de cohesión o rigidez, puede ser considerado variable entre 1,260 y tal cifra.
Estos condicionamientos, comparados con los casos reales, dan lugar a más posibilidades en las otras hipótesis. Las roturas por influencia de una gravedad elevada (caso real por ejemplo del cometa Shoemaker Levy 9) son debidas a la gran fuerza que ejerce el planeta o cuerpo mayor de que se trate sobre otro menor que pasa cerca. La desigualdad de fuerza ejercida al sobrevolar entre sus partes más cercanas y las más alejadas del cuerpo causante es lo que produce la fragmentación en un efecto también llamado de marea.
Por otra parte la influencia de cercanos satélites sobre los anillos provoca en estos vacíos de la materia y les puede dar forma, del mismo modo que la gravedad de Júpiter hace otro tanto sobre el cinturón de asteroides. La influencia tiende a elevar las partículas más alejadas por encima en relación al planeta y a sumir las que viajan por debajo en órbita más cercana al planeta; el resultado es que se alejan del satélite unas hacia arriba y otras hacia abajo por lo que va limpiando la franja de recorrido.
Otras influencias sobre los anillos, además de la gravitatoria, son la de los campos ETM y los choques entre la misma materia de los propios anillos. Las perturbaciones por parte de satélites, hace que las órbitas circulares de las partículas que forman los anillos lo dejen de ser. Cuanta más masa tenga el satélite, la anchura del anillo será mayor. También, existe la misma proporcionalidad entre la concentración de partículas del anillo y la frecuencia de choques entre ellas. Igualmente existe otro efecto del satélite sobre los anillos, y es que la órbita de aquél puede ser tangencial a los mismos y definir así su borde, impidiendo que se extienda; tal se cree que es el caso del anillo A de Saturno en su borde exterior. Son en este caso denominados satélites pastores.
En cualquier caso, la característica común es que los anillos son elementos propios de los planetas gaseosos o exteriores de nuestro sistema, que giran en distintas órbitas pero todas en el plano ecuatorial del planeta y por debajo de la órbita del primer satélite de cierta consideración del planeta en cuanto a su masa se refiere, que están constituidos de millones y millones de materiales rocosos y hielo, pero en tamaños de hasta unos metros como máximo, salvo escasas excepciones de algún pequeño satélite, y generalmente la mayor masa en polvo o gránulos diminutos. Mientras en Júpiter predomina la constitución rocosa de las partículas de los anillos, en Saturno predomina el hielo y en Urano, de nuevo, la constitución rocosa. También tienen posiblemente en su interior plasma de baja densidad que al estar cargado actúa sobre partículas de menos de 0,1 micras en mayor medida que la misma gravedad; tal influencia puede hacer caer las partículas hacia el planeta en trayectorias espirales. En su formación inicial constituirían un anillo más aglomerado. Pero los trozos de tal formación anular irían chocando unos con otros hasta ir expandiéndose hacia arriba y abajo. Como resultando del golpe entre 2 cuerpos, uno perdería energía y caería en una órbita ligeramente más cercana al planeta y el otro haría lo contrario, ascendería a una un poco más elevada. De tal modo, los inicialmente gruesos anillos, con el tiempo, se habrán ido aplastando y extendiendo, formando un disco.
Entre los anillos de Saturno y Urano, los dos planetas con las formaciones de este tipo más significadas del Sistema, hay ciertas semejanzas básicas.
Los satélites de los planetas pueden tener dos orígenes, uno natural de formación a la par del planeta, como de un minisistema solar, y otro por captura gravitatoria tras un deambular caótico por el sistema. En el caso del primero se cuentan los grandes satélites, aunque también algunos más pequeños, y en el segundo los cuerpos menores capturados. Salvo el caso de la Tierra con la Luna, y los dos cuerpos menores de Marte, la inmensa mayoría de los satélites del Sistema Solar se concentran en solo 4 planetas, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Algunos son de tamaño tan considerable que superan al del planeta Mercurio. El mayor de todos es Ganímedes, seguido de Titán, respectivamente de Júpiter y Saturno. Otros satélites mayores del Sistema Solar, de más de 500 Km de diámetro, son la Luna en la Tierra, Io, Europa y Calisto en Júpiter, Encélado, Tetis, Dione, Rhea y Japeto en Saturno, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania y Oberon en Urano, Tritón en Neptuno y Caronte en Plutón. Luego aparecen varias decenas de cuerpos menores de los 500 Km de diámetro hasta totalizar más de 60 satélites. En todo el Sistema Solar, los cuerpos de mayor diámetro son por este orden: el Sol, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno, la Tierra, Venus, Marte, el satélite Ganímedes, el satélite Titán, Mercurio, el satélite Calisto, el satélite Io, la Luna, el satélite Europa, el satélite Tritón y Plutón. Los más pequeños detectados (1997) son de menor a mayor y en tal orden: Deimos, Leda, Adrastea, Pan, Phobos, Calipso, Cordelia, Ananke, Atlas, Telesto, Helena y Ophelia. Los más densos son nuestro planeta, la Tierra, seguida de Mercurio, Venus, el satélite de Júpiter Adrastea, Marte, Io, la Luna, Elara, Sinope, etc. Y los más brillantes desde nuestra posición y en tal orden son el Sol, la Luna, Venus, Júpiter, Marte, Mercurio y Saturno.
Sus órbitas pueden ser en algunos casos irregulares, muy alargadas, como son los casos de Febe en Saturno o Nereida en Neptuno. Algunos satélites tienen excepcionalmente órbitas retrógradas (Pasifae, Sinope, Carme y Ananke en Júpiter, Febe en Saturno, y Tritón en Neptuno), todas ellas con tendencia al acercamiento hacia el planeta. En Marte tiene tendencia al acercamiento Fobos; en Júpiter todos se alejan excepto los citados con órbita retrógrada y además Metis y Adrastea, que se acercan; en Saturno, todos tienen tendencia al alejamiento excepto el citado Febe; en Urano, se alejan Miranda, Ariel, Umbriel, Titania y Oberón, y se acercan los restantes; en Neptuno se acercan todos excepto Nereida, que se aleja.
Existe la posibilidad, dada realmente, como se ha comprobado en Saturno, de que más de un satélite gire en una misma órbita con otro. Entonces, los varios cuerpos giran en una posición estable, según ya en el siglo 18 determinara el matemático Joseph Louis Lagrange. Dos de los llamados puntos Lagrange (L4 y L5), también denominados de libración, son pues lugares de estabilidad dinámica en la órbita de un satélite de un planeta y se sitúan a 60º delante y 60º detrás del mismo respecto al Sol. Otros tres puntos (L1, L2 y L3) son inestables, por encima y por debajo de la órbita y en la misma en el punto opuesto que recorre el propio satélite.
Algunos de los satélites tienen actividad geológica en la actualidad, como Io, Europa, Encélado y Tritón, o la tuvieron en el pasado, como Ganímedes, Dione, Tetis, Ariel, Titania y Miranda.
El tamaño de los satélites es variopinto. Los hay más grandes que algunos planetas menores y otros son como asteroides. Por debajo de un diámetro mínimo de unos 250 Km, para densidades entre 1 y 5 g/cm^3, su forma deja de ser esférica y resulta tan irregular que alguno de sus propios accidentes geográficos, alguna montaña, son más elevadas que el radio de todo el cuerpo.
La
formación de los principales accidentes geográficos de cada planeta
de los hoy conocidos como de superficie sólida (Mercurio, Venus,
Tierra, Marte y muchos de los satélites de todos los planetas) pasó
a partir de su mayor o menor solidificación de su suelo por una
serie de procesos que duraron unos 100 millones de años. Volcanes y
lavas, enormes ríos y mareas, humaredas tóxicas, espesas
atmósferas, el impacto de meteoritos, asteroides y cometas, etc.,
predominaron hasta ir decayendo progresivamente y dejar paso a
diversas situaciones, según el caso. Así aparecerán los llamados
mares, cráteres, montañas, hendiduras, fallas, cañones, grietas,
planicies bajas y altas, pliegues, canales, etc. Algunos planetas
perdieron casi completamente sus atmósferas, surgidas de los gases
liberados del interior principalmente, otros el agua formada en
algunas áreas de la superficie, etc. Los fluidos que abundan en un
principio en la masa protoplanetaria son el hidrógeno, helio y
nitrógeno moleculares, el amoníaco, el metano, el agua, el monóxido
de carbono y el argón principalmente. Las partes sólidas son de
hierro, níquel y silicatos.
La formación de cráteres puede ser por vulcanismo o por impacto, siendo el caso más común el último en los cuerpos desprovistos de una atmósfera importante. Los cráteres de impacto son causantes en una compleja historia de formaciones en una serie de fenómenos, en función del potencia del impacto, del cuerpo impactado con sus capas más o menos gruesas y el tipo de suelo y, consecuentemente, del alcance en el subsuelo. Al producirse el choque a gran velocidad, se suele producir la volatilización del cuerpo impactante a modo de explosión que causa las ondas de choque. Ocurre en ocasiones, si la relación impacto-grueso de la litosfera es adecuada, que la materia del subsuelo, o bien se funde, por ser fluido congelado o atrapado, o afluye en forma de lava por romper la parte superior de la superficie. De tal hecho surgen al rededor de los cráteres de impacto planicies de material eyectado, círculos concéntricos externos al cráter, conos en las calderas, una cadena de cráteres por fraccionamiento del cuerpo principal en la entrada atmosférica, etc. La existencia de mayor o menor número de cráteres de impacto identifica la mayor o menor antigüedad de la superficie; si ha habido renovación del suelo por vulcanismos o procesos similares o erosivos, los cráteres serán menos, y si no ha existido tal renovación del suelo el mismo permanecerá con todos los impactos originales y será el más antiguo.
En cuanto a los cráteres de impacto, los mismos pueden ser de varios tipos; en la Luna se clasifican hasta de 5 tipos, según tamaño y apariencia. El tipo más simple es pequeño, de un promedio de 5 a 10 Km (en general, hasta 25 Km), y es un cráter limpio en su formación cóncava, de modo que parece un casquete esférico invertido con ligera elevación de los bordes. El tipo de cráter complejo viene a tener al rededor de los 100 Km de diámetro (en general, entre 25 y 300 Km) y en su centro tiene ocasionalmente un pequeño pico o elevación, y las paredes algo derrumbadas y quebradas; por encima del diámetro citado en el centro el pico suelen ser una pequeña cadena o círculo de elevaciones. Entre los dos tipos de cráter se distingue un tipo intermedio. Por último hay un modelo de cráter llamado cuenca de impacto que a su vez es de 3 tipos pero que son todos como mínimo de los 180 Km de diámetro en adelante. Los distintos tipos de este último están en función de los picos o elevaciones centrales dentro del cráter y la red de anillos concéntricos que se forman en el impacto. El material eyectado en el impacto y que cae en torno al cráter produce por su parte una serie de depósitos que pueden ser distintos, pero básicamente son de 3 tipos, según sean radiales o alargados apuntando hacia el cráter, según sea un depósito que rodea a todo el cráter, o bien que sea de desigual distribución y cause otros cráteres menores en cadena.
Otro tipo de clasificación de los cráteres de impacto viene dado por el carácter o composición del suelo impactado. Se puede producir el choque sobre terrenos rocosos o bien sobre aquellos que, conteniendo hielo mezclado con terrenos desmenuzados o arenosos, dan lugar a cráteres mayores con depósitos que rodean a los mismos. En este último caso, es en Marte el lugar más frecuente sobre sus permafrost, siendo en cambio, en general, poco común el primer caso citado.
También existen formaciones alineadas de cráteres que tienen origen en rosarios de impactos de cuerpos que llegaron fragmentados.
Como
resultado pues de los impactos que producen los cráteres se forman,
por presión y temperatura, materiales como las tectitas o un mineral
parecido al cuarzo, la estisovita,
además de ocasionar desplazamiento del material original hacia
bordes y áreas adyacentes y las propias formaciones craterizadas.
La forma de los cráteres, tamaño, etc., indican la
dirección de los impactos, masa del objeto que impactó y sus detalles.
Los radios o rayas que salen de los cráteres hacia fuera son resultado
del material expulsado por el impacto y la fragmentación por lo que
pueden indicar el tipo o características del mismo, su masa, velocidad,
etc.
En el caso de los planetas gaseosos o exteriores, la caída sobre ellos de asteroides y cometas no ha podido naturalmente dejar huellas directas. En cualquier caso, cabe imaginar los abundantes impactos al principio de la creación del Sistema Solar bajo una verdadera perspectiva apocalíptica. La idea de los golpes la pueden dar los siguientes datos: Un cuerpo de 1 Km de diámetro a una velocidad de llegada de unos 200.000 Km/hora, engendra una energía equivalente a una explosión de TNT de 250.000 megatones. Pero si el cuerpo tiene 5 veces tal tamaño (5 Km) la energía cinética queda incrementada en 600 veces.
Los grandes planetas también cumplen una importante misión, atrayendo mejor que otros más pequeños cuerpos cometarios o asteroides, que pueden amenazar a planetas menores con vida; pero es ello, no obstante, relativo y nunca una garantía.
En el caso de algunos satélites y planetas de superficie sólida, según la constitución interior y por efecto de las disminuciones de calor debidas a la radiactividad, los mismos pasaron por procesos de dilatación o contracción, causando los correspondientes fenómenos en la superficie, tales como fallas, surcos, etc.; en ocasiones, por efectos internos, el calor se acrecentó y produjo dilataciones y salida de gases del interior dando lugar a otros accidentes y fenómenos, tanto en el suelo del satélite como en su atmósfera. En los casos de satélites menores el comportamiento no es así, como se puede deducir, porque ni tienen masa para ello y además ya habrían pasado en su creación por el proceso de pérdida de calor.
A todos estos fenómenos de cráteres de cualquier índole, roturas del terreno, fallas, etc., se suma la erosión continua de las superficies que es producida en mayor o menor medida por la atmósfera, por vulcanismo, por los pequeños pero continuos impactos de meteoritos y micrometeoritos, y por la acción de la radiación solar. La acción de cada uno de estos agentes es distinta en cada caso, pues hay cuerpos en los que no hay atmósfera, ni vulcanismos o la radiación solar es menos intensa en razón a la distancia. Tal erosión y la conjunción de otros fenómenos naturales conforman finalmente el aspecto de las superficies, desfigurando a veces los cráteres o formaciones de que se trate. Así es factible hallar cráteres llenos de lava surgida del interior por vulcanismo, cráteres parcialmente borrados por otros, etc.
La interacción gravitatoria con otros cuerpos mayores, más concretamente en el caso de los satélites, provoca las llamadas mareas sólidas y causa inicialmente abultamientos en las superficies y su deformación. La incidencia de mayor atracción se produce sobre la parte del cuerpo más cercana al planeta o cuerpo mayor en atracción. Esta influencia llega también a determinar un frenado en la velocidad de rotación propia del cuerpo menor hasta el punto que llega a hacerse coincidir con el de rotación al rededor del cuerpo grande. Así quedan, en sincronía, la mayoría de los satélites mirando siempre con la misma cara hacia el planeta; tal es el caso de la Luna. Entonces, como resultado de esa estabilidad, se produce el efecto de disminución de los achatamientos y devuelve al satélite la tendencia a ser más esférico. Las fallas resultantes tienen siempre las direcciones norte-sur, noroeste-sureste y sureste-suroeste, y forman una red que ha sido denominada parrilla planetaria.
En cuanto a fenómenos de vulcanismo activo en la época actual son pocos los casos en el Sistema Solar respecto al número de cuerpos que contiene. Solo se conocen en el Sistema volcanes activos en nuestro planeta, en Venus, en el satélite joviano Io, que es el que registra una mayor actividad de todos, y en satélite Tritón de Neptuno.
El estudio de los planetas, de sus actividades atmosféricas y geológicas, es punto de referencia para entender los períodos que paso la Tierra y sobre todo su evolución, hacia donde caminamos. Los movimientos tectónicos y sobre todo algunas peculiaridades climáticas pueden encontrar su explicación en los climas y movimientos de las atmósferas de planetas como Marte o Venus. Quizá Marte, por ejemplo, se parecía en el pasado a nuestra Tierra y era cálida y con mares que hubieran podido llegar a propiciar una vida elemental, hoy desaparecida. En el futuro todo se puede aclarar. La navegación espacial lo puede hacer posible. Normalmente, para el estudio desde tierra o desde el punto del observador, la mejor posición de un planeta es cuando el mismo está en oposición con la Tierra, que es cuando está completamente iluminado por tener a nuestra espalda al Sol.
En cuanto a la atmósfera, la tienen en distinta abundancia o presión mínima a considerar, todos los planetas menos Mercurio, el primero, diferenciando bien las de Venus, la Tierra y Marte, de las de Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, carentes de superficie sólida definida. Acerca de los satélites de todos ellos, se ha detectado atmósfera, más o menos tenue, en Titán, Ganímedes, Europa, Io y Tritón, aunque bien distintas entre ellas y de las planetarias. La característica primaria de las atmósferas de los planetas gigantes, exteriores, es que su fuente de energía procede del propio planeta, de su interior, ya que la distancia hace que la energía solar sea muy pequeña, y sus vientos son violentos, muy rápidos; el más cercano, Júpiter, recibe 30 veces menos energía del Sol que la Tierra. La velocidad de rotación de estos planetas exteriores, o día propio, es muy elevada en relación al nuestro (su día es inferior al nuestro; de menos de la mitad en Júpiter y Saturno) y también marca su influencia en las atmósferas.
También cabe apuntar, por lo raro que pueda parecer, la similitud entre las altas atmósferas de los planetas Venus y Marte, cuando por lo demás son completamente distintos. Es la incidencia del viento solar sobre tales altas capas y la ausencia de una magnetosfera planetaria lo que marcan en ambos casos el parecido y determina la pérdida en los dos planetas de partículas atmosféricas.
El tamaño de los cuerpos celestes principales, Sol y planetas, y sus distancias, para una mejor idea, puesto que los datos reales se citan en la referencia a cada uno más adelante, lo reducimos aquí a una escala proporcional aproximada como sigue, siendo el tamaño en cm y la distancia media en metros:
|
Cuerpo celeste |
Tamaño en cm. |
Distancia
media al Sol en m. |
Equivalencia subjetiva y aproximada. |
|
Sol |
46,5 |
0 |
Medio metro. |
|
Mercurio |
0,16 |
19 |
Medio grano de arroz a 19 metros. |
|
Venus |
0,40 |
36 |
Una grano de soja a 36 metros. |
|
Tierra |
0,43 |
50 |
Una lenteja a 50 metros. |
|
Marte |
0,23 |
76 |
El largo de un grano de arroz a 76 m. |
|
Júpiter |
4,80 |
259 |
Una ciruela mediana a 259 metros. |
|
Saturno |
4,00 |
477 |
Una ciruela pequeña a casi ½ Km. |
|
Urano |
1,70 |
967 |
Una haba a casi 1 Km. |
|
Neptuno |
1,60 |
1.500 |
Una haba a 1,5 Km. |
|
Plutón |
0,10 |
1.970 |
Medio grano de arroz a casi 2 Km. |
Observando
estas comprensivas proporciones de nuestro Sistema Solar,
insignificantes en relación a los patrones del Universo, se puede
uno hacer la idea de lo difícil que resulta asumir luego otras
proporciones y distancias de nuestra propia galaxia y otros entes
celestes. Si entre el Sol y Plutón hubiera 60 m, la estrella más
cercana, Próxima Centauri, estaría a nada menos que 410 Km y la
brillante Sirio a 820 Km.
Finalmente cabe apuntar que las denominaciones
provisionales de los satélites dentro de la nomenclatura astronómica
comienzan por la letra S de satélite, seguido del año de
descubrimiento, la letra inicial del planeta y finalmente el número
correlativo dentro del año. Así, un hipotético S2000 J02, sería el
nombre de un satélite de Júpiter descubierto en el año 2000 y sería el
segundo de tal año en el citado planeta. Posteriormente la Unión
Astronómica Internacional le adjudicaría el nombre definitivo,
generalmente relacionado con la mitología o literatura concomitantes
con el nombre del planeta.
Otro
elemento importante en un cuerpo celeste es la posible tenencia de un
campo magnético. En dependencia de su fuerza puede ser considerado y
del mismo, por su interacción con el viento solar y, en su caso, con
algún satélite del planeta de que se trate, se deducen diversos
fenómenos que pueden afectar la vida posible del planeta, así como
causar interferencias e intensa radiación en ingenios espaciales.
Son pues un factor a considerar siempre.
Además, la existencia de un campo magnético
propicia la acumulación de materia en la formación inicial de cuerpos
planetarios y menores, como los asteroides.
Para que un cuerpo celeste tenga campo magnético, sea planeta o un satélite del mismo, se han de cumplir unas condiciones mínimas. Son tales que el cuerpo celeste tenga dentro un material conductor en su interior, generalmente núcleo metálico, en el que haya fusión o una dinámica térmica, y que gire con rotación propia para hacer el efecto dinamo.
Tienen campo magnético significativo el Sol, la Tierra, Júpiter y su satélite Ganímedes, Saturno, Urano, Neptuno y su satélite Tritón; este último y Ganímedes son casos únicos entre los satélites. Mercurio tiene un campo muy poco intenso y Marte un sorprendente campo desigual. El campo mayor y más intenso de un planeta es el de Júpiter.
El
campo magnético en el espacio interplanetario se estima entre 6 y 20
gammas y puede haber fluctuaciones de entre 1 seg y 1 min. El campo en
la zona de los planetas exteriores, según estudios de sondas
espaciales, lo estiman en 15 microteslas (2024) o menos.
La extensión del campo del Sol,
donde acaba finalmente el Sistema Solar, según datos de la sonda
Voyager 1, llega al menos a los 13.000 millones de Km, a unas 12
horas-luz. A partir de aquí, donde ya no se manifiestan las partículas
solares, está el espacio interestelar.
El campo magnético propio de cada planeta y
cuerpo puede que no coincida con la rotación del mismo, como ocurre con
Urano, que está inclinado unos 50º. Tal desalineación de la
magnetosfera no es lo frecuente, pero sucede a veces y da lugar a
fenómenos más complejos.
Entre
los planetas, sus satélites, asteroides y cometas, hay meteoritos,
micrometeoritos y polvo, así como gas muy rarificado, partículas
atómicas y radiaciones de todo tipo, en mayor o menor intensidad
según lugar y momento, procedentes las últimas tanto del Sol
(viento solar) como, en menor medida, del resto del Universo; el
viento solar, a la altura de nuestro planeta, va a una velocidad de
entre cerca de 250 y 400 Km/seg, o más. Pero a medida que se aleja del
Sol, su velocidad se ralentiza según mediciones (2019) del instrumental
SWAP de la sonda New Horizons que confirmaron lo teorizado para el caso.
En cuanto a meteoritos,
generalmente proceden de los grandes cuerpos del Sistema Solar, pero
los hay también procedentes de fuera del mismo. En cambio, según
determinada la nave Ulises, el polvo interplanetario procede
mayormente del espacio interestelar, a juzgar por el sentido de sus
trayectorias. No obstante, en 2019 se determina que los compuestos
orgánicos y metales del polvo interplanetario que alcanzan los planetas
interiores (Venus, Tierra y Marte) procede principalmente de la familia
de cometas Júpiter, aunque también de otras en menor medida.
Al momento del cambio de polaridad del campo magnético
solar (cada 11 años), el mismo, como escudo se desordena o se
debilita y permite una afluencia mayor del polvo llegado del espacio
interestelar. Pero un estudio posterior, de 2008, opina que la
procedencia del polvo interplanetario está en el Cinturón de
Asteroides, entre las órbitas de Marte y Júpiter.
El
polvo son partículas sólidas microscópicas, pero de desigual
tamaño, provenientes en general del perdido por cometas y
asteroides, en colisiones en estos últimos, por lo común del tipo
de los silicatos y también de compuestos orgánicos. Su afluencia
también es desigual, siendo por ejemplo entre la Tierra y Venus
10.000 veces menor que en el propio entorno de nuestro planeta.
En la misma órbita de Mercurio, según se
publica en 2019, hay además un anillo de una "fina neblina de polvo" de
unos 14.900.000 Km de largo y unos 4.860 Km de anchura.
En la órbita de Venus hay algo parecido,
generado al parecer por asteroides de la zona, pero es tan tenue como
que solo es un 10% más denso que el existente más allá en el espacio
interplanetario. Tal polvo agrupado supondría una esfera de unos 3 Km
de diámetro.
El efecto de dispersión de la luz en el polvo crea un resplandor que es llamado luz zodiacal; se dice zodiacal porque fue sobre la banda del zodíaco donde se observó más notablemente, aunque hoy se sabe que en menor medida también se detecta en otras latitudes celestes. Su estudio permite aportar datos diversos sobre la radiación solar y la abundancia, características y distribución de tal polvo, así como del campo magnético interplanetario. Según un estudio dado a conocer en la primavera de 2010, la procedencia del polvo de tal luz zodiacal está en un 85% en los cometas de la llamada familia de Júpiter, generado a su vez en la fragmentación en su día de los mismos. Pero en 2021, tras el vuelo hasta Júpiter de la sonda Juno, que pudo recoger datos al respecto, se cree que la procedencia de tal polvo origen de la luz zodiacal está en Marte, en cuya franja orbital se pudo percibir mayor abundancia del mismo.
En
cuanto a gas, el Sistema está prácticamente vacío; según el
satélite español MINISAT 1, en el espacio entre planetas hay solo
0,01 átomos por cm³.
El campo magnético del espacio
interplanetario en general es de unas 6 gammas. Las variaciones locales
del campo magnético interplanetario tienen que ver con las
interacciones del viento solar y las nubes localizadas del polvo y su
dinámica afectadas por aquél.
El campo magnético del espacio interplanetario en general es de unas 6 gammas.
Además
de la Tierra, no se conoce con toda certeza lugar en el Sistema Solar
que albergue o haya podido albergar en algún momento vida. Los demás
planetas, salvo Marte, no reúnen condición alguna para ello. En los
satélites tampoco, salvo dos excepciones no confirmadas.
En el Sistema Solar, además de la Tierra, solo hay 3 lugares donde se admite que hay o hubo en algún momento posibilidad de vida, aunque fuera a nivel elemental. Los sitios son Marte, los satélites jovianos Europa y Ganímedes, y el de Saturno, Titán; hay quien añade Encélado, e incluso Io y Júpiter, al tener material orgánico o condiciones para el mismo. Las condiciones mínimas generales son: un cuerpo sólido con atmósfera, de un tamaño mínimo, agua, carbono, calor y un entorno de terreno o lodo activo o dotado de determinadas moléculas o sustancias y propicio bajo una mínima presión atmosférica y aislamiento de la radiación del espacio, especialmente de la UV que es letal para los microorganismos por su abundancia. En tal situación, determinadas moléculas tienen posibilidades de iniciar un proceso reproductivo que lleve a la formación de microorganismos o seres elementales. El componente carbono es un elemento presente en cualquier ser vivo y su principal cualidad al respecto es que se mezcla bien con otros elementos creando las complejas construcciones moleculares de la vida. Su combinación con el oxígeno da lugar al CO2 que es el enlace que permite asimilar con la radiación solar el carbono a las plantas y liberar el oxígeno. Este último es a su vez asimilado por otros seres que liberan CO2 y cierran un ciclo que establece un sistema de vida cerrado.
En la Tierra aun no está determinado si la vida fue creada en los mares o charcas, o bien fue aportada por meteoritos, asteroides o cometas, puesto que los mismos se ha demostrado que contienen abundantes compuestos orgánicos. También hay quien piensa que se originó en el subsuelo terrestre, en hendiduras protegidas de toda radiación de las que la evolución le permitió luego salir a la superficie. Otra alternativa es que la vida sea un fenómeno más común del que se pueda pensar en principio y que tanto meteoritos, como el propio planeta, generen en nuestras condiciones el proceso. La posesión de compuestos que generan vida en los meteoritos u otros cuerpos procedería de las nubes de materia con que se formó el Sistema Solar. En tal nube pudo haber ya los compuestos orgánicos necesarios, sobre todo si se tiene en cuenta que algunos experimentos apuntan a que la propia radiación UV al incidir sobre el hielo en el espacio genera los citados necesarios compuestos con la ayuda de diversos grados de calentamiento de las nubes o masas de gas y materia circundante.
Si pensamos que tal materia, a su vez, procede de estrellas consumidas y hasta de planetas extintos de las mismas que hubieran tenido vida, se podría llegar a elaborar la idea de una cadena de vida que se expande por el Universo como si de un efecto polinizador se tratara. En cualquier caso el nacimiento de la vida hubo de tener origen bajo alguna condición como la terrestre, por lo que la cuestión es solo saber si el fenómeno es generado por si solo como norma general o si la norma general es que son los meteoritos, asteroides o cometas, quienes siembran la vida, con independencia de que la vida se genere por si sola ocasionalmente cuando las condiciones le son propicias.
En el caso de Marte se ha hecho referencia a la posible vida en la parte dedicada a tal planeta. En los casos de los satélites jovianos se plantea la posibilidad de los mares subterráneos sean fuente de vida, puesto que en la propia Tierra se han hallado microorganismos a profundidades y en condiciones totalmente inhóspitas. Sin embargo, el parangón terrestre podría no ser válido en tanto que la vida aquí en condiciones extremas puede ser una adaptación de algunos organismos primitivos y no un origen por sí mismo. Tal razonamiento podría ser válido para Marte si es que alguna vez tuvo alguna forma de vida y que hoy podría estar subsistiendo en cavidades subterráneas.
En
la Tierra se han hallado ejemplos muy significativos de la capacidad
de adaptación de los seres vivos, razón que nos hace pensar que
bien podría haber ocurrido algo así en Marte. En 1998 se supo de la
existencia de una especie de gusanos adaptados para soportar hasta
80ºC, superior a los 55ºC que soportan algunas hormigas del Sahara.
Los citados gusanos, de entre 2,5 y 5 cm y llamados Pompeya, fueron
hallados en el Pacífico, cerca de Costa Rica, en tubos de agua
volcánica, donde también existen bacterias que, por supuesto,
asimismo soportan tales temperaturas y de las que se alimentan los
gusanos. También se han hallado ecosistemas en cavernas, como la
rumana de Movile, donde hay microorganismos que no necesitan para
subsistir ni luz ni oxígeno; asimismo se sabe de bacterias que se
alimentan de azufre. Otro ser, una bacteria, que no precisa oxígeno
ha sido hallado en ambientes muy salinos y alcalinos, a veces
cercanos a la lejía; se trata de una de las especies de la
spirochaeta
americana,
en el lago Mono en California, y también de la desulfonatronum
thiodismutans,
en el mismo lugar.
En el Polo Sur hay microorganismos que son capaces de sobrevivir
metabolizando bajo el frío de 15ºC bajo cero, la oscuridad y bajo
altas radiaciones UV. Y no solo microorganismos sino también
pequeños seres, como el lyssianasid
amphipod,
similar a un camarón, hallado por la NASA a casi 200 m bajo los
hielos antárticos, en plena oscuridad. En
la fosa de las Marianas, a 11 Km de profundidad, también se ha
hallado una forma de plancton. Más sorprendente es el caso de un
gusano de unos 3 o 4 cm de largo que vive en el fondo marino del
Golfo de México en un medio de gas metano congelado; es una variante
del polychaetes
y su subsistencia en tal medio es única, excepto para bacterias. En
2010 se informaba también de la existencia de una bacteria en el
lago Diamante de Catamarca, al noroeste de Argentina, a 4.700 m de
altitud, y donde, además de la radiación UV de tales alturas, la
falta de oxígeno y muy bajas temperaturas, hay altos niveles
alcalinos y de arsénico (20.000 veces superior al nivel aceptable
del agua potable).
En el propio lugar de la esterilización de los ingenios espaciales, en las llamadas salas limpias, de Florida y Kourou, se han hallado microorganismos que sobreviven a tales procesos de exterminación; alguno de ellos, como la bacteria Tersicoccus phoenicis, ha resultado ser de distinta especie y género del resto.
Estos seres que sobreviven en ambientes extremos se denominan extremófilos y son un claro ejemplo de la capacidad de adaptación de la vida. Algunos microseres sustituyen la fotosíntesis por la quimiosíntesis (focos termales, profundidades de los océanos, etc.) en condiciones extremas, y otros seres elementales, como esporas, protegen su ADN con capas que no dejan a la radiación UV que les afecte. Hay bacterias a las que la radiación UV y los tóxicos y oxidantes percloratos no afectan en parte de sus genes. Otras condiciones como el frío sideral o el de los cuerpos gélidos pueden ser superados con el aletargamiento o hibernación de los microseres.
Hay que advertir, sin embargo, finalmente que la ligereza con que a veces se expone la adaptación de la vida a situaciones extremas y límite, así como la supervivencia de microorganismos en las condiciones del espacio, donde solo la radiación UV parece ser letal, no ha de tomarse como un signo de nacimiento y proliferación de la vida en tales condiciones. Es simplemente eso, una adaptación evolutiva, que no significa en absoluto que en un cuerpo celeste de tales condiciones extremas permita el nacimiento o crecimiento de ningún tipo de vida, sino todo lo más de aletargamiento o supervivencia una vez llegado al medio extremófilo. Podrá haberla por adaptación, por evolución a las condiciones extremas luego de un muy largo proceso selectivo, pero no iniciarse vida allí. Por ello, la esperanza de hallar vida en los cuerpos del sistema solar, salvo en la Tierra y quizá en un Marte que hubiera podido tenerla en un pasado, es prácticamente nula. Ello también será válido para cuerpos celestes en las estrellas en condiciones similares.
Pero tampoco hay que despreciar que algunos microorganismos terrestres ya adaptados a condiciones extremas podrían estar más predispuestos a resistir ambientes como el marciano, por lo que podrían ser los primeros seres colonizadores de tal planeta. Así, la bacteria deinococcus radiodurans soporta no solo altos niveles de radiación, incluida la UV, y temperaturas extremas, sino hasta la total falta de humedad, y es además capaz de absorber sin mayor problema metales pesados y algunas sustancias tóxicas.
Otro, el Halobacterium, que subsiste en el salado ambiente del Mar Muerto, tiene la facultad no solo de sobrevivir en la sequedad y la sal sino que es capaz de autoreparar su ADN destruido por la radiación UV con unas enzimas; tal ser tiene 2.400 genes. Esta capacidad es objeto de estudio tanto cara a la medicina como a su aplicación en viajes siderales y estudios de la vida planetaria.
Y una bacteria del grupo Halomonas puede subsistir en el arsénico, cosa
mortal para cualquier otro ser vivo, según estudio preliminar de la
NASA en Mono Lake, California (2010, Science).
En el caso de algunos de los satélites de los
planetas exteriores, cubiertos de una capa de hielo que podría tapar
mares u océanos, podría en éstos haber vida submarina alimentada por
calor interno, volcanes o magma emergente. Aquí sí podrían existir
algunos tipos de vida marina, aunque se considera ello relativamente
difícil...
Finalmente cabe una alusión a una posibilidad sobre
la expansión de la vida en nuestro Sistema: la de que fuera la Tierra
no solo origen sino además la que la extendiera hacia Marte e incluso
los satélites de Júpiter y Saturno. ¿Cómo? Del mismo modo que suponemos
que podría habernos llegado a nosotros: en meteoritos. Se cree que de
la Tierra en su día fueron arrancados en colisiones de asteroides o
grandes meteoritos millones de piedras de nuestra superficie. Tal
teoría de la extensión de la vida en meteoritos es denominada
litopanspermia.
> SOL
Es
nuestra estrella y centro del Sistema Solar, fuente de vida con su
irradiación. Se mueve en el espacio arrastrando los cuerpos errantes
que giran en su entorno, llamados planetas,
hacia algún lugar en una zona periférica de una galaxia llamada por
nosotros mismos Vía Láctea, acumulación de unos 200.000 millones
de estrellas.
Significó en la más abundante mitología de los pueblos antiguos el símbolo de su dios supremo y así fue identificado en civilizaciones como la de los egipcios, aztecas, incas, japoneses, etc.; sus nombres fueron Ra o Atón, Mitra, Helios, Mikono, etc.
Contiene el 99,86 % de toda la masa del Sistema Solar, siendo los planetas el 0,135 % y el resto cometas, satélites, asteroides y meteoritos. El Sol podría contener en su interior 1,3 millones de veces nuestro planeta y tiene 745 veces la masa de todos los planetas del sistema, o más de 333.000 veces la masa de la Tierra; su diámetro supone 109 veces el de la Tierra. La rotación propia de 27 días, casi un mes terrestre, la hace en el sentido de giro de los planetas (contrario a las agujas del reloj).
El Sol con todo el cortejo de 8 planetas, que a su vez arrastran más de 61 satélites (1997), más los planetas enanos y un sinfín de asteroides y cometas, gira en uno de los brazos de la Vía Láctea a razón de 781.200 Km/h (otras fuentes apuntan 864.000 y 666.000 Km/h). Aproximadamente, así recorremos una vuelta a la Vía Láctea cada 225 millones de años.
Los planetas giran todos en órbitas, casi en un mismo plano llamado eclíptica; el planeta enano Plutón que gira con una inclinación de 18º. En realidad se considera eclíptica a la proyección sobre la esfera celeste solo del plano orbital en que gira nuestro planeta.
El interés por el Sol es para nosotros máximo puesto que no solo es la fuente de calor y luz, y en general de energía, sino que los fenómenos climáticos de nuestro planeta están influenciados por la actividad del Sol. Su consideración es pues de primer orden.
= CARACTERÍSTICAS GENERALES EN CIFRAS.
Rotación propia en el Ecuador....... 27 días.
Rotación en los polos............... 34 días. (entre 28 y 37 según las fuentes)
Período de rotación media........... 25 días 05 h 37 min
Velocidad de rotación en el Ecuador. 2 Km/seg
Gravedad............................ 27,6 ges
Peso allí de una persona de 70 Kg... 1.895 Kg
Masa................................ 1,9891x10^30 Kg. (332.830 la Tierra)
Volumen............................. 1,4123x10¹⁸ Km³
Volumen en relación a la Tierra..... 1.301.200 veces.
Densidad media...................... 1,409 gr/cm^3.
Diámetro ecuatorial................. 1.392.530 Km.
Superficie.......................... 11.900 veces la Tierra.
Inclinación del ecuador............. 6º 58’ respecto a la eclíptica.
Temperatura media en la superficie.. 6.000ºC.
Temperatura en el núcleo central.... 15.000.000ºC.
Luminosidad......................... 382,7 cuatrillones de Megavatios.
Energía emitida constantemente...... 4x10^23 kW
Velocidad de escape................. 618,02 Km/seg.
Magnitud aparente...................-26,8.
Magnitud absoluta................... 4,83
Número de planetas.................. 9
Distancia a la estrella más cercana. 4,249 años-luz o también
40.171.129,31 MILLONES de Km.
= FORMACIÓN, ESTRUCTURA INTERNA Y SUPERFICIE
El
Sol es una estrella, nuestra estrella, fuente de vida en el más
exacto sentido de la palabra, gracias a la radiación que emite. Es
resultado tal radiación de la principal y continua reacción nuclear
de fusión del hidrógeno que en tal cuerpo se produce dando lugar al
helio. Cada segundo 564.000.000 Tm de H se convierten en 560.000.000
de He, por lo que 4.200.000 Tm se transforman en energía a cada
segundo. Tal energía son neutrinos en un 2,2%, siendo el resto
fotones (aproximadamente hasta un 42,4% de luz visible, un 48,4% de
radiación IR y casi un 9% de UV); también se emiten un 0,1% de
rayos equis y radiofrecuencias. En cuanto a la cantidad de neutrinos
hay dudas porque las mediciones en nuestro planeta señalan una
desaparición de 1/3 de los calculados que se generan en la estrella;
la explicación se cree que está en la transformación en el camino
de tales neutrinos en otras partículas del mismo tipo (tau y mu). A la
Tierra llegan de tales neutrinos unos 60.000 millones por
cm²/seg.
Bajo otra perspectiva se dice que en la transmutación del H en He, 4 núcleos del primero dan lugar a 1 del segundo más energía. Con 1 Kg de H se producen 933 gramos de He y 7 gramos de luz y calor (energía).
Inicialmente, según se cree, la parte central del Sol tenía entre un 70 y un 75% de H y entre un 24 y un 20% (según fuentes) de He, siendo el resto litio y berilio principalmente. Su composición global en la actualidad (aunque hay disparidad según distintas fuentes) es de hidrógeno en un 73% (% 93,9 según otros), un 25% de helio (5,92% según otros), un 0,065 % de oxígeno, 0,039 % de carbono, 0,0083 % de nitrógeno, 0,0042 % de silicio, 0,0038 % de magnesio, 0,0035 % de neón, 0,0031 % de hierro, 0,0015 % de azufre, y el resto, en menor cantidad que esta última, de otros elementos como el aluminio, calcio, sodio níquel y argón. En total, en cuanto a metales se estima que tiene un 2,3%.
Pero
no todos los astrónomos piensan que la composición del Sol es ésta.
El profesor Oliver Manuel, de la Universidad de Missouri, sostiene
que el 80% de nuestra estrella es de plasma de hierro en vez de
hidrógeno y su nacimiento está sostenido sobre el núcleo colapsado
de una supernova. La materia de los planetas cercanos (hasta Marte)
procedería de la expulsada por tal antigua estrella desde su
interior, en tanto que los planetas exteriores o gaseosos (Júpiter y
los demás) procedería de la materia de las partes externas de tal
supernova. Todo ello ocurrido hace unos 5.000 millones de años.
Dentro
de la clasificación de estrellas (de lo que se hace referencia en el
correspondiente apartado), el Sol es del Tipo G2V, grupo de estrellas
amarillas.
El destino del Sol es convertirse, agotado su combustible de helio dentro de unos 5.000 millones de años, en una gigante roja, expandiéndose enormemente, para luego contraerse y quedarse en una enana blanca superdensa en el final de su vida nuclear.
Yendo
de adentro hacia afuera, hallamos en el Sol su núcleo
con temperaturas de 14 o 15 millones de ºC que permiten tales
reacciones nucleares y que proyecta hacia una zona
radioactiva
por encima de la que hallamos la zona de movimientos
convectivos,
donde los efectos térmicos renuevan las corrientes de gas. La
presión es allí de 340 billones de atmósferas, de tal modo que un
cubo de su materia de solo 5 cm de lado pesaría en la superficie de
nuestro planeta unos 8 millones de Tm. El núcleo gira además más
rápido que el resto del Sol, entre 3 y 5 veces; en 2017 se confirma la
cifra de 4 veces, es decir, una vuelta cada menos de 7 días. Aunque
hasta 2012 se
creyó que la dinámica del plasma interior del Sol era de gran rapidez,
de cientos de Km/h, según el Instituto Max Planck y otros centros
investigadores sobre la base de datos aportados por el ingenio espacial
SDO tales movimientos son lentos, de pocos Km/h hasta los 55.000 Km de
profundidad.
Entre la zona radiactiva y la convectiva se intercala una zona de transición que ha sido denominada tacoclina.
Esta es una capa muy delgada que parece que determina las propiedades
magnéticas del Sol. Ha podido ser confirmada mediante heliosismología y
también por simulaciones informáticas.
Detectadas
por la sonda Ulises, las oscilaciones periódicas llegan a la
superficie solar como si de una onda sísmica terrestre se tratara.
Además, los movimientos de la masa fluida en el interior del Sol
provocan una especie de ondas en el viento solar que se perciben a
más de 250 millones de Km. Las oscilaciones en la superficie solar,
regulares subidas y bajadas de la misma de hasta más de 25 Km cada 5
min, más o menos, a modo de latidos, se denominan pulso
solar.
Su origen está en los citados movimientos convectivos o térmicos y
causa un efecto de ondas con resonancia en toda la envuelta de la
estrella. Finalmente, existen en resumen dos tipos de oscilaciones o
vibración sísmica solar, uno generado por la gravedad y otro por la
presión, siendo de gran variedad en función de la térmica,
composición y densidad.
Algunas de las ondas
resultado de la dinámica interna solar, las llamadas de Rossby, son
también comunes en la atmósfera y océanos de nuestro planeta, llamadas
entonces ondas planetarias o de vorticidad. En el Sol son muy parecidas
a las terrestres, pero de un gran tamaño, se mueven en dirección
contraria al sentido del giro propio solar y pueden durar varios
meses.
En la fusión nuclear, un núcleo de hidrógeno, o protón, se une a otro para formar deuterio, un protón y un neutrón; en este proceso se emite un positrón (e+) y un neutrino que es eléctricamente neutro. Por su parte, al unirse el positrón a un electrón, sale también radiación gamma. Con un nuevo protón se forma Helio 3, o sea, 2 protones y 1 neutrón, y también más radiación gamma. De un par de este nuevo producto, se forma Helio 4, o sea, 2 protones y 2 neutrones. La principal emisión producida por el horno nuclear son los rayos gamma que tarda en afluir a la superficie ½ millón de años. La radiación restante del proceso emerge a la superficie solar, en procesos convectivos, en forma de calor y luz, o lo que es lo mismo emisiones en diversas bandas; entre las emisiones de la fusión figuran los neutrinos. No obstante, el proceso puede hacer tardar en llegar la energía a la superficie solar en al rededor de 1 millón de años (otra estimación cita hasta 10 millones). También hay procesos con otros elementos (berilio, litio, carbono, nitrógeno, y otros), pero de un modo resumido el proceso más importante es que lleva al hidrógeno a convertirse en helio, disminuyendo pues el primero y aumentando el segundo con una emisión de una energía equivalente por 1 gr de tales elementos a 175.000 kW/hora.
El mecanismo nuclear de fusión en el Sol se sintetiza según las secuencias siguientes:
|
+ + + + + P+N ---> H2 H2+P ---> He 3 He 3+He 3 -->He4+2P |
H¹ + H¹ ---> H² + β+
La fusión de dos protones produce deuterio, un positrón y un neutrino, mientras que el deuterio con un protón añadido proporciona el núcleo de helio más radiación gamma.
H¹ + H² ---> 2He³
2He³ + 2He³ ---> 2He4 + H¹ + H¹
Es decir, con dos átomos de hidrógeno forman deuterio que a su vez con otro átomo más de hidrógeno forma helio.
Otras reacciones:
Fusión de un núcleo de deuterio con otro de tritio da dos de helio y un neutrón libre:
H²+H³ ---> 2He4 + N
Fusión de dos núcleos de tritio da dos de helio y dos neutrones libres:
H³+H³ ---> 2He4 + 2N
|
²H+²H--->N+³He+3,23 MeV (megaelectrovoltios)
²H+²H--->P+³H+4,03 MeV
³H+²H--->N+4He+17,59 MeV
2H=deuterio y 3H es tritio |
El interior del Sol es bastante conocido. Sin embargo, la superficie resulta mucho más complicada de comprender por la variedad de fenómenos que allí se producen y su discontinuidad o cambios. Sus alteraciones no están perfectamente explicadas y nos afectan a través del generado viento solar.
En efecto, por encima de tales envolturas internas ésta la superficie o fotosfera, de unos 300 o 500 Km de gruesa, y la cromosfera, de al menos los 2.300 Km de grosor y pudiendo llegar hasta los 15.000 Km de profundidad, que tiene a su vez encima la corona, y que comprende la heliosfera; entre corona y cromosfera también hay una zona de transición de unos 100 Km de gruesa, y la temperatura pasa aquí de unos 20.000ºC a 1 millón o más. La temperatura de la fotosfera es en la parte más interna de unos 9.000ºC. La capa más externa del Sol, con profundidad hasta los 25.000 Km, tiene un movimiento de masas que va del Ecuador a los polos con velocidad de unos 80 Km/hora, con lo que tarda en hacer tal trayecto más de un año terrestre, y lo hace en un sentido contrario al de las manchas solares.
Sobre la cromosfera se proyectan a veces unas enormes llamaradas denominadas protuberancias que se alargan hasta cientos de miles de Km en la corona e incluso 1 millón de Km. Son gases de H y He a muy alta temperatura. Se las relaciona con las manchas solares y los campos magnéticos que las hacer formar arcos muy grandes, aunque a veces se desprenden; es decir, las protuberancias solares trazar trayectorias que vienen condicionadas por el campo magnético del astro. La velocidad a que oscilan puede ir de los 10 a los 100 Km/seg. Pueden durar habitualmente meses y tiene formas diversas (una simple llamarada, formando arco, etc.). Por el estudio espectrográfico del calcio ionizado de la cromosfera se ha visto que nos hace llegar parte de su luz polarizada aun procedentes de regiones de débil magnetismo.
Las llamaradas son clasificadas según la cantidad emitida de rayos equis en tipos C, M y X, de menos a más, subdividiendo luego cada letra con números (ejemplo: M1, X3, etc.). también hay de tipo A y B, pero son menos energéticas. La fuerza de cada una respecto a la anterior es de 10 veces, de modo que la X es 10 veces más que la M, la M 10 veces más que la C y así sucesivamente hasta la A. Dentro de cada tipo hay a su vez distinto nivel. La más fuerte de nuestra época detectada hasta 2003 fue una X28 del 4 de noviembre de 2003. Otra se capta el 7 de marzo de 2012, llamarada clasificada como X5.4, la mayor en un lustro. El 6 de septiembre de 2017 produjo otra de categoría X9.3, casi 3 h más tarde de ocasionar otra menor, de tipo X2.2; la anterior X9 databa de 2006. El 14 de diciembre de 2023 hubo otra llamarada X2.8 que es una de la más fuerte desde 2017, y el día 31 siguiente inmediato otra de índice X5.0. El 9 de febrero de 2024 el Sol lanzó una llamarada de nivel X3.3 y 7 días después, el inmediato día 16, otra de nivel X2.5. Entre el 5 y 6 de mayo de 2024 emitió 3 llamaradas de nivel X1.3, X1.2 y X4.5; luego emitió una X5.8 y otra, la mayor, X8.7 el día 14 de mayo procedente de la mancha solar AR3664. Luego, 1 de octubre de 2024 emitió una X7.1, la segunda mayor. El 11 de noviembre de 2025 emitió una X5.1, la mayor del año hasta entonces.
Otro
tipo de fenómenos son los chorros de gas que se proyectan
verticalmente hasta unos 10.000 Km de altitud para en unos minutos
caer; se les relaciona también con los campos magnéticos y son como
tormentas magnéticas. Las llamaradas o fulguraciones
pueden equivaler a 10 millones de bombas de hidrógeno.
Ocasionalmente, las llamaradas solares siguen un
ciclo de 155 días, si bien no es un fenómeno explicado del todo. La
fulguración de mayor energía que se haya registrado hasta hoy (2012) es
la del 1 de septiembre de 1859, desde el Observatorio de Colaba
(India), llamada fulguración de Carrington (Richard Carrington,
1826-1875), o Evento Carrington. Tal llamarada llegó a la Tierra en solo 18 h frente a los
habituales 3 días, y causó problemas en los telégrafos de la época en
Norteamérica y Europa, e incluso auroras boreales en el Caribe. Las
fulguraciones y las eyecciones de masa coronal, producidas por las
inestabilidades del campo magnético solar, nacen en la cromosfera las
primeras y en los bucles de la corona las segundas; se distinguen solo
por su extensión en el espacio, llegando físicamente las segundas hasta
los 300.000 Km.
La fuente verdadera de las emisiones de partículas
energéticas más dañinas en las tormentas solares está pues en el plasma
y los campos magnéticos bajo la atmósfera solar que las aceleran a
velocidades de algunos miles de Km/seg.
En 2011 se puso de relieve gracias a datos del satélite SDO (NASA) que
las tormentas solares eran originadas por las llamadas cuerdas magnéticas gigantes. Estas últimas son de rápida propagación, lo que dificulta su observación.
Un fenómeno más propio del Sol son sus oscilaciones globales de la fotosfera, cuya duración de cerca de las 2 h 40 min. Las oscilaciones locales sobre la superficie solo duran unos 5 min, como ya se apuntó. Se producen distintos tres tipos de oscilaciones. Uno de ellos es de tipo superficial y junto a un segundo se cree que tiene origen en la influencia lejana de algún otro objeto estelar; el tercer tipo es gravitatorio, procedente del interior de la estrella.
La oscilación de todo el Sol fue detectada en 1973 por H. R. Dike; en 1975 se dedujo un período oscilatorio variable de 5 a 70 min, pero en 1976 se identificó el período de 2,67 horas.
En la superficie o fotosfera está formada por gránulos o supergránulos, formaciones del tamaño en este último caso de unos 30.000 Km y de unos 1.000 Km los gránulos; los últimos duran solo unos segundos pero los supergránulos subsisten durante días. En cualquier caso son formaciones de origen convectivo (como burbujas en fluidos hirvientes). Estas formaciones se pueden mover, según datos del ingenio SOHO, creando olas que viajan más rápidas que la propia rotación solar. En los bordes de estos supergránulos se enlaza una especie de red magnética que cubre el Sol, según datos (2015) aportados por el ingenio japonés Hinode.
Tras
observar el SOHO en 1997 olas que se mueven por la superficie solar
como tsunamis, el fenómeno fue confirmado en 2009 por el conjunto de
sondas espaciales STEREO. A raíz de una explosión en una mancha
solar con eyección de masa coronal en febrero de 2009, se observó
una onda de plasma caliente que fue bautizada como ola
magnetohidrodinámica de modo rápido, y que se elevó en
unos 100.000 Km a razón de 250 Km/seg. Su estudio es fundamental en
la previsión del comportamiento del Sol.
El estudio en el Sol de tal fenómeno de similitud a
los tsunamis marinos permite facilitar datos precisos del campo
magnético solar. En agosto de 2013, tras las observaciones de los
ingenios espaciales SDO y Hinode, se apuntó que una eyección de masa
coronal generó un tsunami que se propagó por el Sol a una velocidad de
1.000 Km/seg. Tal velocidad se ha visto que es superior en las zonas de
más intenso campo magnético. Las emisiones del plasma hacia el espacio
arrastran en las emisiones un intenso campo magnético y todo ello, al
llegar a la Tierra, incide en nuestra magnetosfera produciendo efectos
como los causados en las radiocomunicaciones.
En
el interior la temperatura del Sol es de 15.000.000ºC. Sin embargo,
en la zona radiactiva siguiente es de solo unos 100.000ºC. Su
temperatura es en su superficie o fotosfera entre 5.500 y 6.000 ºC.
Además, según la sonda Ulysses, la temperatura de los polos es
desigual en un 7,5%, siendo uno de ellos más frío que el otro. En
la cromosfera asciende a unos 10.000ºC. En la corona la temperatura
asciende sin embargo a unos 1,7 millones de ºC e incluso a
3.000.000ºC; tales niveles térmicos se muestran constantes a lo largo
de todo el ciclo solar de 11 años. Entre la superficie y la corona
solar, según los datos
del SOHO, hay una corriente de energía electromagnética en forma de
bucles que calienta la última en una especie de cortacircuitos
electromagnéticos que producen corrientes eléctricas muy fuertes;
de ahí que sea de mayor temperatura. Los bucles típicos se
fragmentan y acaban desapareciendo en unas 40 horas. Las estructuras
por incidencia del campo magnético en la zona dan lugar a dos tipos:
uno el citado de los bucles y a los llamados agujeros coronales, de
menor radiación emitida; también se clasifican en formaciones abiertas
(agujeros coronales) y cerradas (bucles). La extensión máxima o altura
sobre la superficie solar que alcanza esta zona de calentamiento
superior puede llegar hasta los 35 millones de Km, unos 50 radios
solares.
Los
estallidos o brotes repentinos de gran energía, emisoras de todo
tipo de radiaciones (gamma, equis, microondas, etc.) se originan
cerca de las manchas y zonas activas de la fotosfera o superficie
solar. Cuando llegan a la Tierra interfieren las comunicaciones
celulares y son especialmente activos cada 11 años, en los tiempos
de mayor actividad del ciclo solar; pueden ser débiles o fuertes,
siendo los últimos más raros y los primeros de hasta una docena de
veces diaria en épocas de máxima actividad del Sol. La primera vez
que se detectó este fenómeno en bandas de radio fue en los radares
en 1942, al tiempo de la gran guerra mundial, y en general se cree
que fue ya captado desde 1859, en cuyo 2 de septiembre tuvo lugar la
más intensa tormenta solar de la que se tenga conocimiento. Estas
tormentas que nos llegan se intensifican cuando la dirección del
campo magnético terrestre y la propia de la nube de plasma llegada
son opuestas. Según se sostiene en 2020 tomando como base análisis
estadísticos, una tormenta magnética significativa o importante puede
producirse cada 25 años, lo que no significa que siempre afecte a la
Tierra.
En un halo de unos 7.000.000 Km de tenue gas a millones de ºC de temperatura, la corona se constituye en una fuente de rayos equis.
Las manchas solares son áreas oscuras de la superficie solar, de fuerte campo magnético, de densidad y temperatura más fría, aun así de unos 4.000ºC (o unos 2.000 o 3.000º menos que en el entorno), y cuyo ciclo de unos 11 años de promedio (entre 9 y 14 años) se regula arrojando a su entorno fuerte radiación; tal ciclo determina una evolución en la cantidad de manchas. Su origen se debe a los cambios del campo magnético solar debidos a la rotación del astro, distinta en el ecuador a los polos. Tal diferencia dinámica cambia las líneas del citado campo magnético, que se entrecruzan, y es entonces cuando se generan las manchas; el mismo origen también causa otros efectos. Su abundancia se mide por los astrónomos en el llamado número de Wolf que cuenta las manchas en grupos e individualmente. Se catalogan en 9 tipos según su evolución (con letras y en grupos de 3: jóvenes –A, B, C- adultas –D, E, F- y viejas –G, H, J). Se estudian con registros prácticamente desde el año 1610.
Las
manchas solares simulan un remolino en la superficie solar,
hundiéndose luego con una rapidez de 4.000 Km/h como máximo. Su
extensión puede llegar a ser tan grande casi como nuestro planeta,
hasta unos 10.000 Km. La masa de gas que se enfría y hunde es
reemplaza por la que existe en el entorno de la superficie. La sonda
SOHO, con su instrumental MDI, observó estos movimientos de gas que
fluyen hacia las manchas dando lugar también a campos magnéticos.
Estos movimientos hacen que la mancha dure días o semanas.
Indirectamente, cuantas más manchas haya, el Sol brilla más al
revitalizar otras áreas de la superficie con tales movimientos. De tal
modo, en el período de máximas manchas, cada 11 años, el Sol es más
brillante que en otros momentos.
En las manchas también hay oscilaciones que,
partiendo de la umbra o zona oscura, evolucionan como ondas en forma
espiral hacia las zonas de penumbra
Un
tipo de manchas, denominadas frías, resultan más oscuras y son, en
efecto, más frías. La posición de las manchas es cambiante en
función de la rotación solar, desigual en el ecuador a los polos.
Al inicio del ciclo, las manchas primeras surgen cerca de los polos y
van apareciendo nuevas hacia el ecuador hasta un momento cumbre. Pero
su distribución principal las sitúa más bien en latitudes medias y con
polaridad opuesta las del hemisferio norte a las del sur; esta
situación se invierte en cada ciclo de 11 años.
Su tamaño es variable, desde unos cientos de Km hasta el tamaño del planeta Júpiter, y su duración oscila entre pocos días y varios meses; la mayor y excepcional mancha de la que se tiene conocimiento, se produjo en abril de 1947, por acumulación de varias que supusieron 15.540 millones de Km^2, casi el 1% del disco del Sol. Su forma sobre la fotosfera o superficie es irregular pero con dos partes definidas: una llamada penumbra o externa, con temperaturas del orden de los 5.600ºC, y otra umbra o parte más profunda y central, más oscura y también más fría, con unos 3.700ºC. En la umbra se producen repentinos aumentos de brillo como resultado de la caída de flujo de plasma muy magnetizado, moviéndose hacia el interior a razón de 1 Km/seg de velocidad; pero cada 3 min otros chorros de plasma van en dirección opuesta a velocidades de 10 Km/seg.
Para el cálculo de las manchas solares de un día, ya en 1858 Rudolf Wolf estableció una famosa fórmula (llamada número de Wolf), k(10g+f), en la que “k” es un factor calibrador según observador, “g” el número de grupos de manchas, y “f” el número total de manchas observadas en la superficie solar.
Un
aumento de manchas hace que se produzca mayor luminosidad temporal en
determinadas zonas adyacentes, denominadas fáculas,
y se aumentan las emisiones UV. Quedan así las manchas compensadas y
superadas en las emisiones por tales zonas más luminosas.
Otra característica de la superficie solar son las
granulaciones, estructuras onduladas resultado de los fenómenos
convectivos y la temperatura. La vida o duración de estos gránulos es
de unos 5 min. Tales granulaciones se agrupan en zonas separadas por
otras más oscuras llamadas intergranulares. Algunas granulaciones
pueden ser muy grandes, de hasta 30.000 Km, y son llamadas entonces
supergranulaciones.
Las variaciones en el ciclo de 11 años de este fenómeno solar establecen relación, por las diferentes emisiones de vientos solar, con el clima de nuestro planeta por lo que su estudio es trascendente. El aumento de manchas se relaciona con el aumento de emisiones UV que producen al llegar a nuestra atmósfera mayor cantidad de ozono y hacen pues aumentar la capa del mismo. Significa que una menor cantidad de manchas parece establecer un período más frío sobre la Tierra por el menor calentamiento de las emisiones solares. Pero por otra parte, las fuertes emisiones de viento solar también hacen bloquear la llegada de rayos cósmicos que a su vez propician en nuestra atmósfera una mayor conductividad de la misma y por tanto inciden en las lluvias. Es decir, a menos incidencia de rayos cósmicos menos precipitaciones. Y tal radiación es menor al aumentar las manchas solares. Por ello, es muy importante el aporte de los datos que los ingenios espaciales nos aportan en este sentido y tratar de comprender la mecánica de nuestra atmósfera que se deriva de la incidencia solar.
Los ciclos de manchas solares se han comparado con los ciclos climáticos de la Tierra, llegando a la conclusión de que en los períodos de mínima actividad, de varios años, la temperatura media del planeta baja en unos 2ºC. Numerosos desastre naturales se relacionan con ello, incluidas las pérdidas de cosechas, y también alteraciones en las comunicaciones por radio que se reflejan en la ionosfera. No obstante, según estudios de 2009, la falta de las manchas solares no significa que se tenga una baja actividad solar.
Según el astrónomo Gary Chapman, del Observatorio californiano de San Fernando, también se ha relacionado con este ciclo de manchas la variación detectada del tamaño del diámetro Sol, que se estimó que disminuye en 600 Km durante la fase menos activa del ciclo.
El estudio mediante holografía sísmica del Sol de las ondas sonoras que lo atraviesan identifica, por su distorsión en las áreas magnéticas activas de las manchas solares, a éstas últimas en los hemisferios ocultos de la estrella. De tal modo se tiene con tiempo una visión anticipada de tales fenómenos. Con el instrumental MDI del SOHO a finales de marzo de 1998 se pudo anticipar la existencia de manchas solares en la faz oculta del Sol que se hicieron ciertas 10 días después en la cara visible. Su importancia está en predecir en nuestra atmósfera los fenómenos que se derivan de las manchas.
La
atmósfera solar o corona
es
de plasma, más brillante y como se dice con
una
temperatura superior, de millones de grados, pero de menor densidad
que la superficie, produce corrientes de hasta más de 1.000 Km/seg,
causando zonas oscuras llamadas agujeros coronales sobre la misma. Es
muy inestable y ha sido estudiada en todas las bandas del espectro
ETM posibles. Su composición se cree que cambia y está en función de
los ciclos de actividad magnética solar; la composición química es
distinta a la de cromosfera debido a las ondas magnéticas ejercidas
sobre los iones de esta última que criban selectivamente y proporcionan
a la atmósfera una mayor cantidad de hierro, silicio y magnesio.
Según el ingenio SOHO, las
erupciones en la corona
afectan a toda la estrella y en ocasiones ocurren en cadena, siendo
otras veces simultaneas en distintos lugares por inducción del campo
magnético que los conecta. La mayor temperatura de la corona
respecto a la superficie solar se cree que es debida a una
combinación de energía magnética y pequeños estallidos que la
alimentan. Tales erupciones, llamadas CME (eyección de masa coronal)
surgen al lado de las manchas solares y, con una fuerza de cientos de
millones de bombas H, lanzan fuerte radiación que en la Tierra
afecta las comunicaciones por radio, satélites, navegación aérea,
etc., durante horas. Las CME son clasificadas según su categoría
energética en A, B, C, M y X, siendo la mayor la última. Una
emisión de tal tipo envía 10.000 millones de Tm de plasma hacia el
espacio interplanetario y los planetas. Los arcos coronales formados
o trazados en llamaradas, de gran temperatura, no son sin embargo
entre ellos iguales, oscilando tanto térmica y temporalmente como en
su forma, pero sí se suelen originar en torno a áreas activas y las
manchas solares; su duración puede llegar a ser de semanas si bien
generalmente desaparecen en mucho menos tiempo. El satélite TRACE
también estudió estos fenómenos.
Algunas erupciones en el Sol, las grandes llamaradas
solares, cuya comprensión es fundamental para la prevención de
tormentas de radiación y eyecciones que nos pueden afectar (a satélites
e ingenios espaciales en general, y en tierra a la electrónica), se
originan a partir de la inestabilidad magnetohidrodinámica en las
reconexiones magnéticas ("inestabilidad de doble arco"). Esto ha sido
estudiado cara a la predicción de las tormentas solares que nos puedan
afectar por la Universidad de Nagoya (publicado en 2020) con datos del
satélite SDO de la NASA durante más de diez años, dando lugar al
llamado método predictivo de las erupciones “esquema kappa”.
Los excepcionales efectos que alguno de los
fenómenos solares pueden producir en la Tierra, en nuestra electrónica
fundamentalmente (que son hoy casi todos los aparatos), no han sido
tenidos en cuenta hasta la fecha en la prevención de los colapsos
resultantes. Solo estudios de algunas de las agencias espaciales con
satélites han permitido determinar que el tiempo disponible puede ir de
15 a 18 h una vez detectada la inestabilidad solar causante. Tras ese
tiempo, las únicas medidas a día de hoy (2020) que pueden resultar
paliativas son apagar o desenchufar toda aparato eléctrico y
electrónico, o bien protegerlos como de un pulso electromagnético (por
ejemplo, un blindaje de plomo o material similar). Resulta evidente que
la caída de redes eléctricas también va a ocurrir y durante un tiempo
impreciso, pero que puede ser largo, de días, semanas, meses, en
dependencia de la incidencia, su categoría, del estado de las redes,
etc. Estas graves incidencias podrían incluso ocurrir sin aviso ni
detección previa; los estadounidenses han logrado predicciones que
pueden adelantar 7 de cada 9 de estos fenómenos, si bien no muy
destacados o de gran intensidad.
La corona solar se eleva en líneas generales hasta unos 8.000.000 Km por encima de la superficie o fotosfera según datos aportados por los ingenios espaciales STEREO.
Por otra parte, en la corona solar se observan determinadas oscilaciones, u ondas de plasma magnéticas, que se denominan ondas Alfvén y que evolucionan desde la superficie del Sol hacia fuera. Estas perturbaciones son observadas a partir de 2007, si bien habían sido descubiertas por el sueco Hannes Olor Gösta Alfvén anteriormente, y se cree que explican algunos caracteres de la región solar. La zona de tales ondas, entre la atmósfera del Sol y el viento solar, se sitúan en torno a los 13 millones de Km de la superficie solar.
El
viento
solar
es una corriente de partículas compuesta de protones en un 95%, núcleos
de helio en un 4%, electrones e iones de otros elementos (carbono,
nitrógeno, oxígeno, hierro, neón, magnesio y silicio) y emitidas desde
estructuras cónicas magnéticas de la corona en todas direcciones. Tal
corriente, al llegar a la Tierra, incide en el campo magnético propio,
llegando en ocasiones a provocar las llamadas auroras boreales y
australes. Su densidad a nuestro nivel es de 5 átomos por cm^3 y la
velocidad de entre 800.000 Km/h y casi 3 millones de Km/hora, por lo
que tardan en llegar a la Tierra en el peor de los casos varios días.
Su velocidad está en cierto grado regulada por la presencia de helio,
aunque (en 2007) no está claro el mecanismo de su influencia.
En 2024 se determina con datos de los ingenios
espaciales Solar Orbiter y Parker que la aceleración y el calentamiento
del viento solar desde la corona son debidos a las grandes
fluctuaciones del campo magnético solar, también llamadas ondas de
Alfvén. Las mediciones de la misma corriente de viento solar pudieron
indicar que el mismo tenía en medición de la Parker, a 9,3 millones de
Km del Sol (25 febrero 2022), una velocidad de 386 Km/seg con
temperatura de 1,4 millones de ºC y al llegar a la Solar Orbiter, a
88,8 millones de Km del Sol (40 h más tarde), la velocidad había
acelerado a 512 Km/seg, pero descendido la temperatura a unos
200.000ºC.
Por
datos de la sonda Ulises, se determinó la existencia de 2 tipos de
viento solar, uno muy rápido, de al rededor de los 2.790.000 Km/h
(según el SOHO, entre 2.520.000 y 2.880.000 Km/hora), originado en
los polos y otro más lento, de entre 1.260.000 y 1.440.000 Km/h,
procedente de la zona ecuatorial, con distinta composición de sus
partículas; también se halló sobre el mismo un movimiento
ocasionalmente rotatorio, de 15 Km/seg de velocidad y
excepcionalmente de hasta 500.000 Km/hora. La razón se achaca a las
distintas temperaturas habidas en los polos, de 1.000.000ºC,
respecto a las zonas ecuatoriales, más calientes, de 2.000.000ºC.
El cambio de velocidad es además bastante brusco y se produce sobre
los 20º de latitud. Entre los dos polos existen a su vez
diferencias, aunque pequeñas. En el viento solar de los polos la
diferencia de temperatura entre ellos es de unos 80.000ºC respecto a
una media de 1 millón. En el Polo Norte la velocidad promedio del
viento solar es un 2 % superior a la del Polo Sur. A la inversa, la
densidad es más baja, en un 8 %, en el Polo Norte. La velocidad del
viento solar aumenta tras el período de máxima actividad de 11
años.
En febrero de 2025 se da a conocer que tanto el
viento solar rápido como el lento, según mediciones de la sonda Solar
Orbiter en octubre de 2022 y abril de 2023, proceden de pequeños
chorros generados en agujeros coronales.
El viento solar se puede encontrar de inmediato al salir del Sol con nubes de gas de la propia estrella, que se pueden precipitar sobre ella desde una distancia máxima de 2,7 millones de Km, y que podrían estar producidos por la acción del campo magnético de la misma; mientras el viento solar avanza entonces a unos 120 Km/seg, las nubes precipitadas pueden caer a velocidades de 50 a 100 Km/seg, si bien a una altura del suelo solar de 700.000 Km se estabilizan y paran. El ingenio solar SOHO observó en 3 años 8.000 fenómenos de este tipo.
Aunque las tormentas solares aún son frecuentes cerca del ecuador, y algunas golpeaban la Tierra, entonces recientemente, la Ulysses advirtió de un pronto cambio.
Del Sol, llega a nuestro planeta solo en total una energía de 175.000 millones de megavatios (equiparables a la producción de 200.000.000 centrales nucleares). El total de masa de partículas emitidas por el Sol en todas direcciones a cada segundo se ha calculado que asciende a más de 1 millón de Tm.
A la Tierra también llegan en 8 min los neutrinos solares a razón de 60.000 millones por segundo y cada centímetro cuadrado, así como la radiación UV y rayos equis; los neutrinos sin embargo nos atraviesan sin interactuar salvo rara excepción. Partículas mayores de gran carga llegan en 30 min. Dado que, generados en el interior del Sol, vienen directamente hacia nosotros, su estudio puede aventurar con una antelación de 100.000 años la luminosidad del astro, toda vez que tal es el tiempo que tarda en llegar desde tal interior, en que se genera, a la superficie el resto de radiación. El flujo de neutrinos solares sigue un ciclo de 28,4 días, equivalente al período de rotación de la estrella.
Las fuertes erupciones de partículas solares, como ya se mencionó, al llegar a la Tierra incrementan la intensidad de los cinturones de radiación Van Allen en varias docenas de veces y pueden provocar efectos electromagnéticos muy notables, alterando las comunicaciones (satélites, aviones, redes de radiofrecuencias, etc.) e incluso las redes eléctricas, y no digamos del aspecto climático. Fueron causa de cortes de energía en Norteamérica en 1965 y también en 1977. En enero de 1997, según se cree, una tormenta solar surgida el día 6 de tal mes dejó fuera de funcionamiento casi 4 días más tarde el satélite de telecomunicaciones TELSTAR 401; y hay numerosos casos más.
Esa excepcional y fuerte radiación solar, que puede viajar hasta a 3.200.000 Km/hora, según se dio a conocer a principios de 1999 en base a los datos de la sonda SOHO, tiene su origen en regiones solares al borde de campos magnéticos particulares, unos lugares llamados agujeros coronales.
El
10 de mayo de 1999, la sonda ACE y el satélite Wind detectaron un
sorprendente descenso de afluencia del viento solar, hecho que se
prolongó durante 2 días. El viento bajó en un 98 % su densidad y
su velocidad pasó a ser la mitad, produciendo inherentemente por
cesar su presión un incremento de la magnetosfera de la Tierra en
más de 5 veces su tamaño. Tanto por el elevado efecto como por el
tiempo que duró, tal disminución del flujo de partículas solares
alcanzó un nivel desconocido hasta entonces por el hombre.
En realidad, no toda la radiación solar llega a la
Tierra en unos 8 min, como la banda visible, los IR, la UV y algunas
partículas cargadas, las dos primera procedentes de la cromosfera y las
dos restantes de las capas por encima de la cromosfera. Los rayos equis
tardan entre los 8 y los 15 min, el plasma solar hasta varias horas, el
viento solar 4 días, y muchas partículas cargadas hasta varios días;
toda esta radiación procede también de la corona solar.
La
heliosfera
es la zona que rodea al Sol hasta donde llega el viento solar, que la
conforma, alcanzando todos los planetas con sus radiaciones,
corrientes magnéticas y gas ionizado, y siendo notable hasta al
menos los 1.000 millones de Km, pero que se extiende mucho más allá.
El gas que contiene está muy caliente, del orden de los 100.000ºC,
pero es a estos efectos insignificantemente denso. También contiene
corrientes eléctricas que determina el viento solar. En 2017 se
determinó que tenía unos 37.000 millones de Km de diámetro y su forma
era más esférica, con los extremos achatados, que otra cosa, pese a lo
que se creía antes.
En el Sol se desarrollan pues fenómenos de corrientes de fluido y propios de campos magnéticos. La intensificación del campo magnético del Sol se achaca a la diferencia de giro de los polos (26 días) y el ecuador (27 días). El citado campo cambia su polaridad cada 11 años, fenómeno al que se vinculan por su ciclo las manchas solares y los cambios de temperatura, pero cuya explicación no es aun del todo satisfactoria. No obstante, lo cierto es que Polo Norte y Polo Sur intercambia su polaridad, a la vez que el viento solar aumenta su velocidad.
En tal inversión del campo magnético solar cada 11 años juega, según información del ingenio SOHO (2003, luego de 8 años de estudios) principalmente, un relevante papel el fenómeno de las erupciones o eyecciones de masa coronal (CME), cuyo efecto acumulativo, con más de 1.000 de estos procesos, provoca una renovación de las masas electrificadas y dejando que las masas que se reponen tengan un campo opuesto. Precisamente en marzo de 2000 los astrónomos se percataron de que por un tiempo el Sol tuvo dos polos norte, del mismo signo, fenómeno curioso y llamativo que se relaciona con el fenómeno de la inversión magnética polar, producida final y completamente en 2001.
En
zonas de la fotosfera existen áreas en las que el campo magnético
es muy intenso pero anárquico o caótico, dando un aspecto global de
calma y apariencia de ser región no magnética; la intensidad media
del campo es aquí de unos 130 gauss.
Los procesos de rápida reconexión magnética en el
plasma solar sujeto al citado campo magnético producen explosiones o
erupciones solares que emiten una enorme cantidad de energía. La rápida
reconexión se cree que es originada en el llamado efecto Hall y su
dinámica implosiva.
Por otra parte, los campos magnéticos existentes en
la atmósfera solar aceleran partículas, iones y electrones del plasma
solar, hasta velocidades muy elevadas, cercanas a la de la luz. Este
fenómeno de partículas aceleradas incide luego en otras partes, como
nuestro planeta, en forma de radiación ionizante al conferirles alta
energía por tal aceleración. Por supuesto, esto también pasa en otras
estrellas.
En los polos no tiene un campo magnético definido como ocurre con nuestro planeta, posiblemente debido a que el campo solar genera corrientes eléctricas muy fuertes que apartan las líneas de aquél. El campo magnético en los polos resultó tener irregularidades no esperadas ante los datos de la sonda Ulises que lo reveló como más débil de lo creído. Estas regiones, estudiadas por dicho ingenio, no giran tan rápido como el resto, por lo que allí el campo magnético adopta una forma radial y por encima de los mismos, los rayos cósmicos tienen un particular comportamiento y no afluyen con el mismo modelo físico que lo hacen sobre la Tierra. Gracias también a la sonda Ulises se estimó por parte de astrónomos británicos en 1999 que el flujo magnético solar era un 40 % superior al observado en 1964 y más del doble que a principios del Siglo XX, posiblemente debido a variaciones naturales si bien la mecánica no estaba entonces perfectamente determinada.
Otro ingenio, el SOHO, halló cerca de tales zonas polares docenas de tornados con masas de gas girando a velocidades de hasta 150 Km/seg y de un tamaño cercano al de nuestro planeta. En tales formaciones la temperatura resulta ser de hasta 250.000ºC.
Fuera de la eclíptica, la sonda Ulises halló emisiones ETM del Sol de período muy largo, de más de 10 horas.
Según Mukul Sharma, del Colegio Darmouth, basándose en estudio sobre el Berilio 10, el Sol tiene un ciclo de actividad magnética de 100.000 años que daría lugar en nuestro planeta a ciclos climáticos coincidentes en período de mínima actividad con las glaciaciones. En la actualidad, la Tierra estaría en tiempo intermedio, en un ciclo de mayor actividad, iniciado hace 11.000 años.
También
hay existe la incidencia en el clima terrestre que se deriva de la
variación de la cantidad de radiación emitida por el Sol. Desde
1978 a 2003, en 25 años, se registró un aumento del 0,1% en la
misma (datos de varios satélites) y hay una tendencia al incremento
desde hace más de 100 años.
Pero a la vez, el campo magnético solar, en tanto
que envuelve a todo el Sistema Solar, es también en cierta medida un
escudo protector de las radiaciones exteriores procedentes de otras
estrellas menos apacibles con sus rayos cósmicos y demás.
En marzo de 2019 se publica que el campo magnético
solar es 10 veces más fuerte de lo pensado antes a juzgar por una
medición precisa hecha (Queen's University de Belfast y Universidad
Aberystwyth) tras una fuerte erupción solar en septiembre de 2017.
Además del más conocido ciclo de 11 años, llamado de
Schwabe, el Sol y su campo magnético tienen otros ciclos con
distintas fluctuaciones y períodos, como ciclo doble de Schwabe
de 19,86 años, el de Gleissberg de 85 años, el de Suess-de Vries de
entre 180 y 230 años, o el de Bond de unos 1.500 años aproximadamente
(±500 años).
A mediados de MAYO de 1995, astrónomos americanos señalaban que habían hallado moléculas de agua en el Sol. Dada la elevada temperatura, cualquier molécula se disocia en el Sol, pero en su superficie, si la temperatura no supera los 3.225ºC se pueden formar moléculas. Según los análisis espectrales el hallazgo de agua se confirmó en 1997 por Oleg L. Polyansky, de la University College de Londres.
En AGOSTO de 1997, gracias a los datos aportados por la sonda SOHO, que medía sobre la superficie solar todos sus movimientos, se supo que el Sol tiene en su interior corrientes de plasma hasta 24.000 Km de profundidad que van desde el ecuador a los polos en forma de chorro y que tienen 27.000 Km de anchura y forma anular y a una velocidad de unos 128 Km/hora, un 10% más rápido que las corrientes que la rodean. El ciclo de tales corrientes es de un año; es decir, tarda tal tiempo en ir del ecuador a los polos. La sonda identificó entonces a 6 de tales corrientes en el Sol, a unos 75º de latitud, y en un primer momento se cree que en sus límites se forman las manchas solares. Los científicos encuentran en las corrientes un comportamiento dinámico similar en la alta atmósfera terrestre. La dinámica solar ya era conocida anteriormente pero no en la medida y profundidad entonces evidenciada. Tales fenómenos determinan distintos comportamientos de nuestra estrella, como manchas y tormentas, que influyen en el viento solar y por tanto en nuestra atmósfera con los consiguientes cambios meteorológicos y climáticos.
Este ingenio también halló otro fenómeno en la fotosfera que se denominó “parpadeos” (blinkers) consistente en breves fogonazos de unos minutos o explosiones esporádicas. Se cree que este fenómeno tiene interés en la cuestión del calentamiento del plasma y la aceleración de partículas y su relación con el viento solar.
La misma sonda evidenció que las llamaradas y erupciones solares, además de emitir radiación equis, plasma y partículas a gran velocidad, producían movimientos sísmicos de gran energía que alcanzan velocidades del orden de 400.000 Km/hora, desde unos 32.000 iniciales. La energía generada es tal que su equivalencia resulta casi inimaginable, 10 veces superior a la calculada en los modelos teóricos. La mecánica de tales ondas sísmicas tiene su equiparación en las llamadas de tipo P en los terremotos terrestres.
Además, tal ingenio espacial evidenció por entonces la existencia de tornados en el Sol que resultan ser de una extensión de unos 10.000 Km y tener una velocidad de 50.000 Km/hora, pero con ráfagas 10 veces superiores en ocasiones.
Más aun, con las mediciones de los satélites SOHO y TRACE se determinó en 2002 la existencia de corrientes de plasma en al atmósfera solar circulando a una velocidad tan elevada como de 320.000 Km/h. Este hallazgo afectó los modelos de fenómenos en la corona solar que hasta entonces se creían.
En 2002 algunos astrónomos aseguraron que los campos magnéticos sobre la superficie solar, que se creían limitados a las manchas solares, se extendían en realidad por toda la superficie de la estrella.
En 2003 se dio a conocer que la erupción solar producida el 23 de julio del año anterior, estudiada por el satélite americano HESSI (o RHESSI), había generado partículas de antimateria, en una cantidad en torno a ½ Kg. Este hecho, propio de zonas densas de la atmósfera solar, que se evidencia pues en las fuertes explosiones de energía solar, ocasionó sorpresa en muchos astrónomos cuando se observó que tal antimateria no se aniquilaba con la materia en las zonas adyacentes, como sería de esperar, sino más lejos al contacto con otras partes de menor densidad.
En este mismo 2003, a partir de últimos de octubre, el Sol mostró una actividad extraordinaria, inusual, apareciendo en el mismo 3 enormes manchas, superiores en tamaño al mayor de nuestros planetas; una de estas manchas era la mayor aparecida en 13 años. Las 3 manchas generaron 11 llamaradas, una la de mayor potencia conocida, en dos semanas tan solo y enviaron al espacio un fortalecido viento solar, produciendo en la Tierra notables auroras y otros efectos.
En 2004, gracias a datos del satélite TRACE y las observaciones astronómicas terrestres, se determinó que los chorros o llamaradas formadas sobre la superficie solar, que pueden alcanzar la corona solar, denominados espículas, eran debidos a ondas de choque. Las espículas, identificadas por Angelo Secchi ya en 1877, son debidas al magnetismo del Sol, tienen una extensión de hasta 3.000 Km, anchura máxima de 500 Km, velocidades de 90.000 Km/h y una duración de solo unos 5 min; pero pueden llegar a velocidades de 350.000 Km/h. Además, las espículas producen ondas (Alfvénicas) que perturban la corona solar. Las espículas han sido clasificadas en dos tipos, I y II. Las segundas calientan la atmósfera solar y las primeras no. Las espículas se producen en el Sol a razón de miles de veces al día.
Por esta época de 2004 se determinó que nuestra estrella, dentro de los últimos 8.000 años y desde 1940, está atravesando la máxima actividad (más manchas, erupciones y llamaradas). Tal estudio se basa en el análisis de radioisótopos en los árboles de todo este tiempo de miles de años. A finales de 2006, nuevas evaluaciones llevaron a la afirmación de que en torno a 2010 o 2011 el Sol alcanzaría en su ciclo un máximo de actividad único en los últimos 150 años.
El 23 de julio de 2012 tiene lugar una eyección de masa coronal
calificada como la mayor en siglo y medio. Afortunadamente no alcanzó
la Tierra por estar fuera de la dirección de tal erupción; en caso de
haberlo hecho probablemente se habrían producido caos en diversos
sectores como el de las telecomunicaciones y el eléctrico, cuyo corte
afectaría en cadena otras áreas de la actividad humana de forma muy
grave, incluso mortal. Dos años más tarde, este tipo de riesgo para
nuestro planeta por la actividad solar se ha evaluado en un 12% de
posibilidades para un período de una década.
En cuanto al eje de rotación solar, en 2015 se cree
que podría no coincidir con el eje magnético, a vista de los datos del
ingenio espacial SDO. Tal desalineamiento incidiría en el ciclo
magnético solar.
El 3 julio de 2021, a las 14 h 29 m GMT, sobre la
mancha solar AR2838, se produce una erupción o CME, la mayor desde
2017, que es clasificada como de nivel X1.5 y produjo un breve apagón
de radio en nuestro planeta. Fue captada por el satélite SDO de la
NASA.
En tal momento es el ciclo solar número 25 (desde
que se hace tal control). En el número 24 nuestra estrella tuvo 49
eventos del nivel X y para el nuevo ciclo se podrían esperar hasta 150,
aunque lo más probable es una cifra similar a la del anterior ciclo.
En 2021, tras estudios durante una década del
ingenio espacial SDO, se descubrió que la estrella tenía en la
superficie, además de los otros ciclos ya citados, oscilaciones
globales manifestadas como movimientos giratorios con una velocidad de
unos 5 Km/h y de período muy largo; la máxima velocidad se produce en
los polos. De carácter resonante, se cree que son debidos a la rotación
diferencial de la estrella y también a la influencia de la dinámica
interna.
El 2 de julio de 2023, la sonda SDO captó una
fulguración solar de categoría X1.0, y días más tarde, el 5 de agosto,
otra aun superior, de categoría X1.6. El día 7, 2 días después, hay
otra fulguración similar, de nivel X1.5. Ello causó apagones de radio
en parte de los EE.UU., Canadá y en el Océano Pacífico, en frecuencias
por debajo de 5 MHz.
Finalmente cabe añadir que nuestro Sol, su masa, causa una curvatura al espacio que ha sido medida en 2009 (con ayuda de la señal en ocultamiento de 4 cuásares) y fijada en un valor de gamma de 0,9998, con un margen de error de ±0,0003, siendo el valor calculado por Einstein de 1.
= ESTUDIO
ASTRONÁUTICO DEL SOL
Se citan los ingenios de investigación solar lanzados fuera de una órbita al rededor de la Tierra, o bien en un punto Lagrange, puesto que en cuanto a satélites u observaciones desde tal posición cercana a nuestro planeta, se cuentan muchos de los satélites astronómicos.
|
Nº |
MISIÓN |
PAIS |
LANZAMIENTO |
OBSERVACIONES |
|
1 |
PIONEER 5 |
USA |
11-03-1960 |
En órbita solar. |
|
2 |
PIONEER 6 |
USA |
16-12-1965 |
En órbita solar. |
|
3 |
PIONEER 7 |
USA |
17-08-1966 |
En órbita solar. |
|
4 |
PIONEER 8 |
USA |
13-12-1967 |
En órbita solar. |
|
5 |
PIONEER 9 |
USA |
08-11-1968 |
En órbita solar. |
|
6 |
HELIOS A |
USA/RFA |
10-12-1974 |
En órbita solar. 1º acercamiento al Sol |
|
7 |
HELIOS B |
USA/RFA |
15-01-1976 |
En órbita solar. |
|
8 |
ULYSSES |
USA/ESA |
06-10-1990 |
1º sonda que sale de la eclíptica planetaria |
|
9 |
SOHO |
USA/ESA |
02-12-1995 |
En punto Lagrange 1. |
|
10 |
ACE |
USA |
25-08-1997 |
Investigación solar. |
|
11 |
GENESIS |
USA |
08-08-2001 |
Investigación solar. |
|
12 |
STEREO A |
USA |
26-10-2006 |
Investigación solar. |
|
13 |
STEREO B |
USA |
26-10-2006 |
Investigación solar. |
|
14 |
DSCOVR |
USA |
11-02-2015 |
Investigación solar. |
|
15 |
PARKER SOLAR PROBE+ |
USA |
12-08-2018 |
Investigación solar. |
|
16 |
SOLAR ORBITER |
ESA |
10-02-2020 |
Investigación solar. |
|
17 |
ADITYA-L1 |
India |
02-09-2023 |
Investigación solar. |
|
18 |
IMAP |
USA |
23-09-2025 |
En punto Lagrange 1. |
| 19 |
SWFO-L1 |
USA |
23-09-2025 |
En punto Lagrange 1. |
| 20 |
CGO |
USA |
23-09-2025 |
En punto Lagrange 1. |
Primer
planeta del Sistema Solar. Surca el espacio entre el Sol y Venus.
Llamado por los griegos la “estrella de la tarde”, debe su nombre
al mitológico mensajero alado de los dioses romanos (el Hermes
griego), quizá porque gira más rápido; los griegos también le
llamaron a la vez Apollo y “estrella de la mañana” aun sabiendo
que era el mismo. Sin embargo, el planeta era conocido desde el
tiempo de los sumerios.
De un tamaño algo mayor que nuestra Luna, a la que se parece por los cráteres que tiene, y un poco más de un tercio de nuestro planeta, no tiene atmósfera destacable, pero tiene una densidad alta y por tanto su gravedad es proporcionalmente mayor y equivalente a menos de la mitad de la terrestre. Es el planeta más pequeño de nuestro Sistema. Su año es de casi 88 días terrestres y su propio día es de 58 terrestres (o sea, su día es justo 2/3 de su año), por lo que con tanta lentitud en cada uno de sus años no alcanza a girar dos veces sobre si mismo. Ese será uno de los motivos de la alta temperatura que alcanza en el lado diurno, de 426ºC e inversamente la baja temperatura de -183ºC en el lado nocturno. En realidad, por su lento girar en combinación con su año, la zona diurna o día solar llega a ser de dos años, o sea de unos 176 días.
La excentricidad de su órbita es la más acusada después de la de Plutón y también su inclinación, de 7º, gira a una distancia media del Sol de unos 58 millones de Km, un tercio aproximadamente de la distancia entre el Sol y la Tierra. Pero la inclinación de su eje es de solo 2º, la menor medida de todos los planetas en este aspecto. El Sol se ve desde Mercurio 2,5 a 3 veces mayor que desde la Tierra pero resulta allí 7 veces más luminoso. El perihelio de su órbita va cambiando lentamente de posición, a razón de más de 43,11” de arco por siglo, por influencia de la gravedad de otros planetas. La predicción de su movimiento en órbita precisa el cálculo que considera la Teoría de la Relatividad de Einstein, pues el cálculo newtoniano es inexacto para Mercurio hasta el punto que para explicar la anomalía antes de Einstein se recurrió a la influencia de un inexistente planeta, Vulcano; de tal modo, en realidad la órbita de Mercurio describe un ciclo completo cada 3 millones de años. Carece de satélites.
Su estudio astronómico tiene las dificultades que imponen su cercanía al Sol y su interposición entre este y la Tierra, por la potencia lumínica de tal astro ya que el mismo se muestra de fondo en la mayor parte del recorrido del planeta. Su observación posible es sobre el horizonte al amanecer o atardecer con lo que nuestra atmósfera no facilita igualmente la observación. Su tránsito astronómico, el justo paso por delante del Sol, es un fenómeno que ocurre unas 13 veces cada 100 años (16 de noviembre de 1999, 7 de mayo de 2003, 8 de noviembre de 2006, 9 de mayo de 2016, 11 de noviembre de 2019, 13 de noviembre de 2032, 7 de noviembre de 2039, 7 de mayo de 2049, 9 de noviembre de 2052, 10 de mayo de 2062, 11 de noviembre de 2065,...).
La mayoría de los conocimientos que durante décadas se tienen de Mercurio son debidos a la sonda americana Mariner 10.
= CARACTERÍSTICAS
GENERALES EN CIFRAS.
Afelio.....................................
69.700.000 Km.
Perihelio.................................. 45.900.000 Km.
Distancia media al Sol..................... 57.910.000 Km.
Distancia mínima a la Tierra............... 81.700.000 Km.
Tiempo a la Tierra a velocidad de la luz... de 4 m 18 seg a 12 min 21 seg.
Tiempo de rotación o año................... 87,969 días (87 d 23 h 15 m)
Rotación propia o día...................... 58,6462 días (58 d 15 h 30 m)
Inclinación del eje de rotación............ 28º.
Inclinación del plano orbital.............. 7,004º.
Excentricidad de la órbita................. 0,2056.
Gravedad................................... 0,376 ges (2,78 m/seg^2)
Lo que pesaría allí una persona de 70 Kg... 26,4 Kg.
Masa....................................... 3,303x10^23 Kg (0,0555 la terrestre)
Volumen.................................... 6% del terrestre.
Densidad media............................. 5,43 g/cm^3.
Diámetro ecuatorial........................ 4.879,4 Km.
Diámetro polar......... ................... 4.850 Km.
Diámetro medio............................. 4.877,4 Km.
Temperaturas extremas...................... -183ºC a +426ºC.
Velocidad orbital media.................... 47,87 Km/seg.
Velocidad de escape........................ 4,25 Km/seg.
Magnitud................................... -1,9
Albedo..................................... 6 %
Número de satélites........................ 0
= ESTRUCTURA INTERNA Y FORMACIÓN.
Tiene un gran núcleo de hierro, y también níquel, que explica su alta densidad, de 5,43 g/cm^3, casi la misma que la Tierra; el radio del núcleo se estima entre los 1.800 y 1.900 Km. Se calcula de tales elementos suponen entre el 60 y el 70 % del peso del planeta y un 75 % de su radio y un 42 % del volumen. Es el único planeta que una vez formado se contrajo, haciéndolo hasta reducir su radio en unos 7 Km, a juzgar por las fracturas dejadas en la superficie y estudios realizados al respecto (2014). La causa de este fenómeno se achaca al enfriamiento en su formación. La lenta pero continua disminución de la radioactividad natural seria la causa del enfriamiento y dado que el hierro, que es muy abundante en el interior de Mercurio, tiene un elevado índice de dilatación térmica. El núcleo, parcialmente fundido, también tiene azufre, el que se cree que disminuye el punto de fusión del hierro y también incide en el campo magnético del planeta.
Se
atribuye a la falta de actividad volcánica el hecho de que el
interior de Mercurio, de débil actividad pues, registre altas
temperaturas. La actividad residual volcánica, según datos de la sonda
MESSENGER, se habría extinguido hace unos 1.000 millones de años. Pero
la principal o mayor actividad volcánica que configuró la corteza del
planeta se cree que cesó hace ya unos 3.500 millones de años. En el
proceso, la contracción del planeta fue paulatinamente cerrando los
flujos ascendentes de magma y reduciendo su salida hasta hacerlos
desaparecer.
Sobre el núcleo central de ferroníquel, tiene un manto de silicatos de unos 500 a 600 Km de grueso y encima la corteza y superficie. El grosor de la corteza se ha estimado (2018, sobre datos de la sonda MESSENGER) en 25 o 26 Km y su densidad se dice que es superior a la del aluminio. En general, se estima que 2 tercios de todo el planeta son materiales metálicos.
El
hecho de que tenga un gran núcleo metálico en relación al manto,
puede ser explicado a que en su formación este último se hubiera
perdido en gran medida en un gran impacto meteorítico, hecho muy
abundante en los primeros tiempos del Sistema Solar. Sin embargo,
según astrónomos de la Universidad americana de Cornell, también
se estima (2007) que el núcleo podría ser líquido (materia
parcialmente fundida) tomando como base de tal afirmación pequeñas
oscilaciones asimétricas, o “libraciones”, en la rotación
orbital del planeta.
Las simulaciones informáticas (2025) apuntan que
pudo ser más probable una fusión de dos grandes cuerpos, de dos
protoplanetas de similar masa, que un impacto de uno sobre otro.
De un sorprendente parecido inicial a la de la Luna, que un profano no distinguirá a primer golpe de vista, la superficie de Mercurio, de sílice, está llena de cráteres, pliegues y de grandes rocas escarpadas sobre las que el calor solar ha hecho mella. Los cráteres son, no obstante, menos profundos que los lunares y datan de la época inmediata posterior a la formación del Sistema Solar. En su formación, al enfriarse, el planeta se contrajo y así se produjeron también arrugamientos en su superficie. Así, existen depresiones de 3 Km de profundidad y 500 Km de longitud. Los terrenos más antiguos en general de la superficie de Mercurio datan de hace unos 4.100 millones de años.
La llegada a principios de 2008 de la sonda MESSENGER sobre el planeta amplió la visión que teníamos de su superficie y evidenció grandes diferencias en realidad con la Luna, al contrario de lo que se venía creyendo. Por los datos de la sonda, muchas depresiones suaves se pueden atribuir a los volcanes. En el Polo Norte se puso de relieve que la mayor altitud del terreno es de unos 9 Km. Tal Polo está rodeado de llanuras de origen volcánico, formaciones que en Mercurio suponen un 6% de su superficie.
Destaca el Mare Caloris, o Caloris Planitia, una depresión de entre 1.200 o 1.300 Km de diámetro debida posiblemente al impacto de un asteroide o cuerpo grande de más de 100 Km de diámetro hace unos 4.000 millones de años, y hendiduras debidas aparentemente al hundimiento de su corteza como resultado de la contracción del planeta. El impacto también levantó una serie de anillos concéntricos formando montañas y colinas y produce la orientación de los pliegues en una interrelación con la contracción por enfriamiento. Tal choque habría fundido una parte de la corteza, e incluso daría lugar a montañas en el lado opuesto del planeta.
Otras planicies señaladas del planeta son Tir, Odin, Suisei, Borealis, Budh, Sobkou. La zona de Discovery Rupes, sobre los 38,3º de longitud Oeste y 56,3º en el hemisferio Sur, se prolonga por 400 Km y está formada por pliegues.
La toponimia de Mercurio por decisión de la Unión Astronómica Internacional plasma los nombres de músicos, escritores, pintores y en general de hombres destacados de las artes y letras clásicas de nuestro planeta, tanto occidentales, como rusos o chinos. Entre los grandes cráteres del planeta están el Beethoven, de 643 Km de diámetro, en las coordenadas 20,8º de latitud Sur y 123,6º de longitud Oeste; el Dostoievski, de 411 Km de diámetro, en los 45,1º Sur, 176,4º Oeste; el Tolstoi, de unos 390 Km de diámetro, sobre los 16,3º Sur, 163,5º Oeste; el Goethe, de 383 Km de diámetro, en los 78,5º Norte 44,5º Oeste; el Shakespeare, de unos 370 Km, en los 49,7º Norte y 150,9 Oeste; el Rafael, de 343 Km de diámetro, en los 19,9º Sur y 75,9º Oeste; el Homero, de 314 Km de diámetro, en los 1,2º Sur, 36,2º Oeste; el Monet, de 303 Km de diámetro, en los 44,4º Norte y 10,3º Oeste. Otros, ya algo más pequeños pero de más de 200 Km de diámetro, son el Wren, Van Eyck, Vivaldi, Rodin, Pushkin, Renoir, Mozart, Michelangelo, Mendes Pinto, Bach, Haydin, etc.
La temperatura en el suelo es de unos 426ºC como máximo en la zona iluminada y de 183ºC bajo cero en la oscura, siendo las temperaturas más extremas de un cuerpo planetario en el Sistema Solar. El grado reflectante del planeta es de 0,06 respecto a la luz recibida.
En 1994, dos años después de formular la teoría, por parte de científicos del JPL se dijo que se confirmaba la misma, dando como casi probable la existencia de hielo en los polos del planeta, según investigaciones realizadas con radar de alta definición en agosto de 1991 desde Goldstone. Tal circunstancia se explica por la falta de incidencia de rayos solares en algunas zonas polares, lo que haría que las mismas, en la sombra perpetua, tuvieran desde hace miles de millones de años formaciones invariables de hielo. El origen del mismo se puede buscar en los cometas allí estrellados hace millones de años. El Mariner 10 no detectó nada al respecto. Además, hubo quien advirtió que tales señales de radar del presunto hielo podrían ser debidas a otro elemento, el azufre, así que persiste la duda hasta una comprobación espacial directa.
Según estudios de la Universidad californiana de Berkeley, realizados en la banda de microondas y del IR, la superficie de Mercurio no tiene basalto, o sea rocas volcánicas; datos publicados en la revista Science en 1995. Pero los datos de la sonda MESSENGER dirían otra cosa…
El 29 de agosto de 1998 astrónomos de la Universidad de Boston tomaron imágenes de Mercurio de zonas no vistas por el Mariner 10 con una cámara digital desde el Observatorio californiano de Monte Wilson.
En la visita de enero de 2008 de la sonda MESSENGER, se puso de relieve la existencia en el planeta de un llamativo cráter con forma de arácnido en la citada zona de Caloris. Del cráter salen decenas de canales.
En octubre de 2008, por las imágenes de la misma sonda MESSENGER de una capa de lava, se mostraron evidencias de la existencia en un pasado de actividad volcánica en Mercurio. La citada capa es de unos 2 Km de profunda y está en un cráter de 100 Km de diámetro. Tal vulcanismo se estimó entonces que habrá existido hace 3.800 millones de años.
Otro hallazgo de la repetida sonda fue que el cráter Rembrandt, de unos 750 Km de diámetro, probablemente se formó como consecuencia del impacto de un asteroide hace unos 4.000 millones de años. Y otro más el cráter Rachmaninoff, de cerca de 290 Km de diámetro.
Con las fotografías obtenidas por la citada sonda en septiembre de 2009, unidas a las ya logradas antes por la misma y a las del Mariner 10, se completaba el 98% de la superficie de Mercurio.
En cuanto al material de la superficie, se han identificado silicatos,
sulfuros y también algo de hierro (menos de un 2%), así como
concentraciones de calcio y titanio. En cuanto a magnesio, sodio,
potasio y azufre, la sonda MESSENGER muestra una abundancia mayor de la
esperada.
Gracias a la sonda MESSENGER, en octubre de 2011 se supo que en su
superficie aparecen miles de pequeñas depresiones en el terreno, a modo
de hoyos por toda la geografía del planeta. Tales formaciones en oquedad oscilan
en diámetros entre los 18 m y los 1.500 m aproximadamente. Su
formación, un enigma y una sorpresa para los astrónomos a su
descubrimiento, parece no ser antigua y sí un signo de actividad
actual, quizá derivado de la fuerte proximidad de la órbita del planeta
al Sol y resultado del enorme calor sobre materiales de fácil
volatilización, provocando derrumbes. Según la NASA, muchas de estas
formaciones se asimilan a las elevaciones de los centros de los
cráteres de impacto.
En 2015 se sostiene que gran parte de la estructuras
geológicas del planeta, que aparecen superpuestas con las más nuevas
encima, se han formado cuando la corteza se comprimió debido a
fuerzas tectónicas originadas por el enfriamiento del planeta. Se dice
que las estructuras de este tipo más viejas son de crestas bajas y
cercanas, y están orientadas de noreste a suroeste, en tanto que las
más nuevas son más relevantes y separadas, y van en la línea noroeste a
sureste.
También la citada sonda halló áreas con fumarolas, algunas de hasta 25 Km de largas.
El mismo ingenio espacial puso de relieve, según
información de noviembre de 2012, que en los cráteres del polo norte
del planeta hay hielo con material orgánico, seguramente procedente de
cometas que impactaron allí.
En octubre de 2014 se dieron a conocer imágenes
obtenidas por la misma sonda que muestran hielo de agua en el interior
de cráteres sombreados del Polo Norte de Mercurio. En el cráter
Prokofiev, que tiene unos 70 Km de anchura, tal hielo se cree formado
hace unos miles de millones de años. En 2017 se publica que hay otros 3
cráteres con hielo cerca del Polo Norte con una extensión conjunta de
unos 3.400 Km².
En enero de 2015 trascendió que sobre la superficie
de Mercurio caen periódicamente lluvias de meteoritos que se creen
procedentes de los escombros dejados por el cometa Encke.
En general, hasta 2016 se creía que fuera posiblemente el mucho del
polvo de los cometas que se acercan al Sol, el que se supone con alto
contenido en carbono, el causante de la oscuridad de la superficie del
planeta; muchos de los cometas que se acercan al astro rey se
fragmentan y descomponen allí por su influencia. Esto daría lugar a que
la superficie de Mercurio sea más oscura que la de nuestra Luna, por
ejemplo. Una estimación de 2015 cifra el contenido en carbono acumulado
en tal superficie entre un 3 y un 6%. Pero a principios de 2016, tras
el estudio de los datos de la citada sonda MESSENGER, el origen del
carbono se cree procedente del propio planeta, con alto contenido en
grafito, más elevado que en el resto de planetas.
Prácticamente no tiene atmósfera, ni clima alguno por tanto. El Mariner 10 señaló sin embargo la existencia de una muy tenue envoltura de gas helio principalmente, argón y neón, así como algo de hidrógeno y sodio, que supone una densidad de un 0,1 % de la terrestre. Más tarde, otros estudios apuntaron una composición, siempre en densidad muy rarificada, de oxígeno (42%), sodio (29 %), hidrógeno (22%), helio (6%), y otros elementos en menores cantidades, como el potasio, dióxido de carbono, vapor de agua, nitrógeno, calcio, magnesio, neón, xenón y kriptón. Su origen podría estar en gases liberados del interior del planeta, pero los mismos también podrían proceder del viento solar.
En 2008, tras un estudio del sodio en Mercurio, se informó (Universidad de Boston) que los citados gases liberados por el planeta formaban una cola o estela, a modo de cometa, de gran longitud, de 40.000 Km al menos y quizá más diluidamente hasta aproximadamente los 2.500.000 Km, siempre en dirección contraria al Sol.
Las detecciones de la sonda MESSENGER en octubre de 2008 indicaron la existencia de átomos de hidrógeno, sodio, calcio y magnesio. Tal sonda apuntó también una mayor actividad en la liviana atmósfera, entre el campo magnético y el viento solar de lo que se creía anteriormente. Otro sobrevuelo de la misma sonda en septiembre de 2009 permitió establecer que los distintos elementos sodio, calcio y magnesio, variaban según zonas, destacando una concentración de calcio ionizado en la zona ecuatorial.
En 2009 se informó que el mantenimiento de la tenue atmósfera del primer planeta podría ser debido a la acción del viento solar sobre el suelo del planeta. Al incidir a velocidades en torno a los 500 Km/seg, las partículas del citado viento solar liberarían átomos y más partículas de la referida superficie que reabastecerían la débil atmósfera. Tal incidencia del viento solar es facilitada en su paso a través del campo magnético planetario por deformaciones regulares, o “tornados” del mismo, a veces de hasta 800 Km de brecha, según datos de la sonda MESSENGER. Tales deformaciones se generan en la misma incidencia del viento solar con el campo magnético de Mercurio, produciendo giros, y de ahí ese nombre de “tornados”.
Tiene un campo magnético débil, descubierto por el Mariner 10, de entre unos 95 a 100 gammas entre los 700 y 900 Km de altura, y no es pues ni un 1 % del terrestre; tiene una inclinación respecto al eje de rotación del 7º. A pesar de tener un núcleo metálico, Mercurio no genera un campo intenso; esto se creyó al principio que era debido a no tener una rápida rotación, pero más tarde se achacó al fuerte barrido del viento solar que anula el campo en gran medida. No obstante, tal mínimo campo permite al planeta librarse un poco del aluvión de la radiación solar. Registra también tormentas magnéticas, como ocurre en la Tierra. El origen de tal campo magnético no está nada claro y se piensa en varias alternativas para explicarlo.
Por los datos de la sonda MESSENGER, el campo se origina en la parte exterior del núcleo del planeta, produciendo su impulso el enfriamiento de tal núcleo.
Como
se dice en el apartado anterior de la “atmósfera” del planeta,
la incidencia del viento solar sobre el campo magnético de Mercurio
genera remolinos que permiten al referido viento solar jugar un papel
importante en la regeneración de la atmósfera planetaria. Según la
citada sonda, además el viento solar produce en el campo magnético
estallidos de partículas energéticas.
El componente principal de la magnetosfera aportado
por el planeta son los iones de sodio, especialmente sobre los polos, y
también hay sodio neutro, e iones de helio procedente del viento solar.
Es pues un campo débil, pero distinto al de otros planetas.
La antigüedad de este campo magnético, según datos
de la citada sonda MESSENGER sobre el magnetismo de las rocas de la
superficie, es de unos 3.800 millones de años (±100 millones).
Según estudio dado a conocer en septiembre de 2019
tomando como base datos de la mencionada sonda, los polos del campo
magnético se van desplazando. Los mismos están cerca del norte y sur
geográficos que marca el eje de rotación del planeta.
|
Nº |
MISION |
PAIS |
Lanzamiento |
OBSERVACIONES |
|
1 |
MARINER 10 |
USA |
03-11-1973 |
Fotografía el 45 % del suelo de Mercurio |
|
2 |
MESSENGER |
USA |
03-08-2004 |
Primera sonda en órbita de Mercurio. |
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3 |
BEPI COLOMBO |
ESA-Japón |
20-10-2018 |
Sonda doble en órbita sobre Mercurio. |
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> VENUS.
Segundo
planeta del Sistema Solar en su posición y sexto en tamaño. Surca
el espacio interplanetario entre Mercurio y la Tierra en una órbita
casi circular, de muy poca excentricidad. También llamado la
estrella de la mañana y de la tarde, por ser los momentos en que se
deja ver dada su órbita interior más cercana al Sol que la nuestra.
Debe su nombre a la diosa romana del amor y la belleza y fue conocido
por todas las grandes culturas de la antigüedad bajo distinto nombre
y al que se asimilaron toda clase de eventos terrestres; para los
griegos era Afrodita, para los babilonios Ishtar. La toponimia del
planeta, salvo en algún caso, lleva así nombres de diosas o mujeres que
han destacado.
Carece de satélites naturales, aunque se piensa que pudo tener uno en su momento que habría sido destruido por una colisión de un objeto que pasó tangencialmente por el entorno de Venus y que habría sido del tamaño de Marte; pero solo es una especulación.
Muy parecido a la Tierra por su tamaño y gravedad, ligeramente menor, es el planeta más cercano a nosotros; tiene el 95 % del diámetro terrestre y un 80 % de la masa de Tierra. Se caracteriza por su largo y lento día de 243 días terrestres, superior a su propio año, su giro retrógrado o contrario al sentido de marcha en su órbita, y su atmósfera infernal de alta presión, gases corrosivos y alta temperatura. Cada punto de su superficie está 58,5 días iluminado por el Sol y otros tantos de noche, o lo que es lo mismo el Sol sale cada 117 días. Pasa, respecto a nosotros, por una serie de fases, como la Luna. Su magnitud es de -4,4 y es el cuerpo celeste que más brilla después del Sol y la Luna. Su eje de rotación está 2,64º inclinado respecto al plano orbital, aunque también se cita el ángulo complementario, 177,36º, considerado el giro retrógrado. Su órbita le permite dar justo 5 vueltas al Sol cada 8 giros precisos de la Tierra.
El 8 de junio de 2004 el planeta Venus cruzaba, a
vista terrestre, por delante del Sol, cosa que no ocurría de igual modo
desde 1882. Tardó 5 h 53 m en tal tránsito y tal cruce ocurre 4 veces
en 243 años, pero con desigual intervalo de años (ciclo actual: 105,5,
8, 121,5 y 8 años). El siguiente tránsito ocurre el 6 de junio de 2012,
pero el siguiente ya no llegará hasta el 11 de diciembre del año 2.117.
A partir del año 2.846 el ciclo cambiará a intervalos de 105,5, 129,5 y
8 años.
El día venusiano fue reajustado en 2019 a los 243,0212 días terrestres (243,0187 antes) con un margen de ±0,00006 días. En 2021 fue corregido a 243,0226 días terrestres.
= CARACTERÍSTICAS
GENERALES EN CIFRAS.
Afelio..................................... 108.660.000 Km
Perihelio.................................. 107.300.000 Km
Distancia media al Sol..................... 108.230.000 Km
Distancia mínima a la órbita de la Tierra.. 38.300.000 Km
Tiempo a la Tierra a velocidad de la luz... de 2 m 8 seg a 14 m 31 seg.
Acercamiento a la Tierra cada.............. 19 meses.
Tiempo de rotación o año................... 224,701 días.
Rotación propia o día...................... 243,0226 días (retrógrada).
Inclinación del eje de
rotación............ 2,64º (o 177,36º)
Inclinación del plano orbital.............. 3,394.
Excentricidad de la órbita................. 0,00678.
Gravedad................................... 0,905 ges (8,87 m/seg).
Lo que pesaría allí una persona de 70 Kg... 63,4 Kg.
Masa....................................... 4,869x10^24 Kg (0,815 la Tierra).
Volumen.................................... 88% del terrestre.
Densidad media............................. 5,24 g/cm^3.
Diámetro ecuatorial........................ 12.103,6 Km
Principales componentes atmosféricos....... CO2, N2.
Presión atmosférica en superficie.......... 93 atmósferas.
Temperatura media en superficie............ 482ºC.
Velocidad orbital media.................... 35,02 Km/seg.
Velocidad de escape........................ 10,362 Km/seg.
Magnitud...................................-4,4.
Albedo..................................... 76 %
Número de satélites naturales.............. 0.
= ESTRUCTURA INTERNA Y FORMACIÓN.
La
corteza, de silicatos, está sobre un manto a base de basaltos. El
núcleo, de unos 3.000 Km de radio, debe ser muy pesado, conteniendo
hierro, níquel y cobalto. Según se deduce de datos aportados por
sondas espaciales, Venus tiene una corteza más gruesa que la Tierra,
y es de unos 30 Km de gruesa, pero constituyendo una sola placa al
contrario que ésta y con varios puntos calientes concentrados en al
menos dos zonas de la superficie. Por otra parte, la corteza en las
zonas de las tierras altas del planeta, tal como las elevaciones
volcánicas, tiene un espesor que podría llegar hasta los 100 Km. Tal
grosor se estimó así hasta 2025, en que nuevos estudios de la NASA
pusieron de relieve que la corteza, aun en una sola placa, es distinta
de lo creído con un promedio de unos 40 Km y un máximo de 65 Km.
Además carece de concentraciones de masas (mascons) en el subsuelo.
Su formación data de hace unos 4.500 millones de años, al tiempo que el resto de los demás planetas, a partir de la correspondiente nebulosa anular de materia. La configuración de la superficie es, sin embargo, bastante reciente, datada en unos 400 millones de años o 500 a lo sumo salvo algunos puntos en que se cifra en los 800 millones, hecho permitido por su actividad volcánica que actuó y actúa de renovador, dentro de un cataclismo o en sucesivos cambios, sobre la formación anterior de la superficie del planeta.
Puede que Venus y la Tierra fueran inicialmente bastante más parecidos que en la actualidad, teniendo océanos de agua, pero la mayor cercanía al Sol de Venus evaporó su agua e hizo más densa su atmósfera hasta una presión de 300 atmósferas e incrementando su temperatura hasta los 1.200ºC. Entonces, tras disociarse el agua, el H liberado se escaparía, dada su ligereza, y el oxígeno se recombinaría con un suelo muy caliente. La lenta y posterior pérdida del agua de la atmósfera iría reduciendo sucesivamente presión y temperatura hasta la fecha, quedando como principal componente de la atmósfera el dióxido de carbono.
Por otra parte, el hecho de que el planeta rote retrógradamente y con gran lentitud se achaca a un gran impacto posiblemente ocurrido hace unos 3.800 millones de años, recibido de algún gran asteroide o cuerpo importante, que le hizo cambiar su giro, invirtiéndolo y frenando su rotación, la que se supone que inicialmente sería muy parecida al del resto de planetas. Semejante impacto además produciría otros cambios en la química atmosférica del planeta. Hay quien sostiene no obstante que en realidad no hubo tal impacto (o impactos) y son los planetas que giran, como el nuestro, los que los tuvieron y aceleraron así su rotación; se refiere en todo caso a los planetas interiores y no a los gigantescos exteriores.
La
diferencia respecto a una tectónica de placas como la de la Tierra
podría explicarse por una diferencia de calor interno, menor en
Venus inicialmente o por un enfriamiento más rápido. En cualquier
caso, la superficie, bajo las peculiares características del planeta
de temperatura y presión, parece más flexible o plástica y quizá
por ello no fuera posible constituir placas consistentes o
firmes. También se discute si el proceso de consolidación de las
placas concluyó mucho antes mientras sigue activo en la Tierra. La
liberación de las energías internas se traduce así en los
especiales abultamientos, volcanes y fracturas que caracterizan el
suelo del planeta. Se calcula que más de las 3 cuartas partes de la
superficie del misma está cubierta de lava volcánica de como máximo
500 millones de años. Los datos aportados por la sonda Venus Express
parecen señalar flujos de lava recientes en términos geológicos,
de entre pocos cientos de años y 2.500.000 años. De pequeños
volcanes en la actualidad, por comparación de fotografías de las
sondas en distinto tiempo, hay señales al menos de tres puntos que
muestran actividad.
Por otra parte, un estudio (2015) sobre una zona de
unos 700.000 Km², que tiene fallas, fracturas y pliegues, apunta a que
además en Venus aparentemente hay además actividad sísmica. Otras
investigaciones (2017) indican que la capa superficial del planeta se
ha visto rota en diversos sitios en bloques, algunos de hasta 1.200 Km
de anchura y otros de pocos cientos de Km. Se cree que ello podría ser
debido a una lenta dinámica convectiva del manto.
La inexistencia de placas parece contradictoria con
el elevado vulcanismo en el planeta. Esto lleva a algunos a pensar que
quizá el mismo recibió en otro tiempo choques de asteroides a gran
velocidad, superior a lo que pasaría en la Tierra, generando una
superior energía que así persistió más tiempo. Se calcula que pudo
fundir el manto hasta en un 82%. Ello ha sido expuesto por el Instituto
de Investigación del Sudoeste USA en su trabajo “Long-lived volcanic
resurfacing of Venus driven by early collisions”, dado a conocer en
2023.
Dentro de la visión de la superficie venusiana que ofrecen los sondeos por radar desde la Tierra y los mapas obtenidos por sondas espaciales, en una visión global de esta parte del planeta, aparece el mismo como una serie de llanos ondulados con mesetas o continentes denominados tierra de Afrodita, Lada y de Ishtar, y varias formaciones volcánicas y una serie de zonas montañosas definidas; pero en general, es algo más llano que la Tierra. También hay numerosos cráteres, resultado de choques meteoríticos; hacia la llegada de los Pioneer Venus se cree que tuvo una erupción volcánica mayor que las conocidas en la Tierra en los últimos 100 años.
El diámetro medio de tales formaciones continentales es de 9.999 Km para Afrodita, que equivale a toda Sudamérica o África, 8.614 Km para Lada, algo más pequeño que el anterior, y de 5.609 Km para Isthar que se parece por tamaño a Australia y está, al contrario que los otros 2, en el hemisferio Norte.
En lo sucesivo, las alturas que se citan se consideran sobre la latitud media; o sea, sobre el círculo que delimita el radio medio del planeta. Y los diámetros, por lo general, lo son como medida media.
Las zonas volcánicas destacan en las citadas Ishtar y Afrodita, y en la Región Beta, y Región Alfa. La zona de Afrodita en la zona ecuatorial es área de distensión geológica y la de Ishtar, cerca del polo Norte, de compresión. La tierra de Afrodita (nombre de la Venus griega), a 5 Km de altura, es la región mayor más elevada, y tiene al Este uno de los accidentes destacables de Venus, probablemente resultado de la actividad de las particulares placas de la corteza de Venus, que es el valle Diana Chasma, una hendidura de 1.450 Km de largo, 250 Km de ancho y 2 Km al menos de profundidad, y también el desfiladero Dali Chasma, de 2.077 Km de extensión. Sobre la región de Afrodita, las imágenes de la sonda Magallanes mostraron un movimiento de tierras en lo que se estimó como un terremoto; tomas realizadas en noviembre de 1990 y julio de 1991 distinguían en una zona un derrumbe de terreno de 7 Km de longitud por 3 Km de anchura y 500 m de profundidad. Sin embargo, más tarde se negó que esto hubiera ocurrido, achacando el hecho a una distorsión o efecto óptico de las imágenes de radar.
Al
sur de Afrodita está la planicie de Aino y al norte Ovda Regio, que
tiene a Mead el mayor cráter de impacto de Venus, con 275 Km de
diámetro. Una sonda VEGA soviética descendió en tal zona y
determinó la existencia de rocas de magma del tipo
anortozit-troctolita,
muy raras en la Tierra. Las zonas altas de Ovda Regio se cree (2019) que son de lava basáltica.
La tierra de Isthar (nombre de la diosa asiria equivalente a Venus), tiene los Montes Maxwell de 11.100 m de altura, la mayor del planeta y una de las mayores del Sistema Solar, y un profundo cráter que se denominó Cleopatra de 105 Km de ancho y 2,5 de profundidad, probablemente nacido de un impacto meteorítico; el nombre Maxwell se dio en memoria del físico escocés James Clerk Maxwell. Estos montes muestran gran brillo ante las imágenes por radar posiblemente debido a la composición en materiales metálicos en su superficie; esta característica se observa en Venus solo en las mayores elevaciones y se achacó por de pronto, a su descubrimiento por la sonda Magallanes, a la reacción de los materiales con la atmósfera, en combinación con la presión y temperatura distintas a mayor altura.
Destacan también en Venus la planicie de Sedna de 3.572 Km de extensión, y a Eistla Regio, de 8.015 Km, con los montes Gula y Sif, y el Sappho Patera. El Sacajawea Patera es un cráter de 233 Km, en forma ovalada, y del mismo salió, según se cree, la lava que rodó sobre la alta planicie de Lakshmi y tras lo cual el fondo del cráter se hundió, dejando una hendidura.
La región Beta, de mesetas a 3 Km de altura, ligeramente montañosas, es de las más jóvenes y activas del planeta, y limita por un extremo con las montañas de Phoebe Regio, y tiene los grandes volcanes de Venus, Rhea y Theia Mons, así como una grieta llamada Devana Chasma que va de norte a sur, en un área de 1.616 Km. La región Phoebe fue captada por la sonda Magallanes en 1990 y sobre la misma se identificaron irregulares depresiones como calderas volcánicas y una formación de 25 Km de longitud de lava sobre una franja de 76 Km de largo por 30 de ancho.
Por su parte, la región Alfa, a 2,5 Km de altura, es del tamaño de Escandinavia, fijándose su extensión en 1.897 Km, y está rodeada de las planicies de Tinatín, al norte, de Lavinia, al Sur, y de Guinevere al oeste; en la región de Lavinia destacan 3 cráteres de impacto de entre 43 y 48 Km de diámetro. De formaciones de lava densa y grietas, tiene al sur una formación circular llamada Eva que marca el meridiano 0º del planeta. La altiplanicie Alpha fue así denominada como el primer accidente descubierto en Venus y lo fue desde la Tierra por medio del radar.
Es también señalado el Maat Mons (Maat era la diosa egipcia de la verdad y la justicia), la segunda altitud del planeta, donde se halla el volcán activo Stealth (que significa “disimulo” o “secreto”), el mayor del planeta, de 8.040 m de altura, sobre cuya cumbre la sonda Magallanes halló lava de una década de antigüedad. Está en los 0,9º de latitud Norte y 194,5º de longitud Este. Como región, su extensión diametral tiene 395 Km.
Otra formación interesante es la región Atla que cuenta con 5 grandes estructuras volcánicas entre las que está el volcán Sapas Mons, de más de 1.500 m de altura que se extiende sobre un área de 217 Km de diámetro. La antigüedad de esta área es de tan solo unos 50 millones de años.
Las regiones de Themis, Atla y Beta, suponen aproximadamente el 30 % del suelo del planeta pero contienen el 70% de los volcanes del mismo, según los datos de la Magallanes.
Como
consecuencia del abultamiento por presión interior de las corrientes
convectivas, como también en el caso de los volcanes, surgen
formaciones particulares en Venus que fueron denominadas coronae
o
corona.
Son elevaciones circulares de unos 500 m de altura y unos 300 Km de
diámetro que rodean zonas interiores montañosas. Destacan las
formaciones Artemis Corona, de 2.600 Km de diámetro, en los 35,0º
Sur y 135º Este, y Hengo Corona, de 1.060 Km, en los 2º Norte 355º
Este; destacan también con alrededor de los 600 Km las coronaes
llamadas Calakomana, Biwe, Atete, Ceres, Demeter, y Zisa. El resto
oscila mayoritariamente entre los 200 y 500 Km.
Según estudio de la Universidad de Maryland y el
Instituto de Geofísica de ETH Zurich dado a conocer en 2020, en el
planeta se cuentan 37 formaciones volcánicas (corona) con reciente
actividad en tal momento.
De todo el planeta, de las formaciones llamadas chasma, largas y profundas depresiones de terreno, algunas ya citadas, destacan en orden decreciente: Hecate Chasma, con 3.145 Km, en los 18,2º Norte y 254,3º Este, Artemis Chasma, de 3.087 Km de extensión, en los 41,2º Sur y 138,5º Este, Dali Chasma, de 2.077 Km, en los 17,6º Sur y 167º Este, y Devana Chasma, con 1.616 Km, en los 9,6º Norte y 284,4º Este.
De las formaciones mons o montañas las de mayor diámetro medio son: Atanua y Var, con 1.000 Km, respectivamente en los 9,5º Norte, 308,9º Este, y 1,2º Norte, 316,2º Este; luego están otras menores como Nyx Mons, Maxwell, Akna y Danu.
En cuanto a los cráteres patera, los de mayor diámetro medio son: el Sacajawea con 233 Km, en los 53,3º Norte y 335,4º Este; el Boadicea, de 220 Km, en los 56,6º Norte y 96,5º Este; y el Aspasia Patera, de 200 Km, en los 56,4º Norte y 189º Este; otros más pequeños son el Hroswitha Patera, Sand Patera, Stopes Patera y Tituba Patera.
Como meseta y planicie alta está Lakshmi Planum, de 2.343 Km, sobre los 68,6º Norte y 339,3º Este, y de las planitia o planicies bajas destacan por su extensión media las siguientes: Ginebra Planitia, con 7.519 Km, 21,9º Norte325º Este; Ganiki Planitia, de 5.158 Km, 25,9º Norte y 189,7º Este; Niobe Planitia, de 5.008 Km, 21º Norte y 112,3º Este; Aino Planitia, 4.983 Km, 40,5º Sur y 94,5º Este; otras menores son Bereghinya, Helen, Nsomeka, etc.
De las regiones, o áreas con elementos comunes, destacan: Eistla Regio, de 8.015 Km, 10,5º Norte, 21,5º Este; Ovda Regio, de 5.280 Km, 2,8º Sur, 85,6º Este; Ulfrum regio, 3.954 Km, 20,5º Norte, 223º Este; otras menores son Atla Regio, Beta Regio, Phoebe Regio, Thetis Regio, etc.
Otras formaciones destacadas del planeta son Vaidilute Rupes, de 2.000 Km, y los valles Baltis Vallis, de 6.000 Km, 37,3º Norte, 161,4º Este, y Citlalpul Vallis, de 2.350 Km, 57,4º Sur y 185º Este.
De un modo general, la superficie del planeta, como en gran medida en el caso terrestre, está moldeada por volcanes y actividad tectónica que da lugar a montañas, llanuras, fracturas, franjas y cráteres. La superficie está bastante aislada por la densa y corrosiva atmósfera; por todo ello, los cráteres de impacto meteorítico que existen son pocos y grandes, de 8 Km de diámetro el menor; los meteoritos pequeños que pudieran provocar cráteres de menor tamaño son quemados en su entrada atmosférica. La mayoría de los cráteres de Venus tienen un diámetro que oscila entre los 5 y 100 Km, habiendo varios por debajo, hasta los 2 Km de diámetro, y son contados los que pasan de 100; de estos últimos, de menor a mayor citamos, con referencia de diámetro en Km, y su localización en latitud y longitud, a los siguientes: Rosa Bonheur, 104 Km, 9,7º Norte y 288,8º Este; Cleopatra, 105 Km, 65,8º Norte y 7,1º Este; Stanton, 107, 23,3º Sur y 199,3º Este; Baker, 109 Km, 62,5º Norte y 40,3º Este; Klenova, 141 Km, 78,1º Norte y 104,5º Este; Meitner, 149 Km, 55,6º Sur y 321,6º Este; Isabella (en honor a la reina Isabel la Católica), 175 Km, 29,8º Sur y 204,2º Este; y Mead, el mayor de todos con 270 Km, en los 12,5º Norte y 57,2º Este. El total de cráteres del planeta es de solo 963.
El planeta tiene una cadena de fallas, sobre la que están 2 destacados volcanes, y es la mayor falla de todo el Sistema Solar. Físicamente, por estudios del radar de una sonda espacial, se muestra el enorme valle citado. Ese accidente gráfico se cree que fuera producido por tensiones de la superficie que se hundió, pensando en casos de geografía similar en nuestro planeta. Muchos de los cráteres de impacto de Venus cierta particularidad de estar rodeados de un anillo oscuro, resultado del descubrimiento de material del suelo en el choque.
A juzgar por las imágenes de las sondas enviadas allí, la superficie es una torturada tierra, árida, de una masa pétrea, basáltica, con pliegues, fisuras, y socavada por la atmósfera y sus corrosivas precipitaciones ácidas y las temperaturas de la misma pero no erosionada al modo terrestre o al menos en un proceso mucho más lento dada la mayor protección del suelo por la espesa envoltura gaseosa, sobre todo frente a los meteoritos. La erosión menor captada resulta ser pues de tipo eólico, pero la importante hidrológica está ausente. En los lugares conocidos de la superficie, según las fotografías de las sondas soviéticas, se distingue suelo de roca, bloques y placas separadas del mismo y trozos más pequeños, de modo que se asimila el parecido a las zonas volcánicas de la Tierra. El color del suelo visitado por la Venera 13 era pardo. Las particulares formaciones, principalmente de los pliegues, canales y fisuras de la superficie del planeta dan lugar a dibujos muy particulares, únicos en el Sistema Solar. Los canales podrían haber sido formados por lava muy líquida, y algunos tienen la particularidad de que parecen ir pendiente arriba, lo que no tiene fácil explicación a menos que se considere la posterior deformación por elevación del suelo. El canal de este tipo más destacado hallado por la sonda Magallanes es el Hildr, de 677 Km de longitud y anchura oscilante entre 1 y 2 Km; no tiene ramales, afluentes o lagos, pero si es serpenteante.
En
su momento, detectados por la sonda Magallanes en más de un
centenar, la aparición de canales sorprendió a los geólogos.
Tampoco eran esperadas otras formaciones, posiblemente con origen en
lava pastosa, de hasta 1,5 Km de altura que llenan regularmente
algunas llanuras y algunas de las cuales no se dejaron captar bien
por el radar del Magallanes posiblemente por su composición de
materiales ligeros o por su oquedad. En concreto, en la región
Tethus Regio aparecen docenas de pequeños domos volcánicos, aunque
se cree que hay miles de ellos, de menos de 15 Km de anchura. Otro
hallazgo de tal sonda fueron el de dunas, resultantes de depósitos
de tierra arrastrada por vientos, y el de formaciones lineales
entrecruzadas en Montes Danu, en la región Lakshimi. Al término
inmediato de la misión americana repetida los geólogos estimaron
que Venus tenía entonces al menos 10 volcanes en actividad latente
de entre el total de 891 cráteres examinados. El total de cráteres
de impacto examinados por la citada Magallanes fue de 912.
Un censo de las formaciones volcánicas del planeta es en
2015 el siguiente: 167 volcanes de un diámetro superior a los 100 Km,
además 1.194 de diámetro de más de 20 Km. En base a los datos de la
sonda Magallanes, en 2023 se estima (Universidad de Washington, Saint
Louis) que hay en Venus en total al menos unos 85.000, de los que unos
84.000 tienen diámetro menor de los 5 Km; faltarían en el catalogo los
menores de 1 Km por lo que aun habrá más.
Tomando como base los datos de la citada sonda (años
90) hubo al menos 2 erupciones volcánicas. Una en Niobe Planitia generó
45 Km² de extensión de lava con alturas entre 3 y 20 m. La otra
erupción fue en Sif Mons en Eistla Regio y fue de una extensión un poco
menor, unos 30 Km².
En cualquier caso, la compleja superposición de las sucesivas actividades geológicas venusianas, añadido a la falta de una erosión importante y generalizada al modo conocido en la Tierra, y bajo las infernales condiciones de presión, temperatura y componentes atmosféricos, determinan el carácter de especial interés geológico del suelo del planeta.
Según los estudios de la sonda Venera 13 la composición química del suelo es un 45 % de SiO2, 16 % de Al2O3, y 10 % de MgO, respectivamente óxidos de silicio, aluminio y magnesio; el margen de error de cada porcentaje se cifró en igual orden en ±3, 4 y 6 %. Otros componentes son el FeO con un 9 % (±3), CaO con un 7 % (±1,5), K2O con un 4 % (±0,8), TiO2 con el 1,5 % (±0,6) y el MnO con el 0,2 % (±0,1). Los datos del Venera 14 en el mismo sentido son: SiO2 con un 49 % (±4), Al2O3 con un 18 % (±4), CaO con un 10 % (±1,5), FeO con un 9 % (±2), MgO con un 8 % (±4), TiO2 con el 1,2 % (±0,4) K2O con un 0,2 % (±0,1), y el MnO con el 0,16 % (±0,08). La densidad detectada por los Venera 9 y 10 es de 2,8 g/cm^3, aunque el Venera anterior señaló solo la mitad y pesar que la media se estima en casi el doble. La definición del suelo en el lugar de descenso del Venera 13 se resume en ser terrenos basálticos potásicos muy alcalinos, comparativamente muy raros en la superficie de la Tierra. El suelo visitado por el Venera 14 es más parecido al basáltico de la corteza oceánica terrestre y a zonas lunares. El anterior Venera 8 señaló en el suelo un 4% de potasio y sobre elementos radiactivos identificó uranio en un 0,0002% y torio en un 0,00065%.
A
decir de científicos de la Universidad de Washington, basándose en
datos de la sonda Magallanes, Venus cuenta con montañas que están
cubiertas de una fina capa metálica y consistente de cobre, sulfuro
de plomo, cinc, arsénico y antimonio. Este aspecto es consecuencia de
la evaporación de los metales por la alta temperatura, que luego caen
enfriados como una lluvia.
La temperatura oscila entre los 9.600º, excepcionales en algunos puntos, y los más regulares 460ºC, que se consideran como media; según datos de las Veneras 15 y 16 soviéticas, existen algunas regiones en las que tan elevada temperatura baja en 200ºC. La presión es de 90 atmósferas de promedio, que equivale a una profundidad de unos 900 metros en el fondo de nuestro mar. Las oscilaciones de temperatura entre la parte diurna y nocturna, y entre el ecuador y los polos, son curiosamente pequeñas.
De
cierto parecido con la Tierra, sin considerar su composición
atmosférica, presión y temperatura, no tiene agua en su superficie,
pero se piensa que la puede tener en el subsuelo. Se piensa también
que el calor la pudo haber evaporado hacia la atmósfera y de aquí,
disgregada por la radiación solar UV, se evadió en cuanto al
hidrógeno, pudiendo el oxígeno, más pesado, recombinarse con otros
elementos.También se piensa que antes de ser el planeta infernal que
hoy es, en un lejano pasado, pudo tener hasta un océano (según
simulaciones realizadas por franceses en 2017), pero esto fue rebatido
por suizos (Universidad de Ginebra) en 2021 tras más simulaciones. En
2024 otro estudio (Universidad de Cambridge) afirma que posiblemente
Venus nunca tuvo océanos ni vida.
También se ha equiparado con la evolución volcánica en Venus con la de nuestro planeta. La similitud de los procesos y las estructuras volcánicas se estimó en 2008 en un 80% de los casos.
Por los datos aportados por los Pioneer Venus, los científicos americanos creen que en Venus hubo en algún tiempo, hace varios miles de millones de años, 3,5 veces más de agua que la anteriormente pensada, con lo que el planeta pudo estar cubierto por un océano de entre 7 y 20 m de profundidad hasta hace unos 3.000 millones de años en que la actividad solar la evaporó. Tal vez, en vez de agua, pudo haber sido denso vapor, pero se estima que existió durante cerca de mil millones de años. Tales indicios no suponen, sin embargo, evidencia de que tal existencia de agua hubiera podido dar lugar a los océanos que se proponen, y mucho menos a vida posible; en este último aspecto, deja abierta una pequeña ventana, aunque, la referencia a vida se limite solo a vida más primitiva o elemental y de la que difícilmente evolución alguna de adaptación habría permitido a ser alguno existir hoy en las terribles condiciones posteriores del planeta.
La luminosidad a nivel de superficie, a vista de las fotografías de sondas espaciales, es la equivalente a un día nublado en la Tierra, lo cual resulta en principio inesperado porque la capa de nubes es mucho más espesa. El Sol no llega a verse nunca; su luz se refleja en un 80% por la atmósfera. La visibilidad se estima en un máximo de 3 Km.
En 2009, gracias al instrumental VIRTIS de la sonda Venus Express, se trazaba el primer mapa global del hemisferio sur de Venus sobre la base de más de mil fotografías en el IR tomadas entre mayo de 2006 y diciembre de 2007. Esta nueva visión global del suelo venusiano en tal hemisferio parece indicar además la existencia en un lejano pasado de mares, mesetas y montañas, sin olvidar los volcanes. La existencia de granito señala la antigua formación del mismo por la actividad de la tectónica de placas sobre el basalto volcánico y el agua.
Fue observada su existencia por vez primera en 1761 por el ruso Lomonossov. Su infernal condición fue adelantada por astrónomos americanos en 1956 en base a observaciones en la banda de las microondas.
La observación de la envuelta gaseosa venusiana por el Mariner 10 en 1974 apuntó a que la misma giraba sobre el planeta en solo 4 días terrestres, cuando su día es de 243 días terrestres.
La
atmósfera de Venus se compone básicamente de CO2, N y ácido
sulfúrico que, en gotas, forma nubes. Hay principalmente, en un 96,5
%, anhídrido carbónico, un 3 a 3,5 % de nitrógeno molecular, pero
existe también monóxido de carbono y oxígeno, resultado de la
disociación del CO2 por incidencia de la radiación solar, y algo de
vapor de agua, helio, cloruro y fluoruro de hidrógeno, dióxido de
azufre, cloro, argón, neón y carbono. El hidrógeno forma una
corona leve que rodea la planeta y su origen podría estar la
disociación del agua evaporada del planeta; el H se habría perdido,
alejándose de Venus, y dejando solo tal corona, mientras el oxígeno
se recombinaría con otros elementos, si bien hay otra teoría posterior
que indica que el oxígeno también se perdería (luego se citará).
También hay en la atmósfera
isótopos raros de gases nobles, criptón, argón y neón. La
presencia de argón, y también la de neón, es muy superior a la que
se esperaba que hubiera en el planeta y a la que hay en la Tierra. La
presencia de H y deuterio es de 1,5 %, unas 100 veces el existente en
los océanos de la Tierra. La incidencia de la radiación UV sobre el
CO2 y dióxido de azufre, SO2, este último más escaso a mayor
altura, disocia sus moléculas y facilita la formación del ácido
sulfúrico (H2 SO4). El contenido en SO2, estudiado desde hace
décadas, se observó que descendía en concentración a la mitad
entre 1979 y 1983, siguiendo en decreciente progresión en los
siguientes años (datos del PVO, IUE y HST). La explicación de tal
disminución se puede encontrar en que el mismo probablemente fue
lanzado hacia la atmósfera en alguna erupción volcánica de grandes
proporciones, quizá, según hipótesis, del gran volcán Maat.
También hay trióxido de azufre, SO3, formado tras la oxidación del
SO2; pero su observación desde 1978 apuntó una disminución en unos
4 años en un 90%.
A principios de 2024 se publica que los astrónomos
de Cambridge habían determinado que la absorción de la radiación UV por
la atmósfera de Venus es debida probablemente a los minerales
romboclasa y sulfato férrico ácido.
Aunque sus gases alcanzan los 250 Km aproximadamente de altura, el 90 % de la masa atmosférica del planeta se concentra en los primeros 28 Km de altitud. La presión a ras de suelo, como se indicó, es de entre 90 y 95 atmósferas, equivalente a la que hay en la Tierra entre 900 m y 1.000 m de profundidad en el mar. La temperatura en la superficie es de un promedio de 460ºC, aunque se han tomado medidas de hasta 482ºC. Luego, al ir ascendiendo, hasta los 100 Km de altura la temperatura va descendiendo a razón de 10º por Km. Respecto a la Tierra, en donde la capa de ozono absorbe la radiación UV y eleva la temperatura allí de la atmósfera, siendo más fría en la parte inferior, en Venus la relación se invierte. Además, las diferencias térmicas entre la zona iluminada y la oscura crea corrientes muy fuertes en los gases atmosféricos. El rápido giro, sobre todo a mayores alturas dentro de la parte baja de la atmósfera de Venus, y la inercia térmica derivada de la gran densidad es razón por la que no establecen diferencias sustanciales según longitudes o medidas horizontales; tampoco hay diferencias en función de las zonas diurna o nocturna, incluso resultando algo mayores las temperaturas del lado oscuro debido al rápido arrastre de las masas de gas por las rápidas corrientes. Solo marcan pues diferencias notables las alturas. Son los movimientos de las partículas de los gases y sus temperaturas quienes determinan la inestabilidad atmosférica de Venus; a gran altura, la menor presión conlleva el enfriamiento (adiabático) de los gases. Sobre los polos hay formaciones en remolinos o vórtices y son más estables. Entre los 70 y 100 Km de altura, las regiones polares están más calientes que las ecuatoriales, según descubrieron los Pioneer Venus, pero sin explicar el hecho entonces.
Los
vientos principales circulan de Este a Oeste. Los movimientos
importantes en tal sentido se establecen entre los 10 y 90 Km de
altura, aumentando con la misma. A unos 30 Km de altitud la velocidad
del viento es de unos 110 Km/h. Pero sobre los 60 Km, localizados en
zonas elevadas de las nubes, se han observado vientos con grandes
velocidades, de 360 Km/hora, e incluso de hasta 540 Km/h a una altura
de 70 Km; pero entre 70 y 90 Km disminuye. La rotación por el
planeta se realiza así, en esta zona en general, cada 4 días de
promedio hacia el Oeste, en contraste con el lento giro del propio
planeta, cada 243 días; tal dinámica atmosférica ha sido denominada
“superrotación” y es achacada a la combinación de la turbulencia en la
atmósfera, las ondas generadas y la incidencia de la radiación solar,
que producen mareas térmicas. Además, tal rotación incide sobre el
descenso de partículas sobre la zona nocturna, desviándolas y
estableciendo un modelo atmosférico un tanto complejo. La sonda
soviética Venera 8 apuntó en la zona diurna observada vientos de
200 Km/h, pero que a una altura de 10 Km eran de solo 8 Km/h. La sonda
japonesa Akatsuki ha podido comprobar que la atmósfera del planeta rota
cerca de 60 veces más rápido que el planeta, de modo que da una vuelta
cada 96 h aproximadamente.
En
general, tan lenta rotación determina que la mecánica de la
atmósfera de Venus sea diferente a la de cualquier otro planeta que
tenga envoltura gaseosa donde la rápida rotación hace que la
presión sea mayor en las zonas ecuatoriales. Por ello, en Venus no
rige la fuerza de Coriolis, que actúa desviando las partículas de
gas, en proporción a su velocidad, por estar sobre una esfera que
gira. Además, los vientos en la zona nocturna tienen un comportamiento
distinto al diurno, mostrándose impredecibles los cambios, e
incluso encontrando curiosamente a veces formaciones nubosas inmóviles.
En cambio se produce en zonas bajas de la atmósfera una especie de
ondulaciones rápidas de las masas que la componen, perturbaciones que
circundan el planeta entero entre los 20 y 25 Km de altitud en solo 5
días con una velocidad pues superior a la de los vientos.
Los
vientos medidos en direcciones de Norte a Sur solo registran
velocidades de algunos metros por segundo y sin una estructura
general definida. Las llamadas células de Hadley, corrientes típicas
de circulación de gases atmosféricos del Ecuador hacia el Norte y
Sur, hacia el Polo en las partes altas y hacia el Ecuador en las
bajas, sobre todo teniendo presente la lenta rotación del planeta,
podría pensarse en principio que tendrían acusada presencia; tales
corrientes se generan por diferencias de calor, elevándose
partículas en la zona ecuatorial y siendo sustituidas por otras
provenientes de los polos. Pero no parece pues ser así en Venus más
que en la capa de nubes, aunque se plantea la hipótesis de la
existencia de células por debajo de tal capa que giran en sentido
inverso, es decir, en corrientes del Ecuador hacia los Polos en la
parte inferior e inversamente en la parte más alta de la célula, en
cualquier caso de poca velocidad. Por otra parte, la poca inclinación
del eje de rotación del planeta y su órbita poco elíptica, hace
que la radiación incidente en las diferentes latitudes registre
pocas variaciones en las estaciones que resultan pues poco destacables.
Los vientos que circulan sobre la tierra de
Afrodita, según datos de la Venus Express, resultan un 18% más lentos
en relación a las zonas cercanas. Es debido ello a la dinámica
atmosférica que genera remolinos y ondas que van de abajo arriba en
zonas de montañas altas, rompiendo a mayor altura y frenando los
vientos allí.
La estructura estratificada atmosférica de Venus se divide en una troposfera y una termosfera. La troposfera tiene un primer estrato desde el suelo hasta una altura de unos 45 Km, una capa de nubes entre los 45 y 60 Km de altura y una neblina con gotas de ácido sulfúrico que se prolonga desde los 60 Km de altura hasta al menos los 100 Km; las fluctuaciones pueden elevar en unos 3 Km la parte inferior y entre los 65 y 70 Km de altura la cota superior. Entre los 47 y 63 Km de altura, según las sondas soviéticas Vega, los principales componentes de las nubes son el azufre y el cloro, en el primer caso bajo la forma del citado ácido sulfúrico y en concentraciones de 5,8 miligramos/cm^3; el cloro es menor, de 4,1. Entre esas mismas alturas, las citadas sondas señalaron 3 capas distintas, estando la intermedia entre los 51 y 55 Km de altitud y teniendo mayores concentraciones de aerosoles, de 10.000 por cm^3 en tamaños inferiores al micrómetro; la más baja es también muy densa. Los vientos verticales aquí registrados apuntaron velocidades de entre 3,6 y 7,2 Km/hora.
Para
la sonda europea de 2006 Venus Express, la principal envoltura
venusiana de nubes se extiende entre los 45 y 65 Km de altitud,
midiendo pues 20 Km de grosor, pero se prolonga en forma de neblina
más tenue, pero aun así opaca, hasta los 90 Km en la zona nocturna
y hasta los 105 Km en la iluminada. También apuntó una elevada
cantidad de vapor de agua.
El mismo ingenio ha proporcionado además evidencias
que apuntan a que la dinámica atmosférica de la superficie se propaga
hacia las capas más altas en forma de sucesivas ondas, como ocurre a
veces con el movimiento de masas de agua en nuestros océanos.
La información de la atmósfera aportada por la Venus Express, tras estudiar la evolución de más de 600 nubes, señala que en el hemisferio sur, en alturas entre los 45 y 70 Km, tanto en zona iluminada como nocturna, la velocidad de los vientos oscila bastante, entre los 210 Km/h y los 370 Km/h, respectivamente a altitudes de 46 y 66 Km. Sin embargo, en latitudes de más de los 65º Sur la influencia de un movimiento huracanado es determinante, salvo en el vórtice donde la velocidad es prácticamente nula.
Visto o dicho de otro modo, la capa general de nubes, muy alta en Venus respecto a la máxima de 10 Km en la Tierra, tiene pues a su vez 3 estratos, pero con una estructura vertical similar en todas ellas, y son principalmente de ácido sulfúrico con algo de agua; este último se precipita en forma de lluvias pero se evapora antes de llegar al suelo. Pero también hay ácidos fluorhídrico, clorhídrico y otros. A ras de suelo, y en general por debajo de las nubes, la atmósfera es clara y con vientos ligeros pero al ascender se torna en una especie de niebla y humo, como un smog. El color del cielo o las nubes desde el suelo es anaranjado. Por su composición y densidad, la baja atmósfera del planeta absorbe pues el color azul. Por debajo de las nubes, un estrato de unos 20 Km de grueso resulta bastante estable. Por otra parte, la rápida circulación de las masas nubosas produce o acrecienta ondas de hasta 1.000 Km de longitud, separadas unos 200 Km; el Pioneer Venus halló tales formaciones en el hemisferio sur, en sus latitudes medias.
La termosfera se extiende por encima de los 100 Km de altura, y es más tenue que la que tiene debajo. A partir de tal altura, la radiación diurna UV caliente cada vez más aquí, a medida que ascendemos, los gases atmosféricos. En la zona nocturna, al no incidir tal radiación solar, esta capa se esfuma, enfriándose la parte alta muy rápidamente al ocultarse el Sol. Este hecho contrasta con el rápido giro de los gases atmosféricos en torno a Venus, por lo que aquello resulta un tanto paradójico. En tal función, la parte alta se ha propuesto para ser denominada criosfera (esfera o capa fría).
Por otra parte, la atmósfera de Venus se caracteriza porque refleja el 61 % (el 80% según otra fuente) de la energía solar que recibe, más que en el caso terrestre, debido a que los densos gases de sus nubes impiden ver la superficie sólida, siendo blanquecinas las más externas, existiendo en las mismas una cota divisoria a estos efectos. Pero la radiación absorbida no es devuelta tan fácilmente, en cambio, al espacio. Ese aislamiento provoca el llamado efecto invernadero. Las partículas de las nubes, los dióxidos de carbono y azufre y el vapor de agua absorben la radiación IR (solo al CO2 le corresponde la mitad), reteniendo calor en la capa troposférica. Solo a partir de cierta altura hay disipación térmica.
Otro
efecto causado en la atmósfera del planeta por el Sol es el barrido
del viento solar sobre la alta atmósfera, que se lleva al espacio
interplanetario átomos de oxígeno, hidrógeno y otros. Este efecto,
descubierto por la sonda europea Venus Express, es posible porque el
planeta carece de un campo magnético relevante que a estos efectos
actuaría como protector. Los datos de la Venus Express (2016) llevan a
pensar que el agua existente hace unos 4.000 millones de años fue
primero evaporada a la atmósfera por el elevado calor, luego
descompuesta por la radiación solar, y finalmente arrastrada por el
viento solar y, además, por un elevado campo eléctrico, 5 veces
superior al que se creía y al de nuestro propio planeta; este último
campo aceleraría los iones de oxígeno lo suficiente como para que
escaparan del campo de gravedad de Venus. Este campo eléctrico sería
mayor debido a que la radiación UV, el doble que la terrestre,
produciría en el planeta también el doble de iones en la alta
atmósfera.
La atmósfera superior del planeta tiene cambios
notables e irregulares, como comprobó la sonda Parker, debido a la
influencia de la cambiante radiación solar en su ciclo de 11 años.
Hay cierta actividad eléctrica en la atmósfera de modo que se producen rayos lo que da a la misma luminiscencia. Tal fenómeno se ha observado por debajo de los 30 Km de altura sobre la Tierra de Afrodita, Beta y Atla, a cuyas formaciones volcánicas se asocia el mismo. La concentración de carga en partículas de las nubes no se estimó lo suficiente como para generar diferencias de potencial que produjeran relámpagos al modo terrestre. Los datos aportados por la sonda Cassini que sobrevoló el planeta en abril de 1998 y junio de 1999 indicaron la falta de tal tipo de actividad eléctrica en la atmósfera venusiana; tal estudio se realizó por análisis de interferencias en emisiones de radio entre los 0,125 y 16 MHz (RPWS). Por lo tanto, la actividad eléctrica en tal atmósfera será en bajas frecuencias. Puede que la existencia de descargas solo se produzca entre nubes en el planeta, que están a gran altura, y sean así más débiles.
Según los datos de la sonda europea Venus Express (2007), la actividad eléctrica de la atmósfera de Venus (relámpagos) está relacionada con nubes de ácido sulfúrico, no de agua como en la Tierra. Tal fenómeno produce a su vez rupturas moleculares y posteriores recombinaciones. Según tal sonda, los rayos venusianos son más frecuentes en la cara iluminada y en bajas latitudes.
En
1978 se produce una gran erupción volcánica en el planeta y por
consecuencia, a partir de entonces, en los 2 años siguientes,
observa una intensa lluvia ácida. Tal lluvia fue decreciendo en las
dos décadas siguientes. Las densas nubes de gas sulfúrico
detectadas entonces se fueron reduciendo considerablemente en los
años siguientes. En cualquier caso, la alusión a lluvias no ha de
tomarse en el mismo sentido que en el caso terrestre pues las
precipitaciones en Venus, antes de llegar al suelo, dada la alta
temperatura, se diluyen de nuevo en evaporaciones. Las observaciones de
la referida sonda de la ESA también indican variaciones en las
concentraciones del dióxido de azufre, lo que parece indicar la
existencia actual de vulcanismo en Venus, como sí está más claro que
tuvo en el pasado.
En 1995, por observaciones del HST, y de modo un poco sorprendente, se ve que la atmósfera venusiana había cambiado bastante en relación a la vista por las sondas Mariner, Venera y Pioneer-Venus, aunque ya estas últimas, respecto al Mariner 10, habían establecido la variabilidad de esta parte del planeta. No obstante, se aclara que las variaciones no son importantes respecto a sus principales características de composición, temperatura, etc. Se cree que los caracteres principales de la atmósfera de Venus son tan antiguos como su superficie, o sea, desde cientos de millones de años y hasta mil millones de años, con promedio en los 500.
En abril de 2006, gracias a fotografías de la sonda Venus Express, tomadas desde más de 350.000 Km del planeta, se observó un doble remolino en el Polo Sur del mismo. El tipo de torbellino se cree ocasionado entre los vientos del Este, que giran allí con rapidez (dan una vuelta al planeta cada 4 días), y el resto de las masas gaseosas calientes. Pero en tal momento no se explica la existencia doble del fenómeno.
La
citada sonda europea mostró las distintas bandas nubosas del
planeta, dejando ver una mayor regularidad de las mismas en las
latitudes medias, parejas la dirección de la rotación planetaria,
en tanto que se ofrecieron en irregulares glóbulos en las zonas
ecuatoriales y en vórtices variables de unos 2.000 Km de diámetro
en los polos; estos vórtices giran en sentido opuesto.
En marzo de 2013, sobre los datos de la Venus
Express, se concluye que la dinámica del vórtice del Polo Sur del
planeta es variable e impredecible. La velocidad estimada del
movimiento espiral de tales masas de gas, a modo de ciclón, es de 55
Km/h como máximo.
En cualquier caso, el conjunto nuboso del planeta resulta bastante complejo y la conclusión es que la estructura del mismo, su meteorología, es muy variable con rapidez, y cambiante de un día a otro.
Otro dato de la misma sonda sería el hallazgo del radical hidroxilo OH en la alta atmósfera del planeta, a unos 100 Km de altitud.
En
2008, los últimos datos de la sonda antes citada, obtenidos en la
banda del IR, apuntaban la existencia de nubes brillantes y oscuras
en las zonas tropicales y adyacentes sobre los 72 Km de altitud, pero
a partir de latitudes de los 60º las nubes bajan de altura a los 64
Km y de ahí a los polos se ven formando un gran huracán de unos
2.000 Km de diámetro que rota en cada polo a razón de una vuelta
cada 2,5 días.
La misma sonda también halló una sorprendente región
a unos 125 Km de altitud, con independencia de la cara nocturna o
iluminada, donde la temperatura es de -175ºC, datos que se dieron a
conocer a principios de octubre de 2012. Tan fría región podría así
congelar el CO2 y formar pues nieve carbónica, cuyo efecto más
inmediato sería la reflectancia.
Sobre los datos de la citada sonda Venus Express, en
2015 se determina que en la alta atmósfera de la zona nocturna del
planeta, entre los 90 y 100 Km de altitud, hay una capa con temperatura
que es entre 20 y 40ºC más caliente de lo esperado.
A tenor de los datos de la sonda europea Venus
Express dados a conocer en 2011, Venus tiene, como la Tierra, una capa
de ozono, aunque entre 100 y 1.000 veces de menor densidad que la
terrestre y a 4 veces mayor altura que la nuestra pues se localiza a
unos 100 Km de altitud. Los astrónomos no tienen del todo claro su
origen.
Otra formación destacada de Venus, observable en la
banda UV solo sobre la alta atmósfera sobre la zona ecuatorial, es una
con forma de Y que es debida a la distorsión ondulada producida por los
vientos. Su composición sin embargo resulta desconocida más allá de
saber que absorbe la radiación UV.
Con la visita de la sonda japonesa Akatsuki a
finales de 2015 se pudo observar un curioso fenómeno más sobre la alta
atmósfera del planeta. Dado a conocer en enero de 2017, la citada sonda
captó lo que fue calificado como gran onda o arco brillante, que
permanece inmóvil a pesar de los veloces vientos que tiene por debajo.
La
referida onda es de unos 10.000 Km de longitud y se extiende desde el
Polo Norte hasta el sur del Ecuador; se piensa que su temperatura es
más elevada que la atmosférica circundante.
Según información de septiembre de 2019, gracias a
los datos de la misma sonda, los vientos de la atmósfera de Venus
vienen mostrando una asombrosa variedad de velocidades, siendo más
pronunciada en las altas capas de la misma, y con direcciones tendentes
hacia la zona ecuatorial durante la noche (en el hemisferio nocturno) y
hacia los polos durante el día (en el hemisferio diurno).
Según afirmaron en 2002 algunos científicos norteamericanos, frente al escepticismo de otros, las nubes altas de la atmósfera venusiana podrían tener bacterias visto su contenido en algunas sustancias químicas propicias para ello y otras que podrían ser resultado de la actividad biológica de tales seres. En 2020 se vuelve a sacar el mismo tema tras hallar en análisis espectroscópicos (Universidad de Cardiff, entre 2017 y 2019) moléculas de fosfina (PH3) en la atmósfera del planeta, que puede tener origen en procesos bióquímicos, aunque también en los químicos inorgánicos del vulcanismo, minerales, radiación solar, meteoritos, fenómenos eléctricos o quizá en otro fenómeno natural no conocido; en todo caso, la proporción es muy baja, de 20 moléculas por mil millones, aunque hay quien sostiene que la proporción es muy elevada para un origen no biológico. En otros planetas, como Júpiter y Saturno, en sus atmósferas también hay fosfina. Posteriormente, otro estudio de los datos ni siquiera encontró cantidades significativas de la fosfina. En 2021, la investigación apunta como origen de la citada fosfina al vulcanismo explosivo en el planeta.
La
muy remota posibilidad de vida venusiana apuntaría a una evolución
de microorganismos desde un lejano pasado (hace 4.000 o 4.200 millones de
años) de hipotética habitabilidad del planeta, antes de sumergirse
en el efecto invernadero. Bajo tal perspectiva hay quien piensa que
podría haberse producir una adaptación de los microorganismos que
interactuarían con los ácidos (algunos de estos seres sobreviven en
ácido sulfúrico) y otros compuestos atmosféricos en su
subsistencia, aceptando una muy dudosa adaptación térmica. En
realidad, nadie cree hoy en que pueda haber vida de ningún tipo en
el planeta, considerados todos los aspectos químicos, térmicos y de
presión citados.
En todo caso, tan lejana
posibilidad de vida con un océano y temperaturas aptas para la
habitabilidad, así como una rotación más rápida, casi como la nuestra
actual, habría concluido en Venus hace unos 2.000 millones de
años. Tal océano, según estimaciones de 2019 (Centro Goddard de la
NASA), podría haber tenido una profundidad de entre los 10 m y los 310
m, como medias aproximadas; esta estimación acerca la conclusión de la
habitabilidad hasta hace solo 715 millones de años.
Por otra parte, según conclusiones de algunos astrónomos en 2007 en base a los datos de la sonda Venus Express, el planeta también podría haber tenido en un lejano pasado océanos que se evaporarían al sufrir el efecto invernadero que actualmente padece.
Pese al denso núcleo no tiene un destacado campo magnético por lo que el viento solar produce una cola reducida sobre la parte oscura del planeta. Es decir, el viento solar incide en interacción sobre la alta atmósfera e ionosfera creando una envoltura con cola. La falta de tal campo se achaca, pese a tener un núcleo adecuado de ferroníquel, a la falta de rotación rápida. Es el único planeta del Sistema Solar que carece en la práctica de un campo magnético.
Por
otra parte, como resultado de la acción del viento solar sobre la
alta atmósfera de Venus, el planeta tiene una cola de plasma, a base
de iones de oxígeno y carbono, que se prolonga por espacio de 45
millones de Km, llegando casi a la órbita de la Tierra. Este hecho
fue detectado por la Pioneer Venus y el SOHO. La primera de las
sondas señaló un valor del campo de solo 0,00001 % respecto al terrestre.
La sonda Venus Express pudo hallar en agosto de 2010
que si el viento solar disminuye su presión, la ionosfera del planeta
se expande por su faz oscura, creando una cola a modo de las de los
cometas de una longitud igual al diámetro de Venus en cuestión de un
par de días.
Como resultado de la actividad astronáutica en Venus (sondas), según se tenía calculado en 2007, habrá en el planeta unas 22 Tm de material terrestre.
|
Nº |
MISION |
PAIS |
N |
FECHA |
OBSERVACIONES |
|
1 |
SPUTNIK 7 |
URSS |
01 |
04-02-1961 |
Primer intento de vuelo a Venus. Fracaso |
|
2 |
VENERA 1 |
URSS |
02 |
12-02-1961 |
Primera sonda a Venus |
|
3 |
MARINER 1 |
USA |
01 |
22-07-1962 |
Primer disparo USA a Venus. Fracaso |
|
4 |
U-3 |
URSS |
03 |
25-08-1962 |
Fracaso. También SPUTNIK 19. |
|
5 |
MARINER 2 |
USA |
02 |
27-08-1962 |
1º sobrevuelo USA de Venus. |
|
6 |
U-4 |
URSS |
04 |
01-09-1962 |
Fracaso. También SPUTNIK 20. |
|
7 |
U-5 |
URSS |
05 |
12-09-1962 |
Fracaso. También SPUTNIK 21. |
|
8 |
VENERA 1964A |
URSS |
06 |
19-02-1964 |
Fracaso |
|
9 |
VENERA 1964B |
URSS |
07 |
01-03-1964 |
Fracaso |
|
10 |
COSMOS 27 |
URSS |
08 |
27-03-1964 |
Fracaso |
|
11 |
ZOND 1 |
URSS |
09 |
02-04-1964 |
Fracaso |
|
12 |
VENERA 2 |
URSS |
10 |
12-11-1965 |
Sobrevuelo de Venus. |
|
13 |
VENERA 3 |
URSS |
11 |
16-11-1965 |
1º impacto en Venus |
|
14 |
COSMOS 96 |
URSS |
12 |
23-11-1965 |
Fracaso |
|
15 |
VENERA 1965A |
URSS |
13 |
26-11-1965 |
Fracaso |
|
16 |
VENERA 4 |
URSS |
14 |
12-06-1967 |
Aterrizaje o impacto en Venus. |
|
17 |
MARINER 5 |
USA |
03 |
14-06-1967 |
Sobrevuelo de Venus. |
|
18 |
COSMOS 167 |
URSS |
15 |
17-06-1967 |
Fracaso |
|
19 |
VENERA 5 |
URSS |
16 |
05-01-1969 |
Aterrizaje o impacto en Venus. |
|
20 |
VENERA 6 |
URSS |
17 |
10-01-1969 |
Aterrizaje o impacto en Venus. |
|
21 |
VENERA 7 |
URSS |
18 |
17-08-1970 |
Aterrizaje en Venus. |
|
22 |
COSMOS 359 |
URSS |
19 |
22-08-1970 |
Fracaso |
|
23 |
VENERA 8 |
URSS |
20 |
27-03-1972 |
Aterrizaje en Venus |
|
24 |
COSMOS 482 |
URSS |
21 |
31-03-1972 |
Fracaso |
|
25 |
MARINER 10 |
USA |
04 |
03-11-1973 |
Sigue viaje a Mercurio |
|
26 |
VENERA 9 |
URSS |
22 |
08-06-1975 |
Aterrizaje y satélite en Venus. |
|
27 |
VENERA 10 |
URSS |
23 |
14-06-1975 |
Aterrizaje y satélite en Venus. |
|
28 |
PIONEER VENUS 1 |
USA |
05 |
20-05-1978 |
1º satélite USA de Venus. |
|
29 |
PIONEER VENUS 2 |
USA |
06 |
08-08-1978 |
Impacto múltiple en Venus. |
|
30 |
VENERA 11 |
URSS |
24 |
09-09-1978 |
Satélite y aterrizaje en Venus. |
|
31 |
VENERA 12 |
URSS |
25 |
14-09-1978 |
Satélite y aterrizaje en Venus. |
|
32 |
VENERA 13 |
URSS |
26 |
30-10-1981 |
Satélite y aterrizaje en Venus. |
|
33 |
VENERA 14 |
URSS |
27 |
04-11-1981 |
Aterrizaje en Venus. |
|
34 |
VENERA 15 |
URSS |
28 |
02-06-1983 |
Satélite de Venus. |
|
35 |
VENERA 16 |
URSS |
29 |
07-06-1983 |
Satélite de Venus. |
|
36 |
VEGA 1 |
URSS |
30 |
15-12-1984 |
Sigue viaje al cometa Halley. |
|
37 |
VEGA 2 |
URSS |
31 |
21-12-1984 |
Sigue viaje al cometa Halley. |
|
38 |
GALILEO |
USA |
07 |
18-10-1989 |
En viaje hacia Júpiter. |
|
39 |
MAGELLAN |
USA |
08 |
04-05-1989 |
Satélite de Venus. |
|
40 |
VENUS EXPRESS |
ESA |
01 |
09-11-2005 |
1ª sonda europea en Venus. |
|
41 |
AKATSUKI |
JAPÓN |
01 |
20-05-2010 |
1ª sonda japonesa a Venus. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Misiones con satelización, impacto o aterrizaje en VENUS.
|
MISIÓN |
PAIS |
FECHA |
SATELIZADO |
IMPACTO EN |
ATERRIZAJE EN |
|
VENERA 3 |
URSS |
01-03-1966 |
|
≈ 0º N 70º E (±10º) |
|
|
VENERA 4 |
URSS |
18-10-1967 |
|
|
19º N 38º E |
|
VENERA 5 |
URSS |
16-05-1969 |
|
|
¿ ? |
|
VENERA 6 |
URSS |
17-05-1969 |
|
|
¿ ? |
|
VENERA 7 |
URSS |
15-12-1970 |
|
|
05º S 351º E |
|
VENERA 8 |
URSS |
22-07-1972 |
|
Impacto del resto |
Aterrizaje |
|
VENERA 9 |
URSS |
22-10-1975 |
SI |
|
30º N 293º O |
|
VENERA 10 |
URSS |
25-10-1975 |
SI |
|
15º N 295º O |
|
PIONEER VENUS 1 |
USA |
04-12-1978 |
SI |
|
|
|
PIONEER VENUS 2-A |
USA |
09-12-1978 |
|
59,3ºN 4,8ºO |
|
|
PIONEER VENUS 2-B |
USA |
09-12-1978 |
|
28,7ºS 56,7ºO |
|
|
PIONEER VENUS 2-C |
USA |
09-12-1978 |
|
31,7ºS 317ºO |
|
|
PIONEER VENUS 2-D |
USA |
09-12-1978 |
|
4,4ºN 304ºO |
|
|
VENERA 12 |
URSS |
21-12-1978 |
SI |
|
Aterrizaje |
|
VENERA 11 |
URSS |
27-12-1978 |
SI |
|
Aterrizaje |
|
VENERA 13 |
URSS |
01-03-1982 |
SI |
|
Aterrizaje |
|
VENERA 14 |
URSS |
05-03-1982 |
|
|
13º15’ S 310º 9’E |
|
VENERA 15 |
URSS |
10-10-1983 |
SI |
|
|
|
VENERA 16 |
URSS |
16-10-1983 |
SI |
|
|
|
VEGA 1 |
URSS |
11-06-1985 |
|
Impacto |
|
|
VEGA 2 |
URSS |
15-06-1985 |
|
Impacto |
|
|
MAGELLAN |
USA |
10-08-1990 |
SI |
|
|
|
VENUS EXPRESS |
ESA |
09-11-2005 |
SI |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
> TIERRA.
Tercer
planeta del Sistema Solar. Surca el espacio interplanetario entre
Venus y Marte. Tiene una órbita casi circular. Gira en una órbita
solar de un promedio de casi unos 150 millones de Km de distancia del
Sol, medida que establece la llamada Unidad Astronómica (UA), cada
poco más de 365 días o año. El ajuste de ese poco más de los 365
días, que data del año 1.582 de nuestra era (antes del gregoriano
se usaba el calendario juliano –que databa del año 46 a.C., en
tiempos de Julio César- y en tal año de 1.582 el 4 de octubre se
saltó al día 15 siguiente para el ajuste), se compensa cada 4 años
con un día añadido y se llama año bisiesto de 366 días (que no lo
tienen los años múltiplos de 100 pero si los múltiplos de 400; así
no hubo bisiesto por ejemplo en 1.900). A su vez, el planeta gira
sobre sí cada casi 24 horas y lo hace a una velocidad de unos 1.000
Km/hora, que en el Ecuador son 1.669,8 Km/h.
Pero no siempre ha sido así, pues hace unos 300 millones de años el día terrestre duraba unas 2 h menos y hace 600 millones 3 h menos, y el efecto de retraso es debido a las mareas, de modo que el día cada vez durará más hasta que llegue en un lejano futuro la fecha en que se estabilice en el mismo período que la Luna, 27 días de los actuales, (si la Luna siguiera en su “sitio”). Por lo “pronto”, dentro de 500 millones de años se cree que el día durará unas 30 h. También hay quien cree posible que la acción de los vientos y la presión, y en general la atmósfera terrestre, inciden provocando un retraso de hasta 1 milisegundo diario en la rotación en determinadas épocas de acción del fenómeno del Niño. Sin embargo, entre 1999 y 2003 (un lustro) se advirtió que sorprendentemente el planeta había detenido la citada disminución de velocidad, sin que entonces se conozcan las causas aunque se apunta a alteraciones de la rotación del núcleo planetario. Aun así, en 2004 se seguía pensando que la rotación del planeta en un tiempo a gran escala se enlentecerá.
Nuestro calendario data de las primeras civilizaciones del planeta. En concreto, el año de 365 días tiene origen en el antiguo Egipto, en tanto que la división del día en 24 h, la hora en 60 min y el min en 60 seg, se lo debemos a los sacerdotes sumerios. El sistema sexagesimal, en base 60, es babilónico y del mismo derivan las mediciones angulares (360º, etc.).
La inclinación del eje de rotación respecto al plano orbital determina que el ángulo de incidencia de los rayos solares sea distinto en el recorrido y así da ello lugar a las estaciones (primavera, verano, otoño e invierno). En verano la distancia al Sol en mayor pero la incidencia de los rayos solares, debido a la inclinación del eje terrestre y la velocidad más lenta en tal apogeo (103.536 Km/h frente a 110.700 Km/h del perigeo), hacen que sea la estación más calurosa en el hemisferio Norte al contrario que en la Sur donde el calor llega al tiempo de los meses de invierno; por ello el verano en el hemisferio Norte es más largo, en 2 o 3 días, que el del Sur. El cruce del plano orbital terrestre con el plano prolongado del Ecuador sobre la bóveda celeste se produce en dos ocasiones al año, el 20 o 21 de marzo, y se denomina equinoccio de primavera (o primer punto Aries), y el 22 o 23 de septiembre, llamado equinoccio de otoño (o primer punto Libra). El punto de apogeo orbital marca por su parte el solsticio de verano (21 al 22 de junio; en Cáncer) y el del perigeo el de invierno (21 al 22 de diciembre; en Capricornio), pero el afelio real es en torno al 4 de julio y el perihelio al 4 de enero.
Además, el planeta tiene otros movimientos llamados de precesión y nutación, por los que el eje de rotación va moviéndose en sus extremos (en los polos, a casi 23,5º de radio, o 47º de diámetro) dando un giro completo (cónico) cada 25.765 años, y con un cabeceo u ondulación (nutación) de 9,21”, debido a la influencia de la gravedad lunar, cada 18,6 años. Tal rotación sobre el eje oscila no obstante en un ciclo de 41.000 años entre los 22,5º y 24º (las cifras oscilan, según fuentes, y también se citan respectivamente hasta 22,1º y 24,5º), y en el presente tiende a disminuir desde los citados 23,5º actuales; esta oscilación del eje parece ser una causa influyente en las glaciaciones del planeta. Otro movimiento, muy ligero de tambaleo, es debido a la acción de los océanos y las oscilaciones de la presión atmosférica, y su período es de 433 días. El movimiento de precesión es debido en un 68% a la gravedad lunar y en un 32% a la solar. Las influencias de otros cuerpos (los planetas) son ciertas, pero pequeñísimas.
Puesto que el Norte geográfico (el Polo Norte) no coincide con el Norte magnético, la diferencia angular entre ambos se llama declinación magnética. En el Siglo XX el Polo Norte del planeta apunta a la estrella Polar, pero dados los movimientos del eje en el ciclo de precesión y nutación, a partir del 2.100 comenzará a variar hasta que en el año 14.000 apuntará aproximadamente a la brillante estrella Vega, pero para el año 28.000, después de pasar señalando a alfa de Cefeo, volverá a apuntar a la Polar, en realidad la estrella alfa de la Osa Menor.
El eje de la Tierra va girando con una inclinación de 23º 27’ respecto al plano orbital, pero no siempre ha sido así. Se ha calculado que hace más de unos 600 millones de años es posible que girara con 55º, quizá con zonas tropicales entonces más frías y con hielos; el hallazgo de fósiles de dinosaurio al norte del Canadá así lo refrenda para el Ártico, que era inversa y notablemente más caliente. Es posible que desde hace más de 65 millones de años hacia atrás el calentamiento global por la abundante emisión volcánica de dióxido de carbono provocada el descongelamiento de hielos ecuatoriales y la consiguiente alteración de los factores dinámicos de la Tierra por el importante movimiento de masas de agua.
En realidad, la Tierra va en su órbita formando parte gravitatoriamente de un conjunto con la Luna, teniendo ambos como centro común de gravedad al punto llamado baricentro, que se sitúa o localiza en el interior de nuestro planeta (pero no en el centro, sino a 1.640 Km de la superficie del planeta) dada la mayor y notable masa del mismo.
El diámetro del planeta es de más de 12.700 Km. Por otra parte, el satélite Vanguard 1 envió datos que permitieron calcular que el Polo Norte terrestre tiene 18,9 m de altura sobre la forma esférica media, y que el Polo Sur está en cambio 25,8 m por debajo de la misma forma; ello llevó a mencionar la “ligera forma de pera” de la Tierra. Tiene un achatamiento de 1/298,25; los meridianos miden 132 Km menos que el Ecuador.
La irradiación solar llegada a la Tierra es de 1.380 vatios/m^2.
La Tierra solo tiene como satélite natural a la Luna con quien forma un conjunto estable en su rotación sobre el Sol y sin la cual perdería estabilidad y el eje del planeta podría ir entre 0º y 90º con los correspondientes radicales y catastróficos cambios climáticos.
El 26 de diciembre de 2004, un maremoto de índice 9,1 en la escala Ritcher (el 2º más fuerte en 100 años, a pesar que inicialmente se creyó que era el 4º) ocurrido al Oeste de Sumatra en la zona oriental del Océano Índico, que causó cerca de 250.000 muertos en 12 de los países del área, modificó la inclinación del eje terrestre y aumentó el giro del planeta en 2,68 millonésimas de segundo, disminuyendo así en otro tanto la duración del día. La desviación del eje supuso mover la posición media del Polo Norte en 2,5 cm en dirección a los 145º de longitud Este. Además, elevó todo el fondo del mar y modificó ligeramente la geografía de la zona, alterando asimismo la densidad rocosa y por tanto la gravedad en la repetida área (datos de los satélites GRACE).
= CARACTERÍSTICAS
GENERALES EN CIFRAS.
Afelio.......................................
152.600.000 Km. (4 julio)
Perihelio.................................... 147.500.000 Km. (4 enero)
Distancia media al Sol....................... 149.597.870,69 Km.
Tiempo distante al Sol a velocidad de la luz. 8 min 19 seg.
Tiempo a la Luna a velocidad de la luz....... 1,28 seg.
Tiempo de rotación o año..................... 365 d 06 h 13 m 53,01 s.(365,25964 d)
Año sidéreo (respecto a una estrella)........ 365 d 06 h 09 m 10 s.(365,256360 días)
Año trópico (respecto al punto Aries)........ 365 d 05 h 48 m 45 s.(365,242189 días)
Año anomalístico (respecto al perihelio)..... 365 d 06 h 13 m 53 s.
Rotación propia o día........................ 23 h 56 m 4,2 seg (0,99727 días).
Inclinación del eje de rotación.............. 23º 27’ 8”.
Inclinación de la órbita (eclíptica)......... 0,00.
Inclinación del eje magnético respecto al de rotación..... 11,7º
Excentricidad de la órbita................... 0,01673.
Gravedad en el Ecuador....................... 9,780 m/seg^2.
Gravedad en los Polos........................ 9,832 m/seg^2.
Masa total................................... 5,972x10^24 Kg.
Masa atmosférica............................. 5,1x10^18 Kg.
Masa oceánica................................ 1,4x10^21 Kg.
Volumen...................................... 108,32069x10^10 Km^3.
Densidad media............................... 5,520 g/cm^3.
Diámetro ecuatorial.......................... 12.756,274 Km.
Diámetro polar.......... .................... 12.713,504 Km.
Diámetro medio (volumétrico)................. 12.742,1 Km.
Circunferencia ecuatorial.................... 40.075,51 Km.
Circunferencia polar......................... 39.936 Km.
Superficie................................... 510.069.000 Km^2.
Superficie sólida (tierra)................... 148.940.000 Km^2
Superficie líquida (mares y océanos)......... 361.129.000 Km^2
Presión a nivel de superficie................ 1 atmósfera.
Principales componentes atmosféricos......... N2, O2, Ar.
Temperaturas extremas........................ -70ºC y 55ºC.
Temperatura media............................ 16ºC.
Velocidad orbital media...................... 29,7859 Km/seg.
Velocidad de escape.......................... 11,182 Km/seg.
Albedo....................................... 39 %
Número de satélites.......................... 1.
= ESTRUCTURA INTERNA Y FORMACIÓN.
La
corteza se extiende hasta unos 40 Km de profundidad en las zonas
continentales, y solo hasta 5 Km por debajo de los mares, sobre
materia granítica y basáltica respectivamente; el espesor promedio de
la corteza se estima entre los 21 y 27 Km. Debajo hay un manto
superior de unos 390 Km que tiene debajo un manto intermedio de 250
Km y el que a su vez es soportado por el manto inferior de 2.050 Km
de grueso; en la parte interior del manto hay ocasionalmente añadida
una capa de unos 150 Km de gruesa. Pero todo el mando no guarda una
uniformidad en su grueso, resultando ocasionalmente con desniveles
muy acusados.
Debajo del citado manto y sus subdivisiones encontramos el núcleo externo, de 2.260 Km y finalmente el núcleo interno o central de 1.230 Km de radio; el 2002 se aseguraba que en el centro de tal núcleo está ocupado, dentro del mismo, por otro más sólido de 580 Km de diámetro. Se cree que el centro de la Tierra es pues sólido, basando tal opinión en datos obtenidos por análisis de las ondas producidas en terremotos, pero tal solidez en realidad es solo aun de un 10 % y comporta pues movimientos convectivos con incidencia en el campo magnético planetario. El núcleo, en general, con sus 3.490 Km de radio, que es algo más de la mitad del radio total del planeta, supone más del 30 % de la masa total del mismo. Su principal componente se cree que es el hierro, teniendo en menor cantidad otros elementos, principalmente el níquel, quizá en proporción de menos del 15%; también tiene silicio, oxígeno, carbono y azufre, elemento este último del que en 2015 se sostiene que contiene el 90% de todo el planeta. La presión en el mismo se estima en 3,5 megabares y la temperatura en unos 6.000 o 7.000ºC.
En
1996 se estimó que la parte central de tal núcleo sólido de hierro
a gran temperatura, una esfera de unos 2.400 Km de diámetro como se
indica, gira ligeramente más rápido respecto al resto de la masa
planetaria, de tal modo que dará una vuelta de más cada 400 años,
o incluso menos, si bien en 2005 tal período se estimó mayor, de
entre los 700 y 1.200 años; las observaciones al respecto se basan
en los estudios de las ondas sísmicas. Pero no hay unanimidad sobre la
dinámica del núcleo más interno y en 2022 se cree posible que el mismo
en realidad oscile en un par de Km cada 6 años.
La zona entre el núcleo y el manto se cree que es una parte activa dinámicamente, con turbulencias geológicas y cambios notables de densidad; el referido movimiento del núcleo influye sin duda en ello.
Del total de la masa de la Tierra, el 67,361 % corresponde al manto, el 32,18 % al núcleo completo, el 0,433 % a la corteza, el 0,0233 % a los océanos, y el resto, un 0,00009 %, a la atmósfera. La composición por elementos de toda la Tierra es: Hierro, un 34,6 %; oxígeno, un 29,5 %; silicio, un 15,2 %; magnesio, un 12,7 %; níquel, un 2,4 %; azufre, un 1,9 %; titanio, un 0,05 %; otros, 3,65 %. En cambio, la composición de la corteza es, en peso de los principales elementos, de oxígeno (49,5%), silicio (25,80%), aluminio (7,57%), hierro (4,7%), calcio (3,38%), sodio (2,63%), potasio (2,41%) y magnesio (1,95%); por debajo del 1% hay en proporción cada vez menor los siguientes principales elementos: hidrógeno, titanio, cloro, fósforo, carbono, manganeso, azufre (ya con menos del 0,5%), nitrógeno, rubidio, fluor, bario, zirconio, cromo, níquel, estroncio, vanadio y cinc, y otros ya con menos del 0,10%. La misma formación, pero en compuestos, se distribuye así: un 57,2% de dióxido de silicio, un 15,9% de óxido de aluminio, un 9,1% de óxido de hierro, un 7,4% de óxido de calcio, un 5,3% de óxido de magnesio, un 3,1% de óxido de sodio, un 1,1% de óxido de potasio, etc.
El manto tiene como principal componente el dióxido de silicio con un 47%, siendo también importante el óxido de magnesio con un 37,8%; el resto de los principales componentes son los óxidos de hierro con un 7,6%, de aluminio con un 4,1%, y de calcio con un 3,2%.
La composición del núcleo es principalmente en un 89,7% de hierro, un 5,4% de níquel y un 4,76% de oxígeno. El núcleo es de hierro metálico y sulfuro de hierro y su temperatura de 4.530ºC a 7.220ºC (según unos u otros) y la presión de 3,5 millones de atmósferas, y el manto pastoso, de 2.840 Km de grueso en total, de roca de sílice a 3.670ºC de temperatura (dato de 2007, con ±200º de tolerancia, tomado en el límite con el núcleo bajo América Central), y encima flota una corteza sólida, compuesta por las llamadas placas. Así, la litosfera o capa mas cercana a la superficie está formada por una serie de placas, entre 70 y 100 Km de gruesas, que tienen zonas de expansión o dorsales y zonas de compresión o de subducción. Estas placas, o partes independientes de terreno, se mueven a razón de unos centímetros cada año provocando depresiones o fallas en unos casos y dando lugar a choques y absorciones de las más ligeras en otros. Estos movimientos causan la llamada deriva de los continentes y se estudian en la denominada tectónica de placas; los terremotos son el resultado de esta actividad, así como los volcanes. El resultado es en cualquier caso que el planeta se renueva en su corteza y está geológicamente vivo. El número de grandes placas tectónicas es de 8, y son: la euroasiática, indoaustraliana, africana, norteamericana, sudamericana, de Nazca, del Pacífico, y la antártica.
En los primeros 500 millones de años, tras la formación hace 4.550 millones de años (o quizá 100 millones menos, si bien en 2003 la cifra más aproximada que se señala es la de 4.567 millones) del planeta (hacia los 90 millones, ±60 millones, de años de existencia del Sol) momentos en los que el manto perdió sus gases, la temperatura alcanzada en la superficie era de unos 874,68ºC de promedio, y estable. Compuesta entonces por hierro y silicio principalmente, tales materias se fueron fundiendo, calentadas por el uranio, torio y potasio radiactivos, yendo el hierro más pesado hacia el núcleo. La solidificación de la superficie, formando por enfriamiento la corteza terrestre, tendría lugar entre unos 4.100 y 3.800 millones de años; en tal momento aparecerían los océanos y al final, desde hace unos 3.850 millones de años, los lagos y ríos. Pero antes, hacia los 30 millones de años de existencia del Sol como estrella, un objeto de un tamaño de 6.600 Km de diámetro chocaría con nuestro planeta, resultando fragmentos que darían lugar a la Luna.
En su formación se liberaron gases como vapor de agua y dióxido de carbono, que hoy forman parte, el primero de los océanos y mares, y el segundo del carbonato cálcico de calizas, y yacimientos de carbón y petróleo, entre otros. La gran actividad volcánica también haría su aportación y varios elementos y compuestos. La atmósfera inicial la formaban vapor de agua, monóxido de carbono, anhídrido de carbono, hidrógeno, cloro y el azufre. El oxígeno apareció en abundancia más tarde como subproducto de la vida vegetal, aproximadamente hace 2.320 millones de años (dato de 2004). Las muestras de terreno más antiguo que se conocen del planeta datan de hace 3.500 millones de años. Hace unos 1.800 millones de años, la atmósfera se creía que tenía como componentes principales oxígeno, dióxido de carbono y metano, pero según estudios geológicos dados a conocer en 2004 este último, el metano, se cree que era mucho menos abundante al contrario que el dióxido de carbono, del que habría mucha mayor cantidad que la pensada hasta entonces.
Hace entre los 4.000 y 3.800 millones de años, nuestro planeta estuvo sometido al más intenso bombardeo de meteoritos y asteroides que sufriera en su historia. En un tiempo que se estima entre los 20 y 200 millones de años, un aluvión de meteoritos cayó sobre nuestro planeta y también sobre la Luna. En torno a los 3.900 millones de años, en que se redondea la mayor lluvia con una intensidad enorme en términos geológicos de un impacto cada 100 años, se cree que se produjeron nada menos que unos 22.000 cráteres de más de 20 Km de diámetro, siendo unos 40 de ellos mayores de 1.000 Km.
En torno a los 3.470 millones de años recibió el impacto de un asteroide de más de 20 Km de diámetro, pero en tal momento la vida que habría solo era bacteriana y no sucumbió ante tal catástrofe; no se sabe exactamente donde cayó, si bien las evidencias del mismo se han hallado en Australia y Sudáfrica.
La
evolución geológica y de la vida se ha clasificado por Eras en la
Tierra y es la siguiente:
| ERA | PERÍODO | ÉPOCA | Desde (años) | Hasta (años) |
| Eón Precámbrico o Criptozoico |
|
|
|
|
|
Azoico
Arcaico Proterozoico |
Arqueozoico |
|
3.750.000.000
2.600.000.000
600.000.000
|
4.500.000.000
3.750.000.000 2.600.000.000 |
| Eón Fanerozoico |
|
|
|
|
|
PRIMARIA
o Paleozoica |
B-Ediacárico
C-Cámbrico D-Ordovícico E-Silúrico F-Devónico G-Carbonífero H-Pérmico |
|
542.000.000 510.000.000 438.000.000 410.000.000 355.000.000 290.000.000 250.000.000 |
600.000.000
542.000.000 510.000.000 438.000.000 410.000.000 355.000.000 290.000.000 |
|
SECUNDARIA
o Mesozoica |
I-Triásico
J-Jurásico K-Cretácico |
|
205.000.000
135.000.000 65.000.000 |
250.000.000
205.000.000 135.000.000 |
|
TERCIARIA
o Cenozoica |
L-Paleógeno |
Paleoceno
Eoceno Oligoceno Mioceno Plioceno |
55.000.000 38.000.000 25.000.000 5.000.000 2.000.000 |
65.000.000
55.000.000 38.000.000 25.000.000 5.000.000 |
|
CUATERNARIA
o Neozoica |
M-Neógeno |
Pleistoceno
Holoceno |
1.800.000 0 |
2.000.000
1.800.000 |
Es de resaltar que a finales del Carbonífero y gran parte del Pérmico y en el Precámbrico, entre los 600 y 670 millones de años, hubo 2 grandes glaciaciones. Pero en la era último, desde hace unos 2.500 millones de años se han sucedido gran número de glaciaciones, la última hace unos 100 millones de años.
También se ha especulado con la posibilidad de que nuestro planeta hubiera tenido hace unos 35.000.000 años un tenue anillo de polvo y materia desmenuzada que hubiera subsistido al menos unos 100.000 años, pero no más de unos pocos millones. Tal hipotético anillo habría podido ser generado por la materia enviada a gran altura por el impacto de un gran meteorito, de los que se sabe que golpearon el planeta. Una vez en órbita tal materia se acabaría alineando en un anillo por la acción de las fuerzas de gravedad terrestre y lunar. Además, tal anillo habría influido en los cambios climáticos del planeta al proporcionar cierta sombra, pero acabaría diluyéndose al caer sobre la alta atmósfera poco a poco, como ocurre con los satélites.
La
superficie de nuestro planeta es sobradamente conocida puesto que es
nuestro hogar, si bien habrá que hacer la salvedad de la falta de
conocimiento aun de las profundidades marinas, pero eso es otra
historia. Solo dataremos algunos parámetros que pudieran ser
comparativos en relación a otros planetas, como orientación de la
significación de los mismos en estos últimos. Un 70,96 % de la
superficie es de agua, lo cual ha llevado a muchos a decir que en vez
de llamarse Tierra debería llamarse Mar u Océano. El total de agua
en la Tierra se estima en 1.400 millones de Km^3 (dato de 2.000). El
10% aproximadamente de ese agua se cree que procede de los cometas que
en algún tiempo pasado cayeron sobre la Tierra. En
los océanos, la presión aumenta en 1 atmósfera a razón de cada 10
m de profundidad.
De
tal superficie sobresalen los continentes (Europa-Asia, África,
Oceanía, América del Norte y América del Sur, así como las
heladas masas polares). Hace unos 200 millones de años tan solo
había un gran continente, el Pangea, que se fue fraccionando en los
citados continentes, de modo que América sigue alejándose de Europa
y produce una línea de colisión con la placa del Pacífico. Los
océanos aparecieron sobre el planeta un poco más tarde que la
atmósfera, cuando esta liberó el agua. Se produjeron entonces, hace
unos 3.600 millones de años y durante unos 100, una continuada
lluvia al enfriarse el vapor de agua atmosférico. El anhídrido
carbónico se disolvió en el agua, dando lugar a carbonatos.
Inicialmente, hace unos 4.400 millones de años, se formaría la
corteza del planeta, aunque sufriría renovaciones por inducción del
manto.
En la trayectoria orbital del planeta se suceden distintas inclinaciones de la incidencia del Sol y ello determina las estaciones y climas, que equivale a 149.675.000 km.as, con toda la variopinta gama de fenómenos de vida vegetal y animal que conocemos. Las temperaturas extremas del planeta son 55ºC y -89ºC; la media es de 16ºC.
La composición típica porcentual y global del suelo terrestre es de: O, un 46,6%; Si, 27,7 %; Fe, 5,0 %; Mg, 2,1 %; Ca, 3,6 %; S, 0,05 %; Al, 8,1 %; Cl, 0,02 %; Ti, 4,4 %.
El reparto de la masa de la corteza terrestre sobre la superficie no es
equitativa y da lugar a variaciones gravitatorias que en 2013 se
evidenciaron mucho mayor de las creídas hasta entonces (un 40%
superiores). Tales influencias variables son importantes puesto que
alteran las órbitas de los satélites y también son de interés en otros
campos como la minería y la ingeniería civil. Utilizando datos
obtenidos por los Orbiter Shuttle, se hizo un mapa muy detallado al
respecto y los dos sitios extremos, de menor y mayor atracción
gravitatoria, están respectivamente en el Monte Huascarán (los Andes),
y cerca del Polo Norte.
Nuestro
planeta tiene más tierra en el hemisferio Norte que en el Sur, donde
predomina la masa de agua marina.
A
continuación algunos datos notables o extremos de nuestro planeta,
con datos extensivos a rasgos distintivos de diverso índole.
El mayor
continente.......... ASIA................. con 44.020.000 Km^2
El mayor océano.............. PACIFICO............. con 166.241.000 Km^2
El mayor mar................. CORAL................ con 4.791.000 Km^2
El lago más grande........... SUPERIOR, USA........ con 84.131 Km^2
El río más largo............. AMAZONAS............. con 6.762 Km (2007)
El río más caudaloso......... AMAZONAS............. con 6.275 Km
La fosa marina más profunda.. LAS MARIANAS......... con 10.916 m
Profundidad máxima conocida.. FOSA DE MINDANAO..... con 11.516 m
La catarata más alta......... SALTO ANGEL.......... con 979 m
La catarata más grande....... IGUAZÚ............... con 4 Km de longitud.
La isla más grande........... GROELANDIA........... con 2.175.219 Km^2
El desierto más extenso...... SAHARA............... con 9.100.000 Km^2
El continente con más hielo.. ANTÁRTIDA............ con el 90% del hielo de la Tierra.
La cadena montañosa mayor.... ANDES................ con 7.242 Km
La cordillera más alta....... HIMALAYA.......con 30 picos de más de 7,3 Km de altura.
La garganta más larga........ GRAN CAÑÓN, ARIZONA.. con 349 Km
El monte más alto (1)........ EVEREST.............. con 8.848,86 m
El monte más distante (2).... VOLCÁN CHIMBORAZO.... con 6.384,4 Km
(1) Más alto sobre el nivel del mar.
(2) Más distante del centro de la Tierra (hay que considerar su posición ecuatorial).
El lugar terrestre más bajo.. HOLLYCK (MARIE Byrd). con -2.469 m
El pico sumergido más alto... ISLAS TONGA.......... con 869 m
El mayor monolito natural.... AYERS ROCK, AUSTRALIA con 348 m
La roca más antigua (1999)... Oeste de GROENLANDIA. con 3.800 millones de años
El mayor cráter de impacto... VREDEFORT, SUDÁFRICA. con 300 Km
El volcán más alto........... OJOS DEL SALADO...... con 6.880 m
El volcán más alto y profundo MAUNA LOA, HAWAI..... con 9.200 m
El volcán más mortal......... TAMBORA, Indonesia, 1815, con 100.000 muertos
La mayor erupción volcánica.. THERA (Santorini), 1628 a.C., cráter de 13 Km ø
La cueva más profunda........ KRIBERA CAVE-Georgia. con 2.080 m
La cueva más grande.......... SARAWAK, MALASIA..... con 162.700 m^2
La cueva más larga........... FLINT-MAMMOTH ....... con 354 Km
La sima más profunda......... RÉSEAU DU FOILLIS, Francia con 1.455 m
El glaciar más largo......... LAMBERT-FISHER, Antártida con 515 Km^2
El sitio más caluroso........ DESIERTO LUT, IRÁN, 2005 con 70,7ºC
El sitio más frío............ VOSTOK, ANTÁRTIDA.... con -89ºC
El sitio habitado más frío... OYMYAKON, SIBERIA Rusia, 1924 con -71,2ºC
El sitio menos húmedo........ ATACAMA, CHILE....... con precipitación anual 0,08 mm
El sitio más lluvioso........ MAWSYNRAM, INDIA, 1985, con 26.000 mm al año
El sitio de más vientos...... BAHIA COMMONWEALTH... con vientos de 322 Km/h
El sitio habitado más alto... AUCANQUILCHA, ANDES.. con 5.320 m
Zonas con más relámpagos..... ÁFRICA CENTRAL, EL HIMALAYA y FLORIDA.
El terremoto más mortífero... CHINA en el año 1556. con 830.000 muertos.
Terremoto de mayor magnitud.. CONCEPCIÓN-CHILE 1960 con 9,5 escala Richter.
El maremoto mayor conocido... SUMATRA en 1883...... con 35 m.
Ciclón con mareas más mortíf. BENGALA, Bangla Desh, 1970, con 300.000 muertos
Huracán de más daños materiales. ANDREW en 1992....... con 30.000 millones $
Huracán mas mortífero........ BANGLADESH en 1970... con 300.000 muertos.
Inundaciones más mortales.... HOANG HO, CHINA, 1887 con 900.000 muertos.
Mayor lluvia de meteoritos... Hemisferio Norte, Leónidas del 16.11.1966.
El ser vivo más grande....... Alameda GOTHIC VALLEY, Colorado, con 53 Hectáreas.
El animal más grande......... BALLENA AZUL......... con 30 m y 150 Tm.
El animal más longevo........ BALLENA MYSTICETUS... con 210 años.
El animal más viejo conocido. TORTUGA “ADDYAITA”... con 250 años (Calcuta).
El árbol más alto posible.... EUCALIPTO............ con 150 m.
El árbol más longevo......... CEDRO JAPONÉS........ con 7.000 años.
Lengua más hablada........... EL CHINO (1985)...... con 900.000.000 personas
Religión de más creyentes.... CRISTIANA (1985)..... con 1.150.000.000 personas
La zona atmosférica y climática es la zona biosférica del planeta, sometida a una presión y temperatura, que a la vez nos aisla en cierto grado del exterior y gracias a la que vivimos en el mundo como resulta evidente. Ya ha sido tratado en la parte primera en cuanto a la composición atmosférica, ya conocida antes de la navegación espacial. La atmósfera apareció hace al rededor de los 3.700 millones de años formada por los gases liberados por la actividad geotérmica, suponiendo así que habría, combinándose, principalmente abundancia de metano, anhídrido carbónico, amoníaco, agua, y sus elementos componentes libres; los elementos más ligeros, como el hidrógeno y helio, salvo en la medida en que se combinaron con otros elementos, se perdieron por falta de una mayor gravedad. Inicialmente sería una atmósfera muy densa a la que también contribuiría materia de la nube o nebulosa primigenia solar. El propio viento solar y la mayor radiación del momento contribuirían a su “limpieza”, dejando lugar a la atmósfera referida anteriormente.
Gracias a imágenes obtenidas por IR desde la Luna, nuestra atmósfera en tal banda del espectro se ofrece desde allí no como una envoltura única sino como 3 superpuestas. El cambio o alteraciones de la luz reflejada (un albedo cambiante) por nuestro planeta debido a las fluctuaciones de las masas nubosas hacen que la iluminación terrestre de la Luna se vea modificada de continuo. Estas alteraciones son notables de año en año y a lo largo de décadas y sirven para el estudio de nuestra atmósfera, observando precisamente la incidencia del reflejo de luz en la Luna.
Su peso global es de unas 5.000 billones de Tm; a nivel de mar, 1 m^3 de aire pesa unos 1,293 Kg (más si es aire frío y menos si es caliente).
Solo añadimos que el conocimiento de nuestra atmósfera es fundamental, como es obvio, por la trascendencia en nuestras vidas (recuérdense los huracanes, inundaciones, sequías, etc.) y a él van dirigidas muchas de las investigaciones y estudios realizados desde el espacio por numerosos ingenios de diversos países. La incidencia de la actividad solar es complementaria al entendimiento de la actividad atmosférica.
Gracias al satélite TOPEX/Poseidón se estableció que la superficie oceánica no tiene un equilibrio en sus alturas, formando colinas y pequeñas montañas por la acción de los vientos y creando corrientes marinas en las capas superficiales de los mares. Es parte todo ello de la dinámica oceánica y atmosférica que genera diversos e importantes fenómenos meteorológicos y climáticos (como la corriente de El Niño, etc.).
Como problemas globales que se ciernen en la mecánica atmosférica y climática en el planeta por determinante incidencia de la actividad humana, se citan principalmente el control del agujero de ozono y el efecto invernadero. Varios ingenios espaciales estudian estos problemas.
El límite de habitabilidad de la superficie de nuestro planeta viene marcada por la presión atmosférica, y a la vez con la abundancia de oxígeno como es lógico, y se sitúa en aproximadamente unos 5.300 m de altitud. Aunque se puede ascender más temporalmente, de hecho, no hay pueblos viviendo por encima.
Varía entre los 25.000 y 75.000 gammas en la superficie; entre 13.000 y
40.000 gammas a unos 15 Km de altura. En el Ecuador es de 30.000 gammas
y en los Polos de 50.000. Se extiende notablemente hasta los 65.000 Km
de altura.
Se ha calculado que cambia su polaridad cada
1.000.000 de años con períodos de transición en la inversión de 10.000
años a través de rutas que han seguido caminos definidos sobre la
superficie planetaria. La última inversión se cree que ocurrió hace
773.000 años y completarse duró unos 20.000 años. Según información de
2019, la inversión última tardó en completarse unos 22.000 años, mucho
más de lo que se pensaba antes.
En 2021, en cambio, se sostiene que el último cambio
de tal polaridad se produjo hace 41.000 años, según registros fósiles,
lo que habría ocasionado durante unos 500 años una significativa rebaja
en la protección que el campo ejerce contra la radiación solar y
sideral en general durante ese tiempo. Si esto ocurriera así produciría
profundos cambios en nuestro medio ambiente y por tanto posibles
extinciones en masa de muchas especies; la civilización, tal como la
conocemos, cambiaría radicalmente hacia modos de vida nada distintos a
los que a veces se ven en el cine de ciencia-ficción. Todo el
instrumental y medios electrónicos que tenemos hoy se verían afectados,
apagando satélites, navegación, redes eléctricas, etc.
El campo magnético ha sido citado en la primera parte, al tratar sobre la atmósfera terrestre.
En la existencia de la vida en nuestro planeta hay que considerar que es un hecho casi seguro no único en el Universo pero sí bastante raro o excepcional en el conjunto de cuerpos del mismo. Salvo en sistemas solares muy parecidos al nuestro en cuanto a estrella, distancia planetaria y otras circunstancias, el hecho de la vida no podemos esperar que sea frecuente. Pero sistemas tales no son habituales, puesto que para empezar lo abundante son sistemas binarios, de al menos dos estrellas. Por su masa, tiempo de existencia y emisión de radiación, no todas las estrellas están en condiciones de proporcionar vida a alguno de sus planetas. Además, nuestro planeta está en una franja de distancia a la estrella que la considera idónea. Más cerca el calor sería insoportable para el planeta y más lejos el frío lo congelaría. El tipo de estrella y la distancia del planeta, también el tamaño de éste (si hubiera sido gaseoso, enano o gigantesco, ¿qué vida hubiera podido albergar?) e incluso el acompañamiento de una luna que permite la existencia de mareas y ciclos, son circunstancias que seguramente no se repiten mucho. Puede influir para la existencia de la vida hasta la situación del sistema en la galaxia, dado que puede haber zonas de la misma de intensa radiación, como por ejemplo donde se prodigan las supernovas.
Se cree que en la Tierra, formada unos 4.600 millones de años atrás, la
vida apareció hace entre 3.500 y 3.860 millones de años en forma de
microorganismos; aunque los últimos estudios tienden a fijar la segunda
cifra (o más exactamente en los 3.825 millones en 2006), en una rápida
aparición pues, coincidiendo con el final del esterilizador bombardeo
de grandes meteoritos sobre el planeta cabría esperar más bien un
período de transición. Las pruebas más antiguas al respecto se
localizan en estructuras residuales de organismos de hace 3.465
millones de años contenidas en rocas halladas en Australia occidental,
si bien en 2004 se dijo que en Groenlandia se habían hallado sedimentos
de hace 3.850 millones de años con iguales evidencias. También hay
quien aventura que la habitabilidad del planeta data de mucho antes, de
hace unos 4.000 o 4.350 millones de años. En 2015, la cifra que se
maneja sobre la aparición de la vida en el planeta es la de los 4.100
millones de años, aunque también es posible que el bombardeo
meteorítico lo esterilizara y luego la vida volviera a surgir.
La vida en la Tierra se resumen químicamente en un 99 por ciento a base de cuatro elementos: carbono, oxígeno, nitrógeno e hidrógeno. Se cree que la atmósfera del planeta era entonces (Precámbrico) de CO2, metano e hidrógeno principalmente, así como amoníaco. Al principio, las formas de vida utilizaban el ácido ribonucléico o ARN, tipo de molécula que se replica y que evolucionaría hasta la aparición del ADN, que puede transmitir el código genético. Hace unos 2.600 millones de años varias especies de algas unicelulares, conocidas como estromatolitas, iniciaron en procesos de fotosíntesis la liberación de oxígeno.
Hace unos 2.400 millones de años en nuestra galaxia se formaron gran número de estrellas y muchas supernovas explotaron y generaron abundancia de rayos cósmicos que llegaron a nuestro planeta, incidiendo así en las características de su biosfera que entonces asumió cierta inestabilidad; se cree (2006) que entonces se incrementó la capa nubosa y las temperaturas descendieron.
Hace unos 2.000 millones de años hubo un notable aumento de oxígeno en la atmósfera y aunque se acepta por lo general que el mismo procede del indicado proceso también se especula con su posible origen en la disociación bacteriana del agua; el hidrógeno, asociado al metano, se perdería en gran medida en el espacio. La evolución, en la que solo permanecerían los seres vivos capaces de tolerar el oxígeno, daría lugar hace unos 1.600 millones de años a seres celulares con membrana nuclear y luego a organismos pluricelulares. La misma evolución hizo que surgieran luego todas las especies, pero tan solo hace unos 700 millones de años es cuando se data la afluencia hacia tierra firme de las mismas. De ello se deduce que durante cerca de 3.000 millones de años la vida se mantuvo ligada al agua y a formas elementales. Pero la verdadera expansión de la vida llega en el período Cámbrico, hace entre 530 y 520 millones de años, en tan solo unos 10 millones de años con la aparición de complejos seres vegetales y animales multicelulares. Hace entre 360 y 400 millones de años se sucedió el período Devónico, en el que los peces se extendieron por todas las aguas del planeta, a la vez que ya habían llegado a tierra firme las plantas, insectos y los anfibios que dieron lugar a los reptiles. Hace entre 65 y 250 millones de años sucedió la era de los dinosaurios. A la era de los dinosaurios la sucede la Terciaria o Cenozoica que se extiende desde los 65 millones hasta hace solos unos 2.000.000 años. Hace unos 37 millones de años el enfriamiento planetario llevó a la desaparición de muchas especies no adaptadas y surgen las praderas que sirven para la adaptación evolutiva de otras. En el Mioceno, en un período de la era Terciaria que se extiende entre los 5 y 25 millones de años, los mares bajaron y la conformación planetaria de las tierras resulta ya muy parecida a la actual. En total, se calcula que en la Tierra en la actualidad hay un número de especies, de seres vivos, que solo son en torno al 8 % del total habido desde los tiempos más primitivos.
Hasta ahora, en la historia del planeta, ha habido 5 grandes extinciones, que no han sido el fin del mundo, pero hoy cualquiera de ellas podría suponer el fin del género humano, o con seguridad de la sociedad en la que vivimos, muchísimo más que cualquier pandemia conocida. De menor categoría, pero considerables, ha habido otras 30 más, según algunos.
Grandes Extinciones (N.º es por orden de importancia):
|
Nº |
Hace (años) |
Período |
Consecuencia y causa |
|
3 |
440.000.000 |
Ordovícico |
Extinción
del 60% de las especies marinas. |
|
2 |
360.000.000 |
Devónico |
Extinción
del 70% de las especies marinas. |
|
1 |
250.000.000 |
Pérmico |
Extinción
del 95% de las especies marinas y terrestres. Causa: volcanes o impacto de asteroide, o ambos. |
|
4 |
210.000.000 |
Triásico |
Extinción
inconcreta de especies marinas y terrestres. |
|
5 |
65.000.000 |
Cretácico |
Extinción
inconcreta de especies marinas y terrestres. |
Se
cree que hoy existen unas 370.000 especies vegetales, de las que las
más abundantes son las fanerógamas, con 250.000, y unas 1.100.000
especies animales, de las que son mayoría los insectos (con 800.000
especies). Datos, todos ellos, de los años 80 que sirven de
referencia para el estudio de las posibilidades de vida en otros
lugares del Universo, a falta de otros puntos de apoyo. Entre las
actuales y el pasado, contando todas las especies de todo tipo,
animales y vegetales, el total sobre la Tierra se ha estimado en unas
30.000 millones de especies, siendo la cifra de las actuales de solo
unos 30 millones (un 0,01% de todas).
Inicialmente
la Tierra tenía en su atmósfera metano, amoníaco, hidrógeno y
vapor de agua. Otra versión fija dióxido de carbono, nitrógeno
molecular, monóxido de carbono, y un 10 % de hidrógeno. Lo que es
seguro es que no había oxígeno en forma libre pues de otro modo el
mismo impide la formación de moléculas orgánicas básicas de la
vida; el carbono no se combina en moléculas mayores a las del
dióxido de carbono. El sometimiento de una sopa de gas de metano,
hidrógeno, cianuro, amoníaco y vapor de agua, a descargas
eléctricas sucesivas, en un experimento de sobra conocido, llega a
producir compuestos orgánicos y moléculas básicas que pudieran dar
lugar al ADN; es el experimento de Miller y Urey (con el CH4,
H2O,
H2,
NH3,
que produjeron algunos componentes de proteínas: el ácido
aspártico, glycina y alanina) y posteriores, algunos en los que se
han conseguido aminoácidos naturales como hidrocarburos, ácidos
fórmico y acético, hidratos de carbono, etc. El eslabón siguiente
es que tales moléculas, o alguna de ellas, se reproduzcan pero eso
no se ha conseguido. Además, el problema es que no se han hallado
los indicios de la existencia inicial de los componentes citados en
la Tierra primigenia, ni se ha encontrado en rocas de tal antigüedad.
Finalmente,
alternativamente al proceso antes expuesto, se cree que el origen de
la vida estaría posiblemente en fuentes hidrotermales marinas, con
más probabilidad que en las terrestres, en un tiempo en que los
océanos eran menos profundos y más calientes. Pero el proceso sería
extraordinariamente largo, de millones de años. El americano Stanley
Miller se inclina por las orillas de los lagos primigenios del
planeta y lugares de evaporación de los mismos.
En 2022 las últimas investigaciones para
intentar lograr aminoácidos, como base de las proteínas necesarias para
la vida, citan como ingredientes a compuestos de amoniaco, cianuro,
dióxido de carbono y alfa-cetoácidos. De tal modo, se dice que se han
conseguido generar aminoácidos y ácidos nucleicos (Ramanarayanan
Krishnamurthy, Scripps Research).
Otra posibilidad del origen de la vida sobre la Tierra, es que provenga de los meteoritos o asteroides que contienen moléculas orgánicas de carbono y las que parecen estar desperdigadas por el Universo. En tal caso, la Tierra habría recibido los principios activos de la vida como una polinización hace unos 4.000 millones de años y el fenómeno sería más común de lo que se podría pensar inicialmente en determinadas partes del Universo. Las moléculas orgánicas abundantes en tales objetos han sido objeto de experimentos y los resultados refuerzan esta opción; los experimentos se hicieron con hidrocarburos policíclicos aromáticos y agua sometidos a radiación UV, de lo que se obtuvieron aminoácidos. Tal proceso puede ocurrir de forma natural en el cosmos en determinadas condiciones. Así pues, gracias a ello, cabe pensar si ¿se inició la vida en muchos planetas adecuados a la vez por todo el Universo? ¿Es la vida un fenómeno fácil –relativamente- y común en el Universo?
En otoño de 2006 trascendió que 6 años antes había caído en el lago Tagish de Canadá un meteorito que contenía rastros de materia orgánica, glóbulos orgánicos con isótopos de hidrógeno y nitrógeno que confirmaban el origen sideral. El meteorito procedería de los bordes del Sistema Solar o en todo caso tales glóbulos se formaron a -260ºC. Y no fue el primero…
En cualquier caso la vida surgió en la Tierra, o el planeta la asumió, extendiéndose primero con estructuras celulares en aguas marinas de poca profundidad, lagos y charcas termales. Los lugares más antiguos en los que se han hallado tales entes han sido en Australia y Sudáfrica. Los tipos de vida distinta que se conocen son 3: bacterias unicelulares sin núcleo o procariotas, células con núcleo o eucariotas (algas unicelulares, protozoos, animales y plantas multicelulares), y otras llamadas arqueobacterias o arqueas cuya secuencia de ácido ribonucleico es distinta.
A partir de aquí surgen todas las ramas de seres vivos del planeta en los sucesivos millones de años, adaptándose a las condiciones del medio, apareciendo miles y miles de especies nuevas y desapareciendo otras muchas, en una cadena que persiste y persistirá. En la cúspide de toda la pirámide de seres vivos se ha autocolocado el hombre, único ser que se ha autorreconocido en todo este entendimiento.
El hombre, según se piensa en las teorías de la evolución, apareció en la Tierra hace al rededor de 2.000.000 de años (entre el Plioceno y Pleistoceno) en África centro-oriental o sur, si bien las cifras, según las distintas versiones, pueden llegar hasta los 7.000.000 de años (Mioceno), también sobre el mismo área africano; en 1995 el fósil más antiguo de la pre-familia humana conocido estaba datado en los 4.500.000 de años con el australopithecus ramidus (Etiopia). Más cierto es, parece ser, que se extendió hace unos 780.000 años por el Sur de Europa, hace 500.000 años por Europa Oriental, hace 1.700.000 por Asia, y desde hace unos 11.500 años por América (o quizá hace 13.000 años en dato de 2017, o en todo caso no más de los 23.000 años) aprovechando el descenso de las aguas del Ártico; otros estudios conocidos en 1998 basados en el lenguaje (que se cree que apareció hace aproximadamente unos 300.000 años) y los movimientos migratorios humanos señalan la presencia del hombre en América ya hace 40.000 años, o según estudios del ADN hace unos 30.000 años, siendo la cifra más reciente de 2015 los 23.000 años o algo menos. El homo sapiens se cree que apareció en África (quizá en Botswana, o Botsuana) hace unos 200.000 años, tardando unos 100.000 en pasar al continente euroasiático; al menos hay constancia de su presencia hace unos 45.000 años junto al río Don, en Rusia. No obstante, en todas estas cifras la discordancia es habitual, según distintas fuentes, y sobre todo al paso del tiempo. Así, en 2017 salta la noticia que del citado homo sapiens se han hallado en Marruecos fósiles de hace entre 300.000 y 350.000 años, aunque hay quien los retrasa a la categoría de pre-homo sapiens. En 2019 se sostiene que ya estaba en Grecia hace 210.000 años. A la zona del sur de Asia pudo llegar hace unos 80.000 años, a Oceanía hace unos 65.000 y a Europa hace 40.000 años.
Cifras todas ellas que son una eternidad en la escala humana pero una insignificancia en la escala del tiempo del Sistema Solar, y casi nada en la inmensidad de la del Universo.
Actualmente las especies más abundantes son las de los insectos con aproximadamente 8.750.000 especies distintas, seguidas de los hongos con unos 1.500.000, las bacterias con un millón de especies y las algas con unas 400.000.
Vista desde el espacio, desde una distancia cercana a la órbita lunar, la única señal de vida distinguible en nuestro planeta es la gran barrera australiana coralina de arrecifes.
Clasificación en reinos de los seres vivos en el planeta Tierra basada en los criterios de la bióloga americana Lynn Margulis:
|
Reino |
Ejemplos de especie |
|
Móneras |
Bacterias |
|
Cianofíceos |
|
|
Protistas |
Algunas algas |
|
Protozoos |
|
|
Hongos |
Setas |
|
Vegetales |
Plantas |
|
Animales |
Caracoles |
|
Estrella de mar |
|
|
Aves |
|
|
Mamíferos |
Una clasificación genérica de los mismos sería en reino, clases, órdenes, familias, géneros y especies. Otros ponen: reino, género, familia, orden, clase y jerarquía.
= EL
VERDADERO FIN DE NUESTRO MUNDO. EL FIN DEL SOL.
El
Sol tiene una vida a lo sumo de 4.600 millones de años y aun le
queda combustible nuclear para subsistir otro tanto o quizá algo
más, de modo que está a la mitad de su existencia. Dentro de 1.100
millones de años su luminosidad se incrementará en un 10 % con lo
que en la Tierra habrá antes paulatinos cambios hacia el efecto
invernadero que serán catastróficos. Al rededor de los 1.000
millones de años el aumento de temperatura (quizá a más de 50ºC) hará que los océanos se
evaporen. El efecto de extinción de la vida se acrecentará al
disminuir mucho antes el CO2 con lo que las plantas se morirán. Todo
el entramado de la biosfera sufrirá cambios que llevarán al fin de
muchas especies, si bien algunas se adaptarán, pero solo
temporalmente.
Un estudio dado a conocer en 2013 lleva tal límite de la vida en la
Tierra hasta dentro de 1.750 millones de años, si bien los márgenes y
posibles variables en los cálculos no están en todo caso del todo bien
definidos pues no podemos saber aun con precisión el comportamiento
exacto futuro del Sol y sus variaciones, ni las climáticas terrestres.
Dentro de 6.500 millones el Sol brillará más del doble (2,2) e iniciará un proceso nuevo. Cuando llegue su tiempo, el helio se fusionará para dar lugar a elementos más pesados. Entonces, hacia los 7.590 millones de años, la estrella comenzará un período de expansión, camino de ser una gigante roja de un diámetro 170 veces el actual y durante 1.300 millones de años; ocupará entonces entre el 25 y el 30 % de nuestra esfera celeste, o quizá algo más. Se encogerá luego, siendo estable durante más de 100 millones de años. Al perder entonces parte de su masa (quizá la mitad), los planetas se alejarán consecuentemente en su órbita; Venus llegará a los 180.000.000 Km, más lejos que nuestro planeta hoy, y la Tierra a los 275.000.000 Km, un poco más allá de donde está ahora Marte. Luego volverá a expandirse hasta que alcanzará la posición de la órbita actual de la Tierra que entonces estará más lejos, como se ha indicado. La intensidad del Sol será entonces 5.200 la actual y el calentamiento de la Tierra dará una temperatura en ella de más de 1.300ºC. Para entonces ya no habrá vida, pues fenómenos que inicien el proceso serán suficientes para que haya llegado el verdadero fin de nuestro mundo físico. Luego, la estrella se contraerá para quedar en una enana blanca. Un billón de años más tarde todo se enfriará y todo el sistema será un grupo de cuerpos gélidos e inertes de nuestra galaxia.
Cuando el Sol abrase la Tierra en su expansión hasta 50 veces en tamaño, puede que más lejos, en el satélite Titán por ejemplo, que hoy tiene una atmósfera como la que se cree que pudo tener la Tierra en un principio, llegue la misma energía solar que hoy recibe nuestro planeta. Significa que tal vez durante unos millones de años Titán podría llegar a ser un cuerpo celeste habitable. Pero es solo una especulación.
Sin falta de esperar al fin del Sol, también habría que tener en cuenta la posibilidad de que nuestra estrella mucho antes tenga algún período de inestabilidad o variabilidad, hoy no apreciado aun. En tal caso, su emisión de radiaciones podría aumentar o disminuir notablemente y provocar graves alteraciones en nuestro clima. De hecho, se piensa que la primera alteración grave que comenzará a provocar extinciones será el declive o alteración grave del protector campo magnético terrestre. Esto podría ocurrir sin necesidad de la actuación solar y por razones del propio cambio de polaridad o inversión de la polaridad del campo. Ha sido citado anteriormente en el apartado de “Campo magnético” de la Tierra.
Existen otras posibilidades, además de esta última opción al final de la vida nuclear del Sol y del cambio en el campo magnético. Entre ellas están el alejamiento de la Luna, como ahora veremos, el alargamiento del día por disminución de la rotación planetaria, el impacto de un gran asteroide, como también veremos luego, y asimismo por otras causas, como un incremento inesperado de determinada radiación cósmica, como los rayos gamma, provenientes de un objeto cercano (externo al Sistema Solar, claro), nubes de gas y polvo que el Sol con su cortejo de planetas encuentren en su trayectoria, o bien por alguna acción combinada radiación solar-efecto invernadero o un sencillo cambio climático (con o sin intervención humana). A este último respecto cabe recordar que en la segunda mitad del Siglo XX se derritió la cuarta parte del hielo del Círculo Polar Ártico por un aumento de 1ºC de temperatura media en tal área y la perspectiva a vista de 2004 es que el mismo desaparezca casi por completo en unos 100 años según el Consejo Ártico que estudió la evolución de tal zona helada.
Una supernova relativamente cercana, o alguna estrella masiva particular, podría bombardearnos con una penetrante radiación de enorme energía y causar cuanto menos graves alteraciones en las especies; precisamente hay astrónomos que piensan que hace unos 2 millones de años tal radiación hizo extinguirse a muchas especies marinas al destruir la citada capa de ozono. También hay sospechas de que hace unos 35.000 años otra supernova pudo haber explotado relativamente cerca de la Tierra, a solo 150 años luz, bombardeando con radiación la misma e influyendo en la evolución de las especies; esta posibilidad está basada en el hallazgo de la existencia, entre otras cosas, de berilio 10 en cantidad doble en los hielos polares datados en tal antigüedad. Sin embargo, al menos estrellas de neutrones que puedan suponer un peligro tal no se conocen cerca de nosotros, al menos en un radio de 4.500 años-luz. Para que un estallido potente de rayos gamma de una supernova resulte letal en nuestro planeta se ha estimado que ha de estar a menos de 3.000 años-luz de nosotros, y en tal radio no se conoce objeto de este tipo con tal riesgo en este momento; este riesgo ha sido cifrado en un 0,15%. Sin embargo, anteriormente sí se cree que pudo ocurrir.
Hace 225 millones de años, a solo 30 años-luz de nosotros explotaría una supernova que también pudo haber destruido la capa de ozono con su intensa radiación.
Otra
posible incidencia de una supernova, esta vez situada a 195 años-luz
(GEMINGA) se fecha hace 340.000 años en que se cree que pudo haber
destruido el 20% de la capa de ozono de la Tierra.
A unos 150 años-luz de nosotros también
explotó hace 2,6 millones de años una supernova que es muy posible que
hubiera provocado un cambio en el clima de entonces y producido la
extinción masiva de muchas especies marinas. Se basa el estudio en el
hallazgo en sedimentos marinos de abundancia en tal época de isótopos
de hierro 60, que solo puede proceder de supernovas.
También la que explotó hace 359 millones de
años, cuando la Tierra estaba entre el Devónico y Carbonífero, a unos
65 años-luz de nosotros, pudo causar una extinción masiva. Pudo causar
daños en la capa de ozono que pudieron durar menos de 100.000 años, y
otros en la biodiversidad perdurarían quizá hasta 300.000 años. Pero
falta la confirmación en el estudio radioisotópico con el Plutonio-244
y el Samario-146.
En 2025 se citan las extinciones masivas de
hace 372 y 445 millones de años, respectivamente en el Devónico tardío
y el Ordovícico, como causadas por supernovas cercanas. La primera
extinguió cerca del 70% de las especies; también ocasionó grandes
cambios en los distintos tipos de peces. La segunda causaría la
extinción del 60% de los invertebrados marinos (entonces la vida era
casi toda marina).
Tampoco hay que olvidar el factor de una guerra nuclear o el hipotético paso cercano de un agujero negro que no necesariamente significaría la absorción del Sistema Solar sino su desestabilización gravitatoria y la consecuente arrancada de la Tierra de su órbita. Si la trayectoria del agujero fuera directamente al Sistema Solar, la catástrofe también sería absoluta, desde luego, con la absorción del mismo o parte del mismo, según posiciones del momento.
Otra posibilidad es el acercamiento, en el recorrido del Sistema Solar, a alguna estrella cercana que podría desestabilizar gravitatoriamente la Nube de Oort y precipitar desde la misma algún grupo de asteroides o cometas sobre cuya posibilidad se hace mayor referencia en el siguiente apartado. A este respecto se cree que dentro de unos 30.000 años las cercanas estrellas del sistema binario Alfa Centauro se aproximarán a menos de 200.000 UA.
Un posible fin del mundo más podría sobrevenir con el alejamiento de la Luna, hoy de unos centímetros anuales, y el alargamiento del día, puesto que nuestro planeta tiende a girar cada vez más lentamente. Cuando la combinación estable Tierra-mareas-Luna, dada la lejanía futura de la Luna, llegue a un límite, podría el eje de nuestro planeta cambiar. Las mareas y la Luna determinan características de la vida en la Tierra, de modo que si no hubiera Luna, la estabilidad del eje de nuestro planeta cambiaría lentamente y alteraría con seguridad, posiblemente de modo negativo, las condiciones de la vida planetaria. Los polos irían cambiando lentamente de lugar, el día se alargará y la dureza del clima podría cambiar para con los seres superiores del planeta de forma catastrófica.
Posibilidad menos desconocida está en el encuentro del Sol y sus planetas en su recorrido por los bordes de la galaxia con alguna nube cuanto menos de gas hidrógeno molecular y polvo que podría ser un millón de veces mayor que el espacio interestelar de nuestro entorno actual; se cree que dentro de 50.000 años podría encontrar una zona semejante. Las consecuencias de este encuentro, con desconocidas lluvias de polvo y alteración de los campos magnéticos, podrían ser catastróficas por incidir en la meteorología y el clima.
También podría llegar un fin catastrófico a las especies planetarias con la desaparición del agujero de ozono, o bien una incidencia anormalmente superior de la radiación sobre la Tierra o de nubes de polvo y gas interestelar con que nos podamos topar, como antes se citó; también la muy difícil llegada de agujero negro o un cuerpo de antimateria supondría incluso la desaparición del planeta.
Y finalmente otro posible fin del mundo más; o al menos del fin de la actual geografía terrestre. Dentro de varios miles de años vendrá una nueva glaciación. ¿Podrá detenerla la tecnología de entonces? No será un evento que llegue de golpe, pero los científicos notables de hoy así lo creen. ¿Tendrá el hombre que adaptarse, y de qué manera, o perecerá una gran parte de la humanidad? Cuando comience a iniciarse el proceso, se producirán migraciones y supondrán una buena fuente de nuevos problemas.
Es dudoso que el efecto contrario, aparentemente más cercano a nuestro tiempo, vaya a llegar a límites que produzcan grandes catástrofes o cambios en la humanidad. El calentamiento ligero de nuestra biosfera, el efecto invernadero, se producirá fácilmente, y probablemente no como consecuencia de la mano incontrolada del hombre, sino por causas naturales. El principal causante de este efecto es, según algunos entendidos sensatos y razonables (por ejemplo, el francés Haroun Tazieff), debido al vapor de agua, siendo otros como el CO2 de mucha menor incidencia.
Estos efectos de enfriamiento o glaciación y calentamiento no necesariamente estarán pues bajo control del ser humano, sino que serán el resultado de las variaciones cíclicas de la órbita del planeta que se escaparán a cualquier posibilidad de manipulación. Se piensa que la Tierra sigue un ciclo de 100.000 años aproximadamente en que la órbita cambia haciéndose más o menos elíptica. E igual ocurre con la inclinación del eje terrestre, que en un ciclo de varias decenas de miles de años oscila entre 22,1 y 24,5º.
- POSIBILIDAD
DE CHOQUE DE UN ASTEROIDE O COMETA CON LA TIERRA.
También lo podríamos titular EL OTRO NADA DESDEÑABLE POSIBLE FIN DE NUESTRO MUNDO, porque las posibilidades del choque de un cometa o asteroide de gran envergadura con la Tierra son a largo plazo más elevadas de lo que se cree. En todo el planeta se han identificado unos 140 cráteres de impacto meteorítico, teniendo en cuenta que no son todos los habidos puesto que la continua erosión terrestre habrá ido borrado el resto.
En la mañana (07 h 17 m, hora local) del 30 de junio de 1908 cayó junto al río Podkamennaia Tunguska (afluente del Yenisei), una zona de taiga de Siberia, sobre los 60º 53’ de latitud Norte y 101º 54’ de longitud Este, 65 Km al Noroeste de la factoría Vanavara, un cometa que devastó totalmente 25 Km^2, quemó la vegetación de 200 Km^2 y tumbó las arboledas en un área de 40 Km de diámetro. De otro modo, unos 2.150 Km^2 de bosque quedaron arrasados en distinto grado; unos 1.500 renos murieron y los pastores nómadas de la zona afectada se desmayaron, algunos murieron, uno estuvo 2 días sin consciencia, hubo varios heridos tras salir volando por la explosión, y sus tiendas y enseres quedaron arrasadas por el fuego y el viento huracanado producido. Las noches siguientes, de primeros de julio, fueron muy claras en Rusia y Europa, con resplandores y efectos luminosos, especialmente sobre Asia, lo que se cree relacionado con el fenómeno. Dos días después del choque, en Londres (10.000 Km distante del lugar de impacto) aun se apercibió cierto polvillo que se extendió por casi todo el planeta. La onda de choque dio 2 veces la vuelta a la Tierra. Ya en la era astronáutica se determinó que lo más probable es que fuera el choque de un trozo del cometa Encke, aunque hay también una treintena de otras hipotéticas causas, platillo volante incluido. Un asteroide, con menos hielo y más materia metálica, hubiera hecho cráter, por lo que se cree que era tal trozo; no obstante, a últimos de 1992 la NASA hizo una simulación por ordenador que apuntaba a un asteroide de unos 30 m que habría estallado a una altura entre 8 y 12 Km. En cualquier caso se estima su masa en menos de 1 millón de Tm, posiblemente de 100.000 Tm; a principios de 2008 se dijo que pudo ser la mitad de lo estimado hasta entonces según simulaciones informáticas que evalúan la trayectoria de la explosión, según ellos de mayor verticalidad y velocidad. En realidad, desde el día 23 anterior de aquél junio de 1908 se habían venido produciendo sobre Eurasia fenómenos asimilados a éste, con brillantes anocheceres y luminiscencia por la noche, así como pronunciados halos en el Sol; también hubo alteraciones magnéticas que se tradujeron en anomalías en las brújulas, siendo registradas las anomalías en Irkutsk. El cometa de Tunguska, estimado, según cada cual, entre los 60 y los 300 m de diámetro, llegó el día 30 con un ángulo entre 30 y 35º sobre el horizonte, pasando de Este a Oeste, y se rompió sobre los 7,6 Km de altura, luego de dejar una estela de 800 Km de largo. El estudio sobre el terreno identificó 3 focos de la onda expansiva y suelos muy imantados en un radio de 30 Km; en 2007 se especulaba además si el lago Cheko es en realidad un cráter producido entonces. Según el testimonio de un testigo “el cielo se partió en dos y salió una gran bola de fuego. Hubo entonces una explosión atronadora durante 2 seg y luego al tiempo que el aire se calentó de modo insoportable y pasaba rápidamente, todo temblaba. Los cristales saltaron de las ventanas...”. La potencia explosiva del cometa se compara con la una bomba de entre 10 y 20 megatones o millones de Tm de TNT (1.000 veces la de Hiroshima o quizá más, si bien en 2008 tal estimación se cifró en torno a los 4 megatones), aunque es posible que no fuera una explosión única sino varias encadenadas o con algunas secundarias. Expediciones científicas diversas no han conseguido hallar restos sólidos evidentes del cuerpo espacial llegado, hecho que abona la teoría del cometa, compuesto en gran medida por agua. Las muestras de suelo apuntaron la concentración de cobalto, níquel, plomo, plata y lantánidos, y otros elementos más tarde, de forma que se cree que los componentes del bólido fueron un 50 % de sodio, 20 % de cinc, 10 % de calcio, 7,5% de hierro y un 5 % de potasio, lo más parecido a un cometa. Sin embargo, de este modo, las anomalías magnéticas, entre otras cosas, no quedan explicadas, existiendo siempre numerosas teorías del origen del cuerpo (asteroide, cometa, miniagujero negro, antimateria,...). Los árboles que sobrevivieron crecieron destacadamente; los anillos de tal año son más gruesos que los otros. La existencia allí de elementos como el selenio, bromo, antimonio, cinc y otros, hasta 26 veces más elevada de lo normal, fue llevada posiblemente por el cuerpo que explotó y sirvió de abono. En 2008 se determinó que el cuerpo espacial de Tunguska aportó unas 200.000 Tm de nitrógeno que, ante las elevadas temperaturas generadas, combinado con el oxígeno atmosférico, generó óxido de nitrógeno y produjo una lluvia ácida. El día de esta caída, el 30 de junio, es declarado desde 2015 por diversas personalidades del planeta como el “Día Mundial del Asteroide”.
El 13 de agosto de 1930 cayó otro cuerpo importante, aunque mucho menos de la mitad del de Tunguska, sobre la selva del Amazonas, cerca del río Curuca, en el Alto Solimoes. El cráter dejado es de 1 Km solo.
El 24 de marzo de 1933 un objeto ígneo cruzó los Estados Unidos que sería en realidad un meteorito de cierto tamaño.
El 9 de abril de 1984 un asteroide de posiblemente unos 25 m explotó sobre el Pacífico, creando una nube de 320 Km de diámetro, tal como pudo observar un piloto aéreo japonés.
En 1987, un miembro de la comunidad cosmonáutica soviética aseguraba que la Tierra se hallaría en el año 2.115 en el camino de un asteroide descubierto en 1983 que tiene un tamaño considerable como para causar un verdadero cataclismo en nuestro planeta. Su trayectoria debía ser pues estudiada con suma precisión.
El 1 de FEBRERO de 1994, un meteorito explotó sobre la atmósfera del Pacífico, cerca de Micronesia, con una energía equivalente a 100 kilotones, o sea 5 veces la bomba atómica de Hiroshima. Tras el estallido, el bólido se fragmentó en 6 trozos de los que el mayor explotó a su vez a una altura de unos 21 Km. El efecto luminoso fue equivalente al Sol o mayor, según los testigos. Los restos fueron a parar al océano por lo que no se halló muestra alguna.
Si el trozo G del cometa Shoemaker Levy-9, caído en Júpiter en JULIO de 1994, hubiera ido a parar a la Tierra, hubiera causado un cráter de 60 Km de diámetro, elevando enormes masas de polvo a la atmósfera hasta sumir a nuestro planeta en la total oscuridad durante varias semanas. De caer todo el rosario de trozos del citado cometa, es posible que la vida animal terrestre, parte de la oceánica y parte de la vegetal, salvo raras excepciones de pequeños seres, fuera aniquilada.
En pleno momento de la caída en cadena de los trozos de este cometa, congresistas estadounidenses pidieron a la NASA que mantuviera una continua vigilancia sobre asteroides y cometas que ofrecieron peligro para la Tierra. Tras una votación el 20 de julio de 1994, se requirió a la NASA al respecto y ésta creó un comité de 6 personas. Un estudio señala por entonces (1994) que había unos 100 cometas o asteroides identificados cuya trayectoria se podía cruzar con la de la Tierra, pero la cifra podría subir a 2.000, según estimaciones.
Para ayudar a confirmar el peligro, a poco tiempo, el 4 de DICIEMBRE de 1994 el asteroide MX1, de entre 6 y 13 m de diámetro, pasó a solo 103.000 Km de la Tierra; su tamaño no es equiparable al SL-9 pero de caer sobre una ciudad la catástrofe estaría asegurada. Es el cuerpo de mayor tamaño del que se tenga noticia que haya pasado más cerca de nuestro planeta.
El 30 de noviembre de 1996 el asteroide Toutatis pasó a 5,3 millones de Km de la Tierra, habiendo hecho en 1992 otro pase a 3,5 millones de Km. Su órbita es variable y de aproximadamente 4 años por lo que supone también un peligro para nuestro planeta.
A principios de 1998 saltó a la prensa la noticia de que en el 2028 iba a pasar muy cerca de la Tierra, a unos 42.000 Km, un asteroide (1997XF11) de más de 1 Km de diámetro medio. En cuestión de horas se desmintió y se aseguró que el sobrevuelo del asteroide sería a 960.000 Km. Pero lo cierto es que a 30 años vista no es muy seguro predecir con exactitud el paso un cuerpo de tal orden porque podría resultar en tal tiempo afectado ligeramente en su trayectoria por causas gravitatorias en la más mínima perturbación, lo cual nos lleva a una mayor probabilidad de impacto.
El 24 de septiembre de 2002, a las 16 h 50 min, GMT, cae entre Balakhninsky y Bodaibo, cerca de Vitim (Irkutsk, Siberia), un cuerpo sideral que se quemó sobre la atmósfera en su mayor parte, produciendo explosiones a una altitud de unos 30 Km y resplandores celestes, temblores en tierra, y elevando la temperatura en un área de unos 100 Km^2, llegando a quemar árboles en algunas zonas. Los restos meteoríticos aparecieron fragmentados a 60 Km de la localidad de Mama.
El asteroide Amun 3554 se ha calculado que impactará sobre la Tierra antes de 100 millones de años. Cierto que el plazo es largo como también lo es la trayectoria del citado cuerpo.
El riesgo pues que entraña una caída de un cuerpo, asteroide o cometa tal o mayor es cierto y no es pues desdeñable. Los efectos de una colisión están bastante determinados. Un asteroide de solo 100 metros de envergadura, de un peso calculado en unas 2.000.000 Tm, en dependencia a su trayectoria, podría impactar como si de una explosión de 900 megatoneladas se tratara con una equivalencia a 16 veces la mayor de las bombas de hidrógeno. Si fuera el asteroide Amun, la equivalencia se establece en 10.000 veces los arsenales nucleares del planeta en su apogeo, o sea, unos 10 millones de megatoneladas.
En
2007 se sostiene la teoría de que hace unos 12.900 años tan solo un
cometa de entre 2 y 4 Km de diámetro explotó sobre nuestro
hemisferio Norte, sobre Norteamérica en concreto, causando diversas
catástrofes ígneas, alteraciones en la corriente del Golfo y un
enfriamiento en los climas que duró más de 1.000 años y que
propició la desaparición de los mamuts y mastodontes, entre otras
especies. La caída de los fragmentos del cometa duraría una hora
aproximadamente. Seguramente también limitó o interrumpió las
incipientes culturas del hombre euroasiático de la Edad de Piedra.
Esta teoría se consolidó en 2009 por nuevos estudios de varias
universidades americanas (de California y Oregon) y por el hallazgo
en Isla de Santa Rosa de diamantes nanométricos (lonsdaleíta)
en
el subsuelo. En 2010 se precisó con nuevos estudios que la bajada
térmica debió ser de unos 8ºC. En 2012 se dieron a conocer más datos de
tal impacto con el hallazgo en lecho del lago Cuitzeo, México, de más
materiales exóticos como los antes referidos.
Hace millones de años los impactos fueron más frecuentes. Hace 2.150.000 años cayó un asteroide, denominado hoy Eltanin, de entre 1 y 4 Km de diámetro, sobre el mar de Bellinghausen, en la Antártida. Levantó agua hasta 5 Km de altitud y generó olas de entre 20 y 40 metros de altura que posiblemente arrasaron las costas de Sudamérica y seguramente las del propio continente helado. Solo se conocen unos 140 impactos de meteoritos sobre los océanos. Pero si hubiera caído sobre tierra firme hubiera abierto un cráter de casi 40 Km.
También en época geológicamente reciente, hace 36.000.000 años, un asteroide de 1,7 Km de diámetro impactó en Bahía Chesapeake, al sureste de Washington, abriendo un cráter de unos 90 Km.
Se
acepta por lo general que el choque de un asteroide de unos 10 Km de
diámetro (un estudio -Universidad
de Hawai- dado
a conocer en 2008 apunta entre 4 y 6 Km) cerca de Chicxulub en la
punta de la península del Yucatán, en México, que llegó a 25
Km/seg (otra estimación apunta 70 Km/seg) de velocidad hace
65.500.000 años (66.038.000 años se dice en 2013), e incidiendo con un
ángulo en torno a unos 60º, abrió un cráter de
unos 200 Km de diámetro y 13
Km de profundidad (se han citado también los 300 Km para la boca del
cráter y 180 Km para el fondo del mismo; e igualmente los 100 de
diámetro inicial y 40 de profundidad), y provocó un seísmo de 13
grados en la escala Ritcher, miles de veces superior a cualquier
terremoto de nuestros tiempos, y fue la causa en su momento de la
extinción de los dinosaurios y en general de entre el 50 y el 75 %
de las especies vivas del planeta (una de las supervivientes fue la de
los tiburones); la teoría tiene como padre al Premio Nóbel de
Física de 1968, el norteamericano de origen asturiano Luis Álvarez
(1911-1987) y su hijo Walter. Tal extinción masiva no era la primera
y se considera que es la quinta que asoló el planeta a gran escala.
Se piensa que incluso deformó la corteza terrestre a 35 Km de
profundidad; también se cree que generó un tsunami con olas de 90 m
de altura. La energía liberada se ha calculado en la equivalente a
la explosión de 100.000.000 megatones, o sea, miles de veces todas
las cabezas nucleares del planeta. El impacto calculado, se cree que
elevó tal cantidad de materia en suspensión en la atmósfera del
planeta que provocó un efecto de cambio brusco de temperaturas, en
bajada de unos 10 a 15ºC en la mayor parte del planeta, olas
sucesivas y huracanes gigantescos de inimaginable violencia, una
oscuridad que duró meses o años (hasta 2 años se estima en 2017), y una
gran evaporación seguida de
lluvia ácida, a lo que gran cantidad de especies, vegetales y
animales, no pudieron sobrevivir y cambió la gran Historia del
planeta; durante un tiempo se aceptó la teoría de que la nube de
polvo no dejaría llegar a Tierra los rayos del Sol, impidiendo así
la fotosíntesis con lo que se rompería la cadena alimenticia
animal, si bien hay expertos que creen que el proceso de aniquilación
es otro. Los estudios geológicos sobre el tema muestran fósiles de
dinosaurios en el Cretácico sobre los que descansa una manta
arcillosa que contiene iridio, metal escaso pero propio de los
meteoritos y presente en tal capa en decenas de veces el normal
hallado en el resto de la tierra; hay, no obstante, controversia
sobre este indicativo del iridio pues se estima que también pudo
llegar al suelo en nubes de polvo procedentes de meteoritos quemados
en la atmósfera. Sobre tal capa, en la era Terciaria, ya no se
hallan restos fósiles de dinosaurios y muchos otras especies. Sobre
la extinción de los dinosaurios, no todos los científicos están de
acuerdo con esta versión puesto que también se sostiene que podría
ser causada por una época de grandes erupciones volcánicas en el
planeta ocurridas unos millones de años antes que produciría
parecidos efectos al asteroide. En 1998 se dijo haber hallado por los
investigadores en el Pacífico, a 9.000 Km del lugar del impacto (en
el Yucatán), un trocito de 2,5 mm del famoso asteroide tras una
perforación del lecho marino, averiguación sustentada por la edad
geológica del terreno y el hallazgo de iridio; la distancia habría
sido cubierta por la muestra arrojada allí por la violencia del
impacto. En 2004 se afirmaba, sin embargo, que el mismo cráter, a
tenor del análisis tras una perforación de 1,6 Km de profundidad,
era anterior a tal época de 65.000.000 años en unos 300.000 años;
y por tanto se negaba por anacronismo la posibilidad de la extinción
de los dinosaurios como consecuencia exclusiva del impacto. Tal
desaparición se achaca entonces a la acción combinada de impactos
de varios asteroides y a la alta actividad volcánica de la época. En
2013 se dice que nuevos estudios geológicos (datos del iridio y osmio)
apuntan a que el objeto pudo ser un cometa en vez de un asteroide. En
2024 se dice que, considerando el contenido en rutenio, propio de los
cuerpos que giran más allá de Júpiter, el origen del asteroide es
posible que fuera de tal zona.
En
2009 se añadió que la extinción de los dinosaurios también pudo
ser causada en esta misma época por un impacto de un cuerpo celeste,
pero no cerca de México, sino en la costa oeste de la India, en la
llamada
Cuenca de Shiva.
Se piensa que el cráter marino pudo ser aquí de unos 40 Km de
diámetro, pero con un borde externo anular de 500 Km de diámetro.
Hay además al menos otro impacto en la misma época,
o en torno a la misma. Un asteroide unos 500 m caería frente a la costa
africana de Guinea y crearía un cráter, que han llamado Nadir, de unos
8,5 Km de diámetro en el Atlántico tras entrar en la atmósfera a 20
Km/seg. Generó olas por todo el océano, un tsunami, de unos 800 m de
altura.
Existen además, según se cree, otros impactos anteriores en nuestro planeta de un grado parecido o, en uno de los casos, superior. Se datan hace 210 y 247 (también hay fuentes que citan los 190 y 225) millones de años y también se acepta que causaron extinciones masivas (la tercera y cuarta), que algunos cifran hasta en el 95 %, de las especies de aquél momento, y muy probablemente del 90 %, siendo aun así la mayor de la historia de la Tierra; otros estiman que la mitad de las especies del planeta desaparecieron casi de golpe, en menos de 10.000 años. Curiosamente los dinosaurios aparecen en el planeta hace los 220 millones de años, justo tras el momento de una de las extinciones. Tal época se sitúa un poco antes de la división continental de Pangea.
Hace 214 millones de años, parece estar claro que la Tierra recibió una cadena de impactos que han dejado alineadas en 5.000 Km las señales con dos cráteres en Canadá y uno en Francia, así como en los Estados Unidos y Ucrania con el mismo ángulo de inclinación. Se piensa pues que se trata de los impactos de algún cuerpo que llegó a nuestro planeta fragmentado en varios trozos, algunos de los cuales habrían caído en el Océano Atlántico.
El impacto de hace 247 millones de años, en el límite del período Triásico, se produjo en Woodleigh, en Shark Bay, en la costa oeste de Australia, y se trató de un cometa o asteroide de no más de 12 Km de diámetro (dato basado en el estudio de los fulerenos hallados en el lugar). Se supone que ocasionó el cuarto cráter en tamaño de los descubiertos hasta 2000, con sus 120 Km (hay quien lo eleva a 200 Km). Este choque se cree que aniquiló el 90 % de las especies del mar y de las vegetales, y el 70 % de los vertebrados terrestres, de una manera directa o indirecta (por la alteración de los ecosistemas) durante un tiempo de menos de medio millón de años.
Existe también la teoría de que por esta época, hace unos 252 millones de años (fechada también en 250 y 251 millones), pudo tener lugar un gran impacto meteorítico o cometario (¿el mismo u otro?) que provocaría el efecto geológico de la separación de los continentes a partir del gran continente Godwana. Pero la mayor parte de los expertos en la materia se mostraron recelosos acerca de tal posibilidad. Lo único seguro según parece es que hubo extinción masiva del 95% de las especies de los mares y del 70% de las terrestres en tal tiempo, fuera debida a un impacto de asteroide o cometa, o bien una excepcional emisión natural marina de gas metano por efecto de un terremoto, generando una deflagración gigantesca. Posteriormente, en 2003, la posibilidad del impacto cometario o de un asteroide se incrementó con nuevos estudios que así lo indicaban, si bien en 2004 también se sostenía la posibilidad de que la indudable extinción hubiera podido ser debida a una extraordinaria actividad volcánica, especialmente en Siberia.
En 2006 la NASA informaba del hallazgo por satélite (GRACE) de otro cráter de impacto, esta vez producido hace unos 250 millones de años y de unos 480 Km de diámetro. Se halló en la Antártica, en la zona Wilpes Land, a casi unos 2 Km de profundidad bajo la capa de hielo.
Otras
extinciones masivas, además de las de hace 65, 210 y 247 millones de
años, aun más atrás, se fijan en torno a los 350 y 450 millones de
años, igualmente con origen probable de impactos meteoríticos o
cometarios. En torno a hace unos 360 millones de años puede que fuera
también debido a un apertura extraordinaria de la capa de ozono que
permitió una incidencia UV que aniquiló mucha vida vegetal (estudio
dado a conocer en 2020, Universidad de Southampton).
Hace 380 millones de años, aun más atrás, según el geofísico Brooks Ellwood de la Universidad del Estado de Louisiana, hubo otra caída de un asteroide que cree posible que provocara otra extinción masiva de al menos el 40 % de las especies que, en tierra, eran plantas, insectos no alados y arácnidos, y en el mar otras.
Sin
embargo, en 2004 la que se considera mayor y primera gran extinción
se dató en un tiempo de hace 435.000.000 años con la caída sobre
la zona de Australia también de un granasteroide.
Otro gran
impacto ocurriría en Barberton, Sudáfrica, creando un cráter de unos
480 Km hace unos 3.350 millones de años. Lo ocasionó un asteroide de
unos 47 Km de diámetro que cayó a 20 Km/seg de velocidad. En 2024, un
nuevo estudio sobre tal evento, lleva al mismo a un tiempo 90 millones
después, a hace 3.260 millones de años, y estima el objeto, un
asteroide llamado S2, a un diámetro entre los 60 y 30 Km. Sus efectos
habrá sido devastadores tanto en tierra firme como en el océano
(tsunami) y en la atmósfera.
Las dataciones de estas épocas se han realizado por la observación de los sedimentos de las mismas, en gran medida por el contenido en el elemento iridio que es muy abundante en comparación con otras tierras y que es debido a los cuerpos de impacto, de origen cósmico.
En
el caso de incidencias de llegadas de cometas más cercanas a
nuestros días los estudios comprenden también la observación de
anillos en sección troncos de árboles. Así, según se cree, entre
los años 536 y 540 de nuestra era, en pleno Siglo VI, hubo un
pequeño cambio del clima que provocó a la agricultura graves daños
por heladas y bajas temperaturas, fenómeno que es ahora achacado a
un impacto de un pequeño cometa (de menos de 1 Km de diámetro) que
habría provocado tenues nubes de polvo y ceniza que habría atenuado
la radiación solar y enfriado la atmósfera. La catástrofe de la
época, al faltar alimentos y así debilitar a la población, se
complementó con la aparición de enfermedades o la fácil extensión
de otras, como la llegada de la Peste Negra al viejo continente.
Investigadores estadounidenses, físicos y
astrónomos, creen muy posible (2018) que hace unos 12.800 años cayeran
bólidos sobre el planeta (o uno que que se fragmentó muy tempranamente)
y causó el incendio de un 10% de la superficie terrestre; en torno a
unos 10 millones de Km² quemados que habrían supuesto una catástrofe
temporal en el planeta al elevar a la atmósfera una considerable masa
de polvo y ceniza que provocaría un enfriamiento global durante cerca
de mil años. El objeto causante se cree que pudo ser un cometa de unos
100 Km de diámetro.
En resumen, los principales impactos de grandes meteoritos, asteroides y cometas (como en el caso del cráter de Sudbury) sobre la Tierra con cráteres de 40 Km o más de diámetro de los que se tenga noticia fueron los siguientes (el diámetro se refiere al cráter causado):
| Lugar | País | Diámetro en Km | Años en millones |
| Kara Kul | Tayikistán | 52 | 24,00 |
| Bahía Chesapeake | USA | 85-90 | 35,50 |
| Popigai | Rusia | 90-100 | 35,70 |
| Montagnais | Canadá | 45 | 50,50 |
| Chicxulub | México | 176-300 | 64,98 |
| Kara | Rusia | 65 | 71,00 |
| Tookoonooka | Australia | 55 | 128,00 |
| Mjølnir |
Noruega |
40 |
142,00 |
| Morokweng | Sudáfrica | 70 | 145,00 |
| Puchezh Katunki | Rusia | 40-80 | 167,30 |
| Sudbury | Canadá | 250 | 185,00 |
| Manicouagan-Quebec | Canadá | 60-96 | 214,00 |
| Saint Martin | Canadá | 40 | 220,00 |
| Araguainha | Brasil | 40 | 244,40 |
| Wilkes Land | Antártida | 480 | 250,00 |
| Malvinas | Atlántico Sur | 250 | 250-270 |
| Bedout | Australia | 200 | 252,60 |
| Charlevoix | Canadá | 54 | 342,00 |
| Woodleigh | Australia | 40 | 364,00 |
| Siljan Ring | Suecia | 52 | 369-377 |
| Acraman | Australia | 55-85 | 590,00 |
| Beaverhead-Montana | USA | 60 | 600,00 |
| Sudbury |
Canadá |
130 | 1.850,00 |
| Vredefort | Sudáfrica | 300 | 2.023,00 |
| Yarrabubba |
Australia | 70 |
2.229,00 |
| Barberton |
Sudáfrica | 480 | 3.350,00 |
| Australia Central | Australia | varios cientos |
3.470,00 |
| Pilbara | Australia | 100 | 3.470,00 |
Las
posibilidades de la caída de un asteroide o cometa sobre la Tierra
no son, sin embargo, tan elevadas como en Júpiter, tanto por el
tamaño como, en parte inherentemente, por la enorme gravedad que
atrae a otros cuerpos. Se ha calculado que la probabilidad es 50.000
veces menor que en Júpiter. Pero en definitiva, la posibilidad del
choque existe. El cálculo indicaba a principios de los años 90 que
era posible un choque de un cuerpo sideral de unos 75 m con la Tierra
cada 200 o 300 años, otro de al rededor de los 200 m entre 5.000 y
10.000 años con efectos importantes, y otro de 2 Km cada millón de
años con efectos devastadores, con un equivalencia cercana a 100
veces el arsenal nuclear del planeta del siglo XX. Entre
5 y 10 Km de tamaño, se cree que puede caer uno cada 6 millones de
años y el que podría aniquilar con sus efectos a un tercio de la
humanidad. Otros estudios son un poco más optimistas en cuanto a la
frecuencia estadística del impacto.
Un estudio de la Universidad sueca de Lund, dado a
conocer en junio de 2021, sobre los impactos de meteoritos en nuestro
planeta durante los últimos 500 millones de años, indica que para
tamaños mayores, solo 1 de 70 colisiones en el Cinturón de Asteroides
incrementa la afluencia de meteoritos sobre la Tierra. La estimación
indica menos impactos de los esperados anteriormente.
La otra parte del problema viene con la pregunta: ¿Se puede evitar un choque tal sobre nosotros? Hasta la llegada de la era astronáutica, evidentemente no era posible evitar el impacto. Pero ahora, con la disponibilidad de desarrollada tecnología astronómica que detecte con tiempo la existencia de la trayectoria de los citados cuerpos, y la tenencia de cohetes potentes que lleven cargas nucleares hasta ellos, por ejemplo, hay una puerta de esperanza ante una gran catástrofe.
Otra cuestión es en caso de cuerpos con una masa menor, como grandes meteoritos. Pero en estos casos no podrían tampoco producir catástrofes totales a nivel planetario aunque si provocar verdaderas desapariciones de muchas grandes ciudades. La caída en un océano de un asteroide de no mucho más allá de los 100 metros, que no fuera detectado, podría crear repetidas olas que arrasaran todos los litorales del océano en cuestión de aproximadamente 1 hora, en dependencia de su masa, lugar de caída y otros factores. En 2002 se estimaba, sin embargo, que para tamaños menores de 1 Km, un asteroide no supone tanto peligro como para formar arrasadores olas (tsunamis) en las costas. Tales olas sucesivas serían de distinta altura en las costas, pudiendo superar los 100 m y disminuyendo con la distancia, pero durarían horas porque el impacto generaría acciones de desequilibrio en los fondos marinos, en los sitios ya propensos a derrumbes, inestables, etc.
En general, se tenía calculado en los años 90 que un cuerpo de menos de 50 m de diámetro podía caer cada año, ocasionando una equivalencia en energía de menos de los 10 megatones, pero tales cuerpos rompen quemándose en la alta atmósfera y no llegan a la superficie. De hasta 75 metros de diámetro, con una energía equivalente de hasta de 100 megatones, puede caer un meteorito cada 1.000 años y causar destrozos como los de Tunguska. De hasta 160 metros, con una equivalencia de hasta 1.000 megatones, puede caer uno cada 5.000 años y hacer desaparecer cualquiera de las mayores ciudades del planeta. Un meteorito de unos 350 metros de diámetro, con una energía equivalente a los 10.000 megatones, puede caer cada 15.000 años y causar una catástrofe que afecte a un estado, o varios estados. Si el meteorito es de 700 metros, con una equivalencia de 100.000 megatones, la posibilidad de caída es de 63.000 años y los daños producidos afectarían grandes áreas de un continente y, si la caída es en el océano, producirían grandes olas que barrerían las costas afectadas. Un meteorito de 1.700 m de diámetro equivale a 1 millón de megatones y puede caer cada 250.000 años, siendo en este caso posible la destrucción de un país entero como España o Francia, pero resultando afectado ya todo el planeta; si cayera en el océano, se elevarían olas de más de 30 m sobre las costas y su cráter en tierra sería de unos 25 Km. El riesgo de la caída de un asteroide de 5 Km es mucho menor, de una vez cada 6.000.000 años, pero sus efectos serían probablemente los de una catástrofe mundial con oscuridad, primero un calor de golpe insoportable y luego un enfriamiento notable, lluvia ácida y extinción sucesiva de especies; una verdadera tragedia colectiva, con hambre generalizada, sin contar los efectos directos. La posibilidad de que volviera a caer un cuerpo como el que hizo desaparecer los dinosaurios, o de uno mayor de 10 Km de diámetro, es de una cada 100.000.000 años.
Estimaciones de simulación posteriores, en 2003, se inclinan por creer que las posibilidades de impacto de un cuerpo de un diámetro superior a los 200 m son menores, de uno por cada 160.000 años.
En 1999 se confeccionó una escala de riesgos de impacto de asteroide o cuerpo similar llamada Torino Impact Hazard Scale; la misma fue revisada (a la baja) en 2005. La misma considera la órbita del cuerpo, velocidad y tamaño, e implícitamente la posibilidad de impacto con la Tierra. Tal escala va de 0 a 10, y en la misma 0 se clasifica como nula posibilidad, 1 como encuentro cercano con extremadamente improbable riesgo, 2 es un riesgo muy improbable, 3 es riesgo con posibilidad de impacto devastador, 4 riesgo con posibilidad de devastación regional, 5 riesgo más probable con igual ámbito regional, 6 riesgo de devastación global, 7 riesgo más probable de devastación global, 8 colisión segura con devastación regional, 9 colisión segura con devastación global y 10 colisión segura y destrucción masiva global.
Una
de las consecuencias del impacto en Júpiter del SL-9 fue, en la
Tierra, la atención de los políticos estadounidenses, como se
indicó párrafos atrás, pero también de otras naciones por un
sistema de vigilancia; solo en el primero impacto del SL-9, que no
fue de los mayores- habría podido producir en la Tierra un cráter
de 20 Km. El sistema, de la NASA, existía anteriormente, desde 1992,
y había sido denominado Spaceguard.
Aunque no había sido desarrollado, fundamentalmente consistía en
una red de vigilancia de 6 radiotelescopios de 2,5 m de diámetro
para detectar cuerpos celestes de más de 1 Km de envergadura, con lo
cual el 95 % de cometas y asteroides potencialmente peligrosos serían
controlados. Su costo se estimó en unos 250 millones de dólares,
pero con un mantenimiento anual añadido de 60 millones y para una
vida de 20 años, al término de la cual habría un costo
extraordinario de renovación.
Entre 2000 y 2013 se registraron en total 26
explosiones de grandes meteoritos o pequeños asteroides en nuestra
atmósfera, lo que viene a apuntar a más de dos por año, con el riesgo
potencial destructivo de haber caído en zona urbana.
Uno de los cuerpos potencialmente peligrosos para la
Tierra a plazo corto es el asteroide Bennu, de una masa de 77,3
millones de Tm y menos de ½ Km de diámetro, que se acerca a la órbita
de la Tierra cada 6 años; en 2010 se consideró que en el año 2.182
podría chocar con nuestro planeta con un 0,001% de posibilidades y que
en 2.135 pasará a solo unos 350.000 Km de la Tierra (menos que la
distancia a la Luna), modificando entonces su órbita. Su posible
impacto, y dependiendo del ángulo de incidencia, podría ser
catastrófico para gran parte de nuestra civilización con una explosión
equivalente a 1.200 megatones (80.000 bombas como la de Hiroshima). Los
chinos han estudiado un plan para lanzar 23 grandes cohetes como el
CZ-5 para producir unos impactos sincronizados que modifiquen su órbita
y lo alejen de la que lo acerca a la Tierra; impactos unitarios de 992
Tm (sistema AKI). También se podría, a su paso por nuestro entorno,
aprovechar y colocar en el mismo cargas nucleares que, una vez lejos,
se hicieran detonar para que se fragmentara o perdiera masa; de esto no
son partidarios algunos porque entienden que alguno de los fragmentos
podría luego llegar a caer en su propia órbita en la Tierra, pero nunca
sería una masa tan elevada y los trozos menores se quemarían en la
atmósfera o al menos en gran medida. Sea cual fuere la solución que se
elija, deberán tenerla a punto desarrolla desde antes para con tal
asteroide u otro aun potencialmente desconocido, con tiempo suficiente.
La segunda parte del problema, tras la vigilancia de tales cuerpos, es como destruirlos o desviarlos de la ruta de la Tierra. También los estadounidenses contaban al respecto con un proyecto antes del choque del SL-9, el proyecto Icaro del Pentágono de décadas atrás. El plan se fundamenta en el envío efectivamente de misiles nucleares directamente al cuerpo objetivo en el caso de los asteroides y sobre la cola en el caso de los cometas. En este último caso una explosión sobre el núcleo podría aun hacernos llegar miles de fragmentos cuyo peligro, aunque menor, sería considerable; los fragmentos menores se quemarían fácilmente en la atmósfera, restando masa e inercia globalmente en los golpes contra el suelo de los trozos que llegaran. En cualquier caso, la explosión nuclear controlada sobre un lado calculado de un asteroide, se supone que al menos lo desviaría de la ruta, bien cambiándola, bien acelerándolo o frenándolo. Si el asteroide o cometa es considerable, las contramedidas habrán de ser una tarea mundial. Una cadena de explosiones nucleares, en número que dependiera del tamaño, sobre el astro sideral en cuestión conjuraría el verdadero fin del mundo. Y a buen seguro que las investigaciones militares nucleares, tan criticadas siempre por la mayor parte de la humanidad, por una vez, al fin, habrían sido justificadas; hay que advertir no obstante que llegado el caso, para una amenaza tal, seguramente no se aplicaría el Tratado internacional que prohíbe el uso de armas nucleares en el espacio por la obvia primacía de la propia supervivencia humana. Se calcula que para desviar un asteroide de 1 Km de diámetro haría falta una potencia nuclear de nada menos que un millón de megatones.
Otro sistema sería enviar potentes cohetes al asteroide, aterrizar, y hacerlos actuar para desviar su curso. Pero en el caso de un cometa, el aterrizaje sería harto complicado y muy difícil. Por otra parte, en dependencia de la masa del asteroide, su posición orbital y su energía cinética, las posibilidades de uno o varios cohetes podrían no resultar. Si el asteroide está demasiado cerca de nosotros, tiene gran masa y llega a gran velocidad, las posibilidades de anularlo serían muy pocas con los medios de que hoy dispone la Tierra.
Un modo menos espectacular pero calculadamente efectivo para el desvío de un asteroide de menos de los 300 m de diámetro, o poco más, puede ser el sometimiento del mismo a potentes o concentradas iluminaciones solares con medios ópticos, tal como láseres o sondas-espejo. De tal modo, el cuerpo perdería por evaporación masa y ello equivale a decir que alteraría su órbita muy ligeramente, pero lo suficiente para que al llegar a nuestro entorno el desvío fuera suficiente. Otra alternativa de efecto idéntico sería recubrir el cuerpo de material reflectante, o blanquecido. En cualquier caso, cualquier modificación importante de su dinámica térmica cambiaría su órbita lo suficiente para el caso; el efecto es denominado efecto Yarkovsky, que lo descubre hacia 1900.
En 1996 se inicia un proyecto denominado NEAT para el avistamiento de asteroides o cuerpos que se consideraban peligrosos por su tamaño y su posibilidad para impactar en nuestro planeta a vista de su órbita cercana a la del mismo. El proyecto es militar y coordinado por el JPL de la NASA. A mediados de 1997 se tenía completado el 10 % del rastreo de tales objetos, captando unos 5.000 en total, de los que se habían identificado 7 asteroides considerados peligrosos. El mayor de todos tiene 41 Km de diámetro. Pero ya antes se conocían otros también potencialmente considerados de riesgo, con lo que el censo total se elevaba a 99 asteroides. El estudio incluye a todos los cuerpos de una órbita inferior en distancia de 8.000.000 Km a la de la Tierra y de un diámetro de al menos 900 m. Menores de tal tamaño en nuestras inmediaciones hay censados entonces unos 800 asteroides y cometas que tampoco han de ser despreciados porque los daños que su caída podrían ocasionar tampoco son desdeñables, aunque no tan terribles como los mayores.
Hay proyectos, además del SpaceWatch y el NEAT, como el del Observatorio Lowell y otros con el mismo objetivo.
De los cometas, solo se conocen 18 hasta 1997 que pasaran a menos de 15.000.000 Km de la Tierra, y solo 3 a menos de 5.000.000 Km.
En 1998, al tiempo que varias películas de moda tenían como historia para contar el choque de un asteroide con la Tierra, la NASA decidió crear una oficina dependiente del JPL para aumentar la vigilancia de tales cuerpos celestes que circulan con trayectorias cercanas a la órbita de nuestro planeta. Fue nombrado director de tal oficina Donald Yeomans.
En 1999, el estudio de los cuerpos que cruzan la órbita de la Tierra llevaba censados 7.000 asteroides de los que solo 115 podrían interceptar nuestro planeta; se piensa entonces que el censo estaría al 90 % en 20 años. La posibilidad de choque cifrada por algunas fuentes hasta entonces de 1 % en los siguientes 1.000 años se bajó a un 0,5% para 1 millón de años. En 2001 se llevaban catalogado 363 asteroides de órbita cercana a la de nuestro planeta y peligrosamente con más de 150 m de diámetro y con órbita que se aproxime por debajo de los 7.500.000 Km de la de la Tierra, pero se estimaba que la cifra total podía llegar a los 1.400.
A
principios de 2003, en la detección de objetos cercanos a la Tierra,
o NEOs, de entre solo 10 y 30 Km llevaba contabilizados 2.225
cuerpos, si bien peligrosos también pueden ser otros más pequeños.
Hubo quien aventuró que podría haber en total hasta cerca del
millón... En 2016 van 15.000.
En abril de 2004, astrónomos de Australia detectaron, dentro de un programa financiado por la NASA, tras un mes de programa de estudios al efecto, 3 pequeños asteroides en ruta de colisión con nuestro planeta. Los mismos no se consideran excesivamente peligrosos como para producir una destrucción masiva catastrófica.
En
ABRIL de 2006 trascendía la intención de astrónomos de varias
naciones, por iniciativa rusa, de confeccionar en el plazo de unos 2
años un catálogo de asteroides con trayectoria de peligro de
impacto con la Tierra.
En 2014 la estimación estadística apunta a que hay
unos 16.000 asteroides que circulan cerca de nuestro planeta con un
diámetro medio entre los 90 y los 270 m, y cerca de 5.000 de entre 270
y 900 m de diámetro medio.
Un mapa dado a conocer entonces (2014) por la NASA
sobre bólidos caídos en todo nuestro planeta entre 1994 y 2013 indica
un número total de 556, de los que 301 cayeron de noche y el resto de
día. En tal momento la estimación habla de unos 20 millones de cuerpos
circulando cerca de nosotros que podrían ser peligrosos por ser mayores
de 10 m. Mayores de 140 se estima que puede haber unos 14.000, pero su
caída se produciría a razón estadística de 1 cada 5.000 años. De más de
1 Km se piensa que hay unos 1.000.
Un estudio conocido a principios de 2019 apunta que
desde hace 290 millones de años la tasa de impactos de asteroides se ha
incrementado en 2,6 veces respecto al período anterior. Aunque se
desconoce la causa, se piensa que podría tener que ver el tiempo de
hace unos 300 millones de años en que se produjeron grandes choques en
el Cinturón principal de Asteroides.
En 2021 se hace una simulación del impacto de un
asteroide de 120 m de diámetro sobre la zona central de Europa con el
fin de estudiar todos los pormenores de un posible evento de tal tipo.
El tamaño podría ser menor o mucho más grande. El tiempo que se da
entre la detección del asteroide y su impacto es de 6 meses. Las
propuestas de solución para evitar daños en lo posible llevan a
considerar a la NASA el disparo de un arma nuclear de 4,5 megatones
para que impacte en el asteroide lo más pronto posible, cuando más
lejos de la Tierra; el éxito posible se ha estimado en un 64%. Aun así
los daños solo se podrían rebajar pero no anular por completo. Los
daños serían sucesivamente en distintos grados: desplazamiento masivo
de la población del área afectada, su posterior destrucción física,
posible invierno nuclear sobre el planeta, interrupción del comercio
continental y mundial, crisis sanitaria y crisis económica. El dueño de
SpaceX, la empresa emergente del momento, Elon Musk, sugiere que para
atajar el problema se debe disponer de cohetes más grandes de los que
hay en tal momento y su disponibilidad inmediata (se supone que con las
cargas útiles adecuadas: bombas, medios de seguimiento), lo cual es
indiscutiblemente acertado.
En
un lejano futuro, dentro de decenas de miles de años, las cosas
pueden cambiar mucho... para peor. El movimiento de alguna estrella,
de algún sistema solar, por nuestro entorno podría traer su propia
nube de asteroides en sus límites y rozar los nuestros. Ello podría
producir el desequilibrio y una afluencia de tales cuerpos, en
realidad asteroides y cometas, hacia nosotros de modo que la futura
civilización terrestre como no tenga una tecnología hoy
inimaginable se verá enfrentada a un bombardeo de proporciones,
nunca mejor dicho, catastróficamente cósmicas. En este punto, no se
espera tal llegada, ni tangencial, de ninguna estrella en los
próximos medio millón de años, lo cual ya es un buen respiro.
En concreto, en 2021 se da conocer un estudio indica
que hay un grupo de estrellas que se mueve hacia un punto de
confluencia con nosotros y en particular hay una que pasará muy cerca.
Se trata de la enana naranja de tipo K conocida como
4270814637616488064 (en Gaia EDR3), o Gliese 710 (HIP 89825), situada
actualmente a 62 años-luz de nosotros en la constelación de Serpens.
Tiene una masa un 60% superior al Sol y se cree actualmente que dentro
de unos 1.320.000 años pasará a solo 0,65 años-luz de nuestra estrella,
unas 41.000 UA, que está por debajo de la nube de Oort (50.000 UA).
Ello supone que los cuerpos más alejados del Sistema Solar va a sufrir
alteraciones gravitatorias y muchos caerán hacia el interior del mismo.
Una nueva época de bombardeo que hoy sería absolutamente catastrófica.
Como falta mucho tiempo no se sabe los avances que podrá haber entonces
para contener el problema. Pero puede que, según el tamaño del cuerpo
que se nos acerque o caiga, no haya solución. La afectación, si el
cuerpo es de gran tamaño, puede no ser solo el impacto, sino la
alteración gravitatoria o de la órbita de la Tierra, o de los distintos
aspectos su rotación o inclinación; otro modo para una secuencia
catastrófica en mareas, climas, ciclos, etc.
También
existe otra opción: la de nuevas influencias sobre el existente
cinturón de asteroides o el de Kuiper, en el límite del Sistema
Solar. En el primer caso, la propia acción de la luz solar, según
estima William
Bottke, perteneciente al Southwest Research Institute, podría por la
lenta pero constante acción en unos cientos o miles de millones de
años arrastrar fuera de su órbita algunos cuerpos en rotación. Tal
acción se basa en el calentamiento de un hemisferio en tanto que
libera, al rotar, el calor por el otro, creando una pequeña fuerza
de empuje.
Los cálculos actuales (2017) sostienen que la
influencia de una estrella que pasara cerca se haría notar si la
distancia a que lo hiciera fuera de 60.000.000 millones de Km, unas
400.000 UA. Tal influencia sería sobre los objetos de la Nube de Oort.
El estudio de los datos del ingenio espacial Gaia indica que en los
próximos 1.300.000 años nos cruzaremos con 97 estrellas a distancias de
hasta 150 billones de Km, pero 16 de ellas lo harán en torno a los
citados 60 billones anteriores, incluso una, la Gliese 710, podría
cruzar (a 2,3 billones de Km) la citada Nube de Oort al cabo de
tal plazo, lo que sin duda causará alteraciones gravitatorias en la
misma con resultado incierto; tal estrella tiene una masa de un 60% la
solar.
En
cuanto a los cuerpos del cinturón de Kuiper, dado que son
desconocidas sus trayectorias, podrían estar en larga ruta hacia
nosotros algunos de período muy largo, de varios cientos o miles de
años.
Se cuentan los satélites meteorológicos, geodésicos, de recursos naturales, científicos diversos (oceanografía, etc.) y otros varios. Entran prácticamente todos, salvo los propiamente de observación astronómica no solar, investigación de la microgravedad, muchos experimentales o tecnológicos, los de navegación, los militares, los meteorológicos y los de comunicaciones.
Véase
el capítulo sobre satélites artificiales.
Apogeo..............................
406.685 Km
Perigeo............................. 356.410 Km
Distancia media al planeta.......... 384.400,5 Km
Tiempo mes lunar sinódico, 4 fases.. 29 d 12 h 44 m 2,78 s (en relación al Sol)
Tiempo del periodo sideral.......... 27 d 07 h 43 m 11,47 s.
Rotación propia o día............... 27 d 07 h 32 m 11 s.
Mes lunar apogeo-perigeo (anómalo).. 27 d 13 h 18 m 33,10 s.
Movimiento medio en un día.......... 13º 10’ 35”
Inclinación de la órbita............ 5º 8’ 43” (máxima 5º20’ mínima 5º57’)
Inclinación ecuatorial en la órbita. 6º 40’
Excentricidad de la órbita.......... 0,054901.
Gravedad............................ 1,565 m/seg^2. (0,1653 la terrestre).
Peso allí de una persona de 70 Kg... 11,6 Kg.
Masa................................ 7,349x10^22 Kg. (0,012 la terrestre).
Volumen............................. 2,1973x10^10 Km^3.
Densidad media...................... 3,342 g/cm^3.
Diámetro ecuatorial................. 3.475,6
Diámetro medio....................... 3.474,8 Km.
Superficie.......................... 37.900.000 Km^2
Temperaturas........................ -155ºC a 105ºC.
Velocidad orbital................... 3.672 Km/h.
Velocidad de rotación............... 4,626 m/seg.
Velocidad de escape................. 2,376 m/seg.
Tiempo a la Tierra V=luz............ 1/3 seg.
Magnitud............................ -12,74.
Albedo.............................. 7 %
Campo magnético..................... 20 a 200 Gammas.
La
Luna es el segundo satélite más grande en relación al planeta en
todo el Sistema Solar, detrás del conjunto Plutón-Caronte. Debe su
nombre a los romanos y los griegos que la habían denominado primero
Selene y Artemisa; para los babilonios fue Sin, para los fenicios fue
Astarte, para los sumerios Ninnin, y para los egipcios Isis, Thoth y
Khonsu. Gira a un promedio de unos 384.000 Km de la Tierra, dando una
vuelta completa cada 27,3 días, ofreciendo siempre la misma cara a
nuestro planeta puesto que su rotación propia es de igual período;
aunque tiene un ligero balanceo. Sin embargo, aunque solo se puede
observar la mitad a la vez, los movimientos de libración
(un cabeceo de la Luna; movimientos de 7º 54’ en longitud o
lateral y 6º 50’ en latitud o vertical) permiten ver hasta el 59 %
en todo su trayecto, puesto que la velocidad orbital no es constante
al no ser una órbita circular, el plano de inclinación orbital
respecto a su ecuador es de más de 5º, y por el propio movimiento
rotatorio de la Tierra. Debido a las fuerzas de gravedad con nuestro
planeta, en concreto a la energía disipada en las mareas, la Luna se
aleja un promedio de 3,5 a 3,8 cm todos los años. También sufre por
ello pequeñas alteraciones en su rotación y campo de gravedad.
Además, la influencia lunar con las mareas tiene otro efecto en
nuestro planeta: los cambios térmicos atmosféricos derivados de los
movimientos convectivos producidos en los océanos, que hacen
ascender aguas frías del fondo y bajan la temperatura de las masas
de aire en superficie (estudios oceanográficos de la Universidad de California).
La citada inclinación de la órbita selenita del 5º,
cuando se podría pensar que debería haberse formado en el mismo plano
ecuatorial de la Tierra, se cree (2015) que puede ser debida a
interacciones gravitatorias con pequeños cuerpos cercanos que había en
tal momento de la formación.
En
su rotación al rededor de la Tierra, el ciclo exacto que permite a
ambos volver a tomar las mismas posiciones se repite cada 18 años 11
días 8 h, desplazándose 120º al Oeste. El período, que se llama
Saros,
determina el tiempo o intervalo entre eclipses similares y ocurre
cada 86 años por término medio, con 84 eclipses, de ellos la mitad
solares y la otra lunares; los solares son 14 parciales y 28 totales,
anulares o ambos, y los lunares 14 totales, 14 parciales y 14 de
penumbra. (todos en promedio). Los eclipses de Sol, como es fácil
de advertir, se dan cuando es Luna Nueva, y son los más llamativos, y
los de Luna cuando la misma está en Llena.
Uno de los primeros eclipses observados y documentados por
el hombre lo fue desde China hacia el año 2.136 antes de Cristo, si
bien se reconoce como uno total de Sol como de los primeros
verificados el del 5 de marzo de 1.223 antes de Cristo que se vería
sobre Oriente Medio y África. En dependencia de la distancia a la
Tierra de la Luna en su recorrido orbital, los eclipses del Sol por
interposición de la Luna pueden ser de tres tipos, total, parcial o
anular; en el primer caso, la Luna oculta el Sol pero deja ver su
atmósfera en el contorno y son los más interesantes, en tanto que
en los anulares se observan un anillo solar, dejando ver las zonas
cercanas al borde del horizonte de la estrella. Los parciales barren
solo una parte del Sol por algún lado; así, el anular puede
considerarse también como un tipo particular de eclipse parcial. La
duración máxima de un eclipse es de 7,5 min, si bien la inmensa
mayoría solo duran menos de 3 min.
En exactitud, la órbita lunar tiene ligeras alteraciones, como la producida en su inclinación; en la excentricidad (con período de 206 días); en el período, que por la acción gravitatoria solar se incrementa en un 0,14%, pero solo en determinada posición; etc.
En realidad, la Luna no gira sobre nuestro planeta, sino que Tierra y Luna forman un conjunto que gira sobre el centro de gravedad común que, dado lo pequeño de la Luna respecto al planeta, se encuentra cerca del centro de éste; en realidad está a 4.670 Km del centro mismo. Por ello parece que la Luna gira sobre la Tierra sin más.
Su forma esférica se ve un poco alterada por un ligero abombamiento en la cara oculta, estando por el contrario la faz visible un poco achatada. Por otra parte, el hemisferio norte sobresale en unos 200 m en tanto que el sur tiene un hundimiento o depresión de 400 m.
Su diámetro medio, de unos 3.474 Km, se cree que se redujo en unos 100 m en los últimos 1.000 millones de años, según datos de la sonda LRO de la NASA.
Dado que en la práctica carece de atmósfera, las temperaturas en su superficie son extremas, pasando de los 100ºC sobre cero y bajo cero en las respectivas zonas iluminadas o en sombra. Su influencia gravitatoria sobre la Tierra causa las mareas de modo que algunos ciclos de los seres vivos del planeta están en relación directa con tal período y sus fases. En las mareas, si bien es la Luna el principal factor, también hay influencia de la fuerza centrífuga del planeta.
Las fases lunares, resultado de la observación terrestre según la iluminación del Sol, conocidas por luna llena, menguante, nueva y creciente, resultan una referencia obligada en algunos ámbitos de la vida terrestre; su ciclo, llamado lunación, mes lunar o período sinódico, no coincide con su período orbital o sideral y es de 2 días y 5 h más (29 días 12 h 44 min 2,8 seg). En realidad, las perturbaciones gravitatorias orbitales del conjunto Tierra-Luna hacen que el período del ciclo completo lunar oscile entre los 29,27 y los 29,83 días.
Según se cree, determinadas posiciones de la Luna, quizá por su relación gravitatoria con las mareas (tanto marítima como atmosférica), influyen en conductas o actitudes biológicas. La parte de la Tierra que apunta hacia la Luna se eleva en 36 cm en el efecto marea, teniendo lugar el mismo también en las antípodas, y hasta 21 m en algunas partes del mar. En la Luna el mismo efecto a la recíproca eleva en 51 cm algunas partes de la cara visible. Algunas actividades agrícolas, según el parecer popular, se ven favorecidas en el cuarto menguante, por ser período biológico menos activo, y según estadísticas policiales (a decir de la prensa) en los primeros días de luna llena hay una superior predisposición hacia la delincuencia en determinados ámbitos, así como para determinadas situaciones biológicas. Superstición o ciencia, lo indudable es que vivimos en un conjunto de gravedades interrelacionado que nos influye en gran medida.
Además, la influencia de la gravedad de la Luna permite a nuestro planeta una estabilidad en sus propios movimientos, de forma que si nos quitaran de golpe la Luna, el eje de giro inclinado de 23º de la Tierra se perdería. Comenzaría un giro caótico entre 0 y 90º dando lugar a brutales cambios climáticos.
Respecto a un punto concreto de la Tierra, la rotación lunar se retrasa a diario en unos 50 min, por lo que la aparición de las mareas sufre a diario tal diferencia.
Para explicar la existencia del conjunto Tierra-Luna se llegan a enunciar 4 teorías. Una dice de su formación a la par, Tierra y Luna, en dos cuerpos protoplanetarios, aunque tiene la duda de porqué la Luna no tiene, en tal caso de formación conjunta, metales pesados como la Tierra; no tiene un núcleo destacado de hierro. Otra teoría sostiene que la Luna se desgajó de la Tierra en tal proceso, teniendo la misma igual problema de explicación, resultando además que la Luna debería de girar más rápido. Una tercera, propuesta en 1955 por H. Gerstenkorn, acepta que la Tierra capturó la Luna al tener ésta una órbita cercana o de paso, pero dada la elevada masa selenita se cree que es muy poco probable.
Finalmente
una cuarta teoría, la más aceptada, fue llamada “del impacto” y
es propuesta en 1974 por William K. Hartmann y Donald R. Davis. La
teoría del impacto viene decir que un cuerpo de grandes dimensiones,
un gran asteroide o planeta que ha sido llamado Orfeo
y
Theia (o Tea),
grande como Marte (algunos modelos dicen que el triple mayor y la
cifra aceptada como posible en 2.003 es la de un objeto de 6.600 Km
de diámetro), chocó con la Tierra al principio de su existencia, al
cabo de solo entre 30 a 50 millones de años de existencia, haciendo
que se formaran en una órbita un anillo de residuos con los trozos
sueltos del manto terrestre reunidos por la propia gravedad. Se
piensa que quizá podrían haber sido en realidad 2 impactos seguidos
del mismo cuerpo en el plazo de un par de días. En cualquier caso el
choque ocurriría con un ángulo preciso, fuera del cual no se hubiera
podido formar la Luna a partir de unos anillos. Si hubiera chocado de
frente se cree que no se hubieran formado los mismos, si bien esto ha
sido rebatido; a principios de 2016 se dice que el choque fue frontal y
no de unos 45º, a raíz de estudios sobre la huella geológica de los
isótopos de oxígeno terrestres y lunares que resulta uniforme en ambos
casos, prueba de la mezcla homogénea de los restos del hipotético
Theia. El parecido de la composición lunar con la del manto terrestre justifica en gran medida tal teoría.
Además, se piensa que el planeta tendría hoy mucha más agua,
perdida en el choque, con lo que los océanos apenas habrían dejado
hoy tierra firme (posiblemente menos del 5%, y en las montañas más
elevadas que hoy conocemos) y tendría una rotación más rápida,
vientos más violentos y solo posiblemente vida marina. Tales trozos
pues se habrían aglomerado y fundido gravitatoriamente y por
impactos hasta formar un cuerpo, la Luna. Para entonces el denso
núcleo terrestre ya habría estado formado y de ahí que su
material, no arrancado en el choque, no acabaría siendo un
componente de la Luna. Esto último ocurriría probablemente hace
unos 4.510 millones de años, según estudio isotópico (de oxígeno)
sobre 21 muestras de terreno lunar Apollo realizado por la
Universidad de Michigan. Así queda explicado la menor densidad
lunar, pues la materia más densa quedó en el trozo mayor que sería
la Tierra que a su vez quedaba reducida un poco de tamaño y
ligeramente más densa. De tal modo se explica también el parecido
de los materiales lunares a las capas más externas de nuestro
planeta. Pero también tiene inconvenientes tal teoría, relativos a
la masa del cuerpo impactante y el límite de Roche. Los estudios
derivados de los datos aportados el programa Apollo y la sonda Lunar
Prospector abonan esta opción de la teoría del impacto. Un estudio
publicado en 2012 reafirma la teoría del impacto de un cuerpo similar a
Marte tras análisis de tales muestras lunares por su contenido en
isótopos de cinc.
Otro estudio de 2016 abona la teoría de un gran
impacto tomando en consideración las proporciones de isótopos de
potasio 41 y 39 en Tierra y Luna. Lo mismo ocurre, reforzando tal teoría, en 2019 con isótopos del cloro.
A principios de 2017 se da a conocer otra teoría más que
dice que la Luna podría ser el resultado, no un choque de la Tierra y
otro gran cuerpo, sino el de la protoTierra con varios, al menos 20,
cuerpos menores, pero considerables. Se basa su autora, Raluca Rufu,
del Instituto Científico Weizmann israelí, en simulaciones matemáticas;
en realidad, tal propuesta data de 1989, del australiano Alfred E.
Ringwood.
Sobre la antigüedad o edad de la Luna, no todos los
estudios concuerdan en tal cifra de 4.510 millones de años, y en 2013
se piensa en un poco menos, unos 4.450 millones o algo menos. En
cambio, en 2015 la cifra se subió a la de 4.470 millones de años, según
estudios de impactos secundarios en el cinturón de asteroides.
En todo caso, tras el estudio de las muestras de los
Apollo, en 2025 se estima que la Luna se solidificó luego en tan solo
unos 20 millones de años y hace unos 4.430 millones de años (sobre la
base de su formación hace unos 4.450 millones de años).
Al formarse la Luna sobre una órbita a unos 22.000 Km de la Tierra, su
influencia gravitatoria sobre nuestro planeta sería 4.000 veces
superior a la actual. Este factor, en un tiempo el que la Tierra
giraba con un día de solo 4 horas, generaba enormes mareas en
nuestro planeta. Pero con el tiempo, la tendencia al alejamiento
lunar y al frenado en el giro de la Tierra, llegaría a la posición
actual.
En 2007, en base a estudios sobre el isótopo del wolframio lunar (obtenido de muestras de los Apollo), se precisó la formación de nuestro satélite sobre la base de la teoría del impacto. Se cree que el magma formado se hizo sólido en torno a los 100.000.000 años tras la formación del Sistema Solar.
Se
ha venido aceptando (2011) como antigüedad de la formación de la Luna
los 4.560 millones de años, si bien se discute un margen de 200
millones de años más joven en función del material plagioclasa hallado
en rocas lunares.
La
corteza selenita se formaría hace menos de unos 4.450 millones de años.
En
la formación, los materiales más densos se fueron hacia el núcleo
y en la parte más externa se fue conformando una superficie que
sería primero un océano de magma a una temperatura de unos 1.400ºC,
e iría dando una primera forma al enfriar luego desfigurada por los
meteoritos y diversas salidas de magma interno. De un modo general,
dado que la corteza es en un 98% de plagioclasa, junto a la superficie,
se formaría muy probablemente sobre un océano de magma, según estudios
dados a conocer en 2017.
Por entonces, se
calcula que la Luna giraba mucho más cerca de la Tierra que en la
actualidad, quizá sobre los 30.000 Km de distancia tan solo. La
tendencia de lento alejamiento sigue aun hoy.
La forma de la
Luna, ligeramente ovalada, se cree resultado de la solidificación en su
formación por el efecto marea y de rotación.
Durante un tiempo impreciso, que se cree entre los 20 y 200 millones de años, en torno a los 500 millones de años de la formación de la corteza (hace unos 3.900 millones de años), la Luna sufrió, como la Tierra, un intenso bombardeo de meteoritos que craterizaron la misma.
En el verano de 2001 un científico chino lanzó la teoría de que el origen de la Luna podría estar en la formación de un cuerpo tras el choque de dos planetas a la altura del cinturón de asteroides. Luego, el mismo, habría llegado a ser capturado hace 4.460 millones de años por la gravedad de la Tierra, quedando en una órbita sobre ésta. Es básicamente la propuesta de 1955 de Gerstenkorn
Casi a la par, en octubre de 2002, el ex-astronauta y geólogo H. Schmitt negaba la hipótesis hasta entonces generalmente aceptada del origen lunar en el impacto sobre la Tierra de un gran cuerpo y basaba el razonamiento en datos geológicos. Los que no aceptaban la hipótesis del impacto basan la negativa principalmente en la dispar abundancia de elementos; por ejemplo, la falta en la corteza terrestre de iridio y níquel. Schmitt indicó que la superficie lunar no parecía haber sufrido fusión alguna (que se generaría en el impacto) posterior a su origen y se inclinó por la opción de la captura... ¿sería así o estaría el antiguo astronauta promoviendo algún proyecto de retorno a la Luna? ¿Nuestra Luna siempre nos dejará dudas sobre su origen?
La clasificación de las eras geológicas lunares se puede resumir así:
|
Nombre de la Era |
Hace entre años (millones) |
Evento de la Era |
|
Prenectariano |
4.300 y 4.000 |
Bombardeo y craterización |
|
Nectariano |
4.000 y 3.900 |
|
|
Ímbrico |
3.900 y 3.200 |
Formación de los Mares |
|
Eratósteniano |
3.200 y 1.100 |
|
|
Copernicano |
1.100 y actualidad |
Aparece el cráter Copérnico ( hace 1.100) |
El
interior de la Luna, por debajo de los 200 Km de su superficie,
estuvo caliente durante los primeros 700 u 800 millones de años de
su existencia por efecto de la radiactividad. Entre los 3.000 y 3.800
millones de años, así pues, la temperatura alcanzada, la máxima,
fue de entre 1.100 y 1.200ºC; no obstante, simulaciones informáticas de
2019 indican una temperatura actual superior, de entre 1.300 y 1.470ºC.
Ello produjo la fusión parcial del
manto y la salida sobre los mares de la lava en un 1 % de la masa
total de la Luna.
La corteza lunar se estima en un grosor entre 35 y 40 Km según datos (2012)
de la sonda GRAIL (los datos Apollo son similares: entre 34 y 43 Km),
por debajo de la que hay un manto superior de unos 350 Km de grueso,
otro interno, y finalmente un núcleo en el que no hay metales pesados
en cantidad importante, si bien se cree que hay un pequeño núcleo de
unos 600 Km de diámetro de hierro principalmente. La corteza, según los
últimos estudios publicados en 2005, podría ser algo más delgada, con
solo 40 Km de media. Es posible que el núcleo esté fundido, al menos en
parte, a juzgar por las oscilaciones cíclicas de unos 10 centímetros de
la superficie selenita en combinación con la gravedad de nuestro
planeta (cada 27 días), según mediciones láser. La antigüedad de la
corteza no es homogénea, siendo más antigua en torno al Mare Imbrium,
unos 4.100 millones de años.
La composición es por encima según se cree de un material parecido al granito. En la corteza se ha estimado la cantidad de hierro en un 3%. En la cara visible el grueso de la corteza oscila entre los 30 y 45 Km bajo los mares y entre los 30 y 70 en las tierras restantes, pero en la cara oculta baja a los 100 Km. La causa de esta diferencia no fue aclarada a su descubrimiento.
En el subsuelo selenita, entre los 200 y 400 Km de profundidad, la temperatura es más caliente en las regiones más elevadas que bajo los llamados mares. En la cara oculta, la corteza es más gruesa, lo que significa un mayor impedimento para que la lava hubiera salido a la superficie en su momento.
Los
cambios de temperatura interna desatan fuerzas que dan lugar a cierta
actividad tectónica lunar; también inciden en el mismo efecto la
fuerza de la gravedad terrestre o un gran impacto. En cualquier caso
se producen por ello terremotos lunares o lunamotos. Tal actividad
tiene lugar entre los 800 y 1.000 Km de profundidad (en tanto que en
la Tierra los terremotos se generan por encima, entre los 700 y 70
Km). Se ha detectado que la máxima actividad ocurre al alcanzar el
apogeo y el perigeo la órbita
lunar.
Al año se ha calculado que se producen cerca de 3.000 lunamotos,
pero su nivel es muy bajo, de grado 2 en la Escala de Richter.
Se cree que la parte más profunda del manto está
caliente, calor generado en gran medida por el efecto marea de la
gravedad terrestre. El principal efecto térmico que produce los
terremotos es el de la contracción por enfriamiento interior que es
además progresivo. Los análisis de datos de los sismógrafos Apollo y de
la sonda LRO indican además que los terremotos tienen lugar
generalmente cerca (hasta 27 Km) de las fallas geológicas lunares
activas. Entre 1969 y 1977 se registraron 28 terremotos de magnitudes
entre 5 y 2.
El
núcleo lunar supone un 4 % de toda la masa lunar, lo que en
comparación con el 30 % terrestre señala una menor proporción. El
núcleo tiene un radio de entre 220 y 450 Km, si bien en 2010 se precisó
que sería de 240 Km en base a datos obtenidos por sismometría en
tiempos de los Apollo; entonces también se dijo que por encima habrá
unos 330 Km de capa líquido-ferrosa. En 2019, según astrónomos
franceses, el tamaño de tal núcleo se fija en 331 Km, con un margen de
error de ±12 Km. En 2023 la estimación cita las cifras de 516 Km de
diámetro el núcleo interior (radio de 258 Km) y sobre el que se
extiende en 362 Km un núcleo exterior.
El núcleo lunar, que contiene hierro principalmente como se indicó, según la sonda Lunar Prospector, produce un campo magnético global muy poco importante. Las zonas principales que producen campos magnéticos están en la cara oculta, creadas posiblemente por impactos de grandes meteoritos en la edad temprana de la formación lunar. Sí, en cambio, fueron hallados pequeños campos locales, posiblemente originados en impactos meteoríticos. En un área al sur de la cara oculta se halló en la corteza bajo uno de los mares una anomalía magnética.
La composición del interior, según se dijo en 2005, podría ser menor de lo creído en hierro y magnesio, y mayor en aluminio y silicio.
Vista
de un modo global, la superficie de la Luna tiene una parte en la
cara visible que resalta como prominencia y por el contrario otra
parte en la cara oculta que está hundida o en depresión. Hay quien
achaca estas formaciones a la atracción gravitatoria terrestre antes
de la solidificación selenita, y hay quien piensa que es resultado
de algún antiguo gran impacto; también está un poco desplazado el
manto y ello da lugar a pensar que el choque se produjo en la cara
oculta hace unos 4.000 millones de años. En 2022 se ahonda (Universidad
Brown) en la teoría del impacto, pero no en la cara oculta sino en la
cuenta Aitken del Polo Sur, que generó un flujo en el interior lunar y
produjo el desplazamiento de materiales derretidos por la cara visible,
estableciendo en tal redistribución su diferencia con la cara
oculta; esto ocurriría hace 4.250 millones de años, según datos de la sonda china Chang'e-6.
La principal y general característica morfológica concreta de la superficie son los cráteres, de los que hay de todos los tamaños, los llamados mares y las montañosas. Aunque antiguamente se creía en muchas cosas acerca de la superficie lunar, tras las visitas de las sondas automáticas y los vuelos Apollo quedó claro que en la Luna ni hay, ni hubo, vida alguna, ni materia orgánica que la propiciara, y que la misma está cubierta de capas más o menos acusadas de polvo oscuro, semejante al basalto terrestre, con abundante vidrio microscópico que la hace resbaladiza a las botas de los astronautas; tal vidrio procede en su formación de la fundición por impactos meteoríticos. Estas capas son, no obstante, de poco grosor, de unos cm, también al contrario de lo que se pensaba antes. El resto de suelo son piedras o rocas de distintos tamaños.
El
análisis de las rocas selenitas muestra que escasamente las hay de
antigüedad superior a los 4.000 millones de años, posiblemente
porque los intensos impactos destruyeron la superficie más vieja. El
origen de la conformación del primer suelo lunar son pues los
impactos meteoríticos, ocurridos principalmente hace entre 4.400 y
4.000 millones de años, y las masas de materia emergida del
interior, bien por vulcanismo o como resultado de movimientos
tectónicos originales. Destacan así, en resumen, los cráteres y
los mares o maría.
Los mares selenitas suponen el 16 % de su superficie y son zonas
llanas de origen en la lava del interior. Su denominación se debe a
que antiguamente se creía que eran mares como los terrestres. En la
antigüedad, el ser humano veía toda clase de cosas y formas en la cara
visible, desde una simple cara o un hombre (como en Europa), o unas
manos (en la India), y hasta un conejo (en la Asia más oriental),
pasando por una mujer (Nueva Zelanda), un árbol (Hawai), etc.
En efecto, en la superficie de la Luna se distinguen dos tipos de suelos en líneas generales o principalmente. Uno es el craterizado, más montañoso y de color más brillante de feldespatos, y otro los mares de basaltos, más oscuro y menos abrupto. El primero es muy antiguo, formado inicialmente con el satélite, y sometido entonces al impacto de meteoritos, residual pero aun muy importante, principalmente hace entre 3.800 y 4.000 millones de años; está formado mayormente por anortosita de feldespatos, aportada en el enfriamiento del magma, y compuesta a su vez por mineral plagioclasa cálcica; este material se encuentra hasta una profundidad de 60 Km en la corteza. Las rocas más antiguas de la Luna datan de hace unos 4.200 millones de años, al poco de su formación. Los mares, más oscuros, son formaciones más jóvenes, de entre 3.000 y 3.700 millones de años, generalmente circulares, creadas sobre terrenos de impacto 500 millones de años más antiguos por afluencia de materia basáltica llegada del interior sin necesidad de cráter volcánico. Ello hace que su composición sea más densa y contenga minerales basálticos de olivino y piroxenos. Coincidiendo con los mares más antiguos, entre los 3.600 y 3.900 millones de años, surgen fallas que son la causa de fosas tectónicas.
Los
terrenos más jóvenes son los del llamado período Erastosteniense,
datado entre los 3.200 y 1.200 millones de años (más atrás se
fecha el período imbriano,
en el tiempo de los grandes impactos). Entonces declinan las
erupciones volcánicas mayores y la acción de magma solo rellena
cuencas menores de los 20 Km. También por este tiempo, el
enfriamiento del núcleo habría hecho que el campo magnético que
hubiera existido se extinguiera prácticamente. El vulcanismo lunar,
salvo casos puntuales, desaparecería hace unos 3.000 millones de
años (más exactamente hace entre los 3.200 y los 2.200 millones de
años); sin embargo, se cree que entre 10.000.000 y 1.000.000 de años
aun hubo lugares con escapes de gases de tipo volcánico. La
desaparición del citado vulcanismo en la Luna fue progresivo hasta
concluir prácticamente hace poco más de los 50 millones de años a tenor
de las observaciones de la sonda LRO.
Respecto al vulcanismo lunar, en los vuelos Apollo 15 y
17 se trajeron muestras de terreno entre el que había mineral olivino y
diminutas esferas de vidrio de origen volcánico que habrían sido
originadas en las erupciones y formadas con gas monóxido de carbono,
CO; esto se identifica en 2015. En tales vitrificaciones volcánicas
también se halló en 2008 agua, cloro, flúor y azufre.
Por último, desde hace menos de los 1.100 millones de años hasta la fecha, se ha llamado período Copernicano, (por ser un último gran impacto), en la historia geológica de la superficie lunar.
Se cree que el gran cráter Copérnico lunar, en el Mare Imbrium, hacia los 9,7º de latitud Norte y 20º de longitud Oeste, fue formado por un impacto de un cometa de unos 15 Km de diámetro a 55 Km/seg que abriría una caldera de 96 Km de diámetro y más de 3 Km de profundidad hasta sacar materia ígnea o volcánica del subsuelo hace unos 800 millones de años. En el fondo del mismo hay una estructura de unos 29 Km de longitud de carácter rocoso, de distinta tipología mineralógica según la sonda hindú Chandrayaan-1, apuntando a la existencia de piroxenos de magnesio.
Como
residuo de las paredes de antiguos y grandes cráteres aparecieron
también cadenas montañosas, dando lugar así a otro tipo de suelo,
que junto a las fracturas, hendiduras o grandes zanjas, viene a
suponer casi todos las distintas formaciones o tipos de suelo
selenita. El total de cráteres lunares es de más de 3.000 millones.
El terreno lunar actual más superficial es resultado
de la continua erosión de meteoritos, viento solar y radiación en
general, que han dado lugar a ese polvo tan fino que lo caracteriza. El
regolito resultante tiene un desigual espesor, de unos 2 a 8 m en los
llamados mares y de casi el doble en las regiones montañosas.
Como en la Tierra, la superficie lunar también
experimenta desprendimientos de rocas, aunque por motivos distintos
pues en nuestro satélite no hay acción erosiva del agua ni del aire.
Los movimientos sísmicos, los impactos y la acción de la radiación
solar con ciclos de extremo frío-calor pueden producir tal dinámica. En
2020 se dio a conocer un mapa de la superficie selenita comprendido
entre los 80º latitud norte y otros tantos sur que contabiliza 136.610
desprendimientos de rocas de más de 2,5 m de diámetro medio. No
obstante, la mayoría tienen diámetros medios de entre 7 y 10 m.
Por
otra parte, la acumulación basáltica en algunas partes da lugar a
masas concentradas o más pesadas que se denominan mascons
(masa concentrada) que causan al sobrevolarlas en órbita ligeras
alteraciones debidas a una mayor gravedad de las mismas. Este
fenómeno fue hallado por las sondas americanas y su forma o alcance
es distinto en cada caso e irregular en su geometría. Los 5
principales puntos mascons selenitas están en los llamados mares
Serenitatis, Imbrium, Crisium, Nectaris y Humorum; también destacan
los de Mendel Ryberg, Humboldtianum y Schiller Zucchius. Todos los
citados están en la cara visible y los de la cara oculta son menores.
Tras los datos de la misión americana GRAIL y
estudios con simulación informática, se cree que los mascons son el
resultado de los impactos asteroidales que permiten en el lugar del
choque la acumulación del material más denso del manto hacia la
superficie por efecto reverberador y del movimiento ondulatorio.
Otro tipo de formaciones son las largas grietas, que tienen su origen en los ríos de lava o el derrumbe de costras enfriadas de lava, fosas concéntricas en los bordes de los mares, resultado de tensiones tectónicas, arrugas, fracturas de terreno, etc.
En
cuanto a la temperatura en la superficie lunar marca extremos de
105ºC a -155ºC, según sea zona iluminada o de sombra. Según la
sonda LRO (2009) hay además algunas zonas en perpetua oscuridad en
el Polo Sur que alcanzan nada menos que los -238ºC. Los chinos
registran en 2019 en la cara oculta durante la noche selenita una
mínima de -190ºC.
El punto más
alto de la superficie lunar, la mayor altitud, está en parte exterior
anular de un cráter de la cuenca Aitken del Polo Sur que tiene 10.786 m
de altura sobre el nivel medio de todo el suelo selenita, según la
sonda LRO. Tal cráter tiene unos 2.500 Km de diámetro y es el segundo más grande conocido en el Sistema Solar.
Se
cree que este cráter de impacto exhibe material del manto lunar con
abundancia de piroxeno rico en magnesio en una zona que rodea a la
parte central. En tal cuenca, en 2019 se cree detectar entre los 12 y
300 Km de profundidad una gran masa que parece de composición
metálica, de unos 50.000 Km² (equivalente a un cuadrado de casi 224 Km
de lado) de extensión, quizá relacionada con tal impacto; la masa de
este mascon ha sido estimada en 2,18x10¹⁵ Tm.
La composición del suelo lunar no solo está afectada por la composición propia en las condiciones de su solidificación sino por la acción de los impactos meteoríticos y la acción continua de la radiación solar, y también en menor medida de la radiación cósmica llegada del exterior del Sistema Solar, y que determinan temperaturas extremas de aproximadamente -105ºC y 155ºC; tal diferencia se produce con rapidez entre la zona de sombra y la iluminada y apunta al carácter del suelo que no acumula calor. Según las zonas la constitución es ligeramente distinta, pero de un modo general, la capa más superficial es de un polvo negruzco, que son muy adherentes por electrostática al quedar cargado positivamente por efecto de la pérdida de electrones tras la incidencia de la radiación solar. La capa superficial, como pudieron apreciar los astronautas de los Apollo, es entre 1 y 10 cm, o en algunos puntos algo más, de tan pegajoso polvillo parecido a la carbonilla, de menos de las 100 micras, menos de la mitad de diámetro que la arena terrestre y con más aristas. Este polvo resulta de efectos abrasivos (es de cristal, dióxido de silicio) e incluso corrosivos ante determinado instrumental exploratorio humano, como las gomas, juntas, etc., e inunda fácilmente el más mínimo resquicio, lo cual supondrá en un futuro de exploración y colonización selenita un problema a tener presente. Además, puede también originar reacciones alérgicas una vez en contacto en las cabinas, como así pasó con algún astronauta Apollo que acusó rinitis. El olor del polvo (en las cabinas, al contacto con el aire u oxígeno) ha sido definido como a “pólvora quemada”. Las cargas electrostáticas en los límites de la frontera noche-luz en el suelo lunar hacen que una pequeña cantidad de fino polvo de menos de 1 micra se desplace y salte volando. Los granos mayores se cargan electrostáticamente más que los menores contra lo que se pensó en un principio. El fenómeno fue captado por instrumental dejado por Apollo 17 y visto también por sondas orbitales, siendo identificado como un resplandor en el horizonte crepuscular selenita, y supone en la frontera noche-luz de la Luna una especie de pequeña ola electrostática que se desplaza con la rotación de nuestro satélite. Este polvo cargado eléctricamente en la cara iluminada selenita levita, pero a la vez es retenido por la gravedad lunar con lo que se producen las oscilaciones en vertical de sus partículas. Dentro de estos fenómenos de electricidad y magnetismo se llegan a producir una especie de remolinos con el polvo lunar.
Para las sondas soviéticas Luna, el suelo lunar resultó ser un basalto como el terrestre pero sin agua y menor cantidad de potasio y sodio. En el Mar de la Fecundidad hay basaltos de titanio mientras que en otras zonas el basalto tiene otro contenido en titanio y aluminio; en general, los mares tienen mucho contenido en titanio (en ilmenita). La edad de cristalización de tales basaltos en el Mar de las Crisis se estima en al rededor de los 3.400 millones de años. En la zona de Apollonius, entre los mares de las Crisis y de la Fertilidad son ricas en feldespato, siendo su edad isotópica de al rededor de los 4.200 millones de años.
Las muestras de suelo lunar traídas por americanos en los vuelos Apollo y soviéticos en sus Luna 16, Luna 20 y Luna 24 con los que trajeron en total más de 300 gramos de suelo selenita, mostraron una constitución de desmenuzadas piedras en granos muy finos, siendo un promedio del 18 % de un tamaño entre los 2,3 y el medio milímetro. La antigüedad datada se cifró entre 4.000 y 4.300 millones de años.
Las esperanzas puestas en los vuelos Apollo en la búsqueda de minerales lo más antiguos posibles fueron correspondidas en general por desiguales resultados. En un primer momento se achacó una antigüedad de 3.900 millones de años a la muestra más vieja de Apollo 11, de 4.100 millones a algunas de Apollo 16 y Apollo 15, y de 4.400 millones a alguna de Apollo 12. Los estudios posteriores corrigieron estas cifras.
Como
en la Tierra, en un 95% o más, en cuanto a minerales, la Luna posee
en su superficie silicatos. La composición por elementos arroja el
siguiente promedio de resultados: Un 42 % de oxígeno, 21 % de
silicio, 13 % de hierro, 8 % de calcio, 7 % de aluminio, 6 % de
magnesio y un 3 % de otros diversos elementos (uranio, torio,
potasio, hidrógeno, etc.). Del cromo hay proporcionalmente más en
la Luna que en la Tierra, y es abundante el titanio (entre un 0 y un
7%, según suelo; el titanio resultó abundante respecto al basalto
terrestre en Apollo 11 pero iguales en Apollo 12 y Apollo 16); el
contenido del hidrógeno en los basaltos es muy bajo. En cuanto helio
triatómico (He3), llevado al suelo selenita por el viento solar, se
calcula que hay un millón de Tm. El citado viento aporta al regolito
lunar (polvo) carbono, azufre y nitrógeno, y origina también gases
inertes en el suelo selenita; el mismo viento ha permitido a lo largo
de millones de años la constitución de finos granos de polvo en la
parte más superficial del suelo selenita. Según las sondas
americanas Surveyor de los años 60, antes de los Apollo, la
composición del suelo selenita era de un 58% de oxígeno, un 18,5%
de silicio, un 2,95% de carbono, un 1,93 % de sodio y en el resto
había níquel, azufre, etc.
Comparativamente, en relación a la Tierra, en los
mares lunares hay el triple de titanio, el doble de magnesio, casi el
doble de calcio (y aun más en la tierras altas), y el doble de hierro.
En cambio menos de la cuarta parte que en la Tierra de potasio y sodio.
Por compuestos, en base a los datos de los vuelos Apollo 11 y 16, resultan respectivamente los siguientes: 41,9-45,1 % SiO2; 13,6-26,5 % Al2O3; 12,1-15,3 % CaO; 15,9-5,7 % FeO; 8,2-6,7 % MgO; 7,6-0,6 % TiO2. El resto era de otros diversos compuestos. Se observa la gran diferencia en algunos, pero los tipos de terreno eran distintos, el Mar de la Tranquilidad y la región montañosa de Descartes. El lugar de Fra Mauro, donde descendió Apollo 14, es rico en rocas feldespáticas y menos en basaltos.
Entre los datos del Luna 16 y los obtenidos por Apollo 12, se puede concretar el contenido de algunos compuestos en el suelo lunar que varían ligeramente respecto a los anteriores: SiO2, 40-43,8 %; Al2 O3, 11,2-15,32 %; CaO, 10-12,2 %; FeO16, 8-21,3 %; MgO, 7,05-12 %; TiO2, 3,1-4,9 %. Otros compuestos: Cr2O3, 0,28-0,55 %; Na2O, 0,33-0,45 %; MnO, 0,2-0,26 %; K2O, 0,065-0,18 %; ZrO2, 0,015-0,09 %.
Todos los minerales identificados en las muestras de Apollo 11 y Apollo 12 fueron los siguientes más los del párrafo que hay a continuación: piroxeno (Ca Mg Fe)2 Si2 O6; feldespatos (Ca Na) y (K Al Si3 O8); plagioclasa (Al Si)4 O8; olivino (Mg Fe)2 Si O4; ilmenita (Fe Ti O3); tridinuta y cristobalita (Si O2) ortorrómbica y cúbica; ulvoespinela (Fe2 Ti O4); cromita (Fe Cr2 O4); piroxferroita (Ca Fe)2 Si2 O6; troilita (Fe S); rutilo (Ti O2); tenita (Fe Ni); kamacita (Fe); badeleita (Zr O2); zircon (Zr Si O4); perovskita (Ca Ti O3); espiuela (Mg Al2 O4); apatita Ca5 (P O4)3 (F Cl); cobre (Cu); whitlokita Ca3 (P O4)2; cohenita (Fe3 C); schreibersita (Fe Ni)3 P; cuarzo hexagonal Si O2.
Algunos minerales resultaron totalmente nuevos, no conocidos antes ni en la Tierra ni en meteoritos. Uno de los mismos, hallado por Apollo 11 en el Mar de la Tranquilidad, químicamente compuesto de (Fe Mg) Ti2 O5, fue denominado Armalcolita, nombre compuesto por las iniciales de Armstrong, Aldrin y Collins. Otro es la Tranquilityita (de Tranquilidad) compuesto de Fe (Ti Zr Si) O3. No obstante, este último mineral fue también hallado, 40 años más tarde, en Australia.
En 2004, se halló en un meteorito de origen lunar, caído en 2000 en ç, Omán, otro tipo de mineral selenita que se denominó hapkeita (en honor a Bruce Hapke) y que contiene hierro y silicio, el primero en cantidad doble al segundo.
El hierro lunar tiene la particularidad de ser resistente a la corrosión, mejor que el terrestre, debido a la falta de oxígeno y por acción del viento solar. De ello se dedujo una aplicación, la de bombardear hierro con iones al modo de la radiación solar para aumentar la resistencia a la corrosión.
En 2010, sobre la base de los datos aportados por la sonda LRO, se
informó que la Luna tiene además otros minerales no identificados
significativamente antes; se refiere a feldespatos y cuarzo. En la
misma misión se reveló la existencia en el cráter Cabeus (Polo Sur) de
un 5,6% de hielo de agua, así como magnesio, sodio, plata, sulfuro,
monóxido y dióxido de carbono, hidroxilo, mercurio, hidrocarburos y amoníaco.
En 2022 los chinos informaron haber hallado su
propio nuevo mineral selenita y lo han denominado Changesita-(Y) en
honor a su sonda que aportó la muestra, la Chang’e-5; el mismo parece
un tipo de cristal en columna transparente, sin color.
En los inicios de 2017, según datos de la sonda
nipona Kaguya, rastros del oxígeno terrestre perdido aparecen en forma
de iones en la Luna. Son arrastrados desde nuestra alta atmósfera por
el viento solar.
Respecto a la Tierra, en una primera valoración tras los vuelos Apollo, el terreno lunar se dijo que tenía un elevado nivel de elementos radiactivos, tal como el torio y el uranio, así como de aluminio, principalmente en las áreas montañosas, y el doble de magnesio en los mares. El análisis de basaltos y tierras en Apollo 11 y Apollo 12 señaló isótopos 87Rb, 87Sr, 40K, 40Ar y también de U, Th y Pb.
El
suelo lunar, dada la práctica inexistencia de atmósfera, se ve
bombardeado ocasionalmente de meteoritos al tiempo que se produce en
nuestra atmósfera el fenómeno de las lluvias de estrellas.
Precisamente el níquel del suelo lunar en un 2% se cree procedente
de los meteoritos. Los impactos de estas lluvias de meteoritos allí
ocurren entonces a 259.000 Km/h y las piezas llegadas, de entre 0,1 y
5 Kg, de 5 a 20 cm de diámetro, ocasionan cráteres de entre 5 y 30
m de diámetro, según estimaciones. Tales impactos fueron
fotografiados por vez primera por astrónomos de observatorios
españoles y de México, y los dieron a conocer en la primavera de
2000.
También hay que considerar el impacto fotografiado por un astrónomo aficionado, Leon Stuart, el 15 de noviembre de 1953 de lo que sería algo más que un simple meteorito, un cuerpo de unos 20 m que dejó un cráter de unos 1,5 Km de diámetro, impactando con una energía equivalente a 35 bombas atómicas como la de Hiroshima. El cráter resultante brilla más que otros y es de distinto tono de color. Este hecho fue comprobado gracias a las imágenes de la sonda Clementine de finales del Siglo XX y se estima que un cuerpo semejante caerá estadísticamente cada 50 años. Posteriormente, el primer impacto de un meteorito en la Luna captado directamente ocurrió en 1999.
Menor
fue el del 7 de noviembre de 2005, en que los astrónomos del MSFC,
Centro Marshall de la NASA en Huntsville, captaron un impacto en el
borde del Mar de las Lluvias equivalente a una explosión de 70 Kg de
TNT que ocasionaría un cráter de unos 3 m de diámetro. Su
resplandor, equivalente a una estrella de la 7ª magnitud, decayó en
solo 1/16 fracción de seg y se calcula que el meteorito tendría 12
cm de diámetro y 40 cm de profundidad, y su velocidad sería de
97.200 Km/h.
El 17 de marzo de 2013 un meteorito de unos 40 Kg
impacta en la Luna produciendo una explosión equivalente a unas 5 Tm de
TNT, dejando ver un destello durante 1 seg.
El 11 de septiembre de 2013 un meteorito de unos 425
Kg de masa y 1 m de diámetro aproximadamente impactó en el Mar de las
Nubes con una velocidad de 61.000 Km/h generando una explosión
equivalente a 15 Tm de TNT y abriendo un cráter de unos 40 m de
diámetro. El correspondiente destello luminoso fue visto en la Tierra a
simple vista y duró 8 seg, el más largo nunca observado.
El 21 de enero de 2019, al tiempo de un eclipse, se
capta otro impacto de un meteorito de unos 45 Kg que iba a 61.000 Km/h,
y abrió un cráter de entre 7 y 16 m (según la desconocida densidad del meteorito).
A fines de 2020 se supo que, intentando lograr el
más extenso catálogo de cráteres lunares y gracias a los datos de las
sondas chinas Chang'e-1 y Chang'e-2, sobre los que se hizo aplicación
de fórmulas e inteligencia artificial a los mismos, se habían
identificado 109.956 cráteres selenitas. La mayoría son de un diámetro
entre 1 y 100 Km de diámetro, aunque hay uno de 550 Km. Son antiguos en
general, enmascarados entre otros y diversos accidentes de la
superficie, y del total 18.996, de diámetros superiores a los 8 Km, son
de hace más de 4.000 millones de años.
En 2023 se halló un meteorito caído en África que
fue denominado NA 16286, o Northwest Africa 16286, que contiene
cristales de olivino, algo de titanio y potasio en concentraciones
altas. Su antigüedad fue estimada en 2.350 (±80) millones de años según
la Universidad de Manchester y pesa 311 gramos. Se cree que fue
expulsado de la Luna por un impacto de un asteroide en torno a la
antigüedad citada.
El bombardeo meteorítico de la Luna, según la sonda LRO, es superior al
que se pensaba (datos de 2016) con lo que se estima que las huellas
dejadas por los Apollo se borrarán en unas decenas de miles de años en
vez de millones de años como se creía antes. Los impactos meteoríticos
han resultado ser 100 veces más abundantes de lo creído antes,
modificando 100 veces más la superficie de lo que se pensaba.
Estos impactos meteoríticos, cuando profundizan al
menos unos 8 cm, según la sonda LADEE, producen una liberación del
escaso agua y el hidroxilo del regolito hacia la tenue atmósfera en
forma de vapor, resultando que de la misma solo un tercio vuelve al
suelo y los ⅔ restantes se pierden hacia el espacio.
Modernamente se han observado en la superficie
selenita nuevos cráteres menores producidos por impactos de meteoritos
en cantidad que estadísticamente se estimado en un promedio anual de
16, ocasionando cráteres de tamaños entre los 3 y los 43 m, lo que
significa que habrá cientos más no evaluados con menor tamaño. Ello
viene a ser un tercio más de lo esperado o calculado
anteriormente. Otra estimación de impactos de meteoritos de todos
los tamaños (proyecto NELIOTA de la ESA, 2018) cifra en 8 por hora en
toda la Luna, lo que también es superior a lo antes creído.
Otro factor que bombardea el suelo lunar (y también Mercurio y
cualquier otro cuerpo del Sistema Solar sin la protección como la que
tiene nuestro planeta de atmósfera y campo magnético) es la radiación
del Sol, especialmente la emitida en las tormentas solares. Este flujo
de radiación y de gas ionizado, el viento solar que llega a gran
velocidad, puede erosionar el suelo selenita al golpear los átomos
superficiales y volatizarlos o arrancarlos, de modo que según cálculos
teóricos (Centro Goddard de la NASA; 2011) una tormenta solar tal
podría en 2 jornadas llevarse más de 100 Tm de materia.
Por otra parte, las tormentas solares y sus
partículas de alta energía al incidir sobre la superficie lunar en
zonas sombrías, como las polares y áreas heladas, se cree que actúan
sobre la carga eléctrica de la misma. Se cree por ello que alteran el
equilibrio electrostático y podrían llegar a producir chispas o
descargas eléctricas, dando lugar a una insospechada actividad en la
capa más superficial (1 mm) de tales zonas. En especial, se cree que
sobre zonas sombrías de los polos, el fenómeno de las tormentas solares
carga a veces el suelo y su regolito y se generan chispas que llegan a
vaporizar o fundir la parte del último afectada, quedando alterada.
En
cuanto a los terremotos lunares, más propiamente denominados
lunamotos o selenomotos, según los Apollo se originan en
profundidades de unos 800 a 1.000 Km, incluso a 1.200 Km, y son
menores, de 1 y 2 en la Escala de Richter. Según los sismógrafos
Apollo (el de Apollo 11 solo funcionó un mes), hay seísmos lunares
cada 28 días y 6 h, cuando la Luna y la Tierra se hallan más cerca.
En 8 años, los citados aparatos identificaron 37 seísmos destacados
y profundos. Pero en general, hasta 1977, en que se cerraron las
observaciones con tales instrumentos, se registraron en total 12.500
fenómenos sísmicos de diversa intensidad, siendo el mayor de
magnitud 5 y muchos originados en impactos de meteoritos. Pero, de
ese total, 5.885 fueron profundos, muchos repetidos en áreas
concretas (en una sola llegó a haber nada menos que 424 seísmos),
más en la cara visible que la oculta; tales áreas internas son
denominadas “nidos”. Los más suaves se detectaron a los citados
800 Km de profundidad, y los más violentos, de hasta 5,5º en la
escala de Richter, entre los 20 y 30 Km de profundidad.
Por otra parte, la zona del Polo Sur es de las más
propicias para sufrir terremotos, existiendo, según se cree, fallas que
los ocasionan. Los mismos se originan a 100 Km o menos de profundidad.
Su duración puede ser de horas. El mayor registrado en esta región
lunar por el instrumental Apollo fue de magnitud 5. Teniendo en cuenta
que el Polo Sur es uno de las áreas elegidas por sus otras condiciones
para los futuros asentamientos humanos, esta cuestión sísmica tendrá
que tenerse presente.
En
posible relación con la sísmica lunar se citan los llamados TLP, o
fenómenos transitorios lunares, que son destellos luminosos que se
observan ocasionalmente desde la Tierra con telescopios por toda la
superficie selenita. Su duración es muy breve, de algunos minutos a
lo sumo, pero han sido fotografiados, pudiendo observar que tienen
distintos tonos, brillo y color. Aunque se han achacado, entre otras
cosas, a impactos de meteoritos y efectos de la incidencia angular de
la luz solar en determinados puntos elevados que sobresalen del resto
del terreno lunar, se cree que además se deben también a gases
liberados del subsuelo selenita, a criovulcanismo y otros fenómenos geológicos. Uno de tales gases se cree que es el
radón. Entre el año 557 d.C. y 1994 se llevaban registrados un
total de 2.254 TLPs, algunos de ellos muy bien documentados; si no
son observados al menos por dos personas y desde distinto lugar no
son considerados. Los clasifican por su color, brillo y tono, y se
tiene en cuenta su duración (estadísticamente de una media de 30
min; pueden durar de fracciones de segundo a días) y el lugar del
mapa lunar, ocurriendo más de la mitad sobre poco más de una decena
de sitios: Alphonsus, Aristarchus, Tycho, Copernicus, Herodotus,
Gassendi, Theophilus, Plato, Schroeter, Proclus y Piton. Los de tipo
más frecuente son los brillantes y algunos observados en color azul
o rojizo son en realidad fenómenos atmosféricos terrestres de
distorsión de la luz solar reflejada en la Luna.
Finalmente hay que decir que, del mismo modo que la
Luna regula las mareas terrestres, también la Tierra produce el mismo
efecto en la corteza selenita, lo que unido a las fuertes variaciones
térmicas lunares y el bombardeo de meteoritos, modelan la superficie e
inciden en la dinámica sísmica.
LA
CARA VISIBLE
Entre los accidentes de la cara visible destacan varios mares, de la Tranquilidad, Serenidad, Proceloso, Fecundidad, Nubes, etc., algunos señalados cráteres, cadenas de cráteres, aunque menores que en la cara oculta, fisuras, etc.
Los mapas lunares parten del año 1.600 en que William Gilbert hiciera el primero, si bien no lo publicaría hasta 51 años más tarde. El nombre de los accidentes lunares tienen su primer nominación en los dados por Michel Van Langeren, o Langrenus, en 1645, pero los que se conservaron fueron los de los jesuitas Giovanni Battista Riccioli (1598-1671) y Grimaldi de 1651. La nomenclatura oficial parte de 1932, de la Unión Astronómica Internacional. A la llegada de la era astronáutica, con los detalles ofrecidos por las naves espaciales, la nomenclatura se fue ampliando con los nombres más modernos de científicos, filósofos, figuras destacadas de la astronáutica, escritores de ciencia-ficción, etc.; actualmente, las condiciones para dar un nombre a una formación de la superficie selenita exigen que la misma sea de más de 100 m, salvo especial interés, y que el nombre sea de personas muertas hace más de 3 años, y en el caso de ser un político que lo sea de antes del Siglo XIX, y que no contenga significado ambiguo. La toponimia lunar en general lleva nombres de exploradores, científicos, y personajes históricos.
En general, se reconocen 29 mares, de los que 8 están en la faz oculta, diversos accidentes de varios tipos y millones de cráteres, de los que unos 200.000 tienen más de 1 Km de diámetro.
De entre los mares señalamos los siguientes en orden decreciente por su extensión, apuntando como primero el único océano u Oceanus Procellarum:
Oceanus
Procellarum (océano de las tempestades). Localizado en los 18,4º de
latitud Norte, 57,4º de longitud Oeste. Comprende una extensión de
2.568 Km. Se cree en 2014 que su origen puede ser volcánico; se piensa
que de ser formado por impacto tendría una forma más circular. En la
zona, además de la actividad volcánica, y flujos térmicos, habría
habido abundante generación de calor por radiación. Calificado ello
como “una anomalía térmica de baja densidad” bajo el lugar, y tomando
como base depósito de hidrógenos presentes en los polos, se ha
determinado que la Luna tuvo en el pasado un eje de rotación desplazado
en unos 6º respecto al actual, debido a tales fenómenos hace miles de
millones de años.
Mare Frigoris (mar del frío). En los 56º Norte y 1,4º Este. Se prolonga por 1.596 Km.
Mare Imbrium (mar de las lluvias). Con centro en los 32,8º Norte y 15,6º Oeste. Se trata de un antiguo cráter de 1.123 Km en el que hace como mucho unos 4.000 millones de años surgió lava que lo inundó. Da nombre al llamado período Imbrium de la formación de la superficie lunar, datado entre los 3.800 y 3.200 millones de años. En su límite noreste contiene los Alpes lunares, y su Valle Alpino, de 130 Km de largo, formación discutida por los selenólogos en cuanto a su origen (impacto meteorítico, sucesión de volcanes, etc.).
Mare Fecunditatis (mar de la fecundidad). Con centro en los 7,8º Sur y 51,3º Este. Tiene 909 Km de diámetro. Contiene en el borde oeste los cráteres de impacto Messier y Messier A de unos 8 a 11 y 11 a 13 Km de diámetro que, brillantes, ofrecen formas llamativas.
Mare Tranquillitatis (mar de la tranquilidad). Se localiza con centro en los 8,5º Norte y 31,4 Este. Tiene 873 Km entre los puntos más distantes y unos 721 Km de diámetro en general. Su superficie se estima en unos 421.000 Km^2.
Mare Nubium (mar de las nubes). En los 21,3º Sur y 16,6º Oeste. Tiene 715 Km. En su parte oriental tiene el rupes Recta o Muro Recto (también Straight Wall), formación curiosa cerca del cráter Birt, que es una de las 3 grandes fallas lunares; tiene 12 Km de longitud y 245 m de altura.
Mare Serenitatis (mar de la serenidad). En los 28º Norte y 17,5º Este. Tiene 707 Km. Contiene un pequeño, redondo y brillante cráter de impacto en la parte central de la zona oeste llamada Linne de solo 2,5 Km de diámetro.
Mare Insularum. 7,5º Norte y 30,9º Oeste. Tiene 513 Km.
Mare Marginis. 13,3º Norte y 86,1º Este. Es de 420 Km.
Mare Crisium (mar de las crisis). 17º Norte y 59,1º Este. Tiene 418 Km y destaca por poseer un señalado mascon. Denominado antiguamente Mar Caspio, está formado por lava joven. La mayor formación de la zona es la dorsum Opel de 268 Km sobre los 19º Norte y 52º Este, y las dorsa Harker, de 200 Km, y la Tetyaev, de 150 Km. El resto son formaciones de menos de 40 Km de anchura.
Mare Humorum (mar de los humores). 24,4º Sur y 38,6º Oeste. Tiene 389 Km.
Mare Cognitum. 10º Sur y 23,1º Oeste. Tiene 376 Km.
Mare Smythii. 1,3º Norte y 87,5º Este. Tiene 373 Km.
Mare Nectaris (mar del néctar). 15,2º Sur y 35,5º Este. Tiene 333 Km. Creado en el período de igual nombre, en el momento de máximos impactos meteoríticos, hace entre 3.800 y 4.000 años. Contiene por ello más de 1.700 cráteres mayores de 20 Km de diámetro. Destaca al sureste el Valle de Rheita, formado por dos cráteres que enlazan para formar una longitud de 160 Km por 25 Km de anchura y una altura de 625 m.
De los cráteres mayores, hay menos y son más pequeños que los de la faz oculta. Apuntamos los que siguen, que son todos los superiores a 200 Km en esta cara visible, por orden decreciente de diámetro medio, indicando antes de éste su situación en latitud y longitud:
Bailly, 287 Km, 66,5º Sur y 69,1º Oeste.
Deslandres, 256 Km, 33,1º Sur y 4,8º Oeste.
Clavius, 245 Km, 58,8º Sur y 14,1º Oeste.
Lagrange, 225 Km, 32,3º Sur y 72,8º Oeste.
Schickard, 206 Km, 44,3º Sur y 55,3º Oeste.
Otros cráteres menores pero significativos son:
Copernicus, 107 Km, 9,7º Norte y 20,1º Oeste. De unos 800 millones de años de antigüedad, y de cuyo impacto hay huellas en señales radiales que salen del mismo.
Plato (Platón), 109 Km, 51,6º Norte y 9,4º Oeste. Tiene un fondo oscuro y en el mismo solidificó en su día la lava.
Wargentin, situado al suroeste de límite de la cara visible, es un cráter excepcionalmente lleno de lava por lo que tiene una superficie relativamente plana en los bordes.
Otro famoso es Tycho con unos 87 Km de diámetro y que alcanza una altura de 5.210 m, pero con una media en los bordes de 730 m de altitud. La elevación central del cráter es de 2,4 Km de altura. Del mismo salen formaciones radiales que algunos casos se extienden hasta 2.000 Km llegando y penetrando en el Mare Nubium. Es un cráter muy joven en términos geológicos con solo unos 109 millones de años de antigüedad.
El cráter más profundo es el Newton con una profundidad estimada entre los 7 y 8 Km desde sus bordes y 2,25 Km desde el nivel medio del llano en el que está.
El lugar visitado por el primer vuelo humano a la Luna, el de Apollo 11 en el Mar de la Tranquilidad, tiene cráteres que fueron bautizados con nombres de los 3 astronautas, Armstrong, Aldrin y Collins, respectivamente a 4,8, 3,2 y 1,5 Km al norte del cráter mayor Moltke. Al oeste están los cráteres, mayores aun que este último, Sabine y Ritter.
De las cadenas de cráteres, la mayor es Catena Abulfeda, de 219 Km, con un cráter de 2,9 Km de altura, y se localiza en los 16,9º Sur y 17,2º Este. Otras son Catena Humboldt, Catena Sylvester, Catena Taruntius, etc.
En cuanto a montes, se apuntan principalmente los que siguen: Montes Rook, en los 20,6º Sur y 82,5º Oeste, de 791 Km de extensión; Montes Cordillera, en los 17,5º Sur y 81,6º Oeste, de 574 Km; Montes Haemus, en los 19,9º Norte y 9,2º Este, de 560 Km; Montes Caucasus, en los 38,4º Norte y 10º Este, de 445 Km; Montes Jura, en los 47,1º Norte y 34º Oeste, de 422 Km; Montes Apenninus, en los 18,9º Norte y 3,7º Oeste, de 401 Km; Montes Carpatus, 14,5º Norte y 24,4º Oeste, de 361 Km.
El
monte más alto es el Leibniz, no lejos del polo sur, con 11,35 Km de
altura. En los montes Apeninos lunares las alturas máximas son de
6,5 Km y también en el Polo Sur los montes Dörfel alcanzan los 7,5
Km. Otros elevados (de toda la Luna) son los mons Huygens con 5,5 Km de
altitud, Hadley con 4,5 Km, Bradley con 4,3 Km, Penck con 4 Km, Hadley
Delta con 3,9 Km, Blanc con 3,8 Km, Wolff con 3,8 Km, Ampere con 3,3
Km, etc.
De las elevaciones o crestas dorsum, se destacan a la Dorsum Buckland, de 380 Km, Dorsum Opel, de 268 Km, Dorsa Geikie, de 228 Km, y Dorsa Lister, de 203 Km.
Sobre formaciones rimae o fisuras, muy numerosas, se indican las mayores siguientes: Rimae Sirsalis, en los 15,7º Sur y 61,7º Oeste, de 426 Km; Rimae Riccioli, en los 2º Norte y 74º Oeste, de 400 Km; Rima Gutenberg, 5º Sur y 38º Este, de 330 Km; Rima Brayley, en los 21,4º Norte y 37,5º Oeste, de 311 Km.
La
mayor zona escarpada lunar es Rupes Altai, localizada en los 24,3º
Sur y 22,6º Este, de 427 Km. El mayor valle selenita es el Vallis
Snellius, de 592 Km, situado en los 31,1º Sur y 56º Este; el
siguiente en tamaño en esta cara visible es el Vallis Rheita, con
445 Km.
Un lugar destacado para el futuro puede que sea el denominado Marius
Hill, en el Oceanus Procellarum, o de las Tempestades. Y lo es
potencialmente por la existencia en su subsuelo, según la sonda
japonesa Kagusa (estudio por radar), de una cueva que es un refugio
natural para ubicar futuras bases. El lugar tiene un cráter de entre 50
y 100 m de ancho, y 50 m de profundidad. Es un antiguo tubo volcánico
no colapsado, hoy vacío o incluso quizá con agua o hielo, que se
prolonga en unos 50 Km hacia el oeste de la citada boca o cráter.
Otro sitio de gran interés está en el Mar de la
Tranquilidad y es un túnel, galería o gran cueva identificada por radar
(Universidad de Trento) en 2024 sobre datos de la sonda orbital lunar
estadounidense LRO; está a unos 370 Km del punto de alunizaje de Apollo
11. El estudio parte del realizado sobre una fosa de unos 200 m de
diámetro, de paredes verticales, sobre la que pudieron apreciar el
comienzo de un conducto en su lado oeste. Tal túnel sería originado en
su día en un proceso volcánico y está entre los 130 y 170 m de
profundidad, prolongándose con una inclinación de unos 45º como mucho,
con una anchura de unos 45 m y una longitud de al menos entre 30 y 80 m. Es pues
en principio un sitio idóneo para montar allí una base o estación
tripulada.
LA
CARA OCULTA
En 1959, gracias a las fotografías del Lunik 3 soviético, se identificaron 252 nuevos accidentes selenográficos, 150 de los mismos en la cara oculta. De los últimos citados, reciben los nombres de: el “padre de la astronáutica”, el ruso Konstantin Tsiolkovsky; del descubridor alemán de las ondas de radio, Heinrich H. Hertz; del investigador inicial del magnetismo, el británico James Clerk Maxwell; del científico francés Joliot-Curie; del fundador de la Academia Rusa de Ciencias Mikhail Lomonosov; de la científica polaca que descubrió el radio Madame Curie; del bacteriólogo francés Louis Pasteur; del descubridor de los logaritmos Sir John Napier; del científico ruso Dimitri Mendeleev; del pionero ruso de la radio Alexander Popov; del matemático ruso Nikolai Lobachevsky; del inventor norteamericano Thomas Edison; del matemático y astrónomo chino Zhu Ching-Chi; del filosofo italiano Giordano Bruno; del científico nuclear ruso Igor V. Kurchatov; del escritor de ciencia-ficción francés Jules Verne; etc. Por cierto, el cráter dedicado a Giordano Bruno posiblemente data del verano de 1178 en que unos monjes de Canterbury observaron en una Luna creciente, en su horizonte superior derecho, una enorme fulguración y cómo se oscureció luego toda la parte visible iluminada de nuestra compañera de viaje sideral; se trataría del impacto de un gran meteorito (de entre 1 y 3 Km) pues se ha visto que tal cráter tiene aun señales radiales recientes no borradas por impactos menores y otros efectos erosivos siderales. Pero en 2001, según la Universidad de Arizona, si hubiera ocurrido tal cosa se habría producido sobre nuestro planeta una avalancha de meteoritos surgidos de tan considerable impacto en una lluvia de unos 50.000 meteoros por hora durante 7 días, hecho que habría sido recogido sin duda en las crónicas de la época, cosa que no sucedió por lo que se niega tal choque. ¿Qué vieron pues los monjes? Se cree que pudo ser un meteorito entrando en la atmósfera terrestre en alineación con tal parte de la Luna y en trayectoria recta hacia el observador.
En
esta cara oculta se distingue en Mare Orientalis, en los 19,4º Sur y
92,8º Oeste, de 327 Km, resultado de un impacto que dejó una huella
de entre 600 y 930 Km de diámetro y en la que hay dos círculos
concéntricos en la misma, con un acantilado a 150 Km del borde del
cráter y 3 Km de alto. Tal acantilado pudo ser resultado del
hundimiento y corrimiento hacia el centro de una franja de unos 150
Km de ancha, en una acción sorprendentemente repentina de menos de 1
min de duración.
Estudios dados a conocer en 2013 apuntan a que el
citado Mare Orientalis, al estar fundido por el impacto, tuvo en su
momento un mar de lava de 350 Km de diámetro y al menos de 10 Km de
profundidad que tardó millones de años en enfriarse. Estudios del MIT y
la Universidad Brown con datos de la sonda espacial GRAIL, dados a
conocer en octubre de 2016, determinan que el asteroide que impactó
hace 3.800 millones de años a una velocidad de 15 Km/seg en lo que hoy
es Mare Orientalis tenía unos 64 Km de diámetro medio y crearía un
cráter entre 460 y 320 Km de diámetro pero generó tres anillos
concéntricos de los que el mayor exterior delimita hoy todo el Mare.
También destaca en esta faz el Mare Moscoviense, de 277 Km, localizado con centro en los 27,3º Norte y 147,9º Este, y el cráter Tsiolkovsky con 180 Km de diámetro.
Otros mares de la cara oculta son el Mare Australe, sobre los 38,9º Sur y 93º Este, con 603 Km de diámetro, y el Mare Ingenii, en los 33,7º Sur y 163,5º Este, de 318 Km.
Los terrenos más elevados de esta faz lunar se cree que tienen su
origen en la formación de la Luna hace unos 4.400 millones de años
debido a las fuerzas de marea en el subsuelo, entonces aun no
solidificado. Al respecto hicieron estudios la Universidad de
California, Santa Cruz, y el Instituto de Física del Globo de París.
En cuanto a cráteres, la cara oculta tiene los mayores de toda la Luna. Son los que siguen, todos mayores de 200 Km, por orden decreciente de diámetro medio, indicando antes de éste su situación en latitud y longitud:
Hertzsprung, 591 Km, 2,6º Norte y 129,2º Oeste.
Apollo, 537 Km, 36,1º Sur y 151,8º Oeste.
Korolev, 437 Km, 4º Sur y 157,4º Oeste.
Birkhoff, 345 Km, 58,7º Norte y 146,1º Oeste.
Poincaré, 319 Km, 79,5º Norte y 145,7º Oeste.
Planck, 314 Km, 57,9º Sur y 136,8º Este.
Mendeleev, 313 Km, 5,7º Norte y 140,9º Este.
Lorentz, 312 Km, 32,6º Norte y 95,3º Oeste.
Schrödinger, 312 Km, 75º Sur y 132,4º Este.
Milne, 272 Km, 31,4º Sur y 112,2º Este.
Gagarin, 265 Km, 20,2º Sur y 149,2º Este.
D’Alembert, 248 Km, 50,8º Norte y 163,9º Este.
Leibnitz, 245 Km, 38,3º Sur y 179,2º Este.
Harkhebi, 237 Km, 39,6º Norte y 98,3º Este.
Van de Graaff, 233 Km, 227,4º Norte y 172,2º Este.
Pasteur, 224 Km, 11,9º Sur y 104,6º Este.
Galois, 222 Km, 14,2º Sur y 151,9º Oeste.
Campbell, 219 Km, 45,3º Norte, 151,4º Este y 219º Oeste.
Belkovich, 214 Km, 61,1º Norte y 90,2º Este.
Landau, 214 Km, 41,6º Norte y 118,1º Oeste.
Schwarzschild, 212 Km, 70,1º Norte y 121,2º Este.
Oppenheimer, 208 Km, 35,2º Sur y 166,3º Oeste.
En esta faz oculta a la vista de la Tierra hay numerosas formaciones o cadenas de cráteres, mucho más en cuanto a las de mayor tamaño que en la cara visible. Destacan por su tamaño las siguientes, con indicación del mismo y su localización: Catena Michelson-GIRD, 456 Km, 1,4º Norte y 113,4º Oeste; Catena Leuschner, 364 Km, 4,7º Norte y 110,1º Oeste; catena Lucretius-RNII, 271 Km, 3,4º Sur y 126,1º Oeste; Catena Sumner, 247 Km, 37,3º Norte y 112,3º Este; Catena Kurchatov Laboratory, 226 Km, 37,2º Norte y 136,3º Este.
Sobre formaciones rimae o fisuras, la mayor de la cara oculta es la Rimae Pettit, en los 23º Sur y 92º Oeste, con 450 Km, y es la más grande de toda la Luna. El mayor valle de la cara oculta es el Vallis Planck, de 451 Km, en los 58,4º Sur y 126,1º Este.
La
parte más elevada de toda la Luna está en esta cara, en el cráter
Leibnitz, en los 38,3º Sur y 179,2º Este.
Y la parte más baja también está en esta cara, en el
cráter Antoniadi, en los 70º de latitud Sur, de unos 140 Km de
diámetro, que tiene en su interior otro cráter menor, de unos 12 Km de
diámetro, que se considera el terreno más profundo de toda la Luna; el
cráter principal debe su nombre al astrónomo francés Eugène Antoniadi
(1870-1944).
La cuenca de Schrödinger se formó por un impacto que
excavó un profundo surco hace cerca de 4.000 millones de años. Tal
choque a unos 55.000 Km/h de velocidad produjo tal formación, de más de
300 Km de largo por unos 25 Km (±3 Km) de ancho y 3 de profundidad
(±300 m) en cuestión de tan solo una decena de minutos.
La cara oculta lunar, escondida de las interferencias producidas en la Tierra, es un buen lugar para fijar observatorios de tipo radioastronómico.
Aunque hasta la fecha (2008) el hombre aun no ha visitado la cara oculta selenita, ni aun con sonda no tripulada, tenemos probablemente en la Tierra un “trozo” de la misma. Se trata de un meteorito, el SaU 300, hallado en el desierto de Omán en 2004 y que sería arrancado de la Luna por algún impacto. Según los astrónomos (chinos y también americanos y alemanes) que examinaron el meteorito su composición parece apuntar que su procedencia es la citada cara oculta.
Gracias a las observaciones de la sonda americana LRO, en julio de 2011
trasciende que en la cara oculta selenita hubo en un pasado un
vulcanismo poco habitual de magma de silicio entre los cráteres
denominados Compton y Belkovich; se trata de un área entre 25 y 25 Km a
162 y 214 Km respectivamente de los citados cráteres. Hay allí una
concentración de torio radiactivo que, aunque identificada ya en 1998,
la LRO mostraba ahora detalles que hicieron replantear algunas teorías
sobre la formación geológica de la Luna. Especialmente en la cara
oculta, además del vulcanismo basáltico, aparece magma de sílice cuyo
puntos geográficos son denominados “puntos rojos” a raíz de este
estudio.
Comparativamente, respecto a la cara visible, la
cara oculta es más montañosa y aparentemente distinta, con menos mares
y más cráteres. Además Las diferencias derivadas de los distintos
antiguos flujos de lava significan también distintas cantidades de
elementos en la superficie, de modo que en la cara oculta hay, por
ejemplo, menos potasio y fósforo.
La sonda china Chang’e-6 se posó en 2024 en la cara
oculta (cráter Apollo, 41,638º latitud Sur, 153,985º longitud Oeste) y
trae de la misma casi 2 Kg de muestras de terreno, gracias a las cuales
se determina que en tal faz hubo vulcanismo en un período entre hace
2.800 millones y 4.200 millones de años, según estudios radioisotópicos
del basalto.
EL
AGUA LUNAR
El 3 de DICIEMBRE de 1996 el Pentágono anunció que la sonda Clementine había hallado lo que parecía probablemente un lago de hielo mezclado con terreno en el Polo Sur de la Luna. Se trataría de un área de unos 366 metros de diámetro y de entre 5 y 10 m de profundidad en el cráter Aitkin de 2.413 m de diámetro que tiene una zona bajo continua sombra y 12 Km de profundidad, medida esta por otra parte inusual y sorprendente en un cráter en el Sistema Solar, donde no se conoce otro caso igual en tamaño y profundidad. Dado que la citada zona no está expuesta a los rayos del Sol, la conservación de agua allí parece posible. Su procedencia, se dice entonces, podría ser la de uno o varios cometas que hubiera impactado allí hace 3.600 millones de años.
La confirmación de tal agua interesaba para el uso futuro en misiones lunares, tanto para la obtención doméstica del citado elemento como para la de oxígeno e hidrógeno en el abastecimiento de bases para respirar y como propulsantes. Aunque el agua está a cierta profundidad, oculto a los rayos solares, éstos sí llegan cerca de allí, con lo que es posible situar una base que se abastezca de energía solar. La temperatura del hielo se supone de los -229ºC y las dificultades de su extracción no son pocas puesto que, entre otras cosas, se supone mezclado con polvo.
Pero unos meses más tarde, científicos de la Universidad de Cornell del MIT y australianos, sobre un trabajo realizado en 1992 observando la Luna con ayuda del radiotelescopio de Arecibo, utilizando la misma longitud de onda de las investigaciones de la sonda Clementine (13 cm) y con resolución de 125 m, y dan a conocer luego que los efectos por los que se identificó la existencia de agua helada en la Luna son producidos también por otras superficies muy ásperas o rugosas conocidas, con lo que se ponía en duda la conclusión de los datos de la sonda.
Finalmente, en 1998, la sonda Lunar Prospector dejó un poco más clara la existencia del hielo sobre los dos polos lunares, aunque inicialmente en proporciones de mezcla con polvo del suelo o regolito selenita entre el 0,3 y el 1 %; el nombre de regolito deriva del inglés regolith, contracción a su vez de “litología regular”. La extensión de terreno en el que está el hielo disperso en distintos cráteres es entre 5.000 y 20.000 Km^2 en el Polo Sur y entre 10.000 y 50.000 Km^2 en el Polo Norte. Cuando los datos de la sonda aun no estaban bien estudiados, el volumen limpio de agua helada se cifró en el equivalente a unos 9 Km^2 de extensión por 10 m de profundidad, pero se citaban cifras tan dispares en m^3 del agua entre 11 y 330 millones de Tm. Otros datos señalan un grosor de la capa que contiene el hielo entre ½ y 2 metros.
A principios de SEPTIEMBRE de 1998, en base a los nuevos datos de la citada sonda, se comunicó que la cantidad real de agua sería como mínimo 10 veces superior, del orden de al menos los 3.000 millones de Tm y posiblemente hasta 6.000 millones de Tm. Los cálculos apuntan a la existencia bolsas de hielo concentradas en el suelo, dentro de cráteres. Sin embargo, también se advertía que la determinación del agua lunar precisaba ser confirmada con métodos directos y no por el procedimiento de captación del hidrógeno libre, a pesar de que su localización es subterránea, de unos 45 cm de profundidad, lo que señala que no podría ser debido al viento solar.
El
lugar polar del hielo está claro que lo determina la falta de
afluencia de rayos solares y el origen sería el de los impactos
cometarios de hace unos 2.000 millones de años. Estos mismos cuerpos
caídos en zonas ecuatoriales de la Luna habrían sido evaporados de
inmediato, pero en los polos, las zonas frías a donde no llega el
calor solar los habrían conservado en gran medida, descontado la
parte que el calor del impacto habría evacuado. En la generación del
agua en la Luna también ayuda la radiación del viento solar que al
impactar desencadena reacciones con sus protones, y con los ciclos
térmicos selenitas; es una cantidad muy pequeña, pero continua.
En 2003 astrónomos americanos dieron a conocer que las áreas en torno a los polos que, bajo eternas sombras en muchas partes de los cráteres, con temperaturas de –230ºC, podrían contener hielo eran más amplias de lo que se venía creyendo. Sus estimaciones apuntaban tales zonas de sombra de 7.500 Km^2 en el Polo Norte, sobre 12.500 Km^2 de 832 cráteres, y 6.500 Km^2 en el Sur sobre 11.200 Km^2 de 547 cráteres.
En 2006, un equipo de astrónomos, tras un sondeo radiotelescópico (Arecibo y Virginia) con radar de alta resolución sobre los polos selenitas, indicaba que no había evidencias de cantidades importantes de hielo en tales áreas. No obstante, se admitió que el sondeo desde la Tierra no puede observar las zonas más bajas por lo que tal información había que tomarla con cierta reserva.
Posteriormente, en 2008 y 2009, la sonda india Chandrayaan-1 confirmaba la existencia del agua lunar, y en el Polo Norte se identificarían más de 40 cráteres de diámetros entre los 2 y 15 Km en los que se estimó que podría haber más de 600.000.000 Tm de agua en forma de hielo.
En 2010 un estudio americano señalaba que la existencia del agua contenida en minerales selenitas era superior a lo que se venía creyendo, aunque en muy baja concentración. Se evaluó sobre los contenidos potenciales de hidroxilo (OH), que resultó ser el doble, y el mineral apatita, así como la presunción de su existencia en el subsuelo. En una piedra apatita, fosfato de calcio, de las traídas por Apollo 14 en 1971 se había hallado por espectrometría el OH; si tal mineral se calienta es cuando puede liberarse el agua.
Este
alto índice de OH, según los chinos, podría en el futuro tener su
parte negativa en las hipotéticas observaciones astronómicas a
realizar desde la Luna, lugar ideal para ello por otro lado. Tal
hidroxilo, al evaporarse y descomponerse por la luz y radiación
solar, podría distorsionar algunas bandas de la luz UV que llegaran
a los telescopios, un poco al modo que hace en la Tierra nuestra atmósfera.
En todo caso, la posibilidad química de utilizar el
OH para lograr agua lunar con ayuda solar es algo que se mantiene
abierto para el futuro con independencia de la existencia de hielos en
las sombras lunares o en el subsuelo.
En 2012, sobre la base de los datos de la sonda americana LRO, se
detecta hielo de agua en el cráter Shackleton, en el Polo Sur lunar,
cráter de 19 Km de diámetro y 3 Km de profundidad. Se cree entonces que
su suelo, más brillante que otros, está integrado en un 22% por tal
hielo, sin que sean datos concluyentes.
En 2013, tras analizar datos de la sonda orbital Chandrayaan-1 de la
India, se dice que al menos en el cráter de impacto Bullialdus hay agua
(hidroxilo en realidad) en partículas de minerales que afloran del
interior hacia la superficie, agua que es denominada magmática.
Posteriormente, sobre los datos de tal sonda, agua e hidroxilo parece
que están por toda la superficie lunar, especialmente en zonas
montañosas, aunque con menor intensidad al mediodía selenita (excepto
en el Ecuador). Tal existencia sobre el suelo solo es sobre la parte
más superficial, de 1 micrómetro. Pero la radiación solar, en
particular la UV, las evapora o disgrega.
En realidad la Luna no tiene atmósfera que se pueda considerar por su presión, por lo que es prácticamente inexistente. Sin embargo, en 1995, según la Universidad de Boston y en base a estudios realizados desde 1991 en el Observatorio McDonald de Texas, se estimó que la Luna tiene una muy tenue atmósfera de sodio que llegaba hasta unas cinco veces el radio selenita; posteriormente se estimó que llegaba al doble, unos 15.000 Km de distancia del suelo en la parte opuesta al Sol, formando así una cola siempre en tal dirección. Su procedencia es la superficie lunar. El estudio se realiza con un telescopio con filtro negro que permite la fácil detección del sodio.
También
hay algo de argón y otros elementos en menor cantidad aun, como el
potasio, helio y neón (2015, según la sonda LADEE), y también hidrógeno
molecular, y aun menos metano, CO2 y amoníaco. Existe además una
proporción de como máximo 1 molécula de vapor de agua por cada 2 cm^3,
que procede del interior y que es prácticamente insignificante. La
procedencia más probable de estos elementos o gases es el interior de
la Luna y su superficie al incidir la radiación llegada por el espacio
en la misma; además, también hay que contar con las aportaciones de los
meteoritos que allí impactan. El origen de la atmósfera en el bombardeo
de la superficie lunar a lo largo de su historia por todo tipo de
meteoritos que vaporizan los materiales ha sido confirmado en 2024 por
la NASA junto al MIT y la Universidad de Chicago tras analizar las
muestras de terreno lunar obtenidas en los vuelos Apollo. Esto último,
en tal estudio, se estima que genera el 70% de la citada atmósfera,
siendo el 30% restante originado por el choque con el viento solar,
quedando como residual el que pueda emanar del interior o del subsuelo.
Se estima que la suma de toda la atmósfera no supondrá más de unas 25
Tm de masa.
En el pasado puede
que sí hubiera tenido una atmósfera más densa, al tiempo de la mayor
actividad volcánica, liberadora de gases. Se sitúa en el tiempo hace
unos 3.500 millones de años y habría perdurado durante solo unos 70
millones de años para luego disiparse, principalmente debido a la baja
gravedad. En tal época, la Luna estaba casi 3 veces más cerca de la
Tierra que en la actualidad.
En cuanto a campo magnético, pese a que antes de los Apollo no se creía que pudiera tener, aparece uno de poca entidad, pero de intensidad y dirección variables. En la superficie, las fluctuaciones magnéticas resultan de la incidencia del viento solar y de la propia y muy baja conductividad eléctrica del suelo. Según los datos del satélite liberado por Apollo 15 en órbita lunar, el campo magnético selenita fue entre 100 y 1000 veces más intenso hace 3.000 millones de años.
En
la superficie los Apollo detectaron un campo variable y relativamente
intenso para sorpresa de muchos. La variabilidad se achacó a la
incidencia de las partículas cargadas del viento solar. En el sitio
de descenso de Apollo 12 el campo magnético es de 38 gammas, en el
de Apollo 14 de 103, y de 327 en el de Apollo 16.
En 2012 se
especula con que las anomalías magnéticas de la Luna podrían tener
origen en algún impacto de algún gran asteroide hace unos 4.000
millones de años (estudio del MIT, Universidad de Harvard y el
Instituto parisino de Física del Globo) que explicaría las diferencias
al tener las partes incorporadas a la Luna por el asteroide mayor
intensidad magnética. Tal impacto habría sido en la conocida cuenca
Aitken (Polo Sur).
Pero en 2020 se sostiene que tales campos
magnéticos son el remanente del existente en un tiempo pasado generado
por un antiguo núcleo con efecto dínamo. Sin embargo, en tal momento,
se ignora la causa del decaimiento de tal campo magnético original.
En resumen, no hay un campo magnético general
sino local solo en algunas zonas de distinta extensión. La anomalía de
campo más grande o extensa es la que hay junto al cráter Gerasimovich
(23º latitud Sur, 122,5º longitud Oeste) y cuyo campo tiene una
extensión de cerca de 90.000 Km². Estos lugares con campo, al desviar
parte de la radiación llegada, pueden ser considerados a efectos de
ubicar en ellos futuras bases o estaciones humanas.
En 2021, pese a los datos de los tiempos de
Apollo 15, tras un nuevo estudio, se sostiene que nunca hubo campo
magnético en la Luna de larga duración en otro tiempo.
En 2024, según los datos de la sonda china
Chang’e-5, se determinó que la Luna pudo tener hace unos 2.000 millones
de años un débil campo magnético activo en torno a 3 microteslas (menos
del 10% del terrestre actual), aunque fluctuaría en un tiempo próximo
al citado.
- ESTUDIO ASTRONÁUTICO DE LA LUNA.
Es
el más completo llevado a cabo por el hombre con ingenios espaciales
de otro cuerpo distinto de la Tierra en todo el Sistema. La razón de
la cercanía es evidente.
En los vuelos tripulados Apollo se trajeron de la Luna 382 Kg de piedras y terreno en total, y con las sondas automáticas rusas Luna se sumaron 321 gramos de igual material. Además, en la Tierra, se han recogido en Australia y la Antártida meteoritos de procedencia lunar, arrancados de allí por impactos de otros mayores, siendo el peso total de los primeros 12 de tamaño pequeño 2,05 Kg. Entre 1983, en que se identificó el primer meteorito selenita, el ALHA 81005 que pesaba 31,4 gramos, y 1995 se habían recogidos un total de 9 meteoritos lunares y de inmediato posterior media docena más. Pero el mayor de todos apenas sobrepasaba el ½ Kg. En la temporada 2005-2006 de recogida de meteoritos de la Universidad Case Western Reserve americana en la Antártida se halló a 750 Km del Polo Sur uno lunar de 142,2 gramos de peso, de color negro y del tamaño de una pelota de tenis.
A cambio, allí han dejado los humanos más de 64 Tm (hasta 2001) de chatarra de terceras fases de cohete impactadas, varias sondas también chocadas, algunas aterrizadas, varios módulos lunares que fueron tripulados, y numerosos objetos llevados en tales vuelos (desde cámaras fotográficas hasta un alfiler, pasando por banderas USA, medallas, estatuillas, y un sin fin de cosas como alguna fotografía de familia de algún astronauta, una pluma de halcón, pelotas de golf, etc.). En 2007 la masa de basura humana en la Luna que se citaba era de 170 Tm, pero no es posible que en esos 6 años se hubiera enviado la diferencia, por lo que una de las dos cifras (2001 o 2007) seguramente no es correcta. En 2018 la cifra que se cita es la de 180 Tm que suman cerca de mil objetos en total.
|
Nº |
MISION |
PAIS |
Nº |
Lanzamiento |
OBJETIVO 1º |
OBSERVACIONES |
|
1 |
PIONEER 0 |
USA |
001 |
17-08-1958 |
LUNA |
1º intento lunar. Fracaso. |
|
2 |
LUNA 1958A |
URSS |
001 |
23-09-1958 |
LUNA |
Fracaso |
|
3 |
PIONEER 1 |
USA |
002 |
11-10-1958 |
LUNA |
Fracaso |
|
4 |
LUNA 1958B |
URSS |
002 |
12-10-1958 |
LUNA |
Fracaso |
|
5 |
PIONEER 2 |
USA |
003 |
08-11-1958 |
LUNA |
Fracaso |
|
6 |
LUNA 1958C |
URSS |
003 |
04-12-1958 |
LUNA |
Fracaso |
|
7 |
PIONEER 3 |
USA |
004 |
06-12-1958 |
LUNA |
Fracaso |
|
8 |
LUNIK 1 |
URSS |
004 |
02-01-1959 |
LUNA |
1º planeta artificial. Fracaso lunar |
|
9 |
PIONEER 4 |
USA |
005 |
03-03-1959 |
LUNA |
2º planeta artificial. |
|
10 |
LUNA 1959A |
URSS |
005 |
18-06-1959 |
LUNA |
Fracaso |
|
11 |
LUNIK 2 |
URSS |
006 |
12-09-1959 |
LUNA |
Primer impacto en la Luna |
|
12 |
LUNIK 3 |
URSS |
007 |
04-10-1959 |
LUNA |
1ª imagen de la cara oculta lunar |
|
13 |
ATLAS-ABLE 4 |
USA |
006 |
26-11-1959 |
LUNA |
Fracaso |
|
15 |
LUNA 1960A |
URSS |
008 |
15-04-1960 |
LUNA |
Fracaso |
|
16 |
LUNA 1960B |
URSS |
009 |
16-04-1960 |
LUNA |
Fracaso |
|
17 |
ATLAS-ABLE 5 |
USA |
008 |
25-09-1960 |
LUNA |
Fracaso |
|
20 |
ATLAS-ABLE 5B |
USA |
009 |
15-12-1960 |
LUNA |
Fracaso |
|
23 |
RANGER 1 |
USA |
010 |
23-08-1961 |
LUNA |
Fracaso |
|
24 |
RANGER 2 |
USA |
011 |
18-11-1961 |
LUNA |
Fracaso |
|
25 |
RANGER 3 |
USA |
012 |
26-01-1962 |
LUNA |
Fracaso |
|
26 |
RANGER 4 |
USA |
013 |
23-04-1962 |
LUNA |
Fracaso. 1º impacto lunar USA. |
|
32 |
RANGER 5 |
USA |
016 |
18-10-1962 |
LUNA |
Fracaso |
|
36 |
SPUTNIK 25 |
URSS |
020 |
04-01-1963 |
LUNA |
Fracaso |
|
37 |
LUNA 1963B |
URSS |
021 |
02-02-1963 |
LUNA |
Fracaso |
|
38 |
LUNA 4 |
URSS |
022 |
02-04-1963 |
LUNA |
Fracaso |
|
40 |
RANGER 6 |
USA |
017 |
30-01-1964 |
LUNA |
Fracaso. Impacto lunar. |
|
43 |
LUNA 1964A |
URSS |
026 |
21-03-1964 |
LUNA |
Fracaso |
|
46 |
LUNA 1964B |
URSS |
029 |
20-04-1964 |
LUNA |
Fracaso |
|
47 |
ZOND 1964A |
URSS |
030 |
04-06-1964 |
LUNA |
Fracaso |
|
48 |
RANGER 7 |
USA |
018 |
28-07-1964 |
LUNA |
1º imágenes desde cerca del suelo lunar |
|
52 |
RANGER 8 |
USA |
021 |
17-02-1965 |
LUNA |
Imágenes desde cerca del suelo lunar |
|
53 |
COSMOS 60 |
URSS |
032 |
12-03-1965 |
LUNA |
Fracaso |
|
54 |
RANGER 9 |
USA |
022 |
21-03-1965 |
LUNA |
Imágenes desde cerca del suelo lunar |
|
55 |
LUNA 1965A |
URSS |
033 |
10-04-1965 |
LUNA |
Fracaso |
|
56 |
LUNA 5 |
URSS |
034 |
09-05-1965 |
LUNA |
Fracaso. Impacto lunar |
|
57 |
LUNA 6 |
URSS |
035 |
08-06-1965 |
LUNA |
Fracaso lunar. En órbita solar. |
|
58 |
ZOND 3 |
URSS |
036 |
18-07-1965 |
LUNA |
Sobrevuelo lunar. |
|
59 |
LUNA 7 |
URSS |
037 |
04-10-1965 |
LUNA |
Fracaso. Impacto lunar. |
|
64 |
LUNA 8 |
URSS |
042 |
03-12-1965 |
LUNA |
Fracaso. Impacto lunar. |
|
66 |
LUNA 9 |
URSS |
043 |
31-01-1966 |
LUNA |
1º alunizaje suave. |
|
67 |
COSMOS 111 |
URSS |
044 |
01-03-1966 |
LUNA |
Fracaso |
|
68 |
LUNA 10 |
URSS |
045 |
31-03-1966 |
LUNA |
1º satélite de la Luna. |
|
69 |
LUNA 1966A |
URSS |
046 |
30-04-1966 |
LUNA |
Fracaso |
|
70 |
SURVEYOR 1 |
USA |
024 |
30-05-1966 |
LUNA |
1º alunizaje USA |
|
71 |
EXPLORER 33 |
USA |
025 |
01-07-1966 |
LUNA |
No logra entrar en órbita lunar. |
|
72 |
LUNAR ORBITER 1 |
USA |
026 |
10-08-1966 |
LUNA |
Satélite lunar |
|
74 |
LUNA 11 |
URSS |
047 |
24-08-1966 |
LUNA |
Satélite lunar |
|
75 |
SURVEYOR 2 |
USA |
028 |
20-09-1966 |
LUNA |
Fracaso. Impacto lunar. |
|
76 |
LUNA 12 |
URSS |
048 |
22-10-1966 |
LUNA |
Satélite lunar |
|
77 |
LUNAR ORBITER 2 |
USA |
029 |
06-11-1966 |
LUNA |
Satélite lunar |
|
78 |
LUNA 13 |
URSS |
049 |
21-12-1966 |
LUNA |
Alunizaje. 2º de la URSS. |
|
79 |
LUNAR ORBITER 3 |
USA |
030 |
04-02-1967 |
LUNA |
Satélite lunar |
|
80 |
SURVEYOR 3 |
USA |
031 |
17-04-1967 |
LUNA |
Alunizaje. |
|
81 |
LUNAR ORBITER 4 |
USA |
032 |
04-05-1967 |
LUNA |
Satélite lunar |
|
85 |
SURVEYOR 4 |
USA |
034 |
14-07-1967 |
LUNA |
Fracaso. Impacto lunar. |
|
86 |
EXPLORER 35 |
USA |
035 |
19-07-1967 |
LUNA |
En órbita lunar. |
|
87 |
LUNAR ORBITER 5 |
USA |
036 |
01-08-1967 |
LUNA |
Satélite lunar |
|
88 |
SURVEYOR 5 |
USA |
037 |
08-09-1967 |
LUNA |
Alunizaje. |
|
89 |
ZOND 1967A |
URSS |
052 |
28-09-1967 |
LUNA |
Fracaso |
|
90 |
SURVEYOR 6 |
USA |
038 |
07-11-1967 |
LUNA |
Alunizaje. |
|
91 |
ZOND 1967B |
URSS |
053 |
22-11-1967 |
LUNA |
Fracaso |
|
93 |
SURVEYOR 7 |
USA |
040 |
07-01-1968 |
LUNA |
Alunizaje. |
|
94 |
LUNA 1968A |
URSS |
054 |
07-02-1968 |
LUNA |
Fracaso |
|
95 |
ZOND 4 |
URSS |
055 |
02-03-1968 |
LUNA |
Sobrevuelo lunar |
|
96 |
LUNA 14 |
URSS |
056 |
07-04-1968 |
LUNA |
Satélite lunar |
|
97 |
ZOND 1968A |
URSS |
057 |
23-04-1968 |
LUNA |
Fracaso |
|
98 |
ZOND 5 |
URSS |
058 |
15-09-1968 |
LUNA |
Sobrevuelo lunar y regreso a la Tierra |
|
100 |
ZOND 6 |
URSS |
059 |
10-11-1968 |
LUNA |
Sobrevuelo lunar y regreso a la Tierra |
|
|
APOLLO 8 |
USA |
* |
21-12-1968 |
LUNA |
1º VUELO TRIPULADO CIRCUNLUNAR |
|
103 |
ZOND 1969A |
URSS |
062 |
20-01-1969 |
LUNA |
Fracaso |
|
104 |
LUNA 1969A |
URSS |
063 |
19-02-1969 |
LUNA |
Fracaso |
|
105 |
ZOND L1S-1 |
URSS |
064 |
21-02-1969 |
LUNA |
Fracaso |
|
110 |
LUNA 1969B |
URSS |
067 |
15-04-1969 |
LUNA |
Fracaso |
|
|
APOLLO 10 |
USA |
* |
18-05-1969 |
LUNA |
Vuelo tripulado circunlunar. |
|
111 |
LUNA 1969C |
URSS |
068 |
14-06-1969 |
LUNA |
Fracaso |
|
112 |
ZOND L1S-2 |
URSS |
069 |
03-07-1969 |
LUNA |
Fracaso |
|
113 |
LUNA 15 |
URSS |
070 |
13-07-1969 |
LUNA |
Satélite lunar. Impacto en suelo lunar. |
|
|
APOLLO 11 |
USA |
* |
16-07-1969 |
LUNA |
1º vuelo tripulado al suelo lunar. |
|
114 |
ZOND 7 |
URSS |
071 |
07-08-1969 |
LUNA |
Sobrevuelo lunar y regreso a la Tierra |
|
115 |
COSMOS 300 |
URSS |
072 |
23-09-1969 |
LUNA |
Fracaso |
|
116 |
COSMOS 305 |
URSS |
073 |
22-10-1969 |
LUNA |
Fracaso |
|
|
APOLLO 12 |
USA |
* |
14-11-1969 |
LUNA |
2º VUELO TRIPULADO AL SUELO LUNAR. |
|
117 |
LUNA 1970A |
URSS |
074 |
06-02-1970 |
LUNA |
Fracaso |
|
118 |
LUNA 1970B |
URSS |
075 |
19-02-1970 |
LUNA |
Fracaso |
|
|
APOLLO 13 |
USA |
* |
11-04-1970 |
LUNA |
Vuelo tripulado circunlunar. |
|
121 |
LUNA 16 |
URSS |
078 |
12-09-1970 |
LUNA |
1º retorno automático desde suelo lunar |
|
122 |
ZOND 8 |
URSS |
079 |
20-10-1970 |
LUNA |
Sobrevuelo lunar y regreso a la Tierra |
|
123 |
LUNA 17 |
URSS |
080 |
10-11-1970 |
LUNA |
1º automóvil lunar no tripulado |
|
|
COSMOS 398 |
URSS |
|
00-00-1970 |
LUNA ¿? |
Fracaso. SONDA NO RECONOCIDA. |
|
|
APOLLO 14 |
USA |
* |
31-01-1971 |
LUNA |
3º vuelo tripulado al suelo lunar. |
|
|
APOLLO 15 |
USA |
* |
26-07-1971 |
LUNA |
4º vuelo tripulado al suelo lunar. |
|
129 |
LUNA 18 |
URSS |
084 |
02-09-1971 |
LUNA |
Satélite lunar. Impacto en el suelo. |
|
130 |
LUNA 19 |
URSS |
085 |
28-09-1971 |
LUNA |
Satélite lunar. |
|
131 |
LUNA 20 |
URSS |
086 |
14-02-1972 |
LUNA |
Retorno automático del suelo lunar |
|
|
APOLLO 16 |
USA |
* |
16-04-1972 |
LUNA |
5º vuelo tripulado al suelo lunar. |
|
135 |
SOYUZ L3 |
URSS |
089 |
23-11-1972 |
LUNA |
Fracaso |
|
|
APOLLO 17 |
USA |
* |
07-12-1972 |
LUNA |
6º vuelo tripulado al suelo lunar. |
|
136 |
LUNA 21 |
URSS |
090 |
08-01-1973 |
LUNA |
2º automóvil lunar no tripulado |
|
138 |
EXPLORER 49 |
USA |
048 |
10-06-1973 |
LUNA |
Radiotelescopio en órbita lunar. |
|
144 |
LUNA 22 |
URSS |
095 |
29-05-1974 |
LUNA |
Satélite lunar |
|
145 |
LUNA 23 |
URSS |
096 |
28-10-1974 |
LUNA |
Satélite lunar |
|
151 |
LUNA 1975A |
URSS |
099 |
16-10-1975 |
LUNA |
Fracaso |
|
153 |
LUNA 24 |
URSS |
100 |
09-08-1976 |
LUNA |
En órbita lunar. |
|
174 |
HITEN |
JAPON |
003 |
24-01-1990 |
LUNA |
1ª sonda lunar de Japón. |
|
177 |
CLEMENTINE |
USA |
063 |
25-01-1994 |
LUNA |
En órbita lunar. Hallazgo de hielo. |
|
185 |
LUNAR PROSPECTOR |
USA |
064 |
07-01-1998 |
LUNA |
En órbita lunar. |
|
200 |
SMART-1 |
ESA |
003 |
27-09-2003 |
LUNA |
1ª sonda lunar de Europa. |
|
210 |
SELENE-1 |
JAPON |
006 |
14-09-2007 |
LUNA |
Sonda satélite lunar. |
|
212 |
CHANG’E-1 |
CHINA |
001 |
24-10-2007 |
LUNA |
1ª sonda lunar de China. |
|
213 |
CHANDRAYAAN-1 |
INDIA |
001 |
22-10-2008 |
LUNA |
1ª sonda lunar de la India. |
|
217 |
LRO |
USA |
091 |
18-06-2009 |
LUNA |
Satélite lunar |
|
221 |
CHANG'E-2 |
CHINA |
002 |
01-10-2010 |
LUNA |
Sonda satélite lunar. |
|
222 |
ARTEMIS A y B |
USA |
092 |
17-02-2007 |
LUNA |
Sonda satélite lunar doble. |
| 224 |
GRAIL |
USA |
093 |
10-09-2011 |
LUNA |
Sonda doble en órbita lunar. |
| 227 | LADEE | USA | 096 | 07-09-2013 | LUNA | En órbita lunar. |
|
230 |
CHANG'E-3 |
CHINA |
003 |
01-12-2013 |
LUNA |
1º alunizaje chino. |
|
232 |
CHANG'E-5T1 |
CHINA |
004 |
23-10-2014 |
LUNA |
Sobrevuelo lunar y regreso a la Tierra |
|
243 |
CHANG'E-4 RELAY |
CHINA |
005 |
20.05.2018 |
LUNA |
En órbita L2 para repetidor de Chang'e-4. |
|
244 |
DSLWP-A1 |
CHINA |
006 |
20-05-2018 |
Astronomía |
En órbita lunar. Objetivos astronómicos. |
|
245 |
DSLWP-A2 |
CHINA |
007 |
20-05-2018 |
Astronomía |
En órbita lunar. Objetivos astronómicos. |
|
248 |
CHANG'E-4 |
CHINA |
008 |
07-12-2018 |
LUNA |
Primer alunizaje en la cara oculta lunar. |
|
249 |
BERESHEET |
Israel |
001 |
22-02-2019 |
LUNA |
Primera sonda lunar israelí. |
|
251 |
CHANDRAYAAN-2 |
INDIA |
003 |
22-07-2019 |
LUNA |
En órbita lunar e intento de alunizaje. |
|
256 |
CHANG'E-5 |
CHINA |
010 |
23-11-2020 |
LUNA |
Órbita lunar, alunizaje y retorno a la Tierra. |
| 260 | CAPSTONE | USA | 107 | 28-06-2022 | LUNA | En órbita lunar. |
| 261 | DANURI | Corea del Sur | 001 | 04-08-2022 | LUNA | En órbita lunar. |
| 262 | ARTEMIS-I | USA | 108 | 16-11-2022 | LUNA | En órbita lunar. |
| 267 | LUNAH-MAP | USA | 111 | 16-11-2022 | LUNA | En órbita lunar. |
| 268 | LUNAR ICECUBE | USA | 112 | 16-11-2022 | LUNA | En órbita lunar. Falló. |
| 269 | LUNIR | USA | 113 | 16-11-2022 | LUNA | En órbita lunar. Falló. |
| 271 | OMOTENASHI | JAPÓN | 015 | 16-11-2022 | LUNA | Alunizaje. Falló. |
| 273 | HAKUTO-R1/RASHID | Japón/Emiratos A. U. | 001 | 11-12-2022 | LUNA | Alunizaje. Rover. Falló. |
| 274 | LUNAR FLASHLIGHT | USA | 116 | 11-12-2022 | LUNA | En órbita lunar. |
|
277 |
CHANDRAYAAN-3 |
INDIA |
004 |
14-07-2023 |
LUNA | En órbita lunar y alunizaje. |
|
278 |
LUNA 25 |
RUSIA |
114 |
10-08-2023 |
LUNA | En órbita lunar e intento de alunizaje. |
| 280 | SLIM | JAPÓN | 016 | 06-09-2023 | LUNA | Alunizaje. Lleva 2 rovers. |
| 282 | PEREGRINE 1 | USA | 118 | 08-01-2024 | LUNA |
Alunizaje previsto. Rover. Falló. |
| 283 | IM-1 ODYSSEUS | USA | 119 | 15-02-2024 | LUNA |
Alunizaje. |
| 284 | DRO-A |
CHINA |
011 |
13-03-2024 |
LUNA |
En órbita lunar. |
| 285 | DRO-B |
CHINA |
012 |
13-03-2024 |
LUNA |
En órbita lunar. |
| 286 |
QUEQIAO-2 |
CHINA |
013 |
20-03-2024 |
LUNA |
En órbita lunar. |
| 287 |
TIANDU-1 | CHINA |
014 |
20-03-2024 |
LUNA |
En órbita lunar. |
| 288 |
TIANDU-2 | CHINA |
015 |
20-03-2024 |
LUNA |
En órbita lunar. |
|
289 |
CHANG'E-6 |
CHINA |
016 |
03-05-2024 |
LUNA |
Órbita lunar, alunizaje y retorno a la Tierra. |
|
290 |
ICUBE-Q |
Pakistán |
001 |
03-05-2024 |
LUNA |
Órbita lunar. |
| 293 |
BLUE GHOST |
USA |
121 |
15-01-2025 |
LUNA |
Alunizaje. |
| 294 |
RESILIENCE/TENACIOUS |
Japón/Luxemburgo |
001 |
15-01-2025 |
LUNA |
Alunizaje. Lleva un rover. Falló. |
|
295 |
IM-2 ATHENA |
USA |
122 |
27-02-2025 |
LUNA |
Alunizaje. Lleva 3 rovers. |
|
296 |
LUNAR TRAILBLAZER |
USA |
123 |
27-02-2025 |
LUNA |
Órbita lunar. |
|
299 |
DOGE-1 |
Canadá |
001 |
27-02-2025 |
LUNA |
Órbita lunar. |
Misiones con satelización, impacto o aterrizaje en LA LUNA.
|
MISIÓN |
PAIS |
FECHA |
DESTINO |
SATELIZADO |
IMPACTO EN |
ATERRIZAJE EN |
|
LUNIK 2 |
URSS |
14-09-1959 |
LUNA |
|
28º30’N 1º30’E |
|
|
LUNIK 2-fase |
URSS |
14-09-1959 |
LUNA |
|
Impacto |
|
|
RANGER 4 |
USA |
26-04-1962 |
LUNA |
|
15,5º S 229,3º O |
|
|
RANGER 6 |
USA |
02-02-1964 |
LUNA |
|
9º N 21º E |
|
|
RANGER 7 |
USA |
31-07-1964 |
LUNA |
|
10º30’S 20º36’O |
|
|
RANGER 8 |
USA |
20-02-1965 |
LUNA |
|
2º N 26º E |
|
|
RANGER 9 |
USA |
24-03-1965 |
LUNA |
|
12,84ºS 2,38º O |
|
|
LUNA 5 |
URSS |
12-05-1965 |
LUNA |
|
31º S 08ºO |
|
|
LUNA 7 |
URSS |
07-10-1965 |
LUNA |
|
9º N 39º O |
|
|
LUNA 8 |
URSS |
06-12-1965 |
LUNA |
|
3º N 55º O |
|
|
LUNA 9 |
URSS |
03-02-1966 |
LUNA |
|
|
7º08’N 66º22’O |
|
LUNA 10 |
URSS |
03-04-1966 |
LUNA |
SI |
Impacto |
|
|
LUNA 14 |
URSS |
10-04-1966 |
LUNA |
SI |
|
|
|
SURVEYOR 1 |
USA |
02-06-1966 |
LUNA |
|
|
2º40’S 43º20’O |
|
LUNAR ORBITER 1 |
USA |
14-08-1966 |
LUNA |
SI |
6,35ºN 160,71ºE |
|
|
LUNA 11 |
URSS |
28-08-1966 |
LUNA |
SI |
|
|
|
SURVEYOR 2 |
USA |
23-09-1966 |
LUNA |
|
4º N 11º O |
|
|
LUNA 12 |
URSS |
25-10-1966 |
LUNA |
SI |
|
|
|
LUNAR ORBITER 2 |
USA |
09-11-1966 |
LUNA |
SI |
2,96ºN 119,13ºE |
|
|
LUNA 13 |
URSS |
24-12-1966 |
LUNA |
|
|
18,87º N 62º O |
|
LUNAR ORBITER 3 |
USA |
07-02-1967 |
LUNA |
SI |
14,32ºN 92,7ºO |
|
|
SURVEYOR 3 |
USA |
20-04-1967 |
LUNA |
|
|
2,94ºS 23,34ºO |
|
LUNAR ORBITER 4 |
USA |
07-05-1967 |
LUNA |
SI |
Aprox. 26º O |
|
|
SURVEYOR 4 |
USA |
17-07-1967 |
LUNA |
|
0º26’N 1º20’ O |
|
|
EXPLORER 35 |
USA |
22-07-1967 |
LUNA |
SI |
|
|
|
LUNAR ORBITER 5 |
USA |
04-08-1967 |
LUNA |
SI |
2,79ºS 83,04ºO |
|
|
SURVEYOR 5 |
USA |
11-09-1967 |
LUNA |
|
|
1,41ºN 23,18ºE |
|
SURVEYOR 6 |
USA |
10-11-1967 |
LUNA |
|
|
0,49ºN 1,40ºO |
|
SURVEYOR 7 |
USA |
10-01-1968 |
LUNA |
|
|
41º30’S 14,4ºO |
|
LUNA 15 |
URSS |
16-07-1969 |
LUNA |
SI |
15º N 66º E |
|
|
APOLLO 11 |
USA |
16-07-1969 |
LUNA |
SI |
|
0°42'50" N 23°42'28"E |
|
APOLLO 12 |
USA |
14-11-1969 |
LUNA |
SI |
|
03,04ºS 23,42ºO |
|
LEM-Apollo 12 |
USA |
14-11-1969 |
LUNA |
|
03º S 23º O |
|
|
Fase 3-Apollo 13 |
USA |
11-04-1970 |
LUNA |
|
03º S 18º O |
|
|
LUNA 16 |
URSS |
20-09-1970 |
LUNA |
SI |
|
00,41ºS 56,30ºE |
|
LUNA 17 |
URSS |
13-11-1970 |
LUNA |
SI |
|
38º17’N 35º O |
|
Fase 3-Apollo 14 |
USA |
31-01-1971 |
LUNA |
|
Impacto |
|
|
APOLLO 14 |
USA |
31-01-1971 |
LUNA |
SI |
|
03,67ºS 17,45ºO |
|
LEM-Apollo 14 |
USA |
31-01-1971 |
LUNA |
SI |
3,42ºS 19,67º O |
|
|
Fase 3-Apollo 15 |
USA |
26-07-1971 |
LUNA |
|
Impacto |
|
|
APOLLO 15 |
USA |
26-07-1971 |
LUNA |
SI |
|
26°04'54"N 3º39'30"E |
|
LEM-Apollo 15 |
USA |
26-07-1971 |
LUNA |
SI |
26,36ºN 0,25º O |
|
|
Subsatélite Apollo 15 |
USA |
26-07-1971 |
LUNA |
SI |
Impacto |
|
|
LUNA 18 |
URSS |
11-09-1971 |
LUNA |
SI |
3º34’N 56º30’E |
|
|
LUNA 19 |
URSS |
03-10-1971 |
LUNA |
SI |
|
|
|
LUNA 20 |
URSS |
18-02-1972 |
LUNA |
SI |
|
3º32’N 56º33’E |
|
Fase 3 Apollo 16 |
USA |
16-04-1972 |
LUNA |
|
Oc. Tempestades |
|
|
APOLLO 16 |
USA |
16-04-1972 |
LUNA |
SI |
|
8°59'34"S 15°30'47"E |
|
LEM-Apollo 16 |
USA |
16-04-1972 |
LUNA |
SI |
Impacto |
|
|
Subsatélite Apollo 16 |
USA |
16-04-1972 |
LUNA |
SI |
Impacto en cara oculta |
|
|
Fase 3-Apollo 17 |
USA |
07-12-1972 |
LUNA |
|
Impacto |
|
|
APOLLO 17 |
USA |
07-12-1972 |
LUNA |
SI |
|
20°09'05" N 30°44'58,3"E |
|
LEM-Apollo 17 |
USA |
07-12-1972 |
LUNA |
SI |
19º56’N 30º32’E |
|
|
Subsatélite Apollo 17 |
USA |
07-12-1972 |
LUNA |
SI |
Impacto |
|
|
LUNA 21 |
URSS |
12-01-1973 |
LUNA |
SI |
|
20º9’5” N 30º44’58,3”E |
|
EXPLORER 49 |
USA |
15-06-1973 |
LUNA |
SI |
|
|
|
LUNA 22 |
URSS |
02-06-1974 |
LUNA |
SI |
|
|
|
LUNA 23 |
URSS |
02-11-1974 |
LUNA |
SI |
|
12º41ºN 62º18’E |
|
LUNA 24 |
URSS |
14-08-1976 |
LUNA |
SI |
|
12º45’N 62º12’E |
|
HITEN |
JAPON |
19-03-1990 |
LUNA |
SI |
34º S 55,3ºE |
|
|
CLEMENTINE |
USA |
19-02-1994 |
LUNA |
SI |
|
|
|
LUNAR PROSPECTOR |
USA |
07-01-1998 |
LUNA |
SI |
87,5ºS 42,1ºE |
|
|
SMART-1 |
ESA |
27-09-2003 |
LUNA |
SI |
46,25ºO 34,44ºS |
|
|
SELENE-1 |
JAPON |
14-09-2007 |
LUNA |
SI |
80,4º E 65,5º S |
|
|
CHANG’E-1 |
CHINA |
24-10-2007 |
LUNA |
SI |
Impacto |
|
|
CHANDRAYAAN-1 |
INDIA |
22-10-2008 |
LUNA |
SI |
|
|
|
LRO |
USA |
18-06-2009 |
LUNA |
SI |
Impacto |
|
|
CHANG'E-2 |
CHINA |
01-10-2010 |
LUNA |
SI |
|
|
| ARTEMIS A y B |
USA |
17-02-2007 |
LUNA |
SI |
||
| GRAIL |
USA |
10-09-2011 |
LUNA |
SI |
||
| LADEE |
USA |
07-09-2013 |
LUNA |
SI |
Cara oculta |
|
|
CHANG'E-3 |
CHINA |
01-12-2013 |
LUNA |
44,12ºN 19,51ºO |
||
| DSLWP-A1 | CHINA |
20-05-2018 |
LUNA |
SI |
||
| DSLWP-A2 | CHINA |
20-05-2018 | LUNA |
SI |
16,6956° N 159,517° E |
|
|
CHANG'E-4 |
CHINA |
07-12-2018 |
LUNA |
SI |
|
45,5ºS 177,6ºE |
|
BERESHEET |
Israel |
22-02-2019 | LUNA | SI |
Mar de la Serenidad | |
| CHANDRAYAAN-2 |
INDIA |
22-07-2019 |
LUNA |
SI |
70,881° S 22,784° E |
|
| CHANG'E-5 |
CHINA |
23-11-2020 |
LUNA |
SI |
43,1º N 51,8º O |
|
| CAPSTONE |
USA |
28-06-2022 |
LUNA |
SI |
||
| DANURI |
Corea del Sur |
04-08-2022 |
LUNA |
SI |
||
| ARTEMIS-I |
USA |
16-11-2022 |
LUNA |
SI |
||
| LUNAH-MAP |
USA |
16-11-2022 |
LUNA |
SI |
||
| LUNAR ICECUBE |
USA |
16-11-2022 |
LUNA |
SI ¿? |
||
| LUNIR |
USA |
16-11-2022 |
LUNA |
SI ¿? |
||
| OMOTENASHI |
JAPÓN |
16-11-2022 |
LUNA |
¿impacto? |
||
| HAKUTO-R1/RASHID |
Japón/Emiratos Arabes Unidos |
11-12-2022 |
LUNA |
SI |
Cráter Atlas 47,58º N 44,09º E |
|
| LUNAR FLASHLIGHT | USA |
11-12-2022 |
LUNA |
SI | ||
| CHANDRAYAAN-3 |
INDIA |
14-07-2023 |
LUNA |
SI |
69,37º S 32,35º E |
|
| LUNA 25 |
RUSIA |
10-08-2023 |
LUNA |
SI |
57º 54’ 36,65” S 61º 26’ 59,95” E |
|
| SLIM |
JAPÓN |
06-09-2023 |
LUNA |
SI |
13,3º S 25,2º E |
|
| IM-1 ODYSSEUS |
USA |
15-02-2024 |
LUNA |
SI |
80,13°S 01,44°E |
|
| DRO-A |
CHINA |
13-03-2024 |
LUNA |
SI |
||
| DRO-B |
CHINA |
13-03-2024 |
LUNA |
SI |
||
| QUEQIAO-2 | CHINA |
20-03-2024 |
LUNA |
SI |
||
| TIANDU-1 | CHINA | 20-03-2024 | LUNA |
SI |
||
| TIANDU-2 |
CHINA |
20-03-2024 | LUNA |
SI |
||
| CHANG'E-6 | CHINA | 03-05-2024 | LUNA | SI | 41,638º S 153,985º O | |
| ICUBE-Q |
Pakistán |
03-05-2024 |
LUNA |
SI |
||
| BLUE GHOST |
USA |
15-01-2025 |
LUNA |
SI |
18,56º N 61,81º E |
|
| RESILIENCE/TENACIOUS |
Japón/Luxemburgo |
15-01-2025 |
LUNA |
SI |
Mare Frigoris 60,5º N 4,6º O |
|
| IM-2 ATHENA |
USA |
27-02-2025 |
LUNA |
SI |
85º S 31º O |
|
> MARTE.
Cuarto
planeta del Sistema Solar. Surca el espacio interplanetario entre la
Tierra y el cinturón de asteroides. También llamado el planeta rojo
por el aspecto rojizo de su superficie. Debe su nombre al dios romano
de la guerra, el griego Ares.
Visto antes de la era astronáutica como el planeta hermano de la Tierra en el sentido de su posible habitabilidad o con las condiciones más parecidas a nuestro mundo, resultó no ser tan acogedor, aunque eso sí al menos no contenía los belicosos marcianos que algunos pensaban. Es un mundo desértico, barrido a veces por tormentas de polvo y arena, con una atmósfera muy débil y enormes accidentes geográficos; o mejor, se debería decir martegráficos.
De tamaño menor que la Tierra, su gravedad es poco más de un tercio de la nuestra, está achatado por los polos al igual que nuestro planeta, y gira con una inclinación de menos de 2º más que nuestro planeta. Su día es unos 40 min aproximadamente más largo que el de la Tierra y su año casi el doble de largo. La órbita es bastante elíptica y su inclinación respecto al plano de la misma también es acusada; la misma irá variando entre 15 y 35º entre los 100.000 y un millón de años próximos y puede que al principio de la formación del planeta fuera de 45º. Tiene también un movimiento de precesión en su eje de 173.000 años de período. Cada 25.400 años se alinean en paralelo los equinoccios y el eje mayor de la órbita.
Se acerca a la Tierra en unos 78.000.000 Km de promedio cada período de entre 763 y 810 días (unos 2 años y 50 días de promedio; o sea, 26 meses), siendo la máxima aproximación, de poco más de 55 millones de Km cada casi 16 años (de 15 y 17 años), coincidiendo con el perihelio marciano. La mayor distancia en la aproximación más desventajosa es de 99 millones de Km. Por ejemplo, se han dado las máximas aproximaciones en época cercana en las fechas del 10 de septiembre de 1956, 10 de agosto de 1971, 10 de julio de 1986 y 30 de septiembre de 1988. Debido a la excentricidad de la órbita marciana, no todas las oposiciones son iguales. El 13 de junio de 2001, Marte se encontraba a poco más de 60 millones de Km de la Tierra, lo más cerca que ha estado en la docena de años inmediata anterior. En la siguiente, el 28 de agosto del 2003, la Tierra y Marte estuvieron a sólo 55,758 millones de Km de distancia uno del otro, la oposición más cercana desde 1924, y que no podrá ser repetida en aproximación (55,688 millones de Km) hasta el año 2.287 (y aun exactamente igual de cercana en 59.619 años). La siguiente aproximación fue el 30 de octubre de 2005.
En
las más ventajosas condiciones aparece ante un telescopio terrestre
como un disco 70 veces menor que la Luna; es entonces su magnitud
aparente -3.
El día marciano es muy parecido al terrestre, con
solo poco más de media hora más, pero su distante órbita hace que su
año sea casi el doble, 687 días. El tiempo propio allí se llama Sol
para el equivalente a nuestro día (pero con ese tiempo superior), y el
año tiene 668 Soles; su año comenzó a ser contabilizado en nuestro
1.955; así, en 2024 Marte está en su año 38.
= CARACTERÍSTICAS
GENERALES EN CIFRAS.
Afelio............................................ 249.226.000 Km.
Perihelio......................................... 206.656.000 Km.
Distancia media al Sol............................ 227.941.000 Km.
Distancia mínima a la Tierra...................... 55.800.000 Km (cada 17 años).
Tiempo distante a la Tierra (velocidad de la luz). De 3 m 2 seg a 22 m 19 seg.
Acercamiento a la Tierra cada..................... 2 años 50 días.
Tiempo de rotación o año sidéreo.................. 686,996 días.
Rotación propia o día............................. 24 h 37 m 22,655 seg.
Inclinación del eje de rotación................... 23º 59’
Inclinación del plano orbital..................... 1,8503º.
Excentricidad de la órbita........................ 0,0933.
Gravedad.......................................... 3,79 m/s^2 (0,38 la terrestre).
Lo que pesaría allí una persona de 70 Kg.......... 26,3 Kg.
Masa.............................................. 6,4219x10^23 Kg. (10,7 % la Tierra).
Volumen........................................... 16,2828x10^10 Km^3.(0,151 la Tierra).
Densidad media.................................... 3,933 g/cm^3.
Diámetro ecuatorial............................... 6.786,8 Km.
Diámetro polar.................................... 6.751,6 Km.
Diámetro medio.................................... 6.769,2 Km.
Circunferencia ecuatorial......................... 21.322 Km.
Circunferencia polar.............................. 20.205 Km.
Superficie........................................ 144.202.000 Km^2 (0,28 de la Tierra).
Principales componentes atmosféricos.............. CO2, N2, Ar.
Temperaturas extremas en la superficie............ -140ºC y 20ºC.
Luz solar recibida en relación a la Tierra........ 0,431
Velocidad orbital media del planeta............... 24,13 Km/seg.
Velocidad de escape............................... 5,0225 Km/seg.
Magnitud.......................................... -2,01.
Albedo............................................ 15 %
Número de satélites............................... 2.
= ESTRUCTURA INTERNA Y FORMACIÓN.
Marte tiene una estructura interna sólida como nuestro planeta o Venus,
siendo su núcleo metálico, recubierto de un manto de silicatos y
envuelto todo en una corteza de igual naturaleza. El núcleo, según
astrónomos del JPL americano (2003), es de hierro licuado total o
parcialmente; anteriormente (1996) se estimaba que podría ser de
sulfuro de hierro. Además de hierro será de níquel, pero también de
azufre (en torno a un 14%), oxígeno (en torno a un 8%) y carbono (3,8%
como mucho).
Según datos (2021) de la sonda estadounidense Insight se cree que el
núcleo líquido del planeta puede ser de un radio entre 1.810 y 1.860 Km
(también se cita entre 1.790 y 1.870 Km), y quizá menos denso de lo
antes considerado, conteniendo algunos elementos más ligeros. Para la
misma sonda, el manto superior del planeta está unos 700 a 800 Km
debajo de la superficie. En datos de 2023, resultado de estudios sobre
la información de la misma sonda, el radio citado se estima en algo
menos, entre los 1.650 y los 1.675 Km.
La corteza se cree que tiene un grosor promedio de
unos 50 Km, con 10 o 15 Km de mínimo y 130 de máximo, siendo la
litosfera de entre 150 y 200 Km de gruesa y el denso núcleo entre 2.575
y 4.024 Km de diámetro, según determinados modelos; sobre los datos de
la Mars Pathfinder se determinó que tenía un diámetro de entre
2.800-3.000 y 4.200-4.400 Km. Tal diámetro del núcleo en datos de 2022:
3.620 Km; en datos de 2.023: entre 3.580 y 3.700 Km. La corteza es más
gruesa en el hemisferio Sur del planeta, con unos 80 Km, que en el
Norte, donde es de un espesor de unos 35 Km (datos citados en 2020:
media de tal corteza en el Sur, 60 Km; Norte, 40 Km); tal disminución
es progresiva, yendo como se deja ver de sur a norte. Los estudios
realizados con datos de las sondas MGS y MRO americanas han permitido
ajustar las variaciones del grosor de la corteza entre mínimos y
máximos de 15 a 95 Km (±5 Km); otros datos citan entre 24 y 72 Km. Los
datos de la sonda Insight apuntan a una corteza de un grueso entre los
42 a 56 Km, siendo el menor de 10 Km en la cuenca de impacto de Isidis
y el mayor de 90 Km en Tharsis.
Al poco de su formación, hace unos 4.430 millones de
años puede que sufriera un gran impacto de un gran asteroide, de unos
1.200 Km de diámetro, según estudios en simulación, o bien varios
menores, o tal vez éstos añadidos al primero. El resultado podría
explicar hoy la distinta configuración geológica de los hemisferios.
Tal teoría también implica como resultado a los dos satélites, Deimos y
Fobos.
En
algún tiempo, Marte tuvo una gran actividad volcánica y tectónica
de placas como en la Tierra. Como resultado de ello, se detecta en su
corteza una serie de formaciones como cráteres, grandes zonas de
lava y grietas. Sin embargo, los movimientos de placas continentales,
del modo que ocurre en la Tierra, no parecen haber sido importantes,
y parecen hallarse más bien en un punto sin continuidad. De otro
modo, no parece tener más que una sola placa, careciendo de
plegamientos y choques o roturas. En base a los datos de la sonda MRO
americana en 2012, tras el análisis de un centenar de imágenes, una
docena de ellas muestran indicios de tal tectónica de placas.
Su formación, como el resto de planetas, data de hace unos 4.500-4.550 millones de años y, tras formarse hace unos 4.200 millones el hemisferio sur, tal como lo conocemos hoy, se estabilizó hace unos 3.500 millones, en que concluyen los grandes e intensos impactos de meteoritos. Es entonces cuando el planeta pudo tener una densa atmósfera, que habría sido de amoníaco, metano, dióxido de carbono y vapor de agua; el último retenido en una atmósfera mucho más caliente que la actual. Hace entre 1.000 y 2.000 millones de años surgen los volcanes de Tharsis, con el Olympus a la cabeza, que están activos hasta hace unos cientos de millones de años.
En 1999, gracias a los datos de la sonda MGS, se dio a conocer el hallazgo de un volcán que se había apagado en Marte hace solo 40 millones de años lo que advirtió de una vida geológica muy reciente.
Las
Eras geológicas marcianas se han clasificado en 3 fases según la
densidad de cráteres en la superficie: la primera, o Noeico, entre
los 4.500 y 3.700 millones de años de antigüedad, o bien, según
más moderna estimación, entre los 4.600 y los 4.000 millones (otra
valoración dice 4.500 y 4.200 millones respectivamente); la segunda,
o Hespérico, de los 3.700 a los 3.000 millones de años, o bien
entre los 4.000 (o 4.200) y los 3.500 millones (o 3.800), según más
reciente evaluación; y la tercera desde tal última cifra (entre los
3.500 y 3.800 millones) hasta la actualidad, período Amazónico (este
período también lo adelantan en su inicio algunos a los 2.800
millones). La
primera, Noeico, también ha sido dividida en dos, el Noeico
propiamente (entre los 4.100 y 3.700 millones de años) y un
Prenoeico (entre los 4.500 y 4.100 millones de años). La frontera entre
las eras Hespérica y Amazónica también la ubican otros en menos de los
3.000 millones, en torno a los 2.800 millones de años atrás.
En función de la mineralogía la clasificación posible dada (2006) es: Filociense o Filósico (de los 4.500 a los 4.000 millones de años), Theiikiense o Teícico (de los 4.000 a los 3.500 millones de años) y la Siderikiense o Siderícico (de los 3.500 a la actualidad).
Se cree que si tuvo en alguna época un clima algo caliente y húmedo fue antes del final de la primera Era, o bien durante unos 500 millones de años como máximo en torno a una edad fijada hace unos 4.000 millones de años. En la segunda Era predominaría la actividad volcánica generalizada, que modificaría finalmente el clima planetario y durante la que el agua se habría filtrado y evaporado a la atmósfera y el espacio. Pero esta segunda Era también pudo ser, según algunos, caliente y húmeda.
=
SUPERFICIE
Las
principales características de Marte son determinadas por su
superficie. Junto a su color rojizo y la tenencia del mayor volcán
del sistema solar, caracterizan a Marte sobre todo sus famosos
canales. Observados por el italiano Giovanni V. Schiaparelli a
principios de septiembre de 1877 desde Brera, al lado de Milán,
cuando Marte estaba a 57 millones de kilómetros; Schiaparelli, por
otra parte, dio nombre a los principales accidentes del suelo
marciano. El dibujo del suelo marciano hecho por el italiano, en
zonas azul-verdosas y otros rojizas, hizo creer que las primeras
podían ser debidas a vegetación, pero lo que más sorprendió
fueron unos 40 largos trazos que parecían recorrer gran parte del
planeta. Su denominación, hecha por su descubridor, fue entonces:
canali,
que quiso significar “caudales” o canales naturales, pero fue por
su parecido traducida al inglés e interpretada como canales
artificiales; y así quedó, dando además por supuesto que eran obra
de seres inteligentes. Aunque en principio no se creyó mucho en
ellos, las observaciones en 1886 de dos astrónomos franceses los
confirmaron, y el americano Percival Lowell hallará al rededor de
una década más tarde mayor detalle y cientos de tales formaciones.
Así fue que los canales se hicieron famosos, y también,
naturalmente, al ser artificiales, los marcianos
que los debían haber construido para llevar agua de los casquetes
polares a los secos desiertos marcianos.
Es posible que haga muchos millones de años Marte fuera un planeta más húmedo y caliente, siendo su atmósfera más densa, incluso como para tener algo de agua en la misma, liberada primero de su interior por el calor geotérmico de los impactos meteoríticos. La evidencias encontradas por las sondas apuntan que hubo ríos o corrientes fuertes de agua en determinados sitios y a la existencia de lagunas que habrían estado alimentadas por pequeños ríos; es ejemplo posible el cráter de 50 Km situado sobre los 65,1º Sur y 15,1º de longitud Oeste. Se cree que la abundancia de agua se produjo entre los 1.000 y los 4.000 millones de años, pudiendo haber existido uno o más océanos o mares, especialmente en el hemisferio norte; la progresiva desaparición del agua en Marte ocurriría principalmente a partir de al rededor de los 2.000 millones de años. El agua pudo recorrer el ciclo de evaporación-lluvia y dar lugar a cauces en el suelo marciano pero no está totalmente demostrado que haya formado así alguno de los famosos aparentes canales, de los que en realidad hay menos de los pretendidos inicialmente. Algunos de los citados cauces, los que aparentan ser más recientes y de menor profundidad, parecen indicar que en su día por ellos tuvieron paso corrientes rápidas de fluidos pero durante breves períodos. También es posible que los cauces fueran formados por la fusión repentina de hielo calentado por acciones volcánicas.
Sobre
la citada desaparición del agua marciana, algunos astrónomos de la
NASA la achacaban en 2005 a la acción de las tormentas del Sol,
considerando la escasa envoltura atmosférica y la falta de una
magnetosfera significativa. Fecha tal evento hace más de 3.500
millones de años.
Otra posibilidad sobre tal agua desparecida en Marte
es que quedara filtrada o recogida en gran parte en cavidades
subterráneas, y se puso por ejemplo ciertas formaciones de Hebrus
Valles (Utopia Planitia) donde parece haber sumideros. Se supone a la
vez la existencia de grandes cavernas desde hace al menos unos 2.000
millones de años.
En 2016, sobre la base de los datos de la sonda
americana MRO, es estima que una zona llana y helada de Utopia
Planitia, en latitudes medias del hemisferio norte del planeta, entre
los 39º y 49º, hay un depósito de agua mezclada con tierra de un grueso
de entre 80 y 170 m, que estará bajo la superficie entre 1 y 10 m de
profundidad. La proporción de agua, en forma de hielo, se estima entre
un 50 y un 85%, siendo el resto terreno y rocas. El volumen total es
estimado en tal 2016 en cerca de los 80.000 Km², una extensión
equivalente a toda Castilla-La Mancha; pero aun así no sería más que un
1% de todo el agua helada de Marte, aunque si parece que es el más
accesible de todos.
Científicos de la NASA estimaron a vista de los datos de sondas espaciales que los ríos y lagunas, al menos en las áreas estudiadas, en zonas ecuatoriales de altiplanicies y entre latitudes medias norte y sur, formaron en su día una compleja red enlazada. Algunos de los lagos se comparan por su extensión a los Grandes Lagos norteamericanos. Sin embargo, a tenor de los datos de la sonda MGS sobre carbonatos (entre el 2 y el 5 % en el polvo marciano), tales áreas de agua no serían tan grandes como para constituir océanos o mares de grandes dimensiones. Además, tales carbonatos no se creen procedentes de sedimentos marinos sino de la acción atmosférica con el polvo por todo el planeta. Aunque existe la posibilidad de que tales sedimentos estuvieran tapados por polvo, en algunas partes la erosión u otros fenómenos geológicos tendrían que haber dejado al descubierto algún fondo primitivo, pero no ha sido así. El hallazgo (por ejemplo, de 30.000 Km^2 en la zona de Nilli Fossae) del mineral olivino, de fácil degradación con el agua, reforzó la idea de la inexistencia en el pasado de este líquido en el planeta a gran escala.
El agua calculada que hubiera podido tener Marte en un principio, entre los 500 y 800 millones de años primeros, hoy mayormente perdida o enterrada, se cree que podría haber sido entre un 5 y un 7 % de la terrestre, aunque hay quien eleva la cifra al 10%. Se estima por otra parte que la cantidad de agua que hay en Marte de la original que hubiera podido tener es de un 10 %. En cualquier caso, en las primeras décadas de la era astronáutica se piensa que en el subsuelo marciano sí puede haber agua, congelada o no, o permafrost, cuyo calentamiento en ocasiones, bien por impactos meteoríticos o por calor del interior del planeta en otro tiempo, haya podido dar lugar a diversos fenómenos morfológicos entre los que están los canales. La presencia de agua congelada en el subsuelo explica también que en los impactos meteoríticos la masa caliente eyectada de los cráteres queda rodeando los mismos como si el citado agua y vapor hubiera expulsado la materia caliente por los bordes. Por su parte, el derrumbamiento de cavidades por descongelación del agua puede que también haya producido hendiduras similares sobre las que el agua afluye y corre hasta evaporarse. Sin embargo, la visión de los canales desde la Tierra por los astrónomos anteriormente citados era debida más que nada una combinación de grietas, cráteres, tormentas de polvo, y sobre todo la imaginación humana y la distancia al planeta que no deja apreciar mayor detalle.
En resumen, aunque, en general, el planeta ha sido casi siempre frío y seco, se cree que en cortos períodos de tiempo geológico tiene fases húmedas, la última hace menos de 1.000.000 de años terrestres. También se cree que hace más de 4.000 millones de años Marte pudo estar inundado, aunque se discute el nivel. Luego se filtró en el manto para salir posteriormente y dejar un hemisferio norte en parte bajo aguas y el sur formando continente de tierra firme. Este cambio radical podría ser periódico o cíclico. En la actualidad, la última fase parece haber ocurrido hace unos 3.000.000 años y el agua estaría ahora enterrada. En otros momentos el agua congelada se ubicaría en el Ecuador del planeta, si bien en 2017 se sostiene que lo que se creían depósitos subterráneos en Meridiani Planum están secos y son en realidad arena volcánica. El factor o causa desencadenante de estos cambios de concentración del hielo en distintos sitios sería el cambio de inclinación del eje planetario pues se cree que en solo 5.000.000 años osciló en unas 50 veces entre 15 y 35º, y aun más atrás hasta entre los 0 y 60º. De cualquier forma, es segura la existencia de agua hoy en el Polo Norte y en el Sur.
En la geografía marciana se ven los dos hemisferios diferentes,
claramente distinguidos, uno Sur más antiguo, elevado y craterizado, y
otro Norte, más reciente, más bajo y mucho menos craterizado. Son en
general las formaciones
predominantes los cañones y grietas, los cráteres, y las dunas, así
como dos casquetes helados, estratificados parcialmente. Hay también
3 grandes mares o llanuras en depresiones. Una en el hemisferio
Norte, otra una depresión de 500 m de Argyre y Solis Planum, y la de
Hellas. En el denominado Oceanus Borealis se cree que pudo haber un
mar con 1,7 Km de profundidad. Esta depresión ocupa nada menos que
casi el 40% de Marte, con unos 8.500 Km de longitud, principalmente
sobre el hemisferio Norte como se indica, y su origen, a juzgar por
los datos aportados por sondas espaciales, parece ser el impacto de
un cuerpo sideral de unos 2.000 Km de diámetro (al menos 1.600 Km) hace
unos 3.900 millones de años en el hemisferio Sur. Este cuerpo de
impacto tendría un alto contenido en hierro y, unido al magma generado,
elevaría las tierras del hemisferio Sur.
Una de las depresiones estudiadas en Marte es la de
Hebes Chasma, situada a 300 Km al Norte de Valles Marineris, y la que
tiene unos 315 Km de anchura de Este a Oeste, y 125 Km de Norte a Sur.
Su profundidad llega a los 8 Km, aunque la mayor parte es de 5 Km. En
su centro tiene una elevación o meseta de hasta unos 5 Km llamada Hebes
Mensa. Esta última tiene un derrumbe en un lado que ponen de relieve
materiales muy oscuros, que podrían ser lava o hidrocarburos. Estas
formaciones han sido fotografiadas por la sonda europea Mars Express.
En general, la toponimia marciana lleva nombres de
lugares que ya existen en la Tierra, incluidas pequeñas ciudades.
El nivel medio de la superficie, denominado datum, con una especie de equivalencia al nivel del mar en la Tierra, nos da una zona de unos 2 tercios de la superficie sobre la parte sur del planeta que está más craterizada que el resto, que es más vieja y más elevada. El tercio norte, más bajo en 5 Km, quizá por algún gran impacto según algunos, es pues más joven y tiene menos cráteres en consecuencia. Aquí es donde creen los astrofísicos que hubo de seguro en su día un océano marciano.
Los
impactos de meteoritos y los permafrost, los volcanes y la acción de
la lava, el agua en otro tiempo, las contracciones y dilataciones por
acción térmica, y de continuo la erosión del viento, arrastrando
arena y polvo, son los factores que más han moldeado la superficie
marciana. Los cráteres por impactos meteoríticos son menos que en
la Luna, por ejemplo, y de menos de 50 metros de diámetro hay solo
los causados por impacto secundario de trozos expelidos tras el
choque de grandes meteoritos que causen cráteres de un diámetro de
decenas de Km; la razón es que los meteoritos menores son quemados
en la reentrada por la atmósfera marciana, que aunque débil es
suficiente a estos efectos. En 2006 se estimaba que la influencia de
los impactos meteoríticos podría haber sido más relevante de lo
pensado hasta entonces en la morfología marciana frente a las
evaporaciones de los mares y lagos tenidos en la antigüedad. Por su
parte, al mismo tiempo, se pensaba que los grandes valles,
depresiones y otras formaciones de las regiones tropicales y
subtropicales del planeta habrían sido producidos hace millones de
años por antiguos glaciares (con origen en el agua atmosférica en
un ciclo de intercambio cuando el planeta tendría una inclinación
de su eje superior a la actual, según simulación informatizada).
En 2024, a tenor de un estudio de impactos
realizado por la sonda InSight, se estima que el número de impactos en
Marte que forman cráteres de más de 8 m de diámetro en 1 año puede
llegar a unos 360, casi a uno por día terrestre. Aproximadamente de los
mismos, una docena son impactos que generan cráteres de más de 30 m.
Esta frecuencia resulta ser mayor que la estimada antes por los
estudios realizados con datos orbitales y son muy a tener presentes en
el futuro de la exploración tripulada del planeta.
El hemisferio norte es así más bien liso, llanuras de lava con algunos cráteres y volcanes extintos, pero el sur es escarpado, con muchos cráteres de impacto y grandes hendiduras y canales. El hemisferio sur es más antiguo, posiblemente formado hace más de 4.000 millones de años. El hemisferio norte tiene 5 veces menos cráteres y se le achaca una edad inferior de solo unos cientos de millones de años. En su zona austral están los desiertos en altiplanicies, en los que abundan los cráteres, con las depresiones de Argyre, Ausonia, y otras, pero con solo 3 volcanes notables, en la actualidad parcialmente sepultados por sedimentos. La llanura o mar de Argyre, tiene 868 Km de diámetro y es el mejor conservado; está rodeado de 5 declives que van hasta 850 Km del borde, resultado de la materia eyectada del cráter principal. La zona septentrional resulta menos elevada y con menos cráteres, pudiendo haber diferencias de más 3 Km respecto a las altas llanuras del hemisferio sur. En general, según la sonda MGS, el hemisferio Sur es en promedio 5 Km más elevado que el Norte.
Las
principales formaciones volcánicas marcianas se congregan sobre la
zona ecuatorial en Tharsis con el volcán Olympus a la cabeza hacia
el oeste y los montes volcánicos Pavonis, Arsia, Ascraeus y también
el monte Ceraunius, de 5,5 Km de altura. Tharsis tiene en definitiva
los mayores y más
jóvenes volcanes de Marte, con montes de entre 350 y 400 Km de
diámetro en sus bases, calderas entre 110 y 220 Km y profundidades
de 3 y 4 Km, exceptuando el Olympus y el Alba Patera que es el mayor
en diámetro con 1.200 Km (tiene este 6,8 Km de altura); las calderas de
Alba Patera tienen unos 150 Km de diámetro. El Ascraeus Mons tiene unos
18.225 m de altura, Pavonis 14.057 m y Arsia 17,8 Km. El Tharsis Tholus
alcanza unos 8 Km de altura; tiene un diámetro total de unos 140 Km y
el de la caldera es de unos 30 Km.
Además, en 2024 se dice que en la zona oriental de
Tharsis, en Noctis, hay oculta una gran caldera de volcán, con una capa
de hielo enterrada en el sureste, que se extiende hasta unos 450 Km de
diámetro. Está en torno a los 7° 35' de latitud Sur y 93° 55' de
longitud Oeste, y llega a una altitud de 9.022 m. Esta formación está
oculta porque el terreno está lleno de protuberancias y montículos.
Resumen de principales volcanes de Tharsis:
Alba, Arsia, Ascraeus, Biblis, Ceraunius, Jovis, Olympus, Pavonis,
Tharsis, Ulysses y Uranius.
El
volcán Olympus, de entre 24 y 26,4 Km de altura (la medición
altimétrica de la sonda MGS anota 21.287,4 m, y 18 Km sobre la llanura
cercana), es no solo el mayor
volcán en altitud, sino el mayor monte del Sistema Solar (no contando
desniveles en cuerpos menores como los asteroides). Situado a
unos 1.600 Km al noroeste del domo de Tharsis, es 3 veces mayor en
altura que el Everest terrestre. Tiene además una base de 550 Km de
diámetro medio, en una plataforma de 6 Km de altura, y varias
calderas, pero no se le ha observado actividad. El diámetro de su
cráter es de unos 80 por 60 Km y contiene otros 3 en su interior; la
profundidad de la caldera es de más de 3.200 m. Su
superficie forma un gran escudo que tiene de área que equivale a más
que toda Inglaterra y se formó hace al menos unos 1.000 millones de
años. En parte de sus bordes exteriores tiene acantilados, o desniveles
repentinos, de 2 Km de altura. Se cree que está apagado desde hace unos
100 millones de
años. En 2004, en la parte occidental del Olympus la sonda Mars
Express europea halló una falla de 7 Km de altura.
En la antigüedad marciana, hace más de 3.500
millones de años, tras deducción hecha con los datos de las sondas MGS
y Mars Express sobre la zona de Arabia Terra, se cree que pudo haber
volcanes gigantes. En 2021 se piensa (Centro Goddard de la NASA) que
hace unos 4.000 millones de años y durante unos 500 millones de años,
tal zona, conoció las mayores erupciones volcánicas imaginadas,
principalmente en 7 sitios de la misma.
La
particular zona de Tharsis, excepcionalmente elevada si se contempla
en el ámbito de los planetas y cuerpos celestes de superficie
sólida, ha de tener su origen en alguna anomalía o particularidad
que produjo en su momento desde la litosfera una gran fractura en la
corteza planetaria o bien una elevación; podría tener ello su
origen en un movimiento del eje del planeta. En cualquier caso, el
hecho es que desde Tharsis afectó de algún modo extensivamente a
todo el suelo del planeta. Así, de la zona salen una serie de fallas
que casi afectan el hemisferio, hasta a 4.000 Km del centro del domo.
Está elevada en unos 10 Km. Además Tharsis muestra las principales
anomalías en la gravimetría del planeta. En este sentido, los estudios
realizados con ayuda de las sondas MRO y Mars Express muestran que en
la región el espesor y la densidad de la corteza es irregular. El
Olympus mostró menor densidad que los otros 3 grandes volcanes de la
zona en su parte subterránea. La actividad volcánica se cree (2012) muy
reciente, de hace solo en torno a los 175 millones de años (con margen
de 75 millones arriba o abajo).
Por su parte, Arsia Mons, uno de los tres volcanes
principales de Tharsis, mide 430 Km de diámetro, elevándose en 16 Km
sobre el nivel medio de la superficie y más de 9 Km sobre las zonas
llanas cercanas; su caldera tiene más de 115 Km de ancho.
En la parte occidental de Tharsis está además la
particular formación de Ulysses Fossae, lo que se cree que es una falla
o fractura que enlaza en oblicuo dos placas de la corteza de Marte.
En
la zona septentrional se distingue otra zona volcánica marciana,
Elysium, con el volcán de igual nombre y Hecates, ambos apagados
aparentemente, y respectivamente de 13,9 y 5,3 Km de altura; el diámetro del primero es de 375 Km. Otro
volcán importante de la zona es el Albor. Esta zona data, en su
formación, de hace unos 2.500
millones de años.
Otras zonas con volcanes señalados son Hellas y Syrtis Major Planum. En esta última están los Meore y Nili.
Algunos de los famosos canales tienen miles de Km y se localizan al este de Tharsis, en la Labyrinthus Noctis, Tithonius Chasma y Valles Marineris, formaciones de enormes proporciones. En el caso de Marineris, su nombre le fue así puesto en honor de la sondas Mariner, especialmente la número 9, primeras en investigar espacialmente Marte. El último accidente citado, formado como inducción de Tharsis, tiene más de 4.100 Km de largo, 600 o 700 Km de ancho y de 2 a 5,7 Km de hondura. Su origen, pese a que parece un lecho seco de mar, es el de una falla geológica, una gran fractura o fosa tectónica, sobre la que actuó posteriormente el agua y se produjeron derrumbamientos, fracturas y corrimientos de tierras. En el lugar se distinguen a su vez 3 formaciones: el propio cañón, una depresión al este y el Laberinto Noctis al Oeste. El propio cañón tiene una serie de valles, alineados en dirección este-oeste, de entre 50 y 100 Km de anchos, y de 300 a 1.000 Km de largos. Las crestas de Valles Marineris, según información de 2008, se originarían por corrientes de agua subterránea, pero cercana a la superficie, hace entre 1.800 y 3.500 millones de años; las paredes se erosionarían dejando luego ver la cementación dejada por tales aguas.
En
el caso de Hellas Planitia, de 2.517 Km de diámetro y 6 Km de
profundidad, y hasta el récord de 9 Km en algún punto, es debido a
un cráter por impacto, y es la tercera mayor formación de cráter
conocida en el Sistema Solar, la segunda de Marte tras el cráter de
8.500 Km de anchura y casi 10.600 de longitud en el Hemisferio Norte
del planeta (datos de 2008); tiene además un anillo a su al
rededor de 4.000 Km de diámetro que eleva la materia eyectada en el
choque hasta 2 Km de altura. En esta zona de Hellas, formada hace
más de 3.800 millones de años, se generan a menudo tormentas de polvo
porque éste es allí muy abundante y dada la depresión que es el
fondo es unos 10º más caliente que el resto de la superficie media
del planeta; tales circunstancias propician movimientos de masas de
la atmósfera causando los vientos. Otro, Argyre, es menor pero de
igual origen. Ambos están en el hemisferio Sur.
La región de Hellas Planitia tiene dos volcanes importantes, el Hadriacus y el Tyrrhenus.
Por lo demás, la superficie marciana, bastante pedregosa allí donde fue estudiada, según las fotografías de los Viking, está cubierta de gran cantidad de polvo y arena, resultado de la erosión, que el viento eleva hasta formar grandes tempestades en el verano marciano; en cierta medida se parece bastante a algunos desiertos terrestres. Los torbellinos, columnas o remolinos de polvo en el planeta, pueden dejar marcas o surcos notables en el suelo, si bien temporalmente puesto que se van progresivamente borrando. Los mismos son en Marte propios de días soleados y secos, y se forman al combinarse masas atmosféricas frías y calientes.
El
polvo marciano se estima que tiene un tamaño de menos de 0,1 mm y la
arena de 0,1 mm a varios mm; en la Tierra, la arena tiene origen en
minerales de cuarzo y feldespatos, procedentes a su vez de rocas
ácidas ígneas erosionadas, y son resistentes a la acción química
y mecánica, pero en Marte la arena procede de basaltos
cristalizados, a base principalmente de feldespatos olivino, piroxeno
y plagioclasa. Ese factor erosión, debido a su aun débil atmósfera,
ha permitido que el suelo no aparezca hoy tan lleno de cráteres como
la Luna u otros cuerpos celestes. El efecto erosivo incluye aquí la
radiación solar UV, en un cierto grado por efecto de la débil
absorción atmosférica, produciendo una pequeña pero posible
añadida oxidación sobre el suelo.
La radiación UV que llega al suelo
marciano en la zona de Gale, según datos de la sonda Curiosity, es un
80% del tipo menos energético (UV-A), en un 15% de energía superior (B)
y el 5% restante de muy alta energía (C). Su principal contención en la
atmósfera de Marte es el polvo en suspensión, siendo muy débil la
protección atmosférica más allá de un poco una capa de ozono.
Según estudios de la
Universidad Johns Hopkins dados a conocer en julio de 2018, la mayoría
del polvo de la superficie marciana parece proceder de la erosión de la
zona de Medusae Fossae, cerca del Ecuador, que se extiende por unos
1.000 Km de longitud y que parece de origen volcánico. En esta zona hay
abundancia de los elementos azufre y cloro. A su vez, una evaluación de
todo el polvo que hay en Marte determina que habría suficiente para
cubrir el planeta con una capa de entre 2 y 12 m de gruesa.
Así
pues, su superficie se caracteriza, además de los famosos canales o
cañones, y los cráteres, prescindiendo de los polos, por terrenos
pedregosos y las numerosas dunas arenosas, que pueden tener unos 300
m de longitud y son resultado de la acumulación de arena por efecto
de los vientos; la sonda MRO mostró que las dunas son más activas de lo
creído anteriormente, con cambios de hasta el 40% en las áreas
estudiadas del hemisferio septentrional. En general, las dunas se
concentran entre los 75º y los 82º de latitud Norte, y en torno al Polo
Sur en menor medida; en la Tierra, recordemos, es al contrario, se
concentran más en las zonas ecuatoriales. El total de Km² marcianos de
dunas suman un millón, el equivalente a las activas del Sahara. Un
estudio con ayuda del instrumental HiRISE de la sonda MRO, conocido en
2019, sobre 54 campos de dunas marcianas, con 495 dunas individuales en
total, apunta que las mismas avanzan con promedios de poco más de 50 cm
anuales (en la Tierra, las saharianas lo hacen a razón de 30 m al año)
y varían en altura de 1,8 a 120 m. Evidentemente, toda esta dinámica de
estas formaciones está determinada por los vientos marcianos, allí de
muy poca presión.
Algunas de las piedras tienen a su vez origen en impactos meteoríticos. Por ejemplo, se datan en la planicie de Utopía algunas que proceden de impactos a 180 Km de distancia y que tienen aristas muy remarcadas y afilados ángulos. Muchas de las piedras de este lugar, visitado por el Viking 2, parecen de pómez por los agujeros de hasta 1 cm que tienen, causados posiblemente por evaporación o erosión del material respectivamente volátil o más blando tenido antes allí, siendo en el primer caso el origen volcánico. En Chryse Planitia (planicie dorada), lugar de aterrizaje de Viking 1, se observaron vetas de arena partiendo de las piedras a resguardo del viento y por efecto del mismo, todas alargando su forma hacia el sur, lo que señala la dirección de las corrientes dominantes de norte a sur. Otro tanto ocurre en Utopía, el lugar del Viking 2, aunque la tempestad de polvo de 1977 no indicaba sin embargo la preponderancia de la dirección norte-sur. Por cierto, que en Chryse Planitia se cree que hace cerca de los 2.000 millones de años se produjeron inundaciones que labraron enormes canales.
La zona de Ares Vallis, donde descendió la sonda Pathfinder, es un canal de unos 1.600 Km de largo y 1.000 m de profundidad, al nordeste de del valle Marineris y está entre paralelos 5º de Sur y 30º Norte, y entre los 12º y 37º de longitud Oeste. El punto exacto de vista de la sonda son los 19,33º de latitud Norte, 33,55º de longitud Oeste. El cráter más cercano al punto de descenso es el Small a 1.200 m al Este, siendo el más importante cercano el Big a 2.200 m al Sudeste y el que tiene 1.600 m de diámetro. La zona fue elegida en primer lugar, como es obvio, por ser llana, cuestión vital para la supervivencia de la sonda, y luego porque es una región en la que en otro tiempo hubo un canal desbordado cuyas aguas torrenciales habrían arrastrado rocas volcánicas y de otros lugares. Las piedras mostraban una inclinación de unos 20º en una misma dirección, resultado del empuje de la afluencia del agua. La sedimentación de la zona señala claramente las acumulaciones de material dejadas por las aguas ahora desaparecidas, formando isletas que apuntan con su forma el sentido de la corriente que hubo en su día, y piedras de cantos erosionados en el arrastre por las aguas y dispuestas en una dirección, la de la antigua corriente turbulenta de hasta 1.000.000 m^3/seg. Naturalmente, en la zona, a nivel general, los cráteres por impacto posteriores salpican las formaciones en terraza de sedimentos mayores. La cantidad de agua que por allí evolucionó entre los 1.500 y 3.000 millones de años, según se dijo, sería equivalente a la del Mar Mediterráneo, aunque se desconoce entonces el proceso exacto por el que tales aguas desaparecieron evaporadas de Marte. Junto al lugar de aterrizaje de la sonda se creen identificar por parte de algunos geólogos piedras pequeñas a medio enterrar porque en su momento el agua se evaporó y dejó que los sedimentos se acumularan así en torno a la piedra. También se hallan piedras formadas en conglomeración de otras menores por la acción del agua y el sedimento. En otro lugar, se observa la marca de un antiguo charco.
El
estudio de la sonda MPF, con un espectrómetro de rayos equis, fue
dirigida a rocas limpias, sin polvo acumulado, y la variedad hallada
no es grande, siendo solo del tipo de los basaltos y andesitas. En
general, en Marte aparecen los basaltos clásicos volcánicos hasta
latitudes de los 40º, en tanto las andesitas lo hacen entre los 50º y
los polos. Eso indica que las latitudes ecuatoriales y menores de los
40º están menos erosionada que el resto. Puede que en las latitudes más
altas los volcanes hayan mezclado en su día su lava con el agua o el
hielo del subsuelo.
En la
primera roca examinada (la Barnacle Bill) se hallaron principalmente
minerales feldespato y cuarzo, y también orthopiroxeno, que no se
esperaban y que apuntan procesos geológicos en Marte con parecido a
los terrestres. Tal composición resulta parecida a la andesita
volcánica terrestre (nombre dado por los Andes, pero muy común en
nuestro planeta en tal orden volcánico) que tiene basalto y cuarzo
(dióxido de silicio) y se podrían haber formado en reposo en la
cámara volcánica durante varias decenas de miles de años. Aunque
se piensa acertadamente en el origen volcánico de la roca, también
cabía la posibilidad de un origen meteorítico por lo que se estudió
el caso más al detalle, con las imágenes de alta resolución,
descartando finalmente tal posible origen exterior a vista la
homogeneidad de la roca. La existencia de cuarzo indica la repetida
fusión del material en procesos de concentración. Otra roca
examinada luego, la llamada Yogi, es basáltica.
Por otra parte, el tipo de arena hallado en Ares Vallis es tan fino que resulta equiparable al talco terrestre. La erosión detectada en las piedras denota un desgaste que dejó al descubierto en algunos casos vetas de color azul internas, mientras que por otra parte, hacia el oeste, tienen acumulación del polvo rojo arrastrado por los vientos procedentes del sentido contrario. Entonces se ignora si tal erosión ha sido progresiva o bien resultado de una o pocas pero fuertes tormentas de viento. En cuanto a la consistencia del suelo arenoso, se denotó por la rodadura del rover que había 3 capas, una de ellas como de barro seco.
En cuanto a los análisis primeros del suelo marciano realizados por el Sojourner se halló hierro en gran cantidad, y aluminio, manganeso, calcio, azufre y potasio, más o menos coincidiendo con los análisis de los Viking. El grado de magnetismo allí es tan elevado como solo en la Tierra, en África, hay un lugar.
El resultado o resumen final de los análisis geológicos de la sonda MPF apunta al parecido de Marte en un pasado a nuestro planeta, con un contenido en agua y evolución similar. Sin embargo, hay que precisar que algunos científicos recelaron de los resultados del análisis geológico del espectrómetro de tal rover porque entendieron que podía haber examinado el polvo superficial depositado sobre la roca en vez de la roca misma, dado que no tenía profundidad en el examen.
La composición más señalada de la capa más superficial de Marte es la limonita u óxidos de hierro, que le dan al planeta el característico color pardo o pardo amarillento y que tienen su origen en la oxidación del material original de rocas cristalizadas; pero en realidad el color bajo la variable capa superficial es gris. Las piedras que se observan en las fotografías de los Viking son de origen volcánico en general. El suelo marciano se sabe que tiene algunos minerales magnéticos, según detectaron los Viking, posiblemente Fe3 O4 o magnetita, en un 3 %, quizá maghemitas, y oligisto (Fe2 O3). Los imanes Viking recogieron en total entre un 3 y un 7 % de material magnético, captando los dos del cazo recoge-muestras igual cantidad pese a que uno era una doceava parte más débil que el otro. El color del citado material era el mismo del resto de la superficie por lo que se piensa que está impregnado, teñido o cubierto de tal suelo. También hay algo de olivino.
Las proporciones de elementos en la masa del suelo en los lugares de aterrizaje Viking son, sin embargo: O un 50,1 %; Si, un 20 %; Fe, un 14 %; Mg, un 5 o 6 %; Ca, Al y S, un 3 %, y quizá algo más de Ca (hasta el 8%) y el aluminio (hasta el 7%); Cl, un 0,7 %; y Ti, un 0,5 a 2 %. La composición citada se observa con abundancia de elementos de número atómico superior al 11, al sodio, siendo la relación de todos los elementos respecto a la Tierra, de abundancia en hierro, magnesio y calcio, y pobres en potasio, silicio y aluminio. De otro modo, el suelo marciano se forma de materiales arcillosos y granulados con abundante hierro y también otros elementos, y con un 1 % de agua formando parte en forma de minerales hidratados. Su densidad media se estima entre 1,2 y 1,8 g/cm^3.
Según
el Mars Pathfinder la composición del suelo, no de las rocas del
mismo, sino el suelo exclusivamente, como promedio de 3 mediciones en
otros tantos puntos, es: oxígeno 43,2 %, silicio 20,8 %, hierro 13,3
%, magnesio 5,3 %, aluminio 5,0 %, calcio 3,9 %, sodio 3,2 %, azufre
2,1 %, fósforo 0,9 %, titanio 0,6 %, potasio menos del 0,6 %, cloro
0,4 %, manganeso menos del 0,4 %, cromo 0,3%, níquel 0,03 %. Estos
datos comparados con los análisis de dos rocas dan en éstas un
índice porcentual algo más elevado de oxígeno, silicio, aluminio,
cloro y potasio, y menor en hierro, magnesio y azufre, siendo el
resto de valores oscilantes parecidos.
En general, en Marte hay menos variedad de minerales
que en la Tierra. En los primeros 50 años de exploración del planeta
solo se han identificado 161 minerales distintos, menos del 3% de
los existentes en nuestro planeta. Ello se cree que es debido a la
evolución geológica del planeta, especialmente a su menor tectónica de
placas respecto a la Tierra.
En
cuanto a martemotos, o terremotos marcianos, los Lander Viking
registraron movimientos pero quedó sin aclarar si habían sido
debidos a los vientos que movían las sondas. La consistencia del
suelo es firme, a vista de los pocos hundimientos de las patas de los
Lander Viking. Más tarde, hacia 1992, tras el prolongado y detenido
estudio de las fotografías Viking de la superficie del planeta la
creencia establecida es que Marte sufre frecuentes terremotos, o
martemotos,
a juzgar por las miles de fallas contabilizadas. Sin embargo, se cree
que estos fenómenos son debidos indirectamente al enfriamiento del
planeta y no al movimiento de placas como en la Tierra; es decir, se
pueden deber a la actividad geotérmica del subsuelo, alteraciones
térmicas en zonas de hielos subterráneos que ocasionan dilataciones y
contracciones. La actividad
en este sentido es, sin embargo, menor que en la Tierra, pero se
calcula que cada 4,5 años se produce un martemoto de al menos 6
grados en la escala de Richter.
En 2019 se confirma por datos de la sonda InSight
que la zona de Cerberus Fossae, de 1.235 Km de diámetro, es la primera
zona sísmica activa hallada en el planeta, detectándose seísmos de
magnitud 3 y 4. En la misma se identificaron fallas en la corteza
planetaria con fisuras semiparalelas.
Según se informó en febrero de 2020, la misma sonda
registró 174 terremotos marcianos en 10 meses, entre diciembre de 2018
y septiembre de 2019; indica ello que el planeta está geológicamente
vivo. De tal total, 24 son de baja frecuencia y fueron de las citadas
magnitudes entre 3 y 4; los más fuertes se localizaron en Cerberus
Fossae con epicentro a 1.600 Km al este del lugar donde se ubica la
sonda. Otros 150, llamados de alta frecuencia, resultan parecidos a los
detectados por los Apollo en la Luna. Todos ellos son en general de
baja y media intensidad. Tal ingenio también indicó que el campo
magnético local resulta 10 veces de mayor intensidad a la antes creída, aunque fluctúa.
La repetida sonda captó entre febrero y junio de
2019 varios cientos de estos fenómenos sísmicos, la mayoría muy débiles
(microtemblores) pero otros pocos llegaron a magnitud 4. Los citados
débiles no fueron debidos en realidad en importante cantidad a causas
geológicas, sino a otros factores ambientales, como el viento.
En cualquier caso, gracias a las fotografías de la sonda MGS americana, ha quedado claro que existen cambios morfológicos sustanciales en el planeta, principalmente por la acción del viento sobre la arena, por movimientos sísmicos (que provocan desprendimientos de piedras entre otras cosas), y por la acción de congelación y evaporación de materiales líquidos como el agua o el CO2. En algunas zonas los cambios evidentes muestran hendiduras o barrancos nuevos, o al menos diferentes a como estaban antes. No obstante, en la acción directa erosiva de las hendiduras, barrancos y similares, se piensa que ha sido el agua el agente primordial dado que el CO2 para actuar ha de ser liquido pero para ello necesita presiones más de 800 superiores a las que hay en Marte. Pero estudios con datos de otra sonda, la MRO, parecen apuntar (2017) a que esas marcas en pendientes de más de 27º son debidas a la dinámica actual de la arena marciana.
En
los polos existen capas de hielo sobre las que el frío precipita
ocasionalmente capas heladas de anhídrido carbónico que a su vez en
verano se evaporan; en el polo Norte, la capa de hielo seco sería de
1 m que dejaría en tal estación al descubierto debajo hielo de
agua. La citada escarcha está también presente en otros lugares y
solo tiene un grosor de unos 2,5 mm pero extendiéndose sobre grandes
zonas. Entre la capa citada también se hallará el vapor de agua
existente en mínima cantidad. Según la zona, más o menos fría, la
escarcha se acumula y evapora a lo largo de días en distintas
medidas. De noche se deposita para durante el día ir evaporándose
con el calor solar pero, en dependencia del lugar y latitud, sin
llegar a desaparecer a veces. Al evaporarse puede dar lugar a nieblas
o débiles nubes blancas. El casquete del polo Sur es más frío que el
Norte debido al oscurecimiento por las tormentas de polvo generadas en
el verano austral.
Se creía que, en general, en polo norte tenía agua y el sur más bien hielo seco o dióxido de carbono congelado. Pero, según dijo en 2003 el CIT americano, el Polo Sur es mayoritariamente de hielo de agua. En tal polo sur la temperatura en verano se cifra en –113ºC de máxima y en el polo norte en –38ºC, y en tan baja temperatura en el Polo Sur está la explicación de la existencia del dióxido de carbono congelado (que necesita más baja temperatura que el agua para congelar). La extensión de estas masas congeladas varía de verano a invierno como se puede advertir por efecto del calor que lo derrite y la posterior congelación. Este fenómeno es único en el resto del Sistema Solar, a excepción de en la Tierra, y en Marte da lugar a que ocasionalmente queden al descubierto una serie de depósitos estratificados, llamados terrenos laminares, sobre los que actúa el viento haciendo deposiciones de arena y polvo que se pueden ir alternando con nuevos hielos en el ciclo siguiente; sin embargo, los depósitos de hielo y polvo más antiguos no están dispuestos por capas. La compleja distribución, aun no bien determinada, de hielos, polvo y terrenos, encierra gran parte de la historia del planeta.
El
espesor de estos estratos de terreno se ha cifrado entre 10 y 50 m,
siendo el promedio de unos 22 cm, en cuanto al CO2. El grueso de los
casquetes se estimaba entre 1 y 2 Km en el Sur y entre 4 y 6 en el
Norte antes de los estudios de la sonda MGS, pero la misma indicó en
el Polo Norte un grosor máximo de 3 Km y un área de 1.200 Km de
diámetro. El agua existente en el polo Norte, en cantidad 10.000
veces el que hay en la atmósfera, es superior al del polo Sur en un
tercio según la sonda Mars Odyssey. Según la sonda MGS, la cantidad
de hielo del polo Norte era menor a la esperada y equivalente a la
mitad de la existente en Groenlandia, hallándose en el fondo de una
depresión de unos 5 Km, con distintos niveles de sedimentación; la
cantidad total evaluada entonces, 1998, se cifró entre 1,2 y 1,7
millones de Km^3 frente a los 2 a 3 millones de Km^3 del Polo Sur,
pero más tarde se determinó la existencia de más en el Polo Norte
en formaciones paneladas a partir de los 30 cm por debajo de toda la
superficie del citado polo. La existencia de formaciones de hielo
aisladas, de unos 15 Km de longitud y 750 m de altura, dio opción a
pensar que quizá en un tiempo pasado la extensión del hielo del
Polo Norte marciano fue mucho mayor que la actual.
Los estudios del Polo Norte
marciano resultantes de los datos aportados por la sonda europea Mars
Express apuntan que el agua congelada se extiende en un área de 1.000
Km y en una profundidad de 2 Km. Se reafirma por otra parte la
existencia por acumulación de capas de hielo y polvo, así como el
recubrimiento en unos centímetros del CO2. El cálculo estima que en el
invierno marciano la acumulació
En 2007 se estimaba que las deposiciones de hielo de agua en los polos marcianos siguen un ciclo completo, alternativo entre polo y polo, de 51.000 años, en directa relación a la precesión o cambio de la inclinación del eje del planeta, que se corresponde a tal período.
En cualquier caso, en los tiempos de máxima aproximación del planeta al Sol (en el perihelio) e incidencia directa de los rayos solares el hielo por ejemplo del polo sur se derrite, dejando entonces a la vista grietas y accidentes orográficos como las montañas de Mitchel, en tanto que aumenta el hielo en el polo norte. Esta liberación de fluidos hace que la presión atmosférica se modifique, aumentando hasta en un 25%, que aun así sigue siendo muy baja, a la vez que se generan las tormentas de polvo.
Las formaciones estratificadas se renuevan así en un ciclo de unos 25.000 años según la citada precesión de la rotación de la órbita del planeta. Sin embargo, hay que advertir que estas evaluaciones son anteriores al reconocimiento de que el hielo del Polo Sur es mayoritariamente de agua.
En el Polo Norte hay además un gran cañón, el Chasma Boreale, y existen fracturas que marcan el trazado de escarpes, pero en general la orografía es poco relevante, con solo una elevación mesetaria de unos 2.000 m, siendo el resto por lo general de diferencias de solo unos metros o decenas de metros. La mayor profundidad de estas grietas es de 1 Km.
Un
estudio dado a conocer en 2010, con datos aportados por la sonda MRO,
sobre las formaciones espirales polares y el citado cañón señalan
como causa de todos ellos la acción del viento y la radiación solar
durante los últimos 2.500.000 años.
En 2025, un estudio alemán sobre datos de las sondas
Mars Express de la ESA y MRO de la NASA determina que sobre un suelo
rígido, no deformado, en el Polo Norte marciano hay una capa
estratificada de hielo formada entre 2 y 12 millones de años de unos 3
Km de gruesa. Tal masa, no obstante, está produciendo un hundimiento a
lo sumo de solo unos 0,13 mm al año.
Por los datos aportados por la sonda MGS, a mediados de 1998, se encontró en Marte acumulación de hematites o cristales de óxido ferroso engendrados por actividad hidrotermal cerca del ecuador del planeta, sobre una zona de unos 500 Km de diámetro, en algún tiempo primitivo de su historia. Este hecho alimentaba la posibilidad de hallar algún tipo de vida elemental en el planeta pues además en paralelo, por aquel entonces, se calcula que la atmósfera habría sido más densa, si bien tales áreas están hoy en lugares poco bajos, de dudosa idoneidad para la antigua existencia de mares. También por entonces se halló hielo sobre el fondo de algunos cráteres y cañones no situados sobre los polos. Se encontró un área de unos 19 por 29 Km sobre un cráter de 48 Km constituido por hielo y arena.
A
finales de junio de 2000, la NASA mostraba imágenes tomadas desde
1997 por la sonda MGS sobre distintos puntos de Marte en las que se
creen ver indicios de la existencia en algún tiempo de manantiales,
fuentes, filtraciones de agua. Están en un 90 % sobre los bordes de
ciertos cráteres o en valles hondos y sombríos, en general entre
los 30 y 70º de latitud de ambos hemisferios. En concreto y en
especial se apunta un cráter de Candor Chasma, en Valles Marineris,
en el que se observan una especie de cursos de regueros o barrancos
geológicamente recientes. También imágenes tomadas con la cámara
MOC del MGS sobre otros sitios son parecidas; fueron tales relativas
a los lugares: sobre los cráteres, Noachis, Aerobraking, Elysium, E.
Gorgonum y Newton, así como en Gully Landform, Weeping Layer,
Gorgonum Chaos, S. Polar Pit, Nirgal Vallis, Age Relations y Sirenum
Trough. Nirgal Vallis muestra el lecho de un antiguo río de 700 Km de
extensión y constituye una de las series de valles más largas del
planeta.
La
existencia de agua subterránea ya era sabida en los permafrost, pero
en las 150 fotografías mostradas se apuntaban detalles que se
identificaron como erosión producida por agua, según la NASA, si
bien agua como tal no aparece en tales imágenes y este hecho se
habría producido hace miles de años, quizá hace un millón. Aun
así, en alguno de los casos se cree que hay acuífero entre 100 y
400 m de profundidad.
Otro estudio, publicado en marzo de 2019, de la
Universidad del Sur de California, apunta a tal existencia de agua
subterránea en zonas cercanas al Ecuador, además de las que se suponen
en los polos. Tal agua estará a unos 750 m de profundidad y es posible
de afluya ocasionalmente a la superficie a través de grietas.
En el último mes del año 2000 trascendía que, a juzgar por diversas fotografías de la cámara MOC de la sonda MGS en las que aparecen terrenos rocosos con capas ciertamente gruesas de origen sedimentario, había evidencias de la antigua existencia de lagos o mares marcianos de poca profundidad; en concreto, aparecían abundantes señales en planicies de cráteres de impacto en la Terra Western Arabia, Valles Marineris, Hellas y Terra Meridiani. Implicaba ello además que tales lugares se convertían en objetivo para comprobar la existencia de fósiles de la posible vida marciana, pues, al menos en la Tierra, tales formaciones recogen acumulación de vida petrificada.
Mediado 2001, gracias a las imágenes transmitidas por la sonda MGS de algunos terrenos marcianos nuevos y agrietados, investigadores de la Universidad de Brown apuntaron la firme posibilidad de la existencia de agua congelada cerca de la superficie.
Según
estudios de la sonda MGS, como resultado de grandes inundaciones
marcianas en el hemisferio Norte aparecieron valles de hasta 200 Km
de anchura, algunos de los cuales fueron soterrados posteriormente
bajo lava volcánica y depósitos de polvo. Se encuentran tales
formaciones junto al volcán Arisa Mons y al sur de la planicie
Amazonis y el flujo de agua se ha calculado que sería cercano a
50.000 veces el actual del río Amazonas, suponiendo un océano del
tamaño de 1/3 el de Índico terrestre. En 2018 un estudio cita en el
límite sur de tal hemisferio un antiguo gran delta fluvial en que
desembocaba el denominado Hypanis Valles que podría apuntar a que la
tercera parte del repetido hemisferio Norte estaba ocupada en el pasado
por un océano.
El
cambio climático que reconfiguró la superficie del planeta se cree
que se produjo hace unos 3.800 millones de años y duraría solo unos
100 millones, pasando entonces Marte a ser seco y frío en vez de
mucho más cálido y húmedo. Esta valoración de un Marte más caliente y
húmedo se vio reforzada en 2011 tras el análisis de minerales de
carbonato de un meteorito marciano; minerales que se formarían a unos
18ºC (con ±4ºC de margen de error) y en agua líquida.
En agosto de 2024 se dice (UC Berkeley y la Scripps
Oceanography) que parece haber bolsas o depósitos de agua subterránea,
pero a mayor profundidad de la estimada anteriormente. Podría estar
entre 11,5 y 20 Km de profundidad según estudios sísmicos sobre datos
de la sonda estadounidense Insight. La cantidad de agua, dicen, sería
suficiente para cubrir todo el planeta con un océano de 1 Km de
profundidad o más. Dado el sitio donde se halla tal agua, resulta de
momento muy difícil acceder al mismo. Estiman los autores del estudio
que el agua en superficie desapareció hace unos 3.000 millones de años
tras hacer otro tanto la atmósfera marciana. Parte de ese agua se
perdería en el espacio y otra parte se filtraría en el subsuelo, hacia
la corteza. El que quedó en la parte más superficial está ahora
congelado, principalmente en los polos.
Se estima por otra parte que la cuarta parte de los valles marcianos fueron originados por la acción del agua y que la misma podría ser cíclica con enormes inundaciones producidas por la descongelación de agua subterránea tras el calentamiento debido a la actividad interna del planeta. Esto ocurriría en el tal hemisferio Norte marciano y ayudaría en la formación de tal océano el efecto invernadero ocasionado por el dióxido de carbono también liberado en el mismo proceso. Posteriormente, volvería el agua a filtrarse y el enfriamiento llevaría al estado anterior, como está el planeta en la actualidad.
Más
tarde de estas apreciaciones, en 2001, observando erosiones en las
fotografías de la MGS, se dedujo que hace unos 10.000.000 años el
agua salió del subsuelo marciano en grandes cantidades, provocando
enormes inundaciones en la superficie. Así aparecerían hendiduras
de 1.000 Km, o más, de largas como las habida en las llamadas
Planicies
Cerberus, situadas en el hemisferio Norte, encima del Ecuador. En tal
zona se estima que pudo haber una inundación de cerca de los 600
Km^3. Otra zona en igual circunstancia sería Athabasca Vallis.
Posteriormente, sobre imágenes de la sonda
MRO, se determinó que tales acuíferos formaron enormes ríos
subterráneos y se hallan en concretas zonas volcánicas de terrenos
altos, desde donde inundaban áreas más bajas hasta formar mares u
océanos que desaparecieron hace 3.650 millones de años. Tras un período
de congelación de unos 450 millones de años, hace 3.200 millones de
años, por calentamiento del suelo debido a la lava volcánica, tales
aguas fluyeron en los citados ríos por cientos de Km y llegó a la
superficie, inundándola y abriendo grandes cañones. Este estudio ha
permitido averiguar dónde sigue habiendo agua helada subterránea en la
actualidad y quizá también permitirá en el futuro, con su detallada
investigación, si hubo en el pasado vida en el planeta.
En 2002 trascendió que en los fondos de de los cráteres, en sus dunas, de los dos polos del planeta surgen en la primavera o finales del invierno marciano, según imágenes de la sonda MGS, unas zonas muy oscuras de hasta unos 50 m de diámetro y de forma circular en terrenos llanos y alargadas en los pendientes. Las mismas se diluyen al cabo de unos meses, en el verano, sin que en el momento de su identificación se supiera explicar su origen; se especuló desde un efecto químico, del ciclo de evaporación-congelación del dióxido de carbono, hasta con los signos de posible vida microbiana que respondería a la fotosíntesis, pasando por algún proceso geológico.
En la primavera de 2002, gracias a los datos aportados por la sonda Mars Odissey, en base a la alta concentración de hidrógeno detectada en el subsuelo, se anunció que en el mismo, en zonas del hemisferio sur del planeta podría haber grandes cantidades de agua helada, como para constituir un pequeño mar de 500 m de profundidad. Ello vino a abrir las expectativas de las teorías sobre el agua “desaparecida” en el planeta y también sobre la opción de vida elemental en otro tiempo. La cantidad de agua por masa de tierra se estimó entonces en un 50 %, cifra bastante elevada. La localización del hielo en mayor concentración está a unos 30 cm de profundidad en zonas en torno a los 75º de latitud Sur y en los 60 cm sobre los 60º también de latitud Sur. Más tarde, gracias a los datos de la sonda, se confirmó la existencia de al menos un área de unos 30 Km de agua helada en la superficie del Polo Sur.
A principios de 2003, en base a los datos de las sondas enviadas al planeta, los norteamericanos dijeron que en el Polo Sur el hielo existente sería mayoritariamente de agua y no de hielo seco, como hasta entonces, desde hacía unos 35 años, se creía; tal dióxido de carbono helado solo estaría en capas superficiales de hasta 8 m de profundidad. Se sustentaba en el hecho de que la temperatura era más elevada de la conveniente para mantener el hielo seco en su estado. Con ello, los dos polos marcianos se parecen más que hasta entonces.
Según
observaron desde la Tierra los astrónomos en el verano del mismo
2003 se produjeron en dos zonas marcianas emanaciones de gas metano
que persistió luego en la atmósfera durante medio año marciano. El
volumen estimado de las emanaciones se cifró en nada menos que
19.000 Tm y su origen, que en la Tierra lo tiene en un 90% de los
casos en la actividad biológica, es geológico allí, si bien ello
es aceptado con reservas.
Los estudios realizados con el rover Curiosity sobre
el cráter Gale muestran que en el mismo parece haber una cercana fuente
de tal gas metano a juzgar por los frecuentes altibajos en su afluencia
y posterior disminución; el metano tiene una vida más bien corta (no
más de 600 años) al ser disociado por la acción de la radiación solar,
especialmente la UV, por lo que la discontinuidad en su afluencia
parece apuntar a la existencia de una fuente. A pesar de todo la
cantidad hallada en tal lugar resultó ser mucho menor a la que se
esperaba.
En enero de 2004, la sonda europea Mars Express confirmó finalmente la existencia de tal agua helada en el polo marciano referido, y también del dióxido de carbono congelado. Asimismo apuntaría que la extensión del agua congelada comprendía áreas en decenas de Km fuera del casquete polar. Los aparatos de la sonda señalaron una profundidad del hielo de entre 1 y 3 Km.
En 2006, gracias a las observaciones del instrumental THEMIS de la sonda americana Mars Odyssey, se aclara el origen de las zonas oscuras que se habían venido dejando ver en el Polo Sur del planeta. Tales manchas se creen producidas por un ciclo de calentamiento y enfriamiento del CO2 contenido en el suelo helado, especialmente en la primavera planetaria; brota primero tal gas calentado junto a polvo y arena en chorros a modo de géiseres de hasta de 161 Km/h de velocidad, ascendiendo hasta 50 m, o más en ocasiones, para luego caer formando manchas de hasta 46 m de diámetro que persisten durante meses y posteriormente desaparecen.
Semanas más tarde, el rover Opportunity, examinando la zona de El Capitan, en Meridiani Planum (31º de latitud Sur y 5,4º de longitud Oeste), aportó datos por los que los americanos confirmaban la existencia de agua en Marte en un pasado inconcreto, sin conocer tampoco cantidad o extensión; más tarde se confirmó que se trató de agua salada, pero se siguió ignorando si se había tratado de un mar o un simple lago salado (entre otros elementos se hallaron cloro y bromo). Se dijo que el menos el nivel del agua sería de más de 5 cm de profundidad y habría afluido a una velocidad de unos 30 cm/seg. Tales datos consisten en el hallazgo de unas esferitas entre 1 mm y 20 cm que por su distribución en la superficie se ofrecen como formadas por la acción del agua, así como la existencia de huellas en las rocas dejadas por cristales salinos (marcas de milímetros de erosión) disueltos tras la desaparición del agua, una alta tasa de sales de azufre (sulfatos de hierro y magnesio), y el hallazgo de mineral jarosita, KFE3 ((SO4) 2 (OH) 6), de hierro hidratado también con contenido en azufre y conocido en nuestro planeta en el que se asimila a la existencia de agua; además, se ha demostrado que la jarosita genera hematites en presencia de agua salada, siendo tal segundo mineral, un óxido de hierro, muy abundante en el planeta. Este hecho no implica la existencia de vida pero sí de que las condiciones del planeta para ella fueron en algún tiempo favorables. En cuanto a las esferitas o bolitas, en la Tierra, en el estado americano de Utah se han hallado materiales similares, marmóreos con hierro o conglomerados de hematita, con origen en la acción del agua y ocasionados hace 25.000.000 años. Los hallados por las sondas planetarias fueron apodados “arándanos de Marte” (debido a Steve Squyres, de la NASA), siendo éstos hematitas más puras que en el caso terrestre.
Otro rover, el gemelo Spirit, en el cráter Gusev también identificó en la piedra llamada Humphrey pequeñas hendiduras (de unos mm) que se creyeron producidas en el pasado por agua; es decir, la piedra en cuestión estuvo en un tiempo sumergida en agua. Más tarde, según se informó en diciembre de 2004, el mismo rover encontraba mineral denominado goethita que se asocia a la presencia de agua, aunque no necesariamente en su forma líquida.
Además, la sonda Mars Odyssey, en órbita sobre el planeta, identificó en depósitos y sedimentos deslizados, hierro, potasio, torio, clorina y silicona, y además encontró sulfato de sodio, asociado a cambios químicos nada antiguos.
La
misma sonda, según se informó en febrero de 2005, encontró en la
zona de Elysium, en el ecuador marciano, indicios de una extensión
subterránea de grandes bloques de hielo de unos 45 m de profundidad
y 700 Km, o más, de longitud. Fue llamado un mar de hielo y es la
mayor cantidad de agua helada hallada fuera de los polos marcianos.
Entonces se especuló con que tal agua habría salido a la superficie
en un pasado por la denominada Cerberus Fossae antes de volver a
filtrarse. También se habían obtenido fotografías de señales de
actividad volcánica reciente (en términos geológicos), de glaciares e
incluso de dinámica fluvial. En
alguna de las imágenes se pueden observar acantilados de hielo de
hasta 2 Km de altura. Además, en 2013 se confirmó que Elysium Planitia
tiene en su subsuelo canales, según datos de la sonda MRO, que fueron
tapados por la lava volcánica. Estas formación, de unos 1.000 Km de
longitud, habrían aparecido hace unos 500 millones de años, época en la
que habría una gran inundación debida a la actividad tectónica o
volcánica. Estudios posteriores sobre esta zona, basados en datos tanto
de la MRO como de la MGS y la Insight, dicen que la misma es mucho
mayor y tiene unos 4.000 Km de diámetro, con una masa subterránea más
caliente que el resto del manto en unos 200ºC aproximadamente; la parte
más alta de tal subsuelo caliente se cree que se ubica entre los 200 y
25 Km de profundidad. Ese subsuelo presiona hacia arriba la superficie
elevándola en 1 o 2 Km, creando grietas y fallas, una de ellas de 1.300
Km de longitud.
El estudio de otra sonda, la InSight de la NASA,
posada en la misma zona de Elysium, aportó datos del subsuelo actual de
la zona tomando como base las ondas sísmicas, primero hasta unos 20 m
de profundidad y luego hasta los 200 m. Los primeros metros tienen
regolito de arena y piedras o material de impactos de meteoritos. Más
abajo hay lava solidificada de 10 m de grueso por encima de sedimentos
de un grosor de 45 m que a su vez están encima de otra capa de lava de
unos 100 m; la antigüedad de tal lava es de 1.700 millones de años la
superior y de 3.600 millones la más profunda. La existencia de
sedimentos intermedia apunta a un terreno sometido en su día a la
acción del agua, pero su composición es incierta.
En julio del mismo 2005, se informó por parte de la ESA de que la Mars Express había tomado fotografías en febrero anterior de un cráter de unos 35 Km de diámetro con un lago de agua congelada en Vastitas Borealis, en el Polo Norte marciano, cerca de los 103º de longitud Este y 70,5º de latitud Norte. La profundidad del cráter se estimó entonces en unos 2 Km y la de la mancha de hielo en unos 200 m (medidas máximas).
A principios de septiembre de 2005 los americanos anunciaban que en el subsuelo bajo las dunas del cráter Kaiser, de 6,5 Km de diámetro y 475 m de altura, localizado en el hemisferio sur marciano, había hielo y agua; y posiblemente en otros lugares similares también.
A finales de 2006, al comparar en el tiempo (de 1999 a 2004 en un lugar, y de 2001 a 2005 en otro) fotografías de la sonda MGS del suelo marciano, se puso de relieve la evidente actividad de un fluido en el mismo, posiblemente agua o quizá CO2.
Más
tarde, en marzo de 2007, se informaba que, gracias a la misma sonda
europea, se habían reevaluado con mayor precisión las capas de
hielo en el Polo Sur y que las mismas, en líquido, podrían cubrir
hasta 11 m el suelo de todo el planeta, según se dijo entonces. La
estimación se basa en los sondeos por radar de tal sonda y el área
de hielo determinada en tal polo se cifró en una extensión mayor a
la equivalente del estado americano de Texas y de 3.700 m de
profundidad máxima.
Pero en junio de 2015 es dado a conocer un nuevo
estudio sobre el hielo marciano entre los 30 y 50º de latitud Norte y
otros tantos Sur, realizado sobre la base de los datos aportados por la
sonda americana MRO, y se aclara que gran parte del hielo que se creía
de dióxido de carbono es de agua. Los glaciares marcianos están no
obstante bajo una capa de polvo que los conserva y evita su
evaporación. A su vez, los estudios por radar apuntan a que tal hielo
de agua suma más de 150.000 millones de m³, con lo que podría cubrir en
1,1 m toda la superficie del planeta. Un estudio (Planetary Science
Institute) sobre datos de la sonda mencionada, publicado en 2025,
apunta que el 80% de los glaciares marcianos son de hielo puro de
agua.
En junio de 2007 astrónomos norteamericanos confirmaban estimaciones de que Marte tuvo en un tiempo (hace más de 2.000 millones de años) un océano que llegó a ocupar 1/3 parte del suelo del planeta, dejando paso luego a lo que hoy es una gran planicie, si bien no hay ya restos de las costas, mucho más llanas y difusas que las terrestres. Tales costas habrían sido deformadas por un cambio en el eje de rotación del planeta y, desaparecido el océano, por la erosión. Se vuelve a insistir entonces en que el agua se filtró y está en el subsuelo en gran parte, habiéndose evaporado y perdido el resto.
En el otoño del mismo 2007 se dio a conocer que el radar de la sonda Mars Express había obtenido datos que apuntan a la existencia de indicios de agua en el ecuador del planeta. En concreto, se piensa entonces que hay hielo en cantidad en colinas de Medusae Fossae. No obstante, se duda en tal momento porque podría tratarse también de otro material de densidad similar. Posteriormente (2018) se aclara que tal formación lo que tiene es mucha roca blanda, altamente porosa, cosa poco frecuente a tan abundante nivel, con posible origen en erupciones explosivas volcánicas y que sí tendrían inicialmente mucha agua (también sulfuro de hidrógeno y dióxido de azufre).
Poco más tarde se apuntó que las formaciones geológicas en forma de abanico y escalonadas de los extremos de algunas cuencas marcianas son resultado de un importante y fuerte flujo de abundante agua. El período de formación se estima muy corto, de tan solo unos 10 años a lo sumo.
A principios de 2008, la información de la sonda Mars Odyssey vino a confirmar la antigua existencia de mares o lagunas en el planeta con el hallazgo de unos 200 puntos en el hemisferio sur donde se evidencian depósitos salinos. Están en sedimentos de antiguas cuencas, terrenos antiguos de entre 3.500 y 3.900 millones de años, llenos de cráteres y donde desembocan varios canales.
Meses más tarde, sobre la base de las observaciones de otra sonda, la MRO, se reafirmó la convicción de la existencia en un pasado del planeta (entre 3.800 y 4.600 millones de años) de grandes lagos y ríos. Esta opinión se basa en la detección de minerales arcillosos, silicatos hidratados o filosilicatos, solo originados en presencia de agua y existentes en grandes zonas de Marte, prácticamente en la mitad del mismo y en tierras altas.
Al poco, en otoño de 2008, tomando como base el descubrimiento de la misma MRO de nuevos minerales marcianos (silicio hidratado u opal cerca de los bordes de Valles Marineris), estudiosos americanos amplían el período de existencia del agua en el planeta más de lo que se pensaba hasta entonces. Se estima en tal momento que el agua habrá existido en Marte hasta hace unos 2.000 millones de años.
Igualmente en 2008, en base a los datos de la sonda Phoenix, que hallaron en el suelo marciano sales de sodio, potasio y magnesio, cloruros, y en definitiva una alcalinidad que hizo que se estimara que tal suelo tenía mucha similitud con el de nuestro planeta.
En noviembre de 2008, por los datos de radar de la sonda MRO, no solo se confirma la existencia de agua helada subterránea, sino que se halla de tal elemento una formación de algunos miles de Km^2 que supone ser la mayor descubierta hasta entonces en Marte. Se localiza en latitudes próximas al ecuador (entre otros sitios en la cuenca de Hellas) su espesor máximo se cifró en 800 m; en algunos puntos se localiza a solo 3 m de profundidad.
En la primavera de 2009, tras un reconocimiento a fondo de la zona por parte de la sonda MRO, se evidenciaron rastros de actividad de agua hace unos 1.250.000 años en un barranco en un cráter de la Promethei Terra, en latitudes medias del hemisferio sur.
En el verano siguiente (2009) la Universidad de Colorado-Boulder, con datos de la sonda MRO, se apuntó lo que denominó “la primera evidencia definitiva de una ribera en Marte” de un antiguo gran lago, de 400 m de profundidad, de unos 200 Km^2 de superficie, formado hace unos 3.100 millones de años. Se detectaron restos de playa, huellas de ribera, un delta amplio con sedimentos, y un cañón de 50 Km de largo sobre un valle en Shalbatana Vallis.
Con
ayuda de la misma sonda MRO americana se identificaron poco después
en el subsuelo marciano de Deuteronilus Mensa depósitos de hielo que
se extienden en cientos de Km. Tal agua se cree que en algún tiempo,
cuando el clima marciano fue más cálido, estuvo en la superficie.
También obtuvo datos del cráter McLaughlin (en
Arabia Terra), de 92 Km de diámetro y 2,2 Km de profundidad, que han
permitido suponer (2012) que allí hubo un lago, pues existen hoy
sedimentos, arcilla y minerales de carbonato que se creen formados en
presencia de agua. Existirían en los bordes pequeños canales por los
que afluiría el agua en el pasado por conductos subterráneos.
Tras analizar fotografías de la sonda MRO se han
identificado (2016) en Arabia Terra los lechos de unos 17.000 Km de
antiguos canales o ríos marcianos; muchos habrían tenido hasta 30 m de
altura y hasta 1 o 2 Km de anchura y habrían existido hace entre 3.700
y 3.900 millones de años para luego secarse progresivamente y quedar
enterrados.
El análisis de imágenes de las sondas americanas MGS
y MRO sobre la zona de Arabia Terra hace pensar que en el lugar hubo
hace 3.400 millones de años, cuando había allí un océano, olas gigantes
de tipo tsunami que se habrían elevado hasta unos 120 m de altura,
causando notables cambios en la costa. Tal dinámica se habría producido
en un par de ocasiones por el impacto de asteroides, que habrían
causado cráteres marinos de hasta 30 Km de diámetro.
La misma sonda MRO también permitió establecer una
estadística (2.011) sobre los impactos actuales de meteoritos en Marte,
estimando así que al año se producen un promedio de 20 nuevos cráteres
de tamaños entre 1 y 50 m de diámetro. Al mismo tiempo se cree que las
ondas expansivas de tales cuerpos al atravesar la atmósfera marciana
podrían provocar avalanchas de polvo en las laderas.
Datos de la misma sonda MRO, identificando 248
lugares de impacto meteorítico, indican en 2013 que en la década
precedente estadísticamente se estiman unos 200 impactos anuales en
Marte que generen cráteres superiores a los 4 m. Los cuerpos de impacto
tendrán entre 1 y 2 m.
También
con ayuda de las sondas americanas, en 2010 se hallaron más pruebas
de la antigua existencia, hace más de 3.500 millones de años, en
concreto en Hellas
Planitia, de un océano de unos 2.000 Km de longitud, aunque de solo
8 m de profundidad. En el borde noreste de Hellas, según estudio de la
NASA conocido en 2018, pudo haber en un pasado en que las condiciones
eran más propicias decenas de lagos que duraron muy poco tiempo.
En
el mismo año de 2010 las estimaciones sobre el antiguo agua
marciano, tras estudiar 52 deltas de antiguos ríos y observar su
misma altitud, siendo evidente en 29 de los casos su enlace en un
antiguo océano común, elevaban las apreciaciones hasta decir que
pudo haber existido en ese tiempo un océano que habría ocupado la
tercera parte del planeta. Además, por entonces, se cree tener
identificados unos 40.000 valles fluviales marcianos. El volumen de
agua se estimó entonces en 124 millones de Km³, y en todo caso todo
el agua marciana habría supuesto la décima parte de la hoy
existente en los océanos de la Tierra.
Y poco más un año después, los datos del radar
MARSIS de la sonda europea Mars Express también confirman la creencia
de un antiguo océano en un área llana del Norte del planeta a juzgar
por líneas de depósitos o sedimentos de densidad baja en el subsuelo
que serían en su día orillas marinas o de costa.
En 2015 otro estudio, esta vez de la NASA, indica
que Marte tuvo hace unos 4.000 millones de años un océano
porcentualmente tan grande como el Atlántico en la Tierra. Aunque
tendría profundidades puntuales de hasta 1.600 m, e incluso más, podría
haber tenido 140 m de profundidad si hubiera cubierto todo el planeta.
Pero se cree que se ubicó solo sobre el hemisferio norte. La cantidad
total de agua se estima en al menos 20 millones de Km³.
Con el mismo aparato de tal sonda se estudiaron los
terrenos altos del sur marciano en una línea de 5.580 Km de longitud y
hasta 4 Km de profundidad, dando por resultado en 2013 que los llamados
“depósitos estratificados del Polo Sur” de Marte tienen una cantidad de
agua como para cubrir todo Marte con un mar de 11 m de profundidad.
En julio de 2018, gracias a la repetida Mars
Express, se viene a confirmar, aunque no definitivamente, que al menos
bajo el Polo Sur hay agua en forma líquida, salada, formando un lago
subterráneo; la existencia de abundantes sales en el agua actuaría como
anticongelante. Está a 1,5 Km bajo el hielo de la superficie de la
región denominada Plamun Australe, extendiéndose en unos 20 Km; la
profundidad del lago no se pudo determinar. Se estima que puede haber
más bolsas de agua como esta en la misma zona del Polo Sur.
En septiembre de 2020, tras nuevas investigaciones
con la misma sonda europea, en el citado Polo, se determinó que la
profundidad del lago sería de casi 1 m. El lugar es denominado Ultimi
Scopuli. Pero también se añadieron en el entorno de la zona, de unos
300 Km², los hallazgos de varios lagos más, aunque más pequeños, que
forman una red de agua muy salina.
La posibilidad sobre lagos subterráneos en los polos
marcianos fue expuesta tres décadas atrás por vez primera por el
astrónomo estadounidense Steve Clifford.
En el Polo Sur marciano la misma sonda Mars Express
también ha podido ver una formaciones, que han dado en llamar de
“araña”. Son resultado de la acción de la radiación solar en la
primavera y verano sobre las capas de dióxido de carbono creadas en
depósitos durante el invierno. El CO2 se gasifica y rompe las capas
inmediatas que tiene encima de hasta 1 m, arrastrando polvo oscuro que
se hubiera depositado y creando las lineas quebradas de las formaciones
como patas de araña.
En 2011, por comparación de las imágenes de la repetida sonda MRO, se
cree ver en algunas laderas de entre 25 y 40º de inclinación varios
regueros que podrían hacer correr agua salada en los meses más cálidos
de Marte. Las largas lineas que se suponen regueros, en las épocas
frías cambian su color y luego vuelven a surgir en la época siguiente,
siguiendo ciclos, con lo que la hipótesis de agua salada justificaría
los mismos, toda vez que la salobridad hace bajar el grado de
congelación; en tales lugares la temperatura veraniega estimada oscila
entre los -23ºC y los 27ºC. Estos regueros se han denominado RSL,
líneas recurrentes de ladera, su tamaño oscila en anchura entre ½ m y 5
m, y se localizan principalmente en 7 zonas marcianas en latitudes
medias, entre los 32º y 48º del hemisferio Sur.
Para el vuelo del rover Curiosity (2012) se eligió
por su interés geológico el cráter Gale, formado hace más de 3.500
millones de años por impacto y situado casi en el ecuador marciano,
sobre los 4,6º de latitud Sur y 137,2º de longitud Este. Tiene
unos 154 Km de diámetro, y dentro del mismo están las montañas Sharp,
zona de unos 90 Km de longitud por 45 Km de anchura y que se eleva
hasta los 5,2 Km en altitud. Sus rocas, según el citado ingenio, han
resultado ser de menor densidad y más porosas de lo que se esperaba, de
1,68 Tm/m³, un 40% menos de lo creído. La parte alta del citado monte
Sharp fue modelada por vientos y no es sedimentaria.
El citado rover confirmó la antigua existencia en
Marte de ríos al hallar señales propias de los lechos de los mismos,
tal como gravas o guijarros de distinto tamaño, más o menos erosionados
por la acción del agua durante meses y con arrastre de varios Km. Su
estudio ha permitido estimar la velocidad de las aguas en tal lugar
sería de al menos 3,6 Km/hora, y la altura que alcanzaría se piensa que
pudo ser de entre unos 20 y 90 cm.
No obstante, en general sobre los ríos marcianos, en
2020 un estudio de la Universidad canadiense de la Columbia Británica
aclara que los mismos no eran de corrientes libres y abiertas de agua
como se pensaba antes sino de flujos bajo hielo glacial. Se basa en la
comparativa de la erosión con terrenos terrestres de similar
estructura. Eso supone que Marte no fue tan cálido y húmedo como se
creía anteriormente.
En la citada zona del cráter Gale, que se cree
formado por impacto hace unos 3.600 millones de años, según los datos
del rover Curiosity hubo un glaciar y también en el resto de Marte hace
al menos unos 3.500 millones de años. Ello también indica la antigua
existencia de ríos y lagos de agua líquida aunque muy fría. Los datos
se basan en el visionado de la morfología y estructura de los terrenos.
En esta zona, el citado rover hallaría evidencias de
la existencia de agua salada. Pero la misma no se muestra de forma
permanente, sino que aparece por las noches en el invierno del planeta
y en los 5 cm más superficiales del suelo del mismo. Este terreno
contiene percloratos que absorben el agua de la atmósfera marciana
hasta formar una salmuera. Luego, al amanecer, el agua se disipa.
En septiembre de 2015 se publica más información al
respecto, confirmando tal ciclo actual del agua salada en Marte con los
flujos estivales sobre taludes en varios cráteres (Hale, Palikir y
Horowitz). Las sales identificas por medios espectrales (instrumental
CRISM de la sonda MRO) son cloratos de magnesio, y percloratos de
magnesio y sodio. Lo que en tal momento no se tiene claro es la
procedencia de ese agua. La existencia de percloratos se vincula en
2018 a descargas electrostáticas que las tormentas y remolinos de polvo
producen con abundancia.
Sin embargo, en tal momento la apreciación es que la
afluencia temporal del agua marciana no se trata de un fenómeno global
sino sucesos regionales.
Todo esto lo confirman las vistas ofrecidas por la
sonda Curiosity de algunas zonas de la zona septentrional de Gale en
las que hay evidentes sedimentos de la acción del agua, fluvial y de
lagos. De tal modo, las imágenes de la sonda muestran en capas
geométricamente distribuidas placas sedimentarias acumuladas propias de
tales fenómenos del agua, pudiendo también apreciar deltas en el borde
final de un lago, donde se acumularon terrenos arenosos y arcillosos,
que habrían acumulado un espesor de más de 75 m; tal acumulación pudo
haber durado hasta 10 millones de años. Por extensión, se cree que en
los grandes cráteres de impacto en el pasado marciano se acumuló agua
formando lagos que existieron durante quizá 10.000 años.
Sobre tal cráter Gale y como resultado de los datos
del Curiosity, en marzo de 2019 se informa que en los estratos más
bajos del mismo, los más antiguos, muestran concentraciones de nitratos (NO3)
más altas que el los niveles más elevados del cráter. Ello, tal
fijación del nitrógeno, parece indicar que en algún momento hubo una
atmósfera con hidrógeno en determinada cantidad. La existencia de tales
dos elementos, H y N, está entre los necesarios para la vida que
hubiera podido tener Marte en un lejano pasado.
En 2016, tomando como base las observaciones de la
sonda MRO, se deduce hace unos 1.000 millones de años aun había lagos y
arroyos con aguas recibidas del deshielo en el llamado Heart Lake y su
entorno, en un área de unos 150 Km; el citado lago pudo tener una
capacidad de 2.790 Km³.
En 2019, con datos de la sonda Mars Express, se
demuestra que bajo la superficie de Marte hubo hace unos 3.500 millones
de años bolsas de agua, acuíferos o lagos subterráneos, a los que se
filtró tal fluido a medida que en la superficie, se cree que un océano,
iba desapareciendo. Diversas formaciones geológicas así lo atestiguan
según el estudio al respecto.
Por otra parte, el agua de los distintos lugares de
Marte en general tiene distinto origen y antigüedad, y tiene su
importancia en la futura búsqueda de la posible vida microbiana. Además
de zonas polares, se sabe que la hay (desde 2002 por ejemplo gracias a
la sonda Odyssey) bajo el suelo en un par de metros en forma de hielo
en ciertos sitios a unos 65º de latitud. La sonda europea TGO (ExoMars)
también identifica en 2018 hielo de agua en zonas subecuatoriales.
Una
comparación lejana del suelo y clima entre la Tierra y Marte solo
admite la inclusión de algunas zonas terrestres, equiparables en
parte. Son regiones como la Antártida, y el nordeste de Siberia, que
tiene incluso zonas de permafrost como Marte. Otras regiones, como
algunas de Islandia, tienen también cierto parangón. Todas ellas
sirven a los geólogos y científicos en general para establecer
criterios, realizar pruebas y estudios. A este respecto cabe citar
los estudios del centro Ames de la NASA. También áreas de Río
Tinto en España han sido objeto de observación en relación a
estudios microbianos.
Además, según se cree en 2021 tras el estudio de 45
de sus glaciares con la sonda MRO, Marte ha pasado en los últimos 800 a
300 millones de años por entre 6 y 20 eras glaciales, existiendo
remanentes de tales épocas en los polos. La última de tales eras de
hielo tendría su punto culminante hace unos 20.000 años.
RESUMEN
DE PRINCIPALES FORMACIONES DE TIPO GEOLÓGICO EN MARTE:
La mayor cadena de cráteres es Tractus Catena, sobre los 27,9º Norte y 103,2º Oeste, que tiene 1.234 Km de larga y unos 1,5 Km de profundidad.
Los
cráteres mayores de 200 Km de diámetro son, de mayor a menor:
Schiaparelli, en los 2,5º Sur y 343,4º Oeste, con 458 Km de
diámetro; Huygens, en los 14º Sur, 304,4º Oeste, con 467 Km;
Cassini, en los 23,8º Norte, 327,9º Oeste, con 394 Km; Tikhonravov,
en los 13,7º Norte y 324,1º Oeste, con 344 Km; Antoniadi, en los
21,7º Norte, 299º Oeste, con 381 Km; Schroeter, en los 1,8º Sur y
303,6º Oeste, con 337 Km; Herschel, en los 14,9º Sur y 230,1º
Oeste, con 304 Km; Kovalsky, en los 30º Sur y 141,4º Oeste, con 299
Km; Copernicus, en los 50º Sur y 168,6º Oeste, con 292 Km; Newton,
en los 40,8º Sur y 157,9º Oeste, con 287 Km; Newcomb, en los 24,1º
Sur y 359º Oeste, con 259 Km; Flaugergues, 17º Sur, 340,9º Oeste,
con 235 Km; Galle, en los 50,8º Sur y 30,7º Oeste, con 230 Km;
Kepler, en los 47,2º Sur y 218,7º Oeste, con 219 Km; Secchi, en los
57,9º Sur y 257,7º Oeste, con 218 Km; Kaiser, en los 46,6º Sur y
340,9º Oeste, con 201 Km; Lowell, en los 52,3º Sur y 81,3º Oeste,
con 203 Km. Algunas de estas cifras, que aquí se citan como
orientativas (aunque algunas son reales confirmadas) han sido
corregidas por las sondas espaciales y podrían no ajustarse a la
realidad; en algún caso, además, han sido renombrados.
Cráteres de impactos mayores de 5 Km hay catalogados
en Marte unos 42.000. De menos de tal medida hay muchos más. El momento
de máximo bombardeo meteorítico que formó gran número de cráteres fue
hace 3.800 millones de años (LHB).
Por datos obtenidos por la sonda MGS, en 1998 se identificó como el mayor volcán de Marte con 2.200 Km de diámetro, teniendo 5,7 Km de altura la caldera.
También es significativo el Apollinaris Patera con 5 Km de altura, situado en el hemisferio sur del planeta, con su parte central en los 7,1º de latitud Sur y 174,6º de longitud Este. El mismo, que fue fotografiado por la sonda europea Mars Express, tiene 280 Km de diámetro máximo (y 180 Km de mínimo), y su antigua caldera es de 80 Km de diámetro y 1 Km de profundidad.
De los canales, valles largos o fosas destacan de mayor a menor: Sirenum Fossae sobre los 34,5º Sur y 158,2º Oeste, con 2.712 Km; Icaria Fossae, 53,7º Sur y 135º Oeste, con 2.153 Km; Alba Fossae, en los 43,4º Norte y 113º Oeste, con 2.077 Km; y Claritas Fossae, en los 34,8º Sur y 99,1º Oeste, con 2.033 Km. En Sirenum Fossae, la sonda Mars Express de la ESA, ha podido observar miles de fracturas de origen volcánico; algunas son de unos cientos de Km de profundas y varios Km de anchura.
De los laberintos o formaciones de valles interrelacionados, la mayor formación es Noctis Labyrinthus, en los 7,2º Sur y 101,3º Oeste, con 976 Km.
En cuanto a altiplanicies, destacan: Lucus Planum, en los 0º Norte y 160º Oeste, con 2.900 Km, y Daedalia Planum, en los 13,9º Sur y 138º Oeste, con 2.477 Km.
Las bajas planicies de Marte más grandes son: Elysium Planitia, en los 14,3º Norte y 241,1º Oeste, con 3.899 Km; Utopia Planitia, en los 47,6º Norte y 277,3º Oeste, con 3.276 Km; y Arcadia Planitia, en los 46,4º Norte y 152,1º Oeste, con 3.052 Km.
Las zonas de altiplano, llamadas Terra, son en orden decreciente Arabia, Noachis, Aonia, Xanthe, Tyrrhena, Promethei, y otras menores.
Sitios de dunas se citan dos: Abalos Undae, en los 81º Norte y 83,1º Oeste, con 218 Km, e Hyperboreae Undae, en los 77,5º Norte y 46º Oeste, con 301 Km. Señales de tal formación en el pasado hay también en Noctis Labyrinthus, al menos cerca de medio millar, y al este de Hellas Planitia, más de 300.
Los llamados valles más destacados son: Valles Marineris, en los 11,6º
Sur y 70,7º Oeste, con 4.128 Km; Kasei Vallis, en los 22,8º Norte y
68,2º Oeste, con 2.222 Km; Tiu Valles, con 1.720 Km; Marte Vallis, en
los 11º Norte y 182º Oeste, con 1.700 Km; Ares Vallis, en los 9,7º
Norte y 23,4º Oeste, con 1.690 Km; Maja Vallis, en los 15,4º Norte y
56,7º Oeste, con 1.311 Km; Marte Vallis, con 1.185 Km; Simud Vallis, en
los 11,5º Norte y 38,5º Oeste, con 1.074 Km; Mamers Valles, con 1.020
Km; Shalbatana Vallis, con 963 Km; Reull Vallis, con 945 Km; Magala
Valles, con 828 Km; Ma’adim Valles, con 825 Km; Dao Vallis, con 816 Km;
Loire Valles, con 720 Km; Mawrth Vallis, con 636 Km; Liris Valles, con
613 Km; AL-Qahira Vallis, con 555 Km; Mad Vallis, con 524 Km; Zarqa
Valles, con 490 Km; Harmakhis Vallis, con 475 Km; Niger Vallis, con 333
Km.
En 2012 la cartografia marciana más completa lleva catalogada más de
635.000 cráteres (Universidad de Colorado, Boulder).
La atmósfera marciana es muy tenue, de solo unos 6,9 a 9 milibares a ras de superficie, equivalente a la terrestre que hay entre los 37 y 50 Km de altura. En la misma abunda el anhídrido carbónico o CO2 con un porcentaje del 95 %, cifra confirmada por la sonda Mars Express; antes del vuelo del Mariner 4, primera sonda que investigó Marte, se creía por estudios astronómicos que la presión era de 85 milibares y el principal componente el nitrógeno (los datos habían sido falseados por no tener en cuenta la calima y el polvo en suspensión en el planeta). Los Lander Viking apuntaron variaciones de presión durante el día de 0,2 milibares sobre la media de 6 o 7, lo que significa un porcentaje de un 3 %. A nivel de las partes más bajas de la superficie la presión llega a los 9 milibares y en la parte más alta, en la cumbre del monte Olimpo, es de solo 1 milibar. Respecto a la Tierra, la presión es pues menos de una centésima parte. En realidad, entre los 100 y 200 Km de altura hay un 90 por ciento de CO2, que se eleva a un 96 en las capas más bajas. La incidencia de un ciclo de evaporación atmosférica y congelación polar de una masa calculada en un 20 %, o incluso hasta un 30 %, del CO2 del planeta altera por otra parte la presión del mismo de modo significativo. Estas variaciones de la presión debidas al CO2 fueron confirmadas en un estudio del CALTECH publicado a principios de 2020, aunque la teoría ya data de 1966, y a su vez tal ciclo de CO2 se debe a la inclinación planetaria y la incidencia solar principalmente sobre los polos. La existencia de agua en forma líquida ante la citada presión es posible, puesto que se estima que solo se evapora por debajo de los 5 milibares aproximadamente.
Además del CO2, en un 95,32 %, también hay algo de nitrógeno, un 2,7 % (un 3% según el Pathfinder), oxígeno molecular, un 0,15 %, y argón 40, un 1,5 % (un 1,6% según el Pathfinder), y en menor cantidad oxígeno, en un 0,13 %, monóxido de carbono, un 0,08 %, y gases nobles, como neón (un 0,00025%), criptón (un 0,00003 %) y xenón (un 0,000008 %), y también helio, agua en un 0,03 % (el Mariner 9 fue el primero en detectar en la atmósfera vapor de agua), óxido de nitrógeno y otros como el formaldehído y el metano (señalado en 2004 por la sonda Mars Express y telescopios terrestres un poco antes); la presencia del isótopo argón 40 es muy inferior a la que hay en la Tierra lo que en términos científicos se señala como indicativo de que Marte no sufrió una desgasificación como nuestro planeta. Las posibilidades se reducen a pensar que Marte perdió gran parte de su atmósfera posteriormente a pasar un proceso como el terrestre o bien evolucionó de modo diferente; se estima que la pérdida de gas fue varios cientos de veces menor que la terrestre. Con todo, es posible que Marte solo tenga actualmente un 1 % (o un 5 % como mucho) de la masa original atmosférica; se ha propuesto que el CO2 actual fuera un 10 % del primitivo. Los cálculos, a vista de 2005, señalan que la presión de la atmósfera original sería de más de 800 milibares. En general, en la época noeica, en torno a hace unos 4.000 millones de años, la presión pudo ser entre un 10 y un 50% de la actual terrestre de 1 atmósfera.
El origen de una ínfima cantidad de metano, en proporciones de 1 parte por 100 millones, hizo especular sobre su origen, dado que además de poder provenir de volcanes y ciertos fenómenos geológicos, también es un subproducto de la actividad bioquímica, es decir, de la vida. Pero en 2013 los análisis in situ del rover Curiosity apuntan a que no hay prácticamente cantidad importante de metano. La cantidad estimada entonces es la sexta parte de la evaluada anteriormente y es de un volumen máximo de 1,3 partes por 1000 millones.
En cuanto al contenido de agua en la atmósfera marciana, el mismo es casi insignificante y la posibilidad de lluvia irreal. El vapor de agua allí existente es además muy variable según latitud, mucho más elevado en las latitudes más altas del norte en invierno que en otras partes en verano, en razón de 0,01 cm a 0,0001; resulta lógico si se piensa que sobre el casquete polar norte está la mayor masa de agua del planeta. Pero la correlación respecto a la Tierra para igual presión, en una altura equivalente, es que Marte es más húmedo. Se manifiesta pues que Marte tiene una humedad relativa elevada. Teniendo siempre presente la débil presión de Marte, hay que pensar que el agua se evapora allí con facilidad, y los líquidos entran en ebullición. El agua juega por otra parte un importante papel en los ciclos químicos de la atmósfera marciana, en combinaciones del H, O (sus componentes), y el C, y por radiación UV. Así aparecen el CO2, el CO, el H atómico, H2, O3 u ozono, el radical hidroxilo OH, el peróxido de H (H2O2); este último resulta un oxidante posiblemente para el suelo marciano.
Acerca
de la humedad, la sonda americana Phoenix, que visitó en 2008 una
latitud elevada en el planeta, pudo observar que oscila mucho en sus
niveles en la atmósfera pero sobre un suelo completamente seco, pese
a existir bajo el mismo, a tan solo 5 cm, agua helada. Resulta
extraño este hecho.
Por otra parte, según estudios y simulación dada a
conocer en 2019, el vapor de agua marciano podría perderse hacia el
espacio en cantidad notable, siendo una de las posibles causas de la
desaparición del mismo en el planeta. Puede ello ser posible por la
combinación de la térmica que determina la órbita elíptica de Marte y
las estaciones, las tormentas de polvo que elevan el vapor, sin olvidar
la menor gravedad planetaria. La radiación disgrega las moléculas de
agua y el H se pierde hacia el espacio desde la alta atmósfera.
La temperatura varía en el ecuador entre los –10 y –70ºC. En general,
la temperatura oscila entre los 20ºC en verano en bajas latitudes y los
–140ºC en invierno y en los polos; el Polo Sur es más frío que el Polo
Norte debido a la inclinación y órbita del planeta y otros factores de
la composición de la superficie, como el dióxido de carbono. La
temperatura media es de –23ºC y la máxima registrada de 27ºC. En
relación al momento del día, la temperatura máxima se registra 3 h
después del mediodía local y la mínima antes de amanecer. La
observación de Marte con el Hubble señaló en relación a los datos
Viking que la temperatura bajaba a razón de 1ºC por año, con lo que la
temperatura había bajado unos 20ºC desde la época de tales sondas. Se
identificó tal descenso con la desaparición de las grandes tormentas de
polvo marciano hasta el punto que se apreció en 2018 que una tormenta
global había hecho finalizar antes de tiempo el invierno del planeta.
Los fuertes vientos causantes de las tormentas de polvo son creados por
la gran diferencia térmica entre la atmósfera polar y las zonas más
calientes de latitudes menos altas.
En 2024 se achaca la generación de las grandes
tormentas de polvo marciano en un 68% de los casos a la existencia
previa, de unas semanas, de un brusco aumento de temperaturas en la
superficie del planeta.
En 2013, gracias a los datos de la sonda MRO, se
pone se relieve que además de alcanzar un máximo a mediodía la
temperatura sube de nuevo después de la medianoche, con diferencias que
oscilan hasta en 32ºC. Esto ocurre en general en todo el planeta a lo
largo de todas las estaciones y llamó la atención de los astrónomos; lo
relacionan con los movimientos de marea atmosférica, con la dilatación
de la tenue capa gaseosa y el polvo en suspensión calentado por la
radiación solar.
En la zona de Ares Vallis, la MPF registró temperaturas máximas de –13ºC por la tarde y mínimas de –77ºC al amanecer. Al salir el Sol la temperatura se eleva rápidamente en un promedio de 55ºC y al ponerse el Sol en 2 h cae en unos 40ºC; el resto del tiempo la evolución hacia arriba o abajo es más lenta. La estación registrada es al final del verano marciano. La presión correspondiente aquí oscila entre los 6,65 y 6,85 milibares según la mayor y menor temperatura.
En el ascenso por la atmósfera, la temperatura va disminuyendo a razón de 2,9ºC por Km, hasta los 33 Km de altura. Hasta los 10 Km de altitud la disminución es constante, como en la Tierra, pero la similitud se rompe a partir de aquí. Entre los 50 y 100 Km Marte tiene una atmósfera con temperaturas muy oscilantes como resultado probablemente del enfriamiento y calentamiento de estratos que se van sustituyendo en la dilatación y compresión de capas de gas atmosférico. Por encima de una pausa atmosférica situada a 120 Km de altura y al contrario de esta parte más baja, Marte tiene, por la enrarecido de los gases, una difusión molecular de los mismos no constante. De tal modo, según su masa, los gases ligeros tienden a escaparse hacia el espacio y se acumulan pues los más pesados, siempre como resultado de los choques con otras moléculas y la incidencia de la radiación solar, principalmente la UV. Los estudios realizados por los Viking señalan en el isótopo nitrógeno 15 respecto al más común 14 que hay en Marte tienen una relación de un 60 % más que en la Tierra para equivalente zona. En la pausa atmosférica citada, también la presión en una centésima de la correspondiente en igual zona de la Tierra.
Cerca del suelo hay diferencias de temperatura muy notables entre el ecuador y los polos, y según época. Esas diferencias crean áreas de bajas presiones que provocan vientos e incluso violentos huracanes. La existencia de esos vientos marcianos, de entre 110 y 215 Km/h, produce grandes tempestades. En el nivel más bajo de esas velocidades, en el verano marciano, al hallar en la superficie marciana gran cantidad de polvo, lo elevan hasta los 30 Km de altura y las tempestades entonces duran varios meses extendiéndose sobre grandes áreas o regiones. Las velocidades del viento en calma se cifran en promedios de 23 a 36 Km/h y en tormenta de hasta 72 Km/h, a nivel del suelo, pero llegando a 360 Km/h por encima de los 10 Km de altura.
La
sonda MGS siguió por vez primera una tormenta de polvo en todas sus
fases a fines de 1997, prolongándose durante 1 mes. La tormenta
tenía una extensión similar a la mitad del Océano Atlántico, de
unos 1.500 Km de extensión, y se inició en el borde del casquete
polar sur con varias pequeñas tormentas, extendiéndose sobre la
región de Noachis Terra, sobre los 180º de longitud, entre los 20º
de latitud Sur y casi el Ecuador marciano. Las partículas de polvo
alcanzaron en esta tormenta los 130 Km de altura y aumentaron la
densidad atmosférica notablemente. Las tormentas globales de polvo en
Marte se codifican como GDS y se concretan con el añadido MY (año
marciano) y un número que a veces lleva detrás entre paréntesis el año
terrestre; por ejemplo, GDS MY28, o también MY28 GDS.
Las medidas del Viking 1, posado en la suave ladera de una depresión de 3 Km de profundidad y 300 Km de diámetro en Chrysis Planitia, en cuanto a vientos indicaron una velocidad del mismo entre 7,2 y 32,4 Km/h a mediodía, con alguna ráfaga de hasta 54 Km/hora; la procedencia del viento nocturno era del suroeste. Para el Viking 2, posado en Utopia Planitia, las velocidades detectadas mínimas y máximas del viento señalan 3,6 y 61 Km/h. Los Viking, que estudian Marte en el segundo lustro de los años 70, presenciaron en el perihelio marciano de 1977 tempestades de polvo, iniciadas en febrero y mayo de tal año, y vieron como las mismas envolvían el planeta con elevación de materia a gran altura.
Según se determinó en 2008 tras simulaciones informáticas, la arena marciana en suspensión en la atmósfera se eleva 10 veces con más rapidez y alcanza 100 veces más altura que lo que haría en igualdad de condiciones en la Tierra. Al parecer las partículas de arena multiplican su dinámica al chocar entre ellas. Por ello, las tormentas marcianas son mayores pese a la baja densidad atmosférica y la menor gravedad.
Los citados vientos producen una mayor erosión en la zona ecuatorial, superior a la deposición de la arena transportada en el fenómeno y de modo inverso a lo que ocurre en las zonas polares y latitudes medias. Pero, en cualquier caso, dada la calidad del polvo y arena, fáciles de pulverizar, la erosión marciana es muy lenta respecto a la terrestre. De todos modos, la atmósfera, con su efecto erosivo y de acumulación de material, el factor que más modela actualmente el suelo marciano.
En general, se han observado dos tipos de vientos, uno de invierno sobre las latitudes medias en cada hemisferio, como en la Tierra, y otro de verano al rededor del ecuador y que se mueve en función de la propia orografía local y de las variaciones del calentamiento solar del día. La mayor o menor cercanía del planeta al Sol, de su perihelio a su afelio, determina la llegada de un 40 % de energía solar de diferencia; cifra que en la Tierra es de solo un 3 %. Con ello, el calentamiento del planeta y la evaporación de las zonas polares determina movimientos atmosféricos señalados que marcan los ciclos climáticos entre los que destacan las tormentas de polvo que a su vez permiten elevar el calor en la masa de gas de la atmósfera al no dejar escapar tan fácilmente la radiación incidente; y provoca a su vez mayores vientos. A la vez, el calentamiento impide la condensación en nubes del poco vapor de agua existente.
Por ser el momento de máxima aproximación al Sol, los ciclos de tormentas vienen a coincidir con el perihelio de Marte. En general, en el hemisferio Sur, en invierno, la atmósfera está más limpia. El comienzo de las tempestades se ha observado principalmente sobre las latitudes del Sur donde más incide el Sol en el perihelio. La excentricidad de la órbita hace que el planeta absorba un 45 % más de radiación en el perihelio que el afelio.
Como tormenta destacada y conocida se señala la iniciada a finales de SEPTIEMBRE de 1971 en la zona marciana de Hellespontus, poco antes de llegar el Mariner 9, y en la que se formaron vientos que elevaron fina arenilla hasta 50 Km de altura para tapar luego gran parte del planeta, dejando solo asomar las cimas de los 3 grandes volcanes de Tharsis.
Al tiempo del programa Viking se observaron las siguientes tormentas. El 29 de diciembre de 1976, al inicio de la primavera austral, se inició una tormenta local a unos 250 Km del polo Sur, sobre la zona de Argyre, que ocupó un área de casi 40.000 Km^2, desapareciendo en unos días. El 6 de febrero siguiente se produce otra a partir de la zona de Thaumasia, sobre los 40º de latitud Sur y 95º de longitud Este, durando 3 semanas y afectando todo el planeta. El 7 de junio siguiente aparece otra mayor que la anterior a partir de la zona de Caritas Fossae, en los 10º de latitud Sur y 70º de longitud Este. El 18 de abril de 1979 se observó la última tormenta generalizada en Marte en la época de los Vikings.
Anteriormente
otras tormentas fueron observadas en los años 1922, 1924, 1943, 1956
y 1958, teniendo generalmente origen en 3 zonas, en Solis Planum, a
25º de latitud Sur y 90º de longitud Este, la citada Hellespontus,
a 30º de latitud Sur y 320º de longitud Este, e Isidis, a 15º de
latitud Norte y 265º de longitud Este. En total, desde 1877 se
observaron en cuanto a tormentas de polvo en todo el planeta 10 de
ellas. Las mismas, que como se dice tiene como motor la incidencia de
la radiación solar, tuvieron su mayor manifestación en la de 1971
que observara el Mariner 9. En realidad las mismas se suceden cada 3 o
4 años marcianos y pueden durar semanas o meses, modificando
ligeramente la superficie, especialmente en las zonas arenosas. Una de
las más notables es la de junio de 2018 que se extiende al final por
todo el planeta y afecta al rover USA Opportunity.
Las
tormentas de polvo globales en el planeta tienen además un efecto
sobre la atmósfera que hace que la misma pierda gases de continuo
(estudio sobre datos de la sonda MRO). Parece que tales tormentas
incrementan los niveles de vapor de agua en las capas medias de la
atmósfera, entre los 15 y 30 Km de altura. Es posible que luego el
hidrógeno se eleve a cotas más altas desde donde se pierde luego en
el espacio.
Existen además tormentas locales, de alcance limitado a determinadas áreas. Así, a principios de julio de 2003, en la cuenca Hellas apareció una que en solo 3 o 4 días ya se extendía por más de 1.800 Km. Las tormentas regionales pueden durar unos días o semanas antes de desaparecer.
Los
remolinos de polvo pueden llegar hasta los 10 Km de altura y dado que
crean fricción, se polarizan eléctricamente con lo que en un futuro
los ingenios humanos que visiten el planeta podrían encontrarse con
fenómenos eléctricos en estas tormentas (descargas o rayos,
interferencias, etc.). También citados a veces en inglés como “devil
dusts” (demonios de polvo), pueden llegar además a tener una velocidad
de 160 Km/h, si bien la muy baja densidad, no los hace peligrosos por
eso, sino por levantar persistentes nubes de polvo y quitar
visibilidad, tapar paneles solares y otros medios e instrumental.
La caída de rayos en Marte fue demostrada por el
rover Perseverance con la captación de firmas acústicas e
interferencias en 55 episodios de actividad eléctrica en 4 años.
Anteriormente ya se sabía que se producían rayos, pero no se habían
constatado con claridad. Las descargas son generadas tanto por la
diferencia de potencial producida por el viento como por las tormentas
de polvo (que también son debidas al viento).
Por
otra parte, los fuertes vientos marcianos también tienen un efecto
curioso. Socavan en la arena que sostiene piedras de pequeño tamaño
en la superficie del planeta y las hace así rodar y desplazarse de
modo lento pero perceptible.
Mapas globales obtenidos a diario por las sondas MGS
y MRO de la NASA han permitido contabilizar durante 8 años (dado a
conocer a principios de 2021) un total de 14.974 tormentas de polvo
mayores de 100.000 Km² con duración de más de 1 día.
La nave Mars Pathfinder halló hielo en las nubes y mostró una atmósfera turbulenta con fuertes cambios de presión y temperatura en cuestión de minutos o incluso segundos. Sus imágenes sobre las puestas de Sol en Marte mostraron que las mismas, por efecto del polvo en suspensión en la alta atmósfera, se prolongaban unas 2 horas tras desaparecer por el horizonte el astro rey. La sonda MGS encontró nubes de arena que persistían durante horas y se elevaban hasta los 8 Km de altura, moviéndose con lentitud.
Las nubes marcianas que se observan son delgadas y con sus bordes poco marcados, a modo de cirros de nuestro planeta, pero nunca de cúmulos. También como en la Tierra, las corrientes de gas atmosférico ascendiendo o chocando con las laderas de las montañas o volcanes, o con otras corrientes de distinta temperatura dan igualmente lugar a determinadas formaciones nubosas y a distintos niveles.
En general se puede decir que las nubes marcianas son de 3 tipos, ondulatorias, convectivas y orográficas, y además hay nieblas. Las convectivas son aquellas surgidas como consecuencia de masas de gas que, tras calentarse en el día, al ascender, se enfrían. Son típicas las así formadas sobre el mediodía sobre los altos llanos ecuatoriales. Las nubes ondulatorias se forman en Marte por incidencia continuada de un viento fuerte sobre montañas u accidente equivalente de cierta altura. Se constituyen entonces a resguardo del barlovento formaciones onduladas de nubes que suelen ser de carácter estacionario. Las nubes orográficas son las formadas sobre laderas de montañas. Algunas formaciones nubosas de color blanco han sido vistas sobre la región norte, en las laderas de los grandes volcanes, en las épocas de primavera o verano. Suelen ser delgadas y uniformes con una evolución de aparición, crecimiento y disipación sistemática y predecible por su regularidad. También aparece una especie de nieblas matinales formadas por la evaporación de la escarcha nocturna al salir el Sol.
Una de las nubes orográficas más llamativas surge en Arsia Mons. Junto
a tal volcán apareció en septiembre de 2018 una larga nube blanca
orográfica que dos meses más tarde aun persiste y se prolonga por unos
1.500 Km; por su extensión y duración tal nube llama la atención de los
astrónomos. Tal nube alcanzó los 1.800 Km de extensión y 150 Km de
ancho, y una altura de 45 Km; su expansión debido al viento llegó a
alcanzar los 600 Km/h durante más de 2 h. El ciclo habitual de esta
formación hace que la misma aparezca durante meses por la mañana, se
expanda y luego se evapore al mediodía al incrementarse la temperatura.
La altura evaluada de las nubes sobre el Olympus por los Viking fue de 10 Km por encima del mismo, siendo pues una altura total de unos 37 Km sobre el nivel medio del planeta, pero los niveles varían como en nuestro planeta. Sobre tan desmesurada elevación de Marte, sobre este extinto volcán, aparecen tenues o masivas nubes, pero de corta duración. También aparecen neblinas rodeándolo, en forma anular.
Las mayores variaciones nubosas de día y con mayor duración se observaron en la región de Labyrinthus Noctis; en la misma zona se observaron nieblas que no se disipaban hasta entrada la tarde, produciendo condensación nocturna del vapor de agua en los primeros kilómetros de altura de la atmósfera. Los Viking también señalaron una atmósfera limpia en las latitudes medias de la parte sur del planeta en la primera mitad del invierno, contrariamente a lo creído hasta entonces por las observaciones telescópicas que apuntaban a cubiertas nubosas. En las latitudes medias de la zona norte del planeta se detectaron nubes tenues y a gran altura pero que desaparecen con rapidez.
Otro tipo de nubes pueden ser las formadas del CO2 a gran altura, de invierno y sobre los polos. En tal caso, son nubes brillantes de bordes muy marcados, en diferencia a las nubes acuosas. En la parte alta de la atmósfera, a unos 80 Km de altitud, la temperatura, medida por la sonda Mars Pathfinder, es de –171ºC. Al bajar, las temperaturas van aumentando. Por cierto, alrededor de tal altura, por encima de los 75 Km de altitud, en la mesosfera marciana (aunque también por debajo), el centro Goddard de la NASA y la Universidad de Maryland identificaron en 1980 una especie de láser natural generado por la radiación que se incrementa con el CO2 en la banda del IR.
En 1995, tras varios años de observación del planeta con el Telescopio Espacial Hubble, se muestra que Marte había modificado su clima desde la mitad de los años 70. Ahora aparecía más frío, en más de 20ºC abajo, y de atmósfera más clara y seca. Las tormentas de polvo características de 20 años atrás habían desaparecido y es posible que el final de la lenta caída del polvo de la atmósfera devolviera a Marte su clima normal en la época contemporánea. El calor, en tal caso, lo habían aportado los rayos solares al incidir sobre las partículas del polvo en suspensión en la atmósfera. Cabe pensar en tal momento que las tormentas marcianas tienen muy larga duración y quizá su aparición sea cíclica. Son un fenómeno único de Marte. En 2016 se cree que siguen ciclos de 5 o 7 años, preferentemente en el verano del hemisferio Sur de Marte, momento de mayor proximidad orbital del planeta al Sol.
Entre septiembre y octubre de 1996, unos meses antes del lanzamiento de 3 sondas con destino a este planeta, se observaron tormentas cerca del Polo Norte, siendo la primera vez que se captaba el fenómeno sobre tales latitudes.
Desde la superficie, el aspecto del horizonte marciano y de su cielo de día es el un tenue cielo que va de color rosáceo claro a color salmón, siendo frecuentemente de más tonos pardo amarillentos cuando hay polvo en suspensión; el mismo puede alcanzar hasta 40 Km de altura. El citado polvo en suspensión es el elemento absorbente de la radiación solar en la atmósfera del planeta. El Mars Pathfinder, que confirmó en líneas generales el clima determinado por los Viking, observó puestas de Sol más prolongadas que en la Tierra.
Marte
tiene una muy débil capa de ozono en su atmósfera con mayores
concentraciones sobre las regiones polares en invierno; su
localización se estima al rededor de los 40 Km de altura. En
latitudes bajas y más calientes no fue hallada la capa. Pero más tarde,
los estudios con datos del rover Perseverance, con fotometría en Banda
UV, indicaron que la capa estaba a la mitad de altura, 20 Km, y en
cantidad superior a la creída. Su
procedencia está en la combinación del O molecular y el O atómico
y se destruye por reacciones con el H y OH, siendo donde hay este
elemento y radical menos abundante en consecuencia, o bien, lo que es
lo mismo, donde hay más vapor de agua (H2O); este último a su vez,
por estar congelado, es menos abundante en invierno en la atmósfera
con lo que se explica la mayor presencia de ozono en tal época. En
cualquier caso, tal capa de ozono es lo suficientemente delgada como
para no absorber los rayos UV en el nivel adecuado como para sostener
vida a nuestro nivel; así pues, a efectos prácticos, mil veces más
delgada que la terrestre, se suele citar
a Marte como carente de capa de ozono.
La sonda Mars Express aportó datos que en 2004 apuntaron a que el vapor de agua entre los 10 y 15 Km de altitud estaba distribuido con uniformidad. Pero a menor altura, cerca del suelo, tal agua vaporosa tiende a abundar en proporciones de hasta 3 veces más en las zonas de Arabia Terra, Elysium Planum y Acadia Memnonia, precisamente donde la sonda americana Odyssey localizó hielo bajo el suelo en capas de varias decenas de cm. A la par, en tales zonas de mayor abundancia de vapor de agua también hay mayor cantidad de metano que en el resto de zonas del planeta. La razón de esta distribución parece pues apuntar a que, agua y metano, se escapan del subsuelo, posiblemente por la acción geotérmica.
Gracias a la misma sonda europea (imágenes del espectrómetro OMEGA), se confirmó a fines de 2007 la existencia de nubes marcianas de dióxido de carbono que se precipitan sobre el suelo en forma de nevadas. Tales nubes fueron localizadas a altitudes de 80 Km y producen una disminución de la luz solar de hasta un 40%, ocasionando a su vez una disminución de 10ºC en las temperaturas de las zonas sombreadas y alterando los vientos locales en la dinámica convectiva. La sonda americana MRO confirmó tales nubes sobre el Polo Sur marciano. Una de las nubes de CO2 (2006-2007) tenía 500 Km de diámetro.
La
incidencia del viento solar sobre el suelo marciano resultó hacia
1995 superior de lo creído anteriormente. Así, la pérdida de CO2,
y posiblemente de agua, se calcula en un 50 % del contenido en la
primitiva atmósfera.
Abundando en tal resultado, además de actuar sobre
el CO2, el viento solar habría barrido el resto de tal atmósfera
original, que al perder la presión además vaporizaría el agua. Se
basa ello en un estudio de 2017 sobre los isótopos del argón a juzgar
por los datos de la sonda MAVEN.
Su ionosfera, según los datos Viking, está compuesta iones positivos de oxígeno molecular en proporción de 9 veces los de CO2. La ionosfera marciana se extiende entre los 80 y los 130 Km de altitud. Entre tales 80 Km y los 100 Km, la sonda Mars Express permitió determinar en 2006 que tal zona tiene las nubes más altas, formadas principalmente por CO2 a -193ºC y un poco de polvo muy fino, y muy tenues como es de suponer.
A
pesar de todo, la débil atmósfera de Marte es suficiente para que
los meteoritos menores que allí llegan sean quemados en la
reentrada. De tal modo, Marte viene así a carecer de cráteres por
tales impactos en medidas de menos de 50 metros.
Marte posee un clima cíclico de 4 estaciones, como la Tierra pero de casi doble duración, con cambios de tonalidad general en su superficie, siendo en primavera cuando hay una reducción del casquete polar. En cierta medida, las nubes y vientos marcianos se parecen a los terrestres y es, desde luego, el planeta más parecido al nuestro en tal aspecto atmosférico. Incluso, se afirma resumidamente, que las previsiones del tiempo en Marte son más precisas que las terrestres, dado que la complejidad de nuestra atmósfera es mayor y aquéllas han sido en general bastante estudiadas y comprendidas.
En 2001, a raíz de las imágenes enviadas por la sonda MGS de determinados terrenos marcianos, se emitió una nueva hipótesis sobre el último gran cambio climático en el planeta: en vez de situarlo millones de años atrás, se aventuró que podría haber sucedido hace tan solo 100.000 años. Pero otros piensan que el planeta pasó por una glaciación entre hace unos 400.000 y 2.100.000 años. En la actualidad se estaría produciendo un lento calentamiento, final de una época glacial. Esta hipótesis se vio reforzada por estudios comparativos de las estructuras polares marcianas y las de la Antártida terrestre en 2003, así como por datos de la sonda MRO sobre el Polo Norte marciano (2016).
La existencia de cambios climáticos marcianos en un pasado se puso de relieve, según se informó a principios de 2009, tras el estudio (CALTECH) de rocas y terrenos de la zona Arabia Terra del planeta sobre la base de datos aportados por la sonda MRO. El origen del cambio se cree que está en el cambio de la oblicuidad del planeta en un ciclo de 100.000 años.
Gracias a los datos aportados por la sonda MGS y su instrumental TES en 2001, se observó la formación a finales de junio de tal año sobre zonas del hemisferio Sur de una tormenta de polvo. Al calentarse el gas atmosférico sobre la misma y llegar a zonas más frías se generaron corrientes que incrementaron el arranque de polvo del suelo en otros lugares y el efecto arreció hasta convertirse en una gigantesca tormenta que se extendió por casi la totalidad del planeta. Como resultado de ello, Marte sufrió cierto efecto invernadero y hubo una consecuente subida brusca de temperaturas de gran parte de la masa atmosférica en nada menos que 27ºC en poco más de un mes en las altitudes elevadas. Pero aun más allá en el tiempo, la falta de incidencia de los rayos solares sobre el suelo hizo que el mismo se enfriara, así como en las masas de aire bajas, y el vientos y la nube de polvo amainaran.
En 2007 se estimaba que el clima global del planeta había experimentado un aumento de 0,65ºC en las temperaturas medias en los últimos 30 años, achacando tal incremento a la incidencia de la radiación solar, los vientos y el polvo en suspensión; el viento se mostraba entonces más activo en las zonas más oscuras del planeta. Ello implica una ligera pero rápida reducción de las masas de hielo en el Polo Sur marciano.
También por entonces se contempla la teoría de Norbert Schorghofer de la Universidad de Hawai sobre los ciclos climáticos glaciales marcianos. Según el citado astrónomo, Marte habría tenido hace más de 4.000.000 años grandes zonas cubiertas por la nieve, además de los casquetes, pero la oscilación del eje del planeta cambió la temperatura, volviendo más seco al clima general y dejando solo el hielo en el subsuelo, yendo el resto a la atmósfera. Las oscilaciones del planeta permitirían así ir intercambiando períodos secos con otros húmedos en largos ciclos.
En 2008, con la llegada de la sonda Phoenix a la latitud más alta (68º) alcanzada en Marte por una sonda hasta entonces, en análisis de los vientos en el lugar apuntó a que en la mañana del día marciano soplan del sur, a mediodía del norte, por la tarde del oeste, y al anochecer otra vez del sur.
La
misma sonda Phoenix (2008) también aportó datos sobre las nubes del
planeta rojo y su ciclo de agua, apuntando la existencia allí de
nubes de cristales agua helada a unos 4 Km de altitud y
precipitaciones de tal hielo en la noche que al llegar el día se
funden para dejar en el suelo una fina tela de agua e inmediatamente
vapor que se eleva de nuevo para formar las nubes, cerrando el ciclo.
Este proceso, que así se suponía, fue demostrado por la sonda. Pero,
como pudo ver luego la sonda MAVEN, en 2020 se determinó que parte del
vapor de agua elevado a la alta atmósfera marciana, se disgrega y el
hidrógeno se acaba perdiendo en el espacio.
En octubre de 2011, tras el estudio de los datos aportados por la sonda
americana MRO sobre temperaturas, humedad y polvo en suspensión, de la
atmósfera, se dio a conocer el primer pronóstico confirmado de
meteorología en Marte. Se detectó entonces un fenómeno de inversión
térmica atmosférica sobre unos 10 Km de altitud sobre la región de
Tharsis en el verano del hemisferio Norte. En el ascenso atmosférico se
observó un aumento de la temperatura tras un rápido enfriamiento del
suelo y al descender en las capas bajas la temperatura se formaron por
condensación nubes. La predicción apuntó a nubes en capas superiores
con evolución hacia nieblas en el suelo al amanecer, cumpliendo con los
modelos que se habían previsto.
En febrero de 2015 trascienden las observaciones
astronómicas del borde de la alta atmósfera del planeta, a unos 250 Km
de altitud sobre el limbo y extendiéndose en cerca de 500 Km, donde se puede apreciar una extraña nube en
determinadas ocasiones del amanecer marciano. Se captó la primera vez
en marzo de 2012 y persistió durante unos diez días para volver a
reaparecer en abril del mismo año. Nunca de había observado antes nube
de ningún tipo por encima de los 100 Km y en el caso de las tormentas
de polvo no se cree que se eleven más allá de los 60 Km de altitud. Los
astrónomos especulan sobre si su origen puede tener que ver con ciclos
térmicos dada su aparición en el amanecer y ser cristales de hielo, si
bien están demasiado elevadas en altura, o bien también podrían ser de
CO2, o quizá incluso auroras para lo que la altitud citada no
desentonaría aunque en este caso la intensidad generada no parece
propia del planeta.
Tales nubes altas o penachos, según el equipo de la
sonda Mars Express que tomó datos sobre viento solar y plasma en
paralelo al fenómeno, podría ser debido a estos dos factores al incidir
sobre la atmósfera marciana cuando ocurre de forma relevante. Es decir,
el origen del fenómeno podría ser debido a fuertes eyección de masa
coronal solar, aunque en 2016 está aun sin comprobar.
Gracias a la sonda MAVEN, en 2017 se sabe que la
ionosfera marciana tiene iones metálicos de hierro, magnesio y sodio.
Proceden de los impactos de meteoritos llegados sobre el suelo del
planeta y al vaporizarse e ionizarse en tales choques son elevados
luego por la atmósfera hasta tal cota.
Con los datos de la sonda Mars Express, en 2018 se
determina que la atmósfera del planeta tiene un comportamiento general
como un sistema global “interconectado”, con una relación de
interconexión entre los distintos niveles a lo largo de las épocas.
Posee un campo magnético muy débil, de unos 30 gammas, según detectaron las sondas soviéticas Mars, probablemente –se pensó- por carecer de un destacado núcleo de hierro-níquel. La polaridad es idéntica a la de nuestro planeta. Según la sonda norteamericana MGS, que confirma la existencia de campo, la intensidad del mismo se apuntó en un primero momento como 800 veces menor que el terrestre, pero luego se evidenció que era debido a grandes estructuras magnetizadas, al menos 2 de hasta unos 60 Km de diámetro, a unos 50 Km de profundidad bajo la superficie; tales masas habrían surgido en otra época del magma interior. Este hecho es excepcional y causó sorpresa en los científicos, que especularon sobre la posibilidad de que tales masas magnetizadas pudieran ser restos de un importante campo magnético mayor o global de otro tiempo, extinguido hace cerca de unos 3.900 o 4.200 millones de años, es decir, muy pronto (datos de la sonda MGS de abril de 1999)), o quizá hace 3.700 millones según datos de 2020 sobre información de la sonda MAVEN. Significa también que una brújula en Marte no tendría mucho sentido.
El
hecho de su actual existencia con bajo nivel no apunta que en otro
tiempo (en los primeros 1.000 millones de años de existencia del
planeta) hubiera sido mucho más intenso y amplio, como se determinó
en 2005 por datos de la sonda MGS. En tal caso, las radiaciones
atrapadas o desviadas por un campo magnético importante hubieran
sido una salvaguarda para la posible vida en la superficie del
planeta en el pasado. Tales campos magnéticos se cree que evitan
cierta erosión atmosférica al elevar más la ionosfera y mantener
al viento solar así alejado, a decir de los mapas de la ionosfera de
Marte que la sonda MGS estableció.
El campo se debilitaría pues hace entre 3.900 y
3.700 millones de años mientras el núcleo planetario se enfriaba.
En
2005, a partir de los datos de la sonda europea Mars Express (de
agosto de 2004), se determinó que el planeta tiene en tal campo
auroras boreales similares a las terrestres pero en torno a zonas de
rocas magnetizadas del hemisferio Sur. La aurora observada en su
momento tenía unos 30 Km de larga y 8 Km de altura. Entonces los
americanos revisaron los datos de su sonda MGS, enviados entre 1999 y
2005, y encontraron información sobre cientos de auroras marcianas
para sorpresa de los astrónomos que dado el débil campo magnético
no esperaban tal cosa. Tales fenómenos se captaron sobre la mitad
nocturna del planeta y emiten luz UV solo según parece. La MGS
identificó cierto magnetismo residual sobre las zonas más altas del
hemisferio Sur del planeta.
En la alta atmósfera marciana también se forman
auroras como en la Tierra, pero con algunas diferencias. El origen está
en las emisiones de radiación solar, especialmente las eyecciones de
masa coronal, que al llegar a la tenue atmósfera marciana crean el
fenómeno. Al interactuar con el oxígeno, su color es verdoso. Mientras
en la Tierra, el campo magnético las lleva los polos, en Marte las
auroras se manifiestan por todo el cielo y son visibles en la cara
nocturna en forma de resplandor difuminado. En 2024, con ayuda de las
cámaras del rover Perseverance, se pudieron prever y observar auroras
marcianas el 18 de marzo y 18 de mayo. La conclusión es que las auroras
en Marte solo se forman a partir de un nivel de intensidad y rapidez de
la eyección de masa coronal del Sol.
Al pasar en octubre de 2014 el cometa Siding Spring
C/2013 A1 a 139.500 Km del planeta Marte, las sondas espaciales allí
situadas, las americanas MAVEN y MRO y la europea Mars Express,
pudieron observar que la nube de gas y polvo que acompaña al cometa
dejó de modo temporal una capa intensa de iones en la ionosfera
marciana. Tal nube de polvo dejó una lluvia de meteoros sobre la
atmósfera de Marte, tras lo que a MAVEN detectó en el UV iones de
magnesio y hierro sobre la alta atmósfera del planeta; también de sodio
y otros elementos.
La referida Mars Express también observó las auroras
UV, resultado del choque de partículas solares sobre la atmósfera del
planeta, principalmente sobre el CO2, y por efecto del campo magnético
local. Tal fenómeno, de unos segundos de duración tal solo, resulta sin
embargo de ubicación variable. La citada sonda pudo ver 16 de tales
fenómenos en un total de 9 órbitas, de un total de 113 dadas en tal
control, siendo su altura media de 137 Km sobre el suelo de Marte.
Según los datos de la MAVEN (2017) la cola del campo
magnético marciano está retorcido por la acción del viento solar.
A principios de MAYO de 2022, gracias a las
observaciones de la sonda marciana Hope de Emiratos Árabes Unidos, y
tras una tormenta solar, se identificó un tipo nuevo de aurora, que es
alargado y ondulado, sobre Marte.
Con los datos de las citadas sondas MAVEN y Hope se
determinó que cuando el viento solar sopla sobre la atmósfera superior
marciana en la misma se producen auroras de protones sobre todo el
hemisferio diurno del planeta.
En 2025 un estudio de la Universidad de Texas,
considerando datos de la sonda InSight, sostiene que el campo magnético
marciano cubría en su día, hace 4.000 millones de años, solo la mitad
sur del planeta, que es donde aun hoy parece tener más relevancia.
= LAS
POSIBILIDADES DE VIDA EN MARTE.
Los Viking de los años 70 mostraron un Marte estéril, si bien los resultados del análisis microbiológico Viking fueron discutidos, y no fueron determinativos puesto que el reconocimiento de solo dos lugares de todo el planeta no podía suponer una afirmación definitiva y extensiva en tal sentido. Además, los lugares elegidos sobre el hemisferio norte lo fueron en función de su llanura para facilitar el aterrizaje y por si fuera poco uno los resultados de uno de los experimentos sobre metabolismo microbiano fueron objeto de discusión; incluso se reinterpretaron los datos en 2001 con ciertas dudas porque las reacciones químicas observadas parecen circunscribirse a ciclos circadianos.
La esperanza de hallar de vida por supuesto se refiere a organismos microcelulares, o bacterias principalmente, incluso optimistamente de algún tipo vegetal, y sobre todo pensando que hubieran sobrevivido procedentes de épocas muy remotas, cuando se supone que Marte tenía un agua y ecosistema más propicios para la vida.
La falta de presión principalmente, la ausencia o fuga de gases básicos atmosféricos, la falta de una capa atmosférica que absorba los rayos UV, la casi total ausencia de agua, las temperaturas extremas de hasta más de 100ºC bajo cero, e indirectamente en correlación a los primeros factores una gravedad menor, son las causas de la imposibilidad de Marte hoy para albergar vida tal como la conocemos. La actual radiación que incide en el suelo marciano es 50 veces superior a la terrestre; los rayos cósmicos además se fragmentan, aun más peligrosamente, con radiación secundaria debida a la débil atmósfera.
Pero en cuanto a la baja presión marciana, por si sola, si bien para los seres superiores no es apta, sí podría resultar aceptable para el desarrollo y crecimiento de algunos organismos; de hecho se han realizado pruebas con varios tipos de seres terrestres que soportaron una atmósfera de composición idéntica y presión algo superior a la que hay en Marte, si bien se excluyó el factor radiación. Los llamados metanógenos lo pueden hacer en condiciones similares a las de Marte según se ha demostrado en experimentos; tales seres producen metano, compuesto que producido en el planeta rojo masivamente podría dar lugar al efecto invernadero, calentándolo, con lo que se podría ir a lo largo de los siglos mejorando sus posibilidades de habitabilidad.
Pero, ¿y si en otro tiempo existieron otros parámetros en el planeta y las especies elementales que hubieran podido surgir evolucionaron, adaptándose a un medio cada vez más estéril u hostil? Tal vez en el subsuelo, especialmente en antiguos ambientes salinos, en determinadas hendiduras, covachas y accidentes similares del terreno, podría haber “algo”. Las esperanzas de los biólogos planetarios en general están en hallar solo bacterias fósiles, pero ¿por qué no vivas en el caso de las covachas o hendiduras? En la Tierra se han hallado bacterias a mil metros de profundidad, pero, claro, en las condiciones terrestres, la vida tuvo mucho más tiempo para una adaptación así. En realidad, aunque en la Tierra existe una protección superior de las radiaciones, también se ha visto que existen microorganismos resistentes a las mismas (como el deinococcus radiodurans).
En 2013 parece claro que hace unos 4.000 millones de años, al principio
de la evolución geológica del planeta, Marte tuvo una atmósfera con un
aceptable contenido en oxígeno antes que lo mismo ocurriera en nuestra
Tierra. Esto se dedujo del estudio de meteoritos marcianos y de las
rocas examinadas por los rovers americanos enviados al planeta. Unido
ello a la existencia de agua, reúne condiciones para la vida. En 2016,
a raíz del estudio sobre los elevados niveles del óxido de manganeso
(rover Curiosity), se cree que en el pasado Marte tuvo mucho más
oxígeno atmosférico que el creído hasta entonces. En 2019 se adelanta
la posible aparición de la vida marciana a hace unos 4.480 millones de
años, dando por sentado que entre los 3.500 y los 4.200 millones de
años, incluso antes que en la Tierra, fue la época más propicia para la
existencia de vida; datos de un estudio de la Universidad de Western
Ontario.
El
hecho de existir en la atmósfera marciana de una pequeña cantidad
de metano, compuesto que en una centuria desaparece, lo que significa
que es renovado, abona la idea de la posible existencia de
microorganismos que lo generen. No obstante, ese poco metano puede proceder
también de algún tipo de vulcanismo o algún proceso inorgánico;
en este último caso, por ejemplo, el dióxido de carbono en contacto
con mineral olivino puede producir hidrógeno que combinado con más
dióxido de carbono daría lugar al metano.
Además, sobre tal metano, según las mediciones más
modernas (Exomars) dadas a conocer en abril de 2019, resultan
cantidades muy poco significativas con una proporción de solo 0,05
moléculas de metano por billón de moléculas, mucho menos que las
cifradas en anteriores detecciones que habían sido menos precisas.
Por su parte, el carbono orgánico existente en Marte puede
proceder de procesos electroquímicos de fluidos salinos y los propios
minerales de origen volcánico, según estudios de 2018 de meteoritos de
procedencia marciana. Es decir, son originados por la química orgánica
abiótica en procesos como la corrosión.
En
2007 también se especulaba sobre la posibilidad de un pasado
marciano en el que la atmósfera pudo haber tenido gran cantidad de
dióxido de azufre y estar sometida con ello al efecto invernadero,
sin olvidar la existencia añadida de agua, con lo que se habrían
incrementado las posibilidades de vida al ser así un planeta más
caliente. Además, en
2012, un estudio geológico al respecto, sobre datos del rover Spirit
entre otros, apunta a que la densidad de la atmósfera marciana en
el pasado, hace unos 3.500 millones de años, fue más de 20 veces
superior a la actual.
Con los datos del rover gemelo del Spirit, el
Opportunity, se ha considerado también que la acidez original del suelo
marciano ha cambiado por la acción de aguas más ácidas con efecto
oxidante, lo cual haría remitir la hipotética vida de la antigüedad. Se
piensa que los niveles de acidez pudieron aumentar hace unos 3.700
millones de años tras un impacto meteorítico.
Sería precisa una exploración a fondo de casi todo el planeta para aseverar definitivamente que Marte no tiene vida. Otra cosa que si es posible es que la hubiera tenido, siempre en modo elemental, en un pasado, con lo que, cuando el planeta sea explorado a fondo, se podría determinar mediante el estudio de entes fosilizados si ello es o no así. Por estar razones, los experimentos de simulación en la Tierra del ambiente marciano y la respuesta de “nuestros” microbios, con la supervivencia de algunos, no puede ser más demostración que la de que la mayoría de tales microorganismos terrestres no sobrevivirían allá, pero no de la posibilidad de vida en el pasado o incluso en el presente en reducidas zonas subterráneas por evolución limitada de aquélla. De cualquier modo, si en el pasado hubo vida de algún tipo en Marte, es seguro que hoy persiste convenientemente adaptado en algunas zonas del planeta, aunque sea en reducidas y excepcionales cavidades subterráneas, a algunos metros bajo el terreno, y zonas donde haya actividad de agua o hielo. ¿Dónde se podrían buscar tales sitios en Marte? Habría que empezar por la región de los valles de Marineris, donde se cree que en otro tiempo hubo agua abundante en lagos, mares, etc., y los lugares próximos a los antiguos volcanes. En concreto, puede resultar interesante la zona de Candor Chasma en Marineris y Tharsis. También se cita la zona de Elysium por sus hielos y ser de más reciente formación que otros lugares.
Otro lugar apuntado por algunos científicos para tal búsqueda fue el cráter Gusev, de 153 Km de ancho, un poco al sur del ecuador del planeta, a donde fue enviada la sonda MER Spirit, convencidos de que allí hubo agua en algún tiempo y sedimentos de 0,9 Km de profundidad. El lugar, bastante llano, es parecido al visitado por el Pathfinder, un terreno lleno de piedras de distintos tamaños, algunas semienterradas, y en el sitio inmediato el tamaño de las mismas no sobrepasaba los 30 cm en altura. El análisis del rover americano indicó en este sitio la existencia de hierro, níquel, silicio, azufre, calcio y cloro, así como también algo de argón. Se halló inesperadamente indicios de olivino, que no se esperaba hallar en el lugar donde se suponía que hubo agua que habría degradado tal mineral, pero que bien pudo ser arrastrado desde otro sitio por vientos marcianos con posterioridad a la desaparición del agua del lugar.
Tal ingenio, el Spirit, también halló (informado en noviembre de 2004) en las Colinas Columbia minerales procedentes de ceniza volcánica, allí caída, que fueron en su día disueltos por el agua marciana.
En
los primeros meses de 2001, gracias a las fotografías de la sonda
MGS, investigadores de la Universidad de Buffalo opinaban que los
volcanes marcianos Tyrrhena Patera y Hadriaca Patera del hemisferio
sur marciano, en vista del gran número de canales de que estaban
rodeados, mostraban firmes indicios de haber sido en otro tiempo
causantes de deshielo. Y en tal circunstancia, el entorno de
volcán-calor y agua en cantidad, serían lugares muy propicios para
la hipotética vida. Además, el vulcanismo habría derretido el agua helada, facilitando la dinámica del agua líquida.
En 2002 se dijo que en las imágenes tomadas por la sonda Mars Pathfinder en 1997 aparecían indicios de la existencia de clorofila marciana, lo que –de ser cierto- equivale a vida vegetal, si bien se advirtió que no había pruebas concluyentes, pues tal apariencia se basaba solo en las diferencias de textura y tonalidad en los colores de algunas zonas de suelo marciano fotografiado.
En
el mismo 2002 se informó del descubrimiento de un antiguo lago o mar
marciano de unos 900 Km de longitud y 2 Km de profundidad, originado
tras una inundación de aguas y dando lugar a uno de los mayores
valles del planeta. Sus sedimentos son un lugar adecuado para la
búsqueda de la hipotética vida fósil del planeta.
Otro lugar donde,
según datos de la sonda Mars Express, se observan señales de antiguas
inundaciones junto a los canales está en el Kasei Valles, área de menos
de 3.000 Km de larga por unos cientos de Km de anchura, que va desde
Echus Chasma (al este de Tharsis, al norte de
Valles Marineris) hasta los llanos terrenos de Chryse Planitia. Sería
un enorme desbordamiento que tendría lugar hace unos 3.500 millones de
años aproximadamente. Luego cabe pensar que la dinámica hídrica
existente en algún momento podría haber causado cuanto menos charcas y
lagos durante el tiempo suficiente para favorecer la vida.
La inexistencia probable de mares marcianos que hubieran podido persistir por cientos de millones de años ha hecho descartar a los estudiosos del tema la posibilidad de aparición de la vida. Pero no deja de ser una opinión aventurada porque no se conoce el esquema y proceso de las condiciones precisas para la aparición de la vida a nivel elemental. El período Noeico, de 800 millones de años, al principio de las eras marcianas, podría haber reunido las condiciones precisas para tal vida.
De hecho, los compuestos orgánicos básicos de la vida se generaron también en Marte al principio de su historia geológica, según demostró como perfectamente posible el Instituto Carnegie (información de 2008), aunque se había pensado anteriormente también en la posibilidad de la llegada de la vida a Marte en meteoritos.
Precisamente una de las particularidades de exploración de Marte es pues la de que los ingenios allí enviados han de ser previa y rigurosamente esterilizados para evitar el contagio con microorganismos terrestres, no solo para dejar intacto el propio planeta sino para no confundir o falsear los estudios sobre la posible vida en el mismo en el futuro. Cuando el hombre llegue personalmente a Marte el factor de vida ha de estar perfectamente determinado porque será entonces cuando la contaminación de los gérmenes humanos es fácil que se implante indirecta e inevitablemente en el planeta. Por muchas precauciones que se tomen, entonces será cuestión de tiempo que la invasión microbiana terrestre del entorno marciano se produzca. De hecho, se ha calculado que la Pathfinder llevaba, pese a todos los procesos de esterilización, unas 10.000 esporas bacterianas, lo que resulta dudosamente poco. La sonda americana posterior MPL se cree que llevaba menos de las 300.000 esporas en total. En cuanto a las naves Lander Viking, fueron sometidas a esterilización mediante temperaturas de 116ºC durante 43 días, cuando aun no se sabía que había microbios capaces de soportar hasta 160ºC, si bien estuvieron en un medio de nitrógeno puro y además se limpiaron con alcohol. Pero no ocurrió lo mismo con las sondas orbitales Viking, ni tampoco con la anterior Mariner 9, que acabarían cayendo sobre el suelo del planeta, con lo cual cabe esperar que sus microorganismos sobrevivieran al impacto.
Por si fuera poco, tras la desaparición de la Unión Soviética, se supo que 3 sondas Mars enviadas por aquélla en los años setenta al suelo marciano no iban esterilizadas porque la cuestión fundamental era más propagandística y se iba a la construcción barata (los instrumentos no hubieran soportado la acción esterilizante por no ser fabricados para ello). Las condiciones marcianas no les permitirían, según se cree, su reproducción como en la Tierra, pero si su extensión. Aunque muchos de los microorganismos morirán ante las condiciones extremas, habrá otros que quizá podrían subsistir e incluso quien sabe si evolucionar en aquél medio si encuentran algún tipo de alimentación y dar lugar a su vez a seres microbianos desconocidos hoy que pudieran ser en un futuro aun más lejano una verdadera pesadilla para el hombre por su resistencia. Por eso, el mantenimiento de la virginidad planetaria en este sentido, como norma, debería ser un factor primordial aunque es de temer que imposible.
Según
Carl Sagan, existe la posibilidad de que Marte haya tenido
alteraciones en su órbita conllevando desplazamientos de la misma
con lo que pudo haber estado, y puede llegar a estar en el futuro,
dispuesto para la vida cada ciertos miles de años. Entonces el agua
podría aflorar a la superficie y hacer que la atmósfera sea más
densa. Particularmente, resulta difícil de pensar que exista tal
ciclo, aunque si podría haberse producido una vez de manera
excepcional, pero nunca repetitiva porque dada su baja gravedad la
pérdida casi segura de parte de tal atmósfera impediría la
repetición para formar ciclo.
En febrero de 2005 trascendió que dos investigadores de la NASA (centro Ames) creían tener firmes indicios de la existencia actual de la vida marciana, basándose particularmente en las alteraciones del nivel de metano atmosférico y la existencia de mineral jarosita que los rovers americanos habían hallado meses atrás; tal vida, también en este caso, se supone existente en el subsuelo, cuevas, etc., y se asocia a la existencia de agua y a la protección que supone contra las radiaciones; la existencia de cavernas marcianas con bocas de más de 100 m fue apuntada en 2007 sobre fotografías de la sonda Mars Odyssey. Pero la propia NASA, con prudente reserva, rechazó de inmediato tales conclusiones por incorrectas, señalando que tales propios científicos no habían presentado estudio documentado al efecto.
Tal solo unos meses más tarde, en el verano de 2005 se informó que un estudio sobre meteoritos marcianos revelaba que Marte siempre fue un planeta muy frío (con medias de 20,5ºC bajo cero), al menos desde hace 4.000 millones de años, lo que dejaba muy pocas posibilidades a la existencia de vida marciana en un pasado presumiblemente cálido.
Y
en el verano de 2007, volviendo a las posibles cuevas marcianas,
gracias a las imágenes de la sonda citada y la MGS, se pudieron
identificar hasta 7 posibles formaciones oscuras en las laderas del
antiguo volcán Arsia Mons que parecen cráteres muy profundos o
simas. Térmicamente se ofrecen con temperaturas más estables que su
entorno en el ciclo día-noche, lo que las califica como lugar idóneo
para refugio; son de un ancho máximo de unos 200 m. El origen de estas
cuevas es, casi seguro, volcánico y en 2013 se llevaban localizadas un
centenar.
En mayo de 2007 el rover americano Spirit, que evolucionaba entonces por una zona del planeta, había removido con una de sus ruedas un terreno arenoso de forma accidental dejando al descubierto abundante dióxido de silicio asociados a la actividad microbiana. Según los expertos, tal material puede proceder de aguas termales, géiseres o fumarolas, condición que se cree propicia para la vida.
En marzo de 2008 se informaba de las observaciones de la sonda MRO del cráter Holden (26,4º de latitud Sur, 325,3º de longitud Este) en el que aparecen sedimentos arcillosos, el lecho de un antiguo lago marciano cuyo volumen se estimó en unos 4.000 Km^3 y sobre el que se fijó prioridad en una futura búsqueda de vida mediante una sonda. El cráter Holden tiene unos 140 Km de diámetro y el mismo se superpuso parcialmente a otro anterior, el Eberswalde (23,55º de latitud Sur, 326,33º de longitud Este), de la mitad de diámetro que Holden, sobre el que actualmente reposa un antiguo delta con diversos brazos fluviales vinculados al citado lago.
En mayo del mismo 2008 científicos americanos estimaron que los antiguos mares marcianos fueron demasiado salados como para haber podido albergar vida como la conocemos en la Tierra.
En el verano de 2009 se informó que la sonda Phoenix había hallado percloratos en llanuras del hemisferio norte marciano, lo que es otro dato más que suma en las posibilidades de vida marciana microbiana que podrían haber utilizado los percloratos como fuente de alimentación.
En
julio de 2010 se dijo haber hallado indicios de posibles restos de
vida fósil en la zona de Nilli Fossae sobre la base de haber
identificado moléculas de carbonato en algunas rocas del lugar.
Otro lugar en el que se cree (2017) que podría tener
vida es en Mawrth Vallis, una zona del hemisferio sur de 600 Km de
extensión y en la que en el pasado hubo agua con toda probabilidad.
En general, también se piensa que la cantidad de
agua que hubo en Marte hace unos 3.000 millones de años fue muy grande,
de diez veces más de lo creído antes de 2017, a juzgar por las huellas
dejadas en valles y otras formaciones.
Por otra parte, el que hubiera habido mares salados
también nos dice que hoy, sin el agua, solo subsistirán terrenos
salados. El hallazgo de percloratos, agua oxigenada, óxidos y otros
compuestos, unido a la exposición de los terrenos a la radiación UV,
crea un ambiente actual en el suelo de Marte más bien tóxico para la
vida y bactericida (experimentos de la Universidad de Edimburgo, 2017).
Otro aspecto a tener en cuenta a favor de la vida
marciana en el pasado es la existencia, suficiente al menos en la zona
de Gale (rover Curiosity), de compuestos de boro, o boratos, los que
resultan muy propicios en la constitución del ácido ribonucleico, o
ARN, por su labor estabilizadora del ribosa. El agua que se deduce en
esta región en vetas de mineral de sulfato de calcio se cree que era
subterránea cuando pudo haber sido habitable sobre el papel.
Relacionado con el agua en la misma zona, el mismo
rover Curiosity, al realizar allí sucesivos análisis de la atmósfera
marciana, observó oscilaciones en la composición de la misma, como el
nitrógeno y el argón, según las estaciones. Pero también resultó que
hay oscilaciones de oxígeno, que en algún momento se libera y luego se
absorbe en un proceso que podría ser originado por seres vivos, si bien
se cree en este caso (2019) procedente de procesos geológicos no
explicados aun; tal oxígeno podría proceder del CO2 o del agua, pero no
parece que en el primer caso pueda tener tanta rapidez el proceso, y en
el segundo se estima que debería haber 5 veces más del agua observada.
En 2017, con el estudio de los datos de la sonda
estadounidense MRO, se afirma que un lugar marciano de gran
probabilidad para que en el pasado hubiera habido vida sería la zona de
Eridania, al sur del planeta. Allí, se cree, que hubo hace 3.700
millones de años un mar con 10 veces el agua que hay en todos los
grandes lagos entre los EEUU y el Canadá. En tal zona pudo haber habido
la primera vida del planeta gracias a sus condiciones hidrotermales submarinas.
A finales del mismo 2017, según simulaciones de la
Universidad Federal de Siberia, las probabilidades de que Marte hubiera
desarrollado una biosfera con una atmósfera lo suficientemente densa
son casi nulas, principalmente debido a la baja gravedad que no habría
impedido que los gases atmosféricos (H, O, CO2, etc.) se dispersaran
por el espacio.
En junio de 2018 aparece un estudio (Universidad de
Edimburgo) que evalúa los lugares idóneos para hallar posibles fósiles
marcianos, de haberlos. Se apunta a las rocas sedimentarias que sean
ricas en arcillas o lodos compactados con contenidos en hierro y
sílice, elementos que se suponen preservadores de los fósiles. Se
supone que estos últimos podrían ser los restos de una vida existente
entre los 3.000 y 4.000 millones de años atrás en la historia del planeta.
La existencia actual de restos orgánicos de la
posible vida marciana pasada en las arcillas resulta un tanto difícil
dado que los compuestos ácidos que hubo en su momento los habrán
disuelto y destruido.
En octubre de 2018 trasciende un estudio
(Universidad Brown, USA) que evaluó las condiciones de un Marte antiguo
para la vida en el subsuelo, admitiendo que pudo ser posible la vida
subterránea por su bioquímica. De ello se deduce que hoy en día puede
existir aun vida microbiana adaptada bajo tal suelo, lo que refuerza
posiciones ya citadas anteriormente.
Al mismo tiempo, otro estudio, esta vez de la NASA y
el Instituto Tecnológico de California, estima que el oxígeno que hay
allí puede ser suficiente para la sustentación de muchos
microorganismos y también de las esponjas (siempre y cuando todos ellos
sean como los terrestres). Esas zonas marcianas de concentración de
oxígeno, suponen el 6,5% de la superficie de todo el planeta, o en el
suelo inmediato, se hallan en torno a los polos, por encima d ellos 50º
de latitud, y son zonas con sales. En bolsas de líquido enterradas o en
salmueras de agua puede que haya de tal modo vida elemental.
En marzo de 2020 se pone de relieve el hallazgo en
el planeta de moléculas de tiofeno (C4H4S), compuesto orgánico que en
la Tierra está vinculado a la vida (hongos, seres vivos, carbón y crudo
de petróleo). Su origen allí podría ser meteorítico, o resultado de un
proceso termoquímico de un sulfato, y también bacteriano.
En 2022 se considera que la existencia de vida en el
planeta, de microorganismos, no podrá estar en general por encima de
los 2 m de profundidad o aun más abajo; sería además la superviviente
de hace cientos o miles de millones de años, cuando las condiciones en
Marte eran más propicias para la vida. Pudo quedar a tal profundidad a
salvo de la radiación y compuestos corrosivos de la superficie, como
los percloratos en tiempos en que había agua en tal suelo. En cuevas y
similares podrá ser también lugar a buscar. Más cerca de la superficie,
con el tiempo, la radiación habrá acabado por hacer su efecto
destructor.
Existe
una posibilidad más respecto a la vida en Marte. También cabe la
opción de que en un pasado lejano, algún impacto meteorítico en la
Tierra hubiera arrancado de nuestro planeta piezas pétreas con vida
y hubieran ido a parar a Marte, con lo que la vida marciana también
podría ser de la génesis terrestre. Este hecho ha ocurrido con
certeza al revés; es decir, piedras marcianas han llegado a
nosotros, por lo que no es extraño que asimismo hubiera sucedido a
la inversa.
Alguno de tales meteoritos marcianos ha podido dejar
ver que en un pasado el planeta tuvo agua caliente de entre 50ºC y
150ºC, quizá del tipo hidrotermal, lugar que se cree propicio para la
vida.
El 19 de noviembre de 2019 sale a la luz en St.
Louis, Missouri, el entomólogo William Romoser, de la Universidad de
Ohio, diciendo que en algunas fotografías de los rovers marcianos
aprecia formas de lo que parecen ser fósiles de insectos y reptiles.
Según el mismo hay partes de cuerpos de artrópodos, patas, antenas y
alas, y sostiene que aun hay vida en Marte, especialmente insectos. La
existencia de fósiles podría ser cierta, pero la de los insectos vivos
se hace más difícil. Hay que tener presente que las fotografías no son
nada claras y la confusión con todo tipo de piedras, la pareidolia ante
la multitud de formas, tamaños y tonos, es muy fácil de darse.
Los estudios en el cráter Jezero, elegido para
explorar por el rover Perseverance, apuntan a que tuvo condiciones
propicias para la vida. Se hallaron 24 tipos de minerales en origen
volcánicos pero que interaccionaron con agua en distinto tiempo dando
lugar a minerales asociados a la habitabilidad. Se halló en el fondo
del cráter minnesotaíta y clinoptilolita, formados con temperaturas no
muy altas y un pH neutro, así como sepiolita por todos los sitios, que
se forma a baja temperatura y en condiciones de alcalinidad. Ver un amplio estudio al respecto sobre Jezero en: https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/2024JE008797 y en https://astrobiology.com/2025/09/multiple-episodes-of-fluid-alteration-in-jezero-crater-indicated-by-mist-mineral-identifications-in-pixl-xrf-data.html
En
cuanto a las formaciones extrañas que han mostrado algunas
fotografías de los Viking, como las de una aparente pirámide y una
especie de rostro o esfinge en Sidonia, 40,8º de latitud Norte y
9,6º de longitud Oeste, según aclaró el MGS en 1998, son
formaciones naturales que bajo cierto ángulo de luz dan tal
apariencia por efecto óptico, como ocurre con tantas y tantas
formaciones naturales de nuestro planeta de las que existe un
abundante muestrario en postales turísticas.
Por otra parte, es muy difícil pensar que pudieran haber sido construidas por alguna civilización, porque siendo esta la culminación de la evolución de la vida en el planeta, se supone que habría habido también animales y vegetales, de los que precisamente no hay rastros, ni remotamente, a menos que habiten en el subsuelo; de haber existido una especie superior mínimamente parecida a alguna equivalente a nuestro planeta debería haber sido como mucho alguna especie de pequeño reptil evolucionado, aun pensando que los grandes valles hubieran sido lagos o mares. Sin embargo, nada se debe negar ni afirmar hasta tanto que una exploración del planeta aclare las dudas y muestre si en el subsuelo o en cuevas subsisten o no microorganismos o diminutos seres, o bien aparezcan en forma de fósiles.
Es
en cualquier caso Marte el primer candidato a tener vida, después de
nuestro planeta, en todo el sistema Solar, y el único junto algún
satélite de los planetas exteriores. Es por todo ello Marte uno de
los planetas más intrigantes e interesantes, a pesar de ser uno de
los mejor conocidos después del nuestro.
En 2024 se estima que gran parte de los meteoritos
marcianos llegados a nuestro planeta, quizá la mayoría de unos 200
conocidos entonces que han clasificado en 10 grupos, proceden de 5
cráteres de impacto concretos de las regiones volcánicas de Tharsis y
Elysium.
En julio de 2025 se subasta en Sotheby's, New York,
el meteorito marciano NWA 16788 de 24,67 Kg de peso y de 37,47 cm por
27,94 cm por 15,24 cm (el mayor conocido en tal tiempo en nuestro
planeta) con un precio de salida de 1,6 millones de dólares; al final
se adjudica en 4,5 millones. Tiene en su primera capa vidrio
maskelynita, resultado de un gran impacto, que sería el que lo arrancó
de Marte, y su composición es similar a otros meteoritos reconocidos
como marcianos.
- LOS METEORITOS DE ORIGEN MARCIANO. EL ALH 84001.
Como resultado del bombardeo de asteroides o grandes meteoritos, ocurrido hace cientos de millones de años, trozos de terreno fueron entonces violentamente arrancados de Marte, cuya gravedad es baja, y los fragmentos han quedado navegando en distintas órbitas solares. Algunos de tales materiales, en forma a su vez de meteoritos más o menos pequeños, llegan a caer en nuestro planeta al cabo de miles o millones de años. Según el tiempo que permanecen en órbita solar, expuestos al bombardeo de rayos cósmicos, tienen mayor o menor abundancia de determinados isótopos, dato por el que se fundamenta su edad. A su vez, algunos isótopos se van desintegrando en nuevos isótopos luego de llegar al suelo terrestre, por lo que tal tiempo en nuestro planeta también se sabe por tal medio. Estudiada su composición y sabida la de la atmósfera, que coincide con el de las burbujas de gas de los meteoritos, y terreno marcianos se estableció así su correspondencia y origen a partir de los datos de los Viking, desde 1983. Gracias además a los datos aportados por el Mars Pathfinder se confirmó la procedencia de los 12 meteoritos marcianos.
Se reconocen pues como meteoritos con origen marciano los del siguiente cuadro, el primero desde los años setenta. El tipo de meteorito toma el nombre del lugar de hallazgo del primero de iguales características, y se resumen todos con la denominación de las iniciales SNC (Shergotty-India, Nakhla-Egipto, Chassigny-Francia), y los 3 primeros y el Zagami fueron vistos caer. Salvo el ALH84001, todos los meteoritos tienen una antigüedad de menos de 1.300 millones de años. El llamado Governador Valadares fue vendido en subasta el 17 de mayo de 1998 en 4.600 $, unas 700.000 pesetas.
|
Nº |
Nombre/ lugar del hallazgo |
Fechahallazgo |
País/Zona |
Peso en Kg |
Tipo de meteorito |
|
01 |
Chassigny |
03.10.1815 |
Francia |
4 |
chassignita |
|
02 |
Shergotty |
25.08.1865 |
India |
5 |
shergotita |
|
03 |
Nakhla |
28.06.1911 |
Egipto |
10 |
nakhlita |
|
04 |
Lafayette |
00.00.1931 |
Estados Unidos |
0,8 |
nakhlita |
|
05 |
Governador Valadares |
00.00.1958 |
Brasil |
0,158 |
nakhlita |
|
06 |
Zagami |
03.10.1962 |
Nigeria |
18 |
shergotita |
|
07 |
ALH77005 |
29.12.1977 |
Antártida |
0,482 |
shergotita |
|
08 |
Yamato 793605 |
00.00.1979 |
Antártida |
0,016 |
shergotita |
|
09 |
EETA79001 |
13.01.1980 |
Antártida |
7,9 |
shergotita |
|
10 |
ALH84001 |
27.12.1984 |
Antártida |
1,939 |
ortopiroxenita |
|
11 |
LEW88516 |
22.12.1988 |
Antártida |
0,0132 |
shergotita |
|
12 |
QUE94201 |
16.12.1994 |
Antártida |
0,012 |
shergotita |
|
13 |
Dar al Gani 735 |
00.00.1996 |
Sahara-Libia |
0,588 |
shergotita |
|
14 |
Dar al Gani 489 |
00.00.1997 |
Sahara-Libia |
2,146 |
shergotita |
|
15 |
Dar al Gani 670 |
00.00.1998 |
Sahara-Libia |
1,619 |
shergotita |
|
16 |
Y-984028 |
00.00.1998 |
Antártida |
0,0123 |
shergotita |
|
17 |
Y-980497 |
00.00.1998 |
Antártida |
0,087 |
shergotita |
|
18 |
Dar al Gani 476 |
01.05.1998 |
Sahara-Libia |
2,015 |
shergotita |
|
19 |
Dar al Gani 876 |
07.05.1998 |
Libia |
0,062 |
shergotita |
|
20 |
Yamato 980459 |
04.12.1998 |
Antártida |
0,825 |
shergotita |
|
21 |
Dar al Gani 975 |
21.08.1999 |
Libia |
0,275 |
shergotita |
|
22 |
Dar al Gani1037 |
00.08.1999 |
Libia |
4,012 |
shergotita |
|
23 |
Los Ángeles 001 |
30.10.1999 |
USA-Mojave |
0,452 |
shergotita |
|
24 |
Los Ángeles 002 |
30.10.1999 |
USA-Mojave |
0,254 |
shergotita |
|
25 |
Sayh al Uhaymir 005 |
26.11.1999 |
Omán |
0,0134 |
shergotita |
|
26 |
Sayh al Uhaymir 008 |
26.11.1999 |
Omán |
0,0858 |
shergotita |
|
27 |
DaG 1051 |
00.00.2000 |
Al Jufrah, Libia |
0,401 |
shergotita |
|
28 |
Y-000097 |
00.00.2000 |
Antártida |
0,0245 |
shergotita |
|
29 |
Y-000047 |
00.00.2000 |
Antártida |
0,0053 |
shergotita |
|
30 |
Y-000027 |
00.00.2000 |
Antártida |
0,0097 |
shergotita |
|
31 |
Yamato 00802 |
00.00.2000 |
Yamato-Antártida |
0,022 |
nakhlita |
|
32 |
Dhofar 019 |
24.01.2000 |
Desierto-Omán |
0,00105 |
shergotita |
|
33 |
GRV 990027 |
08.02.2000 |
Grove Hill-Antártida |
0,00997 |
shergotita |
|
34 |
Dhofar 378 |
17.06.2000 |
Desierto-Omán |
0,015 |
shergotita |
|
35 |
NWA 2737 |
00.08.2000 |
Marruecos |
0,611 |
chassignita |
|
36 |
Sayh al Uhaymir 051 |
01.08.2000 |
Omán |
0,436 |
shergotita |
|
37 |
NWA 480 |
00.11.2000 |
Marruecos |
0,028 |
shergotita |
|
38 |
Yamato 00593 |
29.11.2000 |
Yamato-Antártida |
13,70 |
nakhlita |
|
39 |
Yamato 00749 |
03.12.2000 |
Yamato-Antártida |
0,013 |
nakhlita |
|
40 |
NWA 817 |
00.12.2000 |
Marruecos |
0,104 |
nakhlita |
|
41 |
NWA 4797 |
00.00.2001 |
Marruecos |
0,015 |
shergotita |
|
42 |
NWA 1669 |
00.01.2001 |
Marruecos |
0,03585 |
shergotita |
|
43 |
NWA 1950 |
≈ .02.2001 |
Marruecos |
0,797 |
shergotita |
|
44 |
Sayh al Uhaymir 094 |
08.02.2001 |
Omán |
0,2233 |
shergotita |
|
45 |
NWA 856 |
00.03.2001 |
Djel Ibon-Marruecos |
0,320 |
shergotita |
|
46 |
NWA 1068 |
00.04.2001 |
Sahara-Marruecos |
0,654 |
shergotita |
|
47 |
Sayh al Uhaymir 060 |
27.06.2001 |
Omán |
0,4228 |
shergotita |
|
48 |
NWA 998 |
00.09.2001 |
Marruecos/Argelia |
0,456 |
nakhlita |
|
49 |
NWA 1460 |
00.12.2001 |
Marruecos |
0,0702 |
shergotita |
|
50 |
NWA 1775 |
00.00.2002 |
Marruecos |
0,025 |
shergotita |
|
51 |
NWA 1110 |
00.01.2002 |
Marruecos |
0,118 |
shergotita |
|
52 |
Sayh al Uhaymir 090 |
19.01.2002 |
Omán |
0,9484 |
shergotita |
|
53 |
NWA 1195 |
00.03.2002 |
Safsaf-Marruecos |
0,315 |
shergotita |
|
54 |
Sayh al Uhaymir 150 |
08.10.2002 |
Al Wusta, Omán |
0,1077 |
shergotita |
|
55 |
Sayh al Uhaymir 120 |
17.11.2002 |
Omán |
0,75 |
shergotita |
|
56 |
GRV 020090 |
00.00.2003 |
Antártida |
0,0075 |
shergotita |
|
57 |
NWA 5029 |
00.00.2003 |
Marruecos |
0,0147 |
shergotita |
|
58 |
NWA 2046 |
00.09.2003 |
Lakhbi-Argelia |
0,063 |
shergotita |
|
59 |
Sayh al Uhaymir 125 |
19.11.2003 |
Omán |
0,0317 |
shergotita |
|
60 |
MIL 03346 |
15.12.2003 |
Antártida |
0,7152 |
nakhlita |
|
61 |
Sayh al Uhaymir 130 |
11.01.2004 |
Al Wusta, Omán |
0,2785 |
shergotita |
|
62 |
Sayh al Uhaymir 131 |
11.01.2004 |
Omán |
0,168 |
shergotita |
|
63 |
NWA 3171 |
00.02.2004 |
Argelia |
0,506 |
shergotita |
|
64 |
NWA 2373 |
00.08.2004 |
Erfoud-Marruecos |
0,0181 |
shergotita |
|
65 |
NWA 2626 |
00.11.2004 |
Argelia |
0,03107 |
shergotita |
|
66 |
YA 1075 |
00.00.2004 |
Antártida |
0,055 |
shergotita |
|
67 |
NWA 2646 |
00.00.2004 |
Noroeste de África |
0,0093 |
|
|
68 |
RBT 04262 |
00.00.2004 |
Antártida |
0,205 |
shergotita |
|
69 |
RBT 04261 |
00.00.2004 |
Antártida |
0,0788 |
shergotita |
|
70 |
NWA 2975 |
00.00.2005 |
Argelia |
0,0701 |
shergotita |
|
71 |
NWA 2969 |
00.00.2005 |
Noroeste de África |
0,0117 |
shergotita |
|
72 |
NWA 2986 |
00.00.2006 |
Marruecos |
0,201 |
shergotita |
|
73 |
LAR 06319 |
00.00.2006 |
Antártida |
0,0786 |
shergotita |
|
74 |
NWA 5718 |
00.00.2006 |
Argelia |
0,0905 |
shergotita |
|
75 |
NWA 4527 |
00.00.2006 |
Argelia |
0,0101 |
shergotita |
|
76 |
NWA 4480 |
00.00.2006 |
Argelia |
0,013 |
shergotita |
|
77 |
NWA 4468 |
00.00.2006 |
Noroeste de África |
0,675 |
shergotita |
|
78 |
NWA 4222 |
00.00.2006 |
Noroeste de África |
0,0165 |
shergotita |
|
79 |
NWA 2800 |
00.00.2007 |
Marruecos |
0,686 |
shergotita |
|
80 |
NWA 5219 |
00.00.2007 |
Noroeste de África |
0,060 |
shergotita |
|
81 |
NWA 5214 |
00.00.2007 |
Noroeste de África |
0,0507 |
shergotita |
|
82 |
NWA 4930 |
00.00.2007 |
Noroeste de África |
0,1175 |
shergotita |
|
83 |
NWA 4925 |
00.00.2007 |
Noroeste de África |
0,282 |
shergotita |
|
84 |
NWA 4880 |
00.00.2007 |
Noroeste de África |
0,0816 |
shergotita |
|
85 |
NWA 4878 |
00.00.2007 |
Noroeste de África |
0,130 |
shergotita |
|
86 |
NWA 4864 |
00.00.2007 |
Noroeste de África |
0,094 |
shergotita |
|
87 |
NWA 2990 |
00.00.2007 |
Oeste del Sahara |
0,363 |
shergotita |
|
88 |
JaH 479 |
00.00.2008 |
Al Wusta, Omán |
0,553 |
shergotita |
|
89 |
NWA 5313 |
00.00.2008 |
Noroeste de África |
0,0053 |
shergotita |
|
90 |
NWA 5298 |
00.00.2008 |
Marruecos |
0,445 |
shergotita |
|
91 |
MIL 090136 |
00.00.2009 |
Antártida |
0,171 |
nakhlita |
|
92 |
MIL 090032 |
00.00.2009 |
Antártida |
0,532 |
nakhlita |
|
93 |
MIL 090030 |
00.00.2009 |
Antártida |
0,453 |
nakhlita |
|
94 |
NWA 6162 |
00.00.2009 |
Noroeste de África |
0,089 |
shergotita |
|
95 |
NWA 6148 |
00.00.2009 |
Noroeste de África |
0,270 |
nakhlita |
|
96 |
NWA 5990 |
00.00.2009 |
Marruecos |
0,059 |
shergotita |
|
97 |
NWA 5960 |
00.00.2009 |
Mali |
0,147 |
shergotita |
|
98 |
NWA 5790 |
00.00.2009 |
Noroeste de África |
0,145 |
nakhlita |
|
99 |
Dho 1674 |
00.00.2010 |
Zufar, Oman |
0,0492 |
shergotita |
|
100 |
KSAR GHILANE 2 |
00.01.2010 |
Quibili, Túnez |
0,538 |
shergotita |
|
101 |
NWA 6342 |
00.00.2010 |
Argelia |
0,0722 |
shergotita |
|
102 |
NWA 6234 |
00.00.2010 |
Mali |
0,0557 |
shergotita |
|
103 |
Dho 1668 |
00.00.2011 |
Zufar, Omán |
0,0061 |
shergotita |
|
104 |
NWA 7320 |
00.00.2011 |
Noroeste de África |
0,052 |
shergotita |
|
105 |
NWA 7258 |
00.00.2011 |
Marruecos |
0,310 |
shergotita |
|
106 |
NWA 7182 |
00.00.2011 |
Noroeste de África |
0,017 |
shergotita |
|
107 |
NWA 7042 |
00.00.2011 |
Marruecos |
3,030 |
shergotita |
|
108 |
NWA 7034 |
00.00.2011 |
Marruecos |
0,320 |
basáltica |
|
109 |
NWA 7032 |
00.00.2011 |
Marruecos |
0,085 |
shergotita |
|
110 |
NWA 6963 |
00.00.2011 |
Sur de Marruecos |
8,000 |
shergotita |
|
111 |
NWA 6710 |
00.00.2011 |
Mali |
0,0744 |
shergotita |
|
112 |
Tissint |
18.07.2011 |
Sur de Marruecos |
7,000 |
shergotita |
|
113 |
NWA 7500 |
00.00.2012 |
Mali |
2,040 |
shergotita |
|
114 |
NWA 7397 |
00.00.2012 |
Noroeste de Africa |
2,130 |
shergotita |
|
115 |
NWA 7272 |
00.00.2012 |
Noroeste de África |
0,0587 |
shergotita |
|
116 |
NWA 7257 |
00.00.2012 |
Noroeste de África |
0,018 |
shergotita |
|
117 |
NWA 7755 |
00.00.2013 |
Marruecos |
0,030 |
shergotita |
|
118 |
NWA 5789 |
|
Marruecos |
0,049 |
shergotita |
|
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El
meteorito hallado en 1911 en El-Nakhla, del tamaño de un huevo,
tiene unos 1.200 millones de años de antigüedad y, según se
informó en 2000, contiene sodio, cloruros, e iones solubles en agua
que podrían ser resultado de la evaporación de mares marcianos. Las
sales halladas en el mismo son similares a las de los mares
terrestres, salvo que la marciana tiene más contenido en calcio, si
bien el paralelismo en el tiempo no es el mismo y actividad biológica
terrestre actual podría desvirtuar el índice de contenido en tal
elemento en otro tiempo. Más tarde, en 2006, se añadió que tal
meteorito tiene microtúneles al modo que son formados en piedras
terrestres por bacterias; pero no hay evidencia directa de que su
formación fuera producida por microorganismos marcianos.
El conocido como meteorito Lafayette fue encontrado
en EE.UU. en 1931 y en una nakhlita de unos 800 gramos. Se cree que se
generó en el impacto de un asteroide en Marte hace unos 11 millones de
años. Tras deambular por el espacio, acabó cayendo en el Estado de
Indiana y fue a parar a la Universidad de Purdue, que es quien lo
conserva. Su estudio ha dado como conclusión que en Marte hubo agua
líquida hace 742 millones de años al contener minerales que se forman
con la misma.
En el verano de 1998, los británicos confirmaron el hallazgo del 13 meteorito marciano. El mismo, de unos 2 Kg de peso, se encontró en el desierto del Sahara. También aparecería el 14 en el mismo sitio, ambos en Libia.
Más tarde, en 1999, dos trozos de 452 y 254 gramos de un meteorito hallados en el desierto californiano de Mojave por Bob Verish hacia 1980 resultaron ser del tipo basáltico marciano shergotita.
Entre enero y febrero de 2001, suizos de la Universidad de Berna y del Museo de Historia Natural de igual ciudad hallaron unos 180 meteoritos en Omán, al menos uno de los cuales es de origen marciano. Este último fue bautizado como Sayh al Uhaymir 094; fue localizado el 8 de febrero por Marc Hauser y Lorenz Moser. Se piensa que es en realidad un fragmento de uno mayor y tiene un peso de 223,3 gramos.
Prácticamente al mismo tiempo, en febrero de 2001, fue hallado el NWA 856 en Marruecos, una shergotita de basalto en la que los geólogos franceses hallaron 50 elementos. Su peso es de 320 gramos.
En
julio de 2004 se anunciaba que los americanos habían hallado el
anterior 15 de diciembre de 2003 en la Antártida, a 750 Km del Polo
Sur, un meteorito marciano, el MIL 03346, peculiarmente negro. Se
estimó que había caído hace unos 11.000.000 años, su peso es de
0,7152 Kg y fue clasificado como el 7º del tipo nakhlita.
El 18 de julio de 2011 un meteorito es visto
caer sobre el valle del Oued Drâa, en Tata, Marruecos, y es recuperado
en octubre siguiente, siendo denominado Tissint. Analizado por la NASA
y diversos astrónomos, se concluyó que era marciano y resulta ser uno
de los mayores de todos los procedentes del planeta rojo, con un peso
total de 7 Kg, aunque fragmentado en trozos de los que el mayor es de 1
Kg aproximadamente. Se cree que fue arrancado de Marte hace unos
700.000 años. Según algunos investigadores, el carbono orgánico hallado
en el meteorito parece resultado de la actividad biológica a juzgar por
las proporciones del carbono-13 en relación al carbono-12.
Muy interesante por su composición es otro hallado
en 2011 en Marruecos, el NWA 7034, caído en fecha indeterminada, y que
es el primero catalogado como procedente de la corteza de Marte, y en
cuya superficie estuvo hace unos 2.100 millones de años. Pesa 320
gramos. Tiene un alto contenido en agua. Ha sido apodado "Black Beauty”
(“Belleza Negra”). Un estudio de la Universidad de Curtin sobre el
meteorito, conocido en 2024, apunta a la existencia en Marte de agua
caliente, hidrotermal, compatible con su habitabilidad; los elementos
estudiados en el mismo son el circón, hierro, aluminio, itrio y sodio.
A finales de 2012 se llevan contabilizados 113 meteoritos procedentes de Marte.
En 2013, gracias a los datos enviados por el rover
americano Curiosity desde Marte, se confirma la procedencia marciana de
algunos meteoritos caídos en nuestro planeta. Los datos se refieren a
análisis atmosféricos del planeta rojo y son relativos al contenido
preciso en los isótopos argón 36 y argón 38.
También en 2013 se pone de relieve la importancia
del meteorito marciano NWA 7533, de 84 gramos, hallado en el Sáhara
marroquí, porque podría ser un trozo de uno que sería el primero
identificado como procedente de la corteza primigenia del planeta; éste
último se fragmentaría en al menos cinco partes, de las que la primera
sería el NWA 7034, ya citado. El NWA 7533 fue comprado en 2012 en
Agadir. Contiene silicato de circonio y su antigüedad ha sido estimada
en más de 1.700 millones de años, si bien podría llegar hasta los 4.428
millones de años por la edad posible de algunos de sus componentes.
En cuanto al Yamato 00593, hallado en 2000 en la
Antártida, en febrero de 2014 trasciende que, tras ser analizado en el
Centro Espacial de Houston y el JPL, en el mismo se pueden apreciar
“posibles rastros de vida”. Su formación data de hace 1.300 millones de
años pero caería en el citado continente helado hace menos de 50.000
años tras ser arrancado de Marte por algún impacto hace unos 12
millones de años. Los citados “rastros” son estructuras propias de
procesos biológicos como los producidos en la Tierra por bacterias al
interaccionar con basaltos ocasionando enriquecimientos de carbono.
En marzo de 2014 se da a conocer un estudio que
especula sobre la posibilidad de que todos los meteoritos marcianos
entonces conocidos procedan de un único gran impacto que ocasionó hace
unos 3.000.000 de años en Marte el cráter llamado Mojave, que tiene 55
Km de diámetro y 2,6 Km de profundidad. La composición de los
meteoritos estudiados, de las llamadas shergottitas, y los datos
aportados por las sondas espaciales sobre los materiales de las paredes
y parte central de tal cráter resultan muy parecidas. Pero algunas
edades estimadas de tales meteoritos y las diferencias químicas de
algunos de ellos no coinciden, así que hay discrepancias sobre el tema.
En 2021 se llevan contabilizados en total 166
piedras marcianas llegadas a nuestro planeta en los últimos 20 millones
de años. Según un estudio (Universidad de Curtin, 2021), su lugar de
origen concreto del planeta rojo se cree probable que en gran parte
pueda ser el cráter Tooting de Tharsis.
En 2023 el total posible
de meteoritos marcianos se cifra en 358, de los que la mayoría se cree
que son además de origen volcánico. Unas ¾ partes de ellos son
shergottitas y sus edades son de unos 200 millones de años como mínimo.
ALH
84001.
Uno de tales meteoritos de origen marciano, arrancado de allí hace 15 o 16.000.000 millones de años, llegó a la Tierra hace unos 13.000 años y cayó en Antártida que lo conservó de un modo que no hubiera ocurrido si cae en otra parte. En tan gélida región terrestre, en Far Western-Allan Hills, fue encontrado el meteorito en 1984 por la geóloga Roberta Score y llevado posteriormente a la Universidad de Stanford.
En 7 de AGOSTO de 1996 saltó a la prensa el hallazgo de que el meteorito contenía huellas fosilizadas de una actividad que tomada en su conjunto apuntaban a presunta vida marciana; en realidad, sobre el meteorito ya se había especulado en este sentido desde hacia más de un año puesto que los análisis ya estaban hechos y se conocían. El sistema de análisis empleado, con técnica de vaporización controlada por láser, fue concebido por Richard N. Zare, profesor de química de la citada Universidad de Stanford. En concreto el análisis del meteorito consiste en el bombardeo con iones de alta energía con los que se abren en la piedra microhendiduras de grosor de la ¼ parte del diámetro de un pelo humano. Un espectrómetro de masas estudia los isótopos vaporizados. El análisis fue llevado bajo los auspicios de la NASA con bastante secreto sobre 3 fragmentos del meteorito que fueron llamadas Goofy, Mickey y Minnie.
La presentación de los resultados la hizo el equipo de David S. McKay, con artículo incluido publicado en Science de tal mes de agosto, y se basa en la presencia en el meteorito de los compuestos orgánicos hidrocarburos policíclicos aromáticos, glóbulos carbonados, sulfuro de hierro y magnetita. La existencia de isótopo carbono 12 se identifica como resultado de la actividad de bacterias. Hay además estructuras fosilizadas de una décima de micra que se identifican con vida elemental marciana y tienen su parangón en otras idénticas terrestres de la era Precámbrica.
El equipo descubridor, de tal Universidad de Stanford, sin embargo, no aseveró más que acerca de los compuestos orgánicos que, en el caso de los hidrocarburos policíclicos aromáticos, podrían también tener origen no biológico. Se data tal actividad posible de tipo biológico en Marte entre 3.500 y 3.600 millones de años. La antigüedad del meteorito se fija en los 4.520 millones de años, con lo que es el meteorito más antiguo conocido, según los datos isotópicos, y se cree que sufrió impacto o impactos meteoríticos 500 millones de años más tarde que permitieron hacer fracturas por las que se infiltró agua con contenido en CO2, formándose entonces glóbulos de carbonato, químicamente conteniendo Ca, Mg, Fe y CO3. Además dentro de los glóbulos aparecen también granos de mineral sulfuro de hierro y óxido de hierro, que pudieron haberse producido en proceso biológico, y también es donde aparecen las citadas estructuras parecidas a bacterias terrestres fosilizadas. Otros expertos aseguran, aunque sin examinar personalmente el meteorito, que tales estructuras eran demasiado pequeñas para ser bacterias, al menos como son conocidas, pudiendo ser estructuras cristalinas parecidas.
Pero lejos de desplegar a partir de aquí todas las conjeturas de la vida evolutiva en Marte, dentro de cierta conmoción mundial que hizo recordar el tiempo de los Apollo, entre los científicos se entabló una polémica sobre la interpretación de los datos puesto que los resultados no eran concluyentes, al ser también los indicios reproducibles en procesos no orgánicos. Y los científicos se dividieron en dos bandos. Algunos apuntaron a que los resultados no eran determinativos de la existencia de vida, y otros que podría tratarse del resultado de contaminación terrestre; esto último era bastante difícil porque el meteorito se había conservado entre hielo antártico y uno de los análisis realizado lo fue para descartar tal aspecto posible. A los pocos días, en el 30 Congreso Internacional de Geología, celebrado en Pekín, los geólogos mostraron su escepticismo acerca del caso.
Para el geoquímico Jim Papike, director del Instituto de Meteoritos de la Universidad de Nuevo México, no hay evidencias de actividad biológica en el meteorito.
Como consecuencia del análisis indicado del meteorito en cuestión, británicos realizaron el análisis de otro meteorito, el EETA 79001 también hallado en la Antártida en 1979, que es entonces el segundo mayor encontrado entre los marcianos. Tal meteorito se cree que llegó a la Tierra hace unos 600.000 años y su edad se cifró en 180 millones de años. En el mismo se encontró lo que también se cree entonces que es un resto de materia orgánica.
Pero el equipo de la geoquímica Laurie Leshin, de la Universidad de California, en Los Ángeles, apunta acerca del ALH84001 que los glóbulos de carbono del mismo se habían formado a altas temperaturas y en un medio no propicio para el sostenimiento de la vida. Para tal Universidad de California, en Los Ángeles, los análisis eran bastante fiables pero consideraban los resultados o interpretaciones como debatibles.
Sin embargo, a este argumento el equipo de John W. Valley de la Universidad de Wisconsin-Madison contrapone que aplicar la misma suposición a carbonatos de los océanos terrestres haría pensar que la temperatura fuera de 600ºC y la presión de varios cientos de atmósferas, lo cual no es cierto. Investigadores de otros centros americanos estudiaron sobre el meteorito el magnetismo marciano y por tal medio llegan a la conclusión de que las temperaturas de los glóbulos de carbono no habían sufrido temperaturas superiores a los 350ºC; la reorientación magnética de mineral de sulfuro de hierro en el meteorito se produciría a tal temperatura, y el mismo tiene dos direcciones magnéticas. Por ello, la teoría de su formación a alta temperatura fue desechada, pero no implica ello que la formación de los glóbulos fuera orgánica.
Otros geólogos, de la Universidad de Tennessee, que también examinan el meteorito, apuntan a que el mismo, por su contenido en magnetita en un estado determinado, solo podía haberse formado por gases de grietas volcánicas.
El 1 de NOVIEMBRE de 1996 científicos de la Open University de Londres y del Museo de Historia Natural apoyan las afirmaciones de David McKay sobre el ALH84001.
Nuevos análisis realizados posteriormente confirman los resultados, aunque la interpretación seguirá siendo el punto de discusión. En MAYO de 1997, según la Universidad de Wisconsin y el Instituto Tecnológico de California, los análisis isotópicos de la NASA sobre el meteorito eran correctos, pero para la Universidad de Hawai el análisis de los carbonatos señalaba que la piedra había sido formada de modo rápido y a altas temperaturas, tal como un fuerte impacto meteorítico.
Los razonamientos de unos y otros son en resumen los siguientes:
En cuanto a las moléculas de hidrocarburos policíclicos aromáticos, se forman en la descomposición de seres vivos, pero también en reacciones químicas de otra índole; en el hielo de la Antártida son frecuentes.
Sobre los compuestos carbonados se creen formados en agua tibia por la acción biológica, pero también se forman a altas temperaturas.
Las formaciones en estructuras fosilizadas se parecen a diminutas bacterias terrestres, pero precisamente el hecho de ser demasiado pequeñas hace que se desconfíe de las mismas.
Y sobre la magnetita, que en la Tierra es producida por algunas bacterias vivas que la utilizan como una brújula, se contrapone su formación natural en lugares volcánicos a temperaturas muy elevadas donde no es posible la vida.
A finales de 1997, John Bradley y un grupo del Instituto Tecnológico de Georgia, opinaban que la identificación de los microorganismos en el famoso meteorito era errónea y que se trataba de mineral de formaciones lamelas de origen en procesos geológicos.
En 1998 nuevos estudios salieron a la luz, resultado de escrupulosos exámenes, y se reitera la procedencia geológica de los pretendidos restos biológicos; los científicos son esta vez de las universidades de Tennessee y Cleveland, e Instituto Tecnológico de Georgia. Pero en 1999, los últimos estudios sobre 2,6 gramos del repetido meteorito realizados entonces en España con una nueva técnica de microscopia electrónica de barrido apuntaban la existencia de cristales de magnetita de origen biológico.
En 2000 aun aparecía el penúltimo coletazo sobre el meteorito, publicado en una revista de geoquímica, que se inclinaba a favor de la teoría del indicio de vida en el mismo al apuntar la existencia de minúsculos cristales de magnetita, de los químicamente puros y característicos usados como brújulas por bacterias terrestres de vida marina. Los defensores de tal opción apuntaron que no era posible lograr tales cristales de otra forma en procesos naturales.
De la investigación sobre el meteorito en cuestión por parte de más de 100 equipos científicos se publicaron varias docenas de los mismos, y cerca de la mitad no apuntan conclusión determinativa, pero un tercio se mostró favorable a interpretar señales de vida en el meteorito y una cantidad menor en contra.
En 2009 se volvió a analizar con instrumental mejorado en el Centro Johnson de la NASA y las llamadas evidencias de señales de vida microbiana se reforzaron. El análisis de los nanocristales de magnetita parece que no apuntan al origen termal.
En resumen, se puede decir que cada punto es rebatible, pero todos en su conjunto refuerzan la idea de la vida en Marte, sin afirmar en contundencia nada, y es en lo que se apoya el equipo descubridor. Por eso, en medio de la sucesivamente diluida polémica y debates, que se fueron apagando lentamente, el mismo equipo descubridor de McKay aseguraría que las pruebas no eran concluyentes sino una interpretación razonable.
En
definitiva, el contenido del meteorito es pues un indicio serio, pero
no una evidencia (aun).
En 2022 trasciende un nuevo análisis
isotópico y espectroscópico (Andrew Steele del Carnegie) que descarta
el origen biológico de las formas microscópicas del meteorito y se
reafirma en la versión del origen geoquímico por interacción del agua y
material marciano de las rocas.
=
SATÉLITES
Satélite..........................
FOBOS DEIMOS
.
Número de satélite en la órbita... 1 2
Distancia media a Marte........... 9.380 Km 23.436 Km.
Diámetro mayor.................... 27 Km 15 Km.
Diámetro menor.................... 18 Km 11 Km.
Período orbital sideral........... 0,31891 días 1,26244 días.
Tiempo de rotación o periodo...... 7 h 39,45 seg 1 día 6 h 18m
Inclinación orbital............... 1,08º 1,79º.
Excentricidad orbital............. 0,0151 0,00033.
Masa.............................. 10,72x10^15 Kg 1,8x10^15 Kg.
Densidad media.................... 1,85 gr/cm^3 1,75 gr/cm^3.
Velocidad orbital media........... 2,14 Km/seg. 1,3 Km/seg.
Magnitud astronómica.............. +11,8 +12,89.
Velocidad de escape............... 0,0103 Km/seg. 0,0057 Km/seg.
Fobos y Deimos, que significan respectivamente “espanto”, o “miedo”, y “terror” en griego, fueron descubiertos el 17 y 11 respectivamente de agosto de 1877 por el astrónomo norteamericano Asaph Hall y se les dio el nombre de los caballos del dios de la Guerra (Marte) a propuesta de Henry Madan. Son los 2 únicos satélites del planeta Marte y son de menor tamaño, ligeramente elípticos pero de forma muy irregular.
Antes de 2016 se pensaba que eran prácticamente dos asteroides, mezcla de roca y hielo, llenos de cráteres. Se imaginaba que su procedencia era externa a la formación del planeta y en realidad eran dos asteroides que Marte capturó al entrecruzarse sus trayectorias. Así que era posible que procedieran del cinturón de asteroides y que el planeta Júpiter los hubiera afectado en su trayectoria con su fuerte gravedad. Por lo tanto, dado que carecen de gran masa, su estado primitivo solo se habría podido alterar por la influencia del viento solar y los impactos meteoríticos en cuanto a su superficie se refiere. En
cualquier caso tienen interés, no solo por su composición
geológica, sino además porque podrían suponer un punto de
observación, a modo de estación espacial, de Marte.
Sobre los mismos hay que tener presente que el
viento solar puede inducirlos a cargarse un poco eléctricamente en
determinadas zonas, lo que quizá haya que considerar pues puede incidir
en determinada electrónica de las sondas que se acercaran a los
satélites.
FOBOS gira a unos 9.300 Km de altura media sobre Marte, y a 6.000 Km de mínima, más cerca que ningún otro satélite a un planeta, de modo que no se ve en su trayectoria desde todos los puntos de la superficie del planeta. Su órbita es demasiado baja y está cayendo a razón de 18 m cada 1.000 años. Por ello, acabará rompiéndose hasta formar un anillo de escombros o cayendo sobre Marte al cabo de 50 millones de años (o 100 millones según otra fuente); de hecho, se cree que los muy largos surcos, aunque poco profundos, que se observan en su superficie se pensaba que podían ser debidos a las incipientes tensiones que anuncia su futura rotura, si bien en 2018 un nuevo estudio apunta a que es más probable que fueran provocados por rocas sueltas producidas por algún impacto de un pequeño asteroide. Fobos, por su forma irregular, tiene unas medidas de 26, por 21,6 y 18,8 Km (otras dadas: 26,8 por 22,4 por 18,4 Km).
Su color superficial es de lo más oscuro del Sistema Solar. Tiene unas hendiduras paralelas en su hemisferio norte, cuyo origen podría estar en su formación estratificada perteneciendo a un cuerpo mayor, con la suficiente gravedad, del que se hubiera desgajado. Se cree, por otra parte, que Fobos está formado por materiales carbonados ricos en agua. Tiene hendiduras de 20 m de profundidad y entre 100 y 200 m de largas. Su mayor formación es el cráter Stickney de 9 Km de ancho del que salen surcos de hasta unos 300 m de ancho y unos 75 m de profundidad, si bien sobre estos surcos se cree que son debidos a tensiones gravitatorias; tal nombre se le dio en honor a Angeline Stickney Hall, esposa del astrónomo americano Asaph Hall. El origen del cráter y los surcos, que ocupa la tercera parte de la superficie, se cree que fue debido a un impacto de meteorito. Otros cráteres son: D’Arrest, Roche, Wendall, Hall, Todd y Sharpless. También se ha identificado una formación dorsum llamada Kepler.
En 1998, la sonda MGS obtuvo nuevas imágenes y datos de este cuerpo y desveló que el mismo estaba recubierto de una capa de polvo de hasta 1 m de gruesa debida a los impactos meteoríticos. La temperatura sobre Fobos se determinó entre una mínima –4º y –112ºC.
Con
los datos aportados por la sonda Mars Express se ha permitido
especular sobre la posibilidad de que Fobos tenga grandes cavidades
huecas o grandes cavernas. Por ello se piensa que puede ser un cuerpo
poroso hasta en un 30% (±5).
Hay quien piensa que Fobos puede tener en su
superficie gran cantidad de muestras de material de la superficie de
Marte, incluso restos de la hipotética vida que podría haber tenido el
planeta en otro tiempo. Allí habrían ido a parar muchos de los
fragmentos arrancados del suelo marciano tras grandes impactos
meteoríticos.
DEIMOS
es más regular y pequeño que Fobos, de un uniforme color gris. Gira
a 23.000 Km de altura sobre Marte. Mide 15 por 12,2 por 11 Km y su
masa es de 1,8x10^15 Kg. En Deimos se ha dado nombre a dos cráteres,
Swift y Voltaire.
Sobre su origen, en abril de 2023, sobre datos
espectrales aportados por la sonda Hope de Emiratos Árabes Unidos que
lo sobrevuela, se dice que el satélite marciano tiene probablemente un
origen planetario y no es un asteroide capturado.
Como
resultado de la actividad astronáutica en Marte (sondas y rovers,
aterrizados o impactados), según se tenía calculado en 2007, había
en tal momento en el planeta unas 8 Tm de material terrestre.
|
Nº |
MISION |
PAIS |
N |
FECHA |
OBJETIVO 1º |
OBSERVACIONES |
|
1 |
U-1 |
URSS |
010 |
10-10-1960 |
MARTE |
1º intento de vuelo a Marte. Fracaso. |
|
2 |
U-2 |
URSS |
011 |
14-10-1960 |
MARTE |
Fracaso |
|
3 |
U-6 |
URSS |
017 |
24-10-1962 |
MARTE |
Fracaso. También SPUTNIK 22. |
|
4 |
MARS 1 |
URSS |
018 |
01-11-1962 |
MARTE |
Fracaso |
|
5 |
U-7 |
URSS |
019 |
04-11-1962 |
MARTE |
Fracaso. También SPUTNIK 24. |
|
|
No reconocido |
URSS |
|
00-10-1963 |
MARTE ¿? |
Fracaso |
|
|
No reconocido |
URSS |
|
00-11-1963 |
MARTE ¿? |
Fracaso |
|
6 |
COSMOS 21 |
URSS |
023 |
11-11-1963 |
MARTE |
Fracaso |
|
7 |
MARINER 3 |
USA |
019 |
05-11-1964 |
MARTE |
Fracaso |
|
8 |
MARINER 4 |
USA |
020 |
28-11-1964 |
MARTE |
1º sobrevuelo de Marte. 1º fotografía. |
|
9 |
ZOND 2 |
URSS |
031 |
30-11-1964 |
MARTE |
Fracaso |
|
10 |
MARINER 6 |
USA |
042 |
24-02-1969 |
MARTE |
Sobrevuelo de Marte. |
|
11 |
MARINER 7 |
USA |
043 |
27-03-1969 |
MARTE |
Sobrevuelo de Marte. |
|
12 |
MARS 1969A |
URSS |
065 |
27-03-1969 |
MARTE |
Fracaso |
|
13 |
MARS 1969B |
URSS |
066 |
02-04-1969 |
MARTE |
Fracaso |
|
14 |
MARINER 8 |
USA |
044 |
08-05-1971 |
MARTE |
Fracaso |
|
15 |
COSMOS 419 |
URSS |
081 |
10-05-1971 |
MARTE |
Fracaso |
|
16 |
MARS 2 |
URSS |
082 |
19-05-1971 |
MARTE |
1º impacto y satélite en Marte |
|
17 |
MARS 3 |
URSS |
083 |
28-05-1971 |
MARTE |
1º aterrizaje suave y satélite en Marte |
|
18 |
MARINER 9 |
USA |
045 |
30-05-1971 |
MARTE |
1º satélite artificial de Marte |
|
19 |
MARS 4 |
URSS |
091 |
21-07-1973 |
MARTE |
Fracaso |
|
20 |
MARS 5 |
URSS |
092 |
25-07-1973 |
MARTE |
Satélite de Marte. |
|
21 |
MARS 6 |
URSS |
093 |
05-08-1973 |
MARTE |
Satélite y aterrizaje en Marte. |
|
22 |
MARS 7 |
URSS |
094 |
09-08-1973 |
MARTE |
Satélite de Marte. Fracaso. |
|
23 |
VIKING 1 |
USA |
051 |
20-08-1975 |
MARTE |
1º aterrizaje USA en Marte. Satélite. |
|
24 |
VIKING 2 |
USA |
052 |
09-09-1975 |
MARTE |
Aterrizaje y satélite en Marte |
|
25 |
PHOBOS 1 |
URSS |
109 |
07-07-1988 |
MARTE |
Fracaso |
|
26 |
PHOBOS 2 |
URSS |
110 |
12-07-1988 |
MARTE |
En órbita de Marte. Fracaso. |
|
27 |
MARS OBSERVER |
USA |
062 |
25-09-1992 |
MARTE |
Fracaso |
|
28 |
MGS |
USA |
066 |
07-11-1996 |
MARTE |
Satélite de Marte. |
|
29 |
MARS 96 |
RUSIA |
111 |
16-11-1996 |
MARTE |
Fracaso |
|
30 |
MARS PATHFINDER |
USA |
067 |
04-12-1996 |
MARTE |
1º automóvil en Marte |
|
31 |
PLANET B-NOZOMI |
JAPON |
004 |
04-07-1998 |
MARTE |
1º sonda japonesa a Marte. Falla. |
|
32 |
MCO |
USA |
072 |
11-12-1998 |
MARTE |
Fracaso. Impacto en Marte. |
|
33 |
MPL |
USA |
073 |
03-01-1999 |
MARTE |
Fracaso. |
|
34 |
MGM |
USA |
075 |
07-04-2001 |
MARTE |
En órbita de Marte. |
|
35 |
MARS EXPRESS |
ESA |
002 |
02-06-2003 |
MARTE |
En órbita y falla el amartizaje. |
|
36 |
SPIRIT/MER-2 |
USA |
076 |
10-06-2003 |
MARTE |
Amartizaje. |
|
37 |
OPPORTUNITY/MER-1 |
USA |
077 |
08-07-2003 |
MARTE |
Amartizaje. |
|
38 |
MRO |
USA |
078 |
12-08-2005 |
MARTE |
Satélite de Marte. |
|
39 |
PHOENIX |
USA |
079 |
04-08-2007 |
MARTE |
Amartizaje. |
|
40 |
PHOBOS GRUNT |
RUSIA |
112 |
08-11-2011 |
PHOBOS |
Estudio de Phobos. |
| 41 |
MSL-CURIOSITY |
USA |
095 |
26-11-2011 |
MARTE |
Amartizaje. |
| 42 |
MANGALYAAN |
India |
002 |
05-11-2013 |
MARTE |
Satélite de Marte. |
| 43 |
MAVEN |
USA |
097 |
18-11-2013 | MARTE |
Satélite de Marte. |
| 44 | EXOMARS 2016 | ESA | 010 | 14-03-2016 | MARTE | En órbita y falla el amartizaje. |
| 45 | INSIGHT | USA | 101 | 05-05-2018 | MARTE | Amartizaje. |
| 46 | MARS HOPE | Emiratos Árabes Unidos | 001 | 19-07-2020 | MARTE | En órbita. |
| 47 |
TIANWEN-1 |
CHINA |
009 |
23-07-2020 |
MARTE |
En órbita y amartizaje. |
| 48 | MARS 2020 /PERSEVERANCE | USA | 103 | 30-07-2020 | MARTE | Amartizaje. |
| 49 | ESCAPADE BLUE | USA | 128 | 13-11-2025 | MARTE | En órbita sobre Marte. |
| 50 | ESCAPADE GOLD | USA | 129 | 13-11-2025 | MARTE | En órbita sobre Marte. |
Misiones con satelización, impacto o aterrizaje en MARTE.
|
MISIÓN |
PAIS |
LLEGADA |
SATELIZADO |
IMPACTO EN |
ATERRIZAJE EN |
|
|
MARINER 9 |
USA |
14-11-1971 |
SI |
|
|
|
|
MARS 2 |
URSS |
27-11-1971 |
SI |
4º S 46,8º O |
|
|
|
MARS 3 |
URSS |
02-12-1971 |
SI |
|
44,9º S 160,1º O |
|
|
MARS 5 |
URSS |
12-02-1974 |
SI |
|
|
|
|
MARS 7 |
URSS |
09-03-1974 |
SI |
|
|
|
|
MARS 6 |
URSS |
12-03-1974 |
SI |
|
23,90ºS 19,42ºO |
|
|
VIKING 1 |
USA |
20-07-1976 |
SI |
|
22,27ºN 47,94ºO |
|
|
VIKING 2 |
USA |
04-09-1976 |
SI |
|
47,67ºN 225,71ºO |
|
|
FOBOS 2 |
URSS |
12-07-1988 |
SI |
|
|
|
|
MARS PATHFINDER |
USA |
04-07-1997 |
NO |
|
19,33ºN 33,55ºO |
|
|
MGS |
USA |
12-09-1997 |
SI |
|
|
|
|
MCO |
USA |
11-12-1998 |
NO |
En Marte |
|
|
|
MPL |
USA |
03-01-1999 |
NO |
¿75º S 163,5º? |
¿ ? |
|
|
MGM |
USA |
07-04-2001 |
NO |
|
|
|
|
MARS EXPRESS |
ESA |
02-12-2003 |
SI |
|
¿10,6ºN 270ºO? |
|
|
SPIRIT/MER-2 |
USA |
10-06-2003 |
NO |
|
15ºS |
|
|
OPPORTUNITY/MER-1 |
USA |
08-07-2003 |
NO |
|
1,95º S 354,47ºE |
|
|
MRO |
USA |
12-08-2005 |
SI |
|
|
|
|
PHOENIX |
USA |
04-08-2007 |
NO |
|
68,22º N 234,3º E |
|
|
MSL-CURIOSITY |
USA |
06-08-2012 |
NO |
|
4,59º S 137,44º E |
|
| MANGALYAAN |
India |
24-09-2014 |
SI |
|
|
|
| MAVEN |
USA |
22-09--2014 |
SI |
|||
|
EXOMARS 2016 |
ESA |
19-10-2016 |
SI |
Impactó |
|
|
| INSIGHT |
USA |
26-11-2018 |
NO |
4,5º N 135,9º E |
||
| MARS HOPE |
Emiratos Árabes Unidos |
09-02-2021 |
SI |
|||
| TIANWEN-1 |
CHINA |
10-02-2021 |
SI |
25,1° N 109,9° E |
||
| MARS 2020 /PERSEVERANCE | USA |
18-02-2021 | NO |
18,4º N 77,4° E |
||
| ESCAPADE BLUE |
USA |
|||||
| ESCAPADE GOLD |
USA |
Si
la colocación de los planetas respecto al Sol fuera regular y
escalonada, en el lugar del quinto planeta debería haber estado uno
de tales cuerpos. Pero no fue así y en el espacio aparentemente
reservado para un planeta, entre las 2,1 y 3,6 UA del Sol, está
lleno de asteroides, cuerpos menores, rocosos y metálicos. Su nombre,
dado por el astrónomo Herschel en 1802, viene a significar “con forma
estelar” o “de figura de estrella”, aunque realmente no lo sea, sino
objetos celestes menores que un planeta y mayores que un meteorito,
claro; de hecho, en el Siglo XIX los llamaron planetas y luego “planetas menores”.
Son quizá
fruto probable del desmenuzamiento del protoplaneta por algún gran
impacto, o por choque de dos grandes asteroides o cuerpos mayores
dado que la mayoría parece ser de dos tipos. También podría estar
originados por otro motivo, como la influencia de Júpiter sobre la
materia destinada a ser planeta (el hipotético Faeton)
que no cuajó aglomerándose en un solo cuerpo sino que, desperdigada
en toda la órbita, o mejor dicho en múltiples órbitas, se
concentró en un montón de pequeños cuerpos desde hace unos 1.500
millones de años. Un estudio conocido mediado 2018 apunta a que el 85%
de los asteroides del cinturón principal pudieron ser originados por la
rotura de un pequeño grupo de 5 o 6 planetas menores.
Algunos asteroides también podrían tener origen
en antiguos núcleos de cometas cuyos elementos volátiles se
hubieran perdido ya. La teoría más moderna acepta que los planetas
gigantes tuvieron su papel en la dispersión de los asteroides, y que
aportaron algunos de ellos, arrastrados consigo por la gravedad,
creando gran diversidad en su composición.
Por
estudios sobre meteoritos fosilizados (de la Universidad de Rice en
el sur de Suecia) se cree que hace unos 500.000.000 años un enorme
choque en el cinturón con asteroide de considerable tamaño provocó
una importante lluvia meteorítica sobre nuestro planeta, 100 veces
superior a la normal. E incluso se cree que una 1/5 parte de los
meteoritos actuales proceden de los restos de tal colisión récord. En
general, se cree que el 99,8% de los meteoritos conocidos son y fueron
originados en los choques de asteroides.
Actualmente, dada la concentración de estos objetos
en la zona, las colisiones en la misma son de relativa frecuencia, una
cada 10 millones de años para asteroides de al menos varios Km de
grandes.
Se
ha calculado que la masa de todos los asteroides podría constituir
un pequeño planeta de 1.500 Km de diámetro. Hay en tal zona en la
actualidad, no obstante, regiones que no tienen ningún asteroide. Es
el denominado hueco
de Kirkwood
y es debido a la influencia gravitatoria de Júpiter. Tal nombre es
debido al astrónomo estadounidense Daniel Kirkwood que acusó tal
fenómeno.
Su antigüedad es la del mismo Sistema Solar, de más de 4.000 millones de años, y por ello, dado que han permanecido inalterados en gran medida desde entonces, su interés es grande para establecer datos sobre la formación de nuestro sistema. Su nombre procede del latín con un significado que equivale “al parecido de una estrella”, toda vez que al descubrimiento de los primeros, cuando se buscaba un planeta entre Marte y Júpiter, se les dijo que parecían estrellas por la poca luminosidad en comparación a los planetas.
En realidad, por lo general, son oscuros y los de más contenido en carbono, llamados de tipo C, solo reflejan en torno al 4% de la luz llegada, en tanto que los de tipo metálico, menos abundantes, reflejan alrededor del 12 o el 13% por término medio. La acción de la luz solar en los asteroides determina a lo largo de miles de millones de años que su rotación se frene o acelere, según el caso.
Su
superficie también tiene cráteres como resultado de impactos, pero
también tiene piedras o trozos meteoríticos como resultado de la
existencia en su entorno de tales objetos que se pueden aproximar
lentamente y depositar con suavidad dado que la gravedad de los
asteroides es poco considerable. Los terrenos suelen estar formados
por minerales ligeros y pesados no compactados o estratificados como
consecuencia de calor interno, pero homogéneos. De ser resultado de
estos procesos, tal como fragmento de un cuerpo originalmente
superior, la física de su superficie puede ser distinta. El hecho de
que los minerales no estén en los asteroides en su interior sino que
estén repartidos de modo más o menos uniforme significa que su
posible explotación sea más sencilla que en sitios como en la
Tierra en la que los elementos pesados se fueron hacia el interior.
Los minerales que mayoritariamente suelen tener
están compuestos principalmente de los elementos hierro, níquel y
cobalto; sin contar los propios del agua. También aparecen en menor
cantidad el silicio, aluminio y magnesio, y aun menos otros. Por ello
son llamados del Tipo C si tienen mucho carbono, del Tipo S los de
níquel, hierro y magnesio, del Tipo M si predominan el níquel y el
hierro.
El tamaño de los asteroides, también llamados planetoides, varía desde simples guijarros hasta unos 1.000 Km de diámetro y su composición es rocosa y metálica. Se calcula que puede haber hasta unos 50.000 de tamaño detectable desde la Tierra. Se conocen prácticamente casi todos los mayores de 100 Km de diámetro; hay solo 26 que tienen más de los 200 Km de diámetro. Pero por debajo de los 100 Km, y hasta los 10 Km, solo se conocen la mitad en 1997. Por debajo de los 10 Km de diámetro puede haber cientos de miles. Giran en diversas órbitas, generalmente más o menos elípticas, la mayoría de ellos entre los 300 y 600 millones de Km de distancia del Sol, agrupados principalmente al rededor de los 420.000.000 Km de distancia del Sol relativamente. Pero algunos, según su órbita, cruzan la de la Tierra. Otros circulan por libre en órbitas solares más alejadas de tal zona.
En su deambular, los asteroides rotan como consecuencia de los impactos originales, la acción gravitatoria de los planetas cercanos a su órbita, pero también en algunos por la lenta acción de la luz y radiación solar sobre su superficie al cabo de millones de años, y a veces en cuestión de años, según la forma y características del cuerpo; puede que esta última, en algunos casos, llegue al efecto contrario, de parar los giros del asteroide. La acción de la radiación sobre los asteroides fue confirmada en 2007 con el estudio del asteroide 2000 PH5 que se observó que giraba más rápido que anteriormente por tal efecto que es denominado YORP o, a veces, de Yarkovsky.
En
total, hasta 2000 se habían identificado más de 50.000 y
clasificado con más o menos detalle más de 10.000 asteroides (otra
fuente cita el doble). Sin embargo, entonces se cree que el número
total de ellos en el Sistema Solar es al menos de 100.000; la masa de
todos ellos no supondría sin embargo un cuerpo de solo unos 1.500 Km
de diámetro. Pero las estimaciones de máximos en el Sistema Solar,
en un tamaño de más de 1 Km, llegaban a los 700.000, si bien hasta
finales del siglo XX se creía que tal cifra era de cerca de los 2
millones. En
2002 algunos astrónomos, con ayuda de la información obtenida con
el satélite ISO, se inclinaban por una estimación sobre grandes
asteroides de más del doble de los hasta entonces creídos, con
cifras entre 1.100.000 y los 1.900.000.
En 2009 el total de asteroides
identificados pasaba de los 350.000. En 2012, la mayoría de los
descubiertos fueron realizados por los estadounidenses, casi 130.000 lo
desde Socorro, unos 55.000 desde Kitt Peak, 31.000 desde Palomar, etc.,
y los observatorios o equipos principales son los del LINEAR,
Spacewatch, NEAT program, etc.
El
descubrimiento de los 4 primeros, Ceres, Pallas, Juno y Vesta, se hizo
al buscar al quinto planeta, preconizado por la Ley de Bode. El
primer asteroide hallado fue Ceres en la noche del 31 de diciembre de
1800 por G. Piazzi. Luego se encontró a otros como Pallas, Vesta,
Juno. Hacia 1985 había catalogados unos 7.000 y se clasifican
agrupados según la afinidad de su órbita. Forman pues las llamadas
familias: Troyanos, Griegos, Koronis, Apolo, Thule, Hilda, Amor,
Atenea, etc.
Los del cinturón principal se mueven entre los 2 y 4
UA y tienen subgrupos. Los más numerosos de éstos son las familias
Nisa, Vesta y Flora con más de 19.000, 15.000 y casi 14.000 objetos
respectivamente, siendo otras menores Eos, Eunomia, Coronis, Temis,
etc. Pero todos ellos no llegan la cuarta parte del conjunto del
Cinturón mismo que ronda al menos los 400.000 objetos (2018).
Los cercanos a la Tierra se sitúan lógicamente
al rededor de nuestra órbita; están incluidos los del grupo Apolo,
entre 1 y 1,017 UA de perihelio. Los del tipo Amor tienen una órbita
que les acerca también a la trayectoria de nuestro planeta, entre
1,017 y 1,3 UA. Algunos se cree que bien pudieran ser cometas que
agotaron su pérdida de gas y polvo. Por su parte, los llamados
Troyanos están cerca de Júpiter y van en dos grandes grupos
siguiendo la órbita aproximada del planeta, por delante y por detrás
en puntos de equilibrio tipo Lagrange; en total, se cree que hay allí más de 7.000. De los mismos se dijo que la
alteración de su órbita por fuerzas de gravedad en la zona donde
están los puede precipitar en rumbo de colisión sobre la órbita de
nuestro planeta. Por extensión, también se denominan “troyanos”
los satélites de similares órbitas en otros planetas, como en
Neptuno, donde abundan.
Un grupo especial que circula entre las órbitas de
Júpiter y Neptuno es denominado Centauro y se cree que en realidad la
mayoría son cometas procedentes de más allá de Neptuno, capturados en
órbitas más bajas. En tanto no se aproximan al Sol no exhiben cola
cometaria y así pueden parecer asteroides. Por otra parte, un
significativo porcentaje de estos objetos tiene anillos de escombros y
ello se cree que podría ser debido a la acción gravitatoria al paso de
los asteroides cerca de los grandes planetas, cosa que se estima que
han hecho un 10% de los centauros. En 2020 se calcula que 19 de los
centauros puede que procedan de otros sistemas estelares.
Otro tipo de clasificación es en función de su espectro o composición química y albedo. Son así del tipo C por su parecido a los meteoritos condritas; son muy oscuros y de un albedo 0,03, y suponen el 75 % de todos los asteroides. Los de tipo S suponen el 17 % de los asteroides y contienen níquel, hierro, manganeso y silicatos. Los de tipo M son casi el resto y contienen níquel y hierro. Hay otra docena de tipos, más bien raros.
Los asteroides que hay más allá de la órbita de Neptuno son de color oscuro, neutro o rojizo, debido posiblemente a su composición en materiales orgánicos, por derivación de la acción solar UV sobre carbono y nitrógeno allí existente. Este grupo de asteroides se definen formando el llamado Cinturón de Edgeworth-Kuiper y se cree que algunos satélites, como Caronte o Tritón, son asteroides capturados de este grupo.
Los
que circulan totalmente en una órbita solar por debajo de la órbita
terrestre se denominan IEO. Los hipotéticos asteroides que pudiera
haber por debajo de la órbita de Mercurio, cerca del Sol, se
denominan vulcanoides.
Un grupo de asteroides cuya clasificación ha
oscilado entre tal consideración y la de cometa, ha sido llamado activo
a partir de 2006. Pudieron haber sido en su momento cometas y hoy
muestran una leve actividad, emitiendo regularmente algo de polvo y
gas, y arrastrando incluso una tenue cola. Sin embargo, también se ha
pensado que tales emisiones podrían tener un origen electrostático,
aunque en tal caso debería haber muchos más. Son ejemplos de tales
asteroides activos el 1996N2 (también llamado 133P/Elst-Pizarro y 7968
Elst–Pizarro, por ser sus descubridores Eric Elst y Guido Pizarro),
2201 Oljato, 107P/Wilson-Harrington y Phaethon. En todo caso, la
distinción añadida entre asteroides y cometas es la de su órbita, los
primeros mayormente deambulando entre Marte y Júpiter, y los segundos
con trayectorias muy elípticas fuera del plano de la eclíptica,
procediendo en este caso muchos de más allá de Neptuno y siendo órbitas
perturbables o inestables a largo plazo.
A
partir de marzo de 1996, por iniciativa del JPL, se hicieron
observaciones con un telescopio y en los siguientes meses se captaron
unos 10.000 asteroides cercanos a la Tierra, NEO, de los que 5.700
eran totalmente nuevos y con órbita de todo tipo, algunas muy
extrañas. Dado el riesgo de algunos de ellos, que deambulan cercanos
a la órbita de la Tierra, de impactar con nuestro planeta se han
desarrollado programas de observación, como el Spacewatch
(Vigilancia espacial), el LONEOS del Observatorio Lowell, el NEAT de
la NASA, el LINEAR, el
Catalina Sky Survey, y otros, para
una clasificación y seguimiento masivo de asteroides y cometas. En
realidad, en 2001, se habían catalogado unos 400 asteroides cercanos
a la Tierra de más de 1 Km de diámetro, si bien se estimaba que la
cifra total sería entre 1.200 y 1.400. De más de 50 m se estima por
entonces que la cifra esta en torno al millón. En fecha temprana de
2.002, en total, de cualquier medida y cercanos a la Tierra se
llevaban catalogados 1.743, de ellos 587 de más de 1 Km de diámetro;
en 2007, tales cifras de asteroides cercanos a la Tierra eran de
aproximadamente 4.500, de ellos 710 de 1 Km.
En 2012 se cree que hay como potencialmente peligrosos para la Tierra
unos 4.700 asteroides de más de 100 m de diámetro, pero solo
localizados menos de la tercera parte. En 2013 se tienen ya catalogados
más de 10.000 de estos objetos NEO y en 2016 van 15.000...
En cuanto a objetos menores de 1 Km de diámetro en
concreto cercanos a la Tierra, en 2011, cuando hasta entonces se
pensaba que podría haber hasta 35.000, tras las observaciones del
ingenio WISE de la NASA, tal cifra se rebajó estadísticamente a unos
19.500. En 2013, del total catalogado de unos 10.000, son menores de 1 Km unos 9.000 (un 90%).
Estos
asteroides de paso cercano a nosotros no solo tienen interés por la
posibilidad de impacto. Los sobrevuelos pueden tener un efecto
gravitatorio sobre estos cuerpos que los puede fracturar, o cuanto
menos hacer que tengan temblores o movimientos sísmicos que
propician la emisión de material interior digno de estudio.
Un censo de la NASA actualizado a 31 de agosto de
2023 de los asteroides NEO apunta a un total de 32.412 conocidos, de
los que 14.000 (estimación sobre 10.541 conocidos) tienen 140 m o más
de diámetro. Pero hay 853 de más de 1 Km y se estima que hay otros 50
sin descubrir.
En abril de 2024 trasciende que se suman a la lista
más de 27.000 asteroides descubiertos con ayuda la IA y que fueron
pasados por alto en fotografías de antiguos telescopios.
En 2025, gracias al Observatorio Vera C. Rubin, de
Atacama, Chile, se descubrió que el Cinturón tiene lo que se denominó
un “núcleo interno”, a unas 43 UA de distancia (del Sol). Se trata de
agrupación de asteroides, quizá originada en Neptuno y desplazada desde
el mismo hace miles de millones de años sin sufrir perturbaciones. Los
objetos siguen órbitas circulares y con una misma alineación.
Los próximos pasos de asteroides cerca de la Tierra, sabidos en 2002, eran los siguientes:
|
Fecha |
Cuerpo celeste |
Km a la Tierra en el paso |
|
29.09.2004 |
Toutatis |
1.500.000 |
|
26.12.2011 |
2000YA |
1.100.000 |
|
19.11.2013 |
2001AV43 |
1.000.000 |
|
01.02.2019 |
2002NT7 |
? |
|
17.10.2023 |
1998HH49 |
1.135.000 |
|
07.08.2027 |
1999AN10 |
389.000 |
He a continuación, por orden alfabético, algunos de los más significativos, estén o no en el cinturón señalado, entre Marte y Júpiter:
1941WA |
Asteroide número 4298. Fue descubierto el 17 de noviembre de 1941 desde el observatorio barcelonés de Fabra por I. Polit. Tienen 23,9 Km de diámetro. |
1950DA |
Asteroide número 29075 descubierto el 23 de febrero de 1950 por el astrónomo Carl Wirtanen y vuelto a identificar el 31 de diciembre de 2000. Tiene 1,1 Km de diámetro. Su trayectoria cruzará posiblemente la de la Tierra el 16 de marzo de 2880 con un peligro de impacto de 1 probabilidad entre 330. Gira sobre sí muy rápido, dando 1 vuelta cada 2,1 h, pero no se desintegra porque lo compensa la fuerza de cohesión (llamada de Van der Waals) y la débil gravedad. |
|
1971 ¿? |
Asteroide número 2094. Fue descubierto por el soviético Viacheslav Pixáiev en 1971. |
|
1981WO1 |
Asteroide número 3635. Fue descubierto el 21 de noviembre de 1981 por L. Kohoutek desde el Observatorio almeriense de Calar Alto. |
|
1988TA |
Asteroide que el 29 de septiembre de 1988 pasó a 1.500.000 Km aproximadamente de la Tierra. |
|
1989FC |
Asteroide de 500 m de diámetro que en marzo de 1989 sobrevoló nuestro planeta a 700.000 Km de distancia. |
| 1989JA |
Asteroide
7335. Fue descubierto el 1 de mayo de 1989 desde el Observatorio
Palomar por Eleanor Helin. Tiene 1,8 Km de diámetro. Del tipo Apollo y
NEO, gira en una órbita de 2,628 UA de afelio, 0,913 UA de perihelio,
15,19º de inclinación y 2,36 años de período. Se aproxima a la
Tierra el 27 de mayo de 2022 y el 23 de junio de 2055, pasando en el
primer caso a unos 3,8 millones de Km de nuestro planeta con una
velocidad de 76.000 Km/h. |
|
1989ML |
Asteroide
elegido como destino de la sonda japonesa MUSES-C; también
posteriormente como posible para la Don Quijote. Gira en una
órbita de un radio mayor de 1,272445 UA, una inclinación de
4,377892º y una excentricidad de 0,13658987. Su órbita se
aproxima a la de la Tierra y tiene un diámetro de solo unos 400
m.
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1989PB |
Asteroide de 1,5 Km de longitud, formado por dos cuerpos, que en 1989 fue hallado a 4 millones de Km de la Tierra. Su período es de medio siglo. |
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1989SY13 |
Asteroide número 14856. Fue descubierto el 26 de septiembre de 1989 por J. M. Bauer y K. Birkle desde el Observatorio almeriense de Calar Alto. |
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1989UH2 |
Asteroide número 5477. |
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1991BA |
Asteroide descubierto en 1991 que tiene unos 7 m de diámetro y pasó por las cercanías de la Tierra. |
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1991VG |
Asteroide cuya órbita discurre muy cercana a la de nuestro planeta. |
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1992KD |
Asteroide hallado en 1992 que mide unos 3 Km de diámetro. |
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1993KA2 |
Asteroide que pasó a algo más de 1.000.000 Km de nuestro planeta el 17 de mayo de 1993. Su órbita, de 3,3 años de período, tiene 3º de inclinación respecto a la eclíptica. Su diámetro está en torno a unos 6 m. |
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1994ES1 |
Asteroide que pasó a solo 165.000 Km de la Tierra el 15 de marzo de 1994. Tiene unos 7 m de diámetro. |
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1994GV |
Asteroide que pasó el 12 de abril de 1994 en torno a 1.000.000 Km de nuestro planeta. |
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1994WR12 |
Asteroide que pasó el 24 de noviembre de 1994 a sólo 720.000 kilómetros de nuestro planeta. Tiene unos 140 m de diámetro. |
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1994XM1 |
Asteroide descubierto en el programa Spacewatch desde Kitt Peak el 9 de diciembre de 1994 a solo 12 horas de pasar sobre una distancia mínima de unos 105.000 Km de la Tierra (la menor conocida para este tipo de objetos). Mide solo unos 9 m de longitud. |
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1995FF |
Asteroide que pasó a 435.000 Km de la Tierra el 27 de marzo de 1995. De la Luna pasó a 195.000 Km. Tiene unos 18 m de diámetro. Si un cuerpo como este impactara contra la Tierra, la energía que desencadenaría equivale a 577 bombas como la de Hiroshima. |
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1996EN |
Asteroide de 3 Km de diámetro. Su órbita está cerca de la de la Tierra. |
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1996EO |
Asteroide de 1 Km de diámetro. Su órbita está cerca de la de la Tierra. |
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1996FQ3 |
Asteroide de 100 m de diámetro, cuya órbita discurre cerca de la de nuestro planeta. |
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1996JA1 |
Asteroide que pasó a 450.000 Km de la Tierra el 19 de mayo de 1996. Tiene unos 220 m de diámetro. |
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1997AC11 |
Asteroide del tipo Atenas de un diámetro de unos 180 m. Fue descubierto en 1997 del observatorio hawaiano del monte Halekala, Maui. Su período es de 9 meses terrestres y su órbita se cruza con la de nuestro planeta hasta 4 veces al año como máximo. |
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1997CD17 |
Asteroide de una órbita cercana a la de la Tierra, a 1.000.000 Km. Cruzó la misma el 9 de febrero de 1997. |
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1997PF |
Asteroide número 14967. Fue descubierto el 06 de agosto de 1997 por A. López y R. Pacheco desde el Observatorio de Mallorca. |
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1997PU4 |
Asteroide número 14097. Fue descubierto el 11 de agosto de 1997 por A. López y R. Pacheco desde el Observatorio de Mallorca. |
| 1997QK1 |
Asteroide
descubierto en agosto de 1997 desde el observatorio de Mauna Kea. De
clase Apolo, gira en una órbita de 4,58 UA de afelio, 0,98 UA de
perihelio, 2,89º de inclinación y un período de 4,63 años. Tiene unos
200 m de longitud y forma de cacahuete. Gira sobre sí con un período de
4,8 h. Pasó a 3.011.738 Km de la Tierra el 20 de agosto de 2025. |
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1997UA11 |
Asteroide que pasó a algo más de 1.000.000 Km de nuestro planeta el 26 de octubre de 1997. |
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1997XF11 |
Asteroide número 35396 descubierto el 6 de diciembre de 1997 desde la Universidad de Arizona, dentro del programa Spacewatch (Vigilancia espacial), aunque luego se determinó que se tenía constancia del mismo desde 1991. Su diámetro aproximado es de 1,5 Km y su excentricidad de 0,483775. Calculada su órbita, se dijo a principios de 1998 que pasaría el 26 de octubre del 2028 a 48.000 Km de la Tierra, lo cual dio lugar a pensar que era un peligro para la Tierra por el riesgo de impacto en un mínimo desvío. Sin embargo, cálculos más detallados de la NASA señalaron que el paso sería a unos 960.000 Km, más del doble de distancia que hay a la Luna, y por tanto que no existía peligro alguno. Su trayectoria orbital cruza cada 2 años la de la Tierra. |
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1998DK36 |
Asteroide de unos 40 m de diámetro, según se cree, que circula en órbita por debajo de la terrestre, más cerca del Sol, según la Universidad de Hawai que lo descubrió. |
| 1998HL1 |
Asteroide
descubierto en 1998 que es de los potencialmente peligrosos para
nosotros. De unos 550 m de diámetro, pasó a 6.210.000 Km de la Tierra
el 25 de octubre de 2019. Se espera un sobrevuelo similar, a 6.180.000
Km, para el 26 de octubre de 2140. |
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1998KL56 |
Asteroide número 12110. Fue descubierto el 25 de mayo de 1998 por M. R. Burleigh y N. P. Bannister desde el Observatorio de La Palma. |
1998KY26 |
Descubierto
el 28 de mayo de 1998 por astrónomos del equipo de Tom Gehrels de
la Universidad de Arizona
dentro del programa Spacewatch.
El
8 de junio de 1998 pasó a una distancia mínima de 810.000 Km de
nuestro planeta. Tiene
un diámetro de solo 11 m y su forma es bastante regular para ser
un asteroide. Su particularidad es que gira sobre si mismo a razón
de una vuelta cada 5 min, lo que supone ser unas 100 veces más
rápido que la mayoría de los asteroides, con lo que es el cuerpo
que gira con mayor rapidez en el Sistema Solar. Tal rapidez puede
ser debida al efecto de un choque. En 2020 se fija como segundo objetivo de la sonda japonesa Hayabusa 2. |
| 1998OR2 |
Asteroide
número 52768. Fue descubierto el 24 de julio de 1998 por el programa
NEAT. Tiene un diámetro entre 1,8 y 4 Km. Es de tipo Amor. Se mueve en una órbita de
3,74 UA de afelio por 1,016 UA de perihelio. Pasa a 6.280.000 Km de la
Tierra el 29 de abril de 2020 con una velocidad de 8,69 Km/seg. |
1998QE2 |
Asteroide
descubierto el 19 de agosto de 1998 por el equipo LINEAR. Tiene 2,7 Km
de longitud. Su período de giro es cercano a las 4 h. El 31 de mayo de
2013 pasa a 5.800.000 Km de nuestro planeta. Entonces se le descubre
que va acompañado de otro menor. |
1998WT24 |
Asteroide del tipo NEA, relativamente peligroso por su acercamiento a nuestro planeta, que pasó cerca del mismo el 16 de diciembre de 2001. Tiene su perihelio cerca de la órbita de Mercurio y su afelio en 1 UA. Su período, o año, es de 222 días terrestres. |
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1999AN10 |
Asteroide cuya trayectoria cruza cerca de la Tierra, a 389.000 Km, el 7 de agosto de 2027. Mide unos 600 m de diámetro. |
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1999CQ2 |
Asteroide que el 4 de febrero de 1999 pasó a 1.000.000 Km de nuestro planeta. |
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1999CQ9 |
Asteroide que descubierto el 10 de febrero de 1999 por el equipo LINEAR. Su órbita, cercana a la de la Tierra, tiene 9.000.000 Km más de distancia al Sol, y su período es de 1,09 años. Tiene en torno a los 40 m de diámetro y se cree que es un trozo arrancado de la Luna por algún impacto. |
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1999JM8 |
Asteroide descubierto en 1990 por Eleanor Helene desde Monte Palomar y el que resulta muy parecido al Toutatis. El mismo pasó en agosto de 1999 a 8,5 millones de Km de la Tierra y fue examinado por radar desde Arecibo y Goldstone. Gira con lentitud, tiene cráteres de impacto de hasta 1 Km de diámetro. |
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1999KW4 |
Asteroide
doble que el 25 de mayo de 2001 pasó a unos 2 millones de Km de nuestro
planeta, estando su órbita entre la nuestra (1,08 UA de afelio) y la de
Mercurio (0,2 UA de perihelio) con un período de 188 días; la
inclinación orbital es de 38,9º respecto a la eclíptica. El mayor de
los dos tiene 1.200 m de diámetro y el otro, de forma irregular, unos
400 m o menos. El menor gira sobre el mayor con un período de 16 h,
mediando entre ambos unos 2.600 m. Podrían ser el núcleo roto de un
antiguo cometa capturado y ya sin gases. Fue fotografiado por el
telescopio VLT el 25 de mayo de 2019 a su paso cerca de la Tierra, a
unos 5.200.000 Km de distancia, yendo a 70.000 Km/h de velocidad. |
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2000DP107 |
Asteroide que son en realidad dos, uno de unos 800 m de diámetro y otro de unos 300 m, que van girando con un período de 1,755 días sobre un centro de gravedad común distanciados entre sí en unos 2,6 Km. Su órbita es cercana a la nuestra y su densidad se estimó en 1,7. |
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2000EC98 |
Asteroide 60558, descubierto el 3 de marzo de tal 2000 por el Telescopio Spacewatch. Su órbita sigue un período de 35 años y tiene un perihelio de 10,76 UA. Según parece, a fines de 2005 tuvo una explosión que sorprendió a los astrónomos. Fue clasificado como asteroide de tipo Centauro. |
| 2000EM26 | Asteroide
descubierto el 5 de marzo de 2000. Tiene unos 270 m de diámetro máximo
y su órbita está en las 1,2 UA de afelio y 0,433 UA de perihelio con
3,871º de inclinación. Sobrevuela la Tierra el 18 de febrero de 2014 a
solo 3,2 millones de Km con unos 43.000 Km/h de velocidad. |
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2000GD2 |
Asteroide descubierto en 2000, y el que sobrevoló nuestro planeta a 18.000.000 Km de distancia. Tiene un diámetro entre 890 y 400 Km. |
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2000PH5 |
Asteroide número 54509, de un diámetro de entre 80 y 190 m tan solo. Gira sobre sí con un período bastante rápido, de 12,1732 min. Se le supone muy denso. Orbita cerca de la trayectoria de nuestro planeta. El 26 de julio de 2003 pasó a 1.700.000 Km del mismo. Con el mismo se comprobó el efecto YORP. |
| 2000SY178 | Asteroide número 62412. Fue
descubierto el 28 de septiembre de 2000 por el equipo LINEAR. Tiene un
órbita en el Cinturón de Asteroides y su media está en 2,9 UA. Su
período es de 5,6 años. Arrastra una tenue cola como la de un cometa,
de modo que es un asteroide activo y es del tipo o familia Higia. |
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2000YA |
Asteroide descubierto el 16 de diciembre de 2000, de algo más de 50 m de diámetro que el 22 de diciembre de 2000 sobrevoló la Tierra a algo más de 700.000 Km de distancia con una velocidad de 32 Km/seg. Paso previsto para el 26 de diciembre de 2011 a 1.100.000 Km de la Tierra. |
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2001AV43 |
Paso previsto para el 19 de noviembre de 2013 a 1.000.000 Km de nuestro planeta. |
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2001EC16 |
Asteroide de 150 m de diámetro que rota sobre sí mismo dando una vuelta cada 200 horas y que pasó a unos 3.000.000 de Km de nuestro planeta al tiempo de su hallazgo. |
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2001ED16 |
Descubierto por el valenciano Josep Juliá Gómez el 15 de marzo de 2001. Tiene unos 6 Km de diámetro y su órbita pasa a unos 170.000.000 Km de la de la Tierra. |
| 2001FO32 |
Asteroide
descubierto el 21 de marzo de 2001 por el equipo LINEAR. Su órbita
tiene un afelio de 3,1 UA, un perihelio de 0,298 UA, 810 días de
período y 38,98º de inclinación. Mide 550 m de diámetro. El 21 de marzo
de 2021 pasa a unos 2.000.000 Km de nuestro planeta a a 124.000 Km/h de
velocidad relativa. Su próximo paso cerca de la Tierra es en 2052 a 2,8
millones de Km. |
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2001SN263 |
Conjunto
de 3 asteroides excepcionales que giran en órbita sobre ellos
mismos. El principal tiene unos 2 Km de diámetro y es de forma
esférica, mientras el siguiente en tamaño es aproximadamente la
mitad y el tercero de un diámetro de unos 300 m.
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| 2001YB5 |
Descubierto en diciembre de 2001 en el californiano Monte Palomar, su diámetro tiene 460 m como máximo y su órbita es muy elíptica, de un período de 1.321 días. El 7 de enero de 2002 pasó a solo 830.000 Km de la Tierra. Clasificado como de tipo Apolo. |
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2002AA29 |
Asteroide descubierto el 9 de enero de 2002 por el equipo LINEAR. Recorre la misma órbita solar de la Tierra, acercándose como mucho a algo menos de los 5.000.000 Km y retrayéndose en el recorrido, describiendo círculos sin cerrar uno completo; es decir, gira trazando un muelle sobre la órbita de nuestro planeta, algo muy peculiar. Tiene solo 60 m de diámetro. Quizá podría en algún futuro ser capturado en una órbita sobre nuestro planeta y convertirse en una segunda y diminuta luna. El 8 de enero de 2003 se acercó a 5.900.000 Km de nuestro planeta. |
| 2002AJ129 |
Asteroide
descubierto el 15 de enero de 2002 desde Haleakala, Hawai, por un
programa de la NASA. Mide en torno a unos 800 o 900 m de diámetro
medio. Tiene su perihelio en solo unos 18.000.000 Km del Sol. Pasa a 34
Km/seg de velocidad a unos 4.200.000 Km de la Tierra el 4 de febrero de
2018. |
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2002AT4 |
Asteroide
fijado como posible objetivo de la misión Don Quijote. Tiene unos
350 m de diámetro medio.
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| 2002MN | Asteroide descubierto el 17 de junio de 2002. Pasó el día 14 anterior a solo 119.229 Km de la Tierra, surcando el espacio a 10,58 Km/seg de velocidad respecto a la misma. Mide entorno a los 120 m (o la mitad según otra fuente) de diámetro máximo. |
| 2002NT7 | Asteroide descubierto el 5 de julio de 2002 por el equipo LINEAR de New Mexico (MIT). Sigue una órbita de 837 días de período y es de unos 2 Km de diámetro. Unos primeros cálculos de su trayectoria alarmaron con que el 1 de febrero de 2019 al cruzar la órbita de la Tierra, se hallaba con cierto riesgo de colisión con la misma por lo que fue calificado como uno de los más peligrosos para el planeta de todos los conocidos hasta entonces. Más tarde se dijo que no, pero se dudó del riesgo para su pasó en 2060. |
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2002NY40 |
Asteroide
descubierto el 14 de julio de 2002 por el equipo LINEAR desde New
México. El 18 de agosto siguiente pasó a 527.000 Km de la Tierra
con una velocidad de 18 Km/seg. Al tiempo de tal sobrevuelo, el
telescopio portorriqueño de Arecibo fue dirigido para sondear por
radio la forma de este cuerpo celeste. Su diámetro se estimó en
un máximo de 400 m. En el otoño de 2007 se informaba que es una
fuente de meteoritos que caen sobre la Tierra cuando la
sobrevuela.
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| 2002PZ39 |
Asteroide
descubierto el 10 de agosto de 2002 por el equipo LINEAR. Mide unos 500
m de diámetro y está en una órbita de 2,273 UA de afelio por 0,666 UA
de perihelio, por lo que se cruza con la órbita de la Tierra y es por
ello potencialmente peligroso. Gira sobre sí con un período de 6,2
días. A mediados de febrero de 2020 pasa a 5,7 millones de Km de
nuestro planeta. |
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2002XV90 |
Asteroide del tipo Apolo de un tamaño entre 25 y 60 m que pasó el 1 de diciembre de 2002 a solo 120.000 Km de nuestro planeta. Fue descubierto ya en alejamiento tras tal sobrevuelo. |
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2003CP7 |
Asteroide
descubierto por el equipo LINEAR el 1 de febrero de 2003.
Posteriormente, el 10 de marzo siguiente desde Monte Palomar el
NEAT lo identificó como cometa por tener una pequeña cola. Tiene
su órbita entre la de Júpiter y el cinturón de asteroides con
3,017 UA; su período es de 8,05 años y la excentricidad de
0,249.
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2003EE16 |
Asteroide descubierto en 2003. Tiene 360 m de diámetro. Su órbita se acerca a la de la Tierra (en enero de 2008) por lo que es objeto de especial atención. |
| 2003SD220 |
Asteroide
número 163899. Fue descubierto el 29 de septiembre de 2003, y mide 2,4
Km por 800 m. Su velocidad orbital es de 8 Km/seg, siendo su apogeo de
en torno a 1 UA y el perigeo de 0,654 UA. Gira sobre sí con un período
de unos 12 días. El 24 de diciembre de 2015 pasa a unos 11.000.000 Km
de la Tierra. Los siguientes sobrevuelos de nuestro planeta son el 22
de diciembre de 2018, a unos 2,9 millones de Km, y en 2021. |
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2003SQ222 |
Asteroide de unos 4 o 5 m de diámetro y unos 10 años de período. El 27 de septiembre de 2003 pasó a solo 88.000 Km de nuestro planeta. Fue detectado 11 horas después de pasar a tal mínima distancia desde la Universidad del Norte de Arizona. |
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2003YN107 |
Asteroide descubierto en 2003 que gira en una órbita solar muy cercana a la nuestra, deambulando en nuestro entorno durante 2 años entre 2004 y 2005, en un recorrido parecido al del objeto 2002AA29. |
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2004AS1 |
Asteroide que el 14 de enero de 2004 pasó a 12.000.000 Km de nuestro planeta. Mide unos 500 m de diámetro. |
| 2004BL86 |
Asteroide
número 357.439. Fue descubierto el 30 de enero de 2004 por el equipo
LINEAR. Mide unos 325 m de ancho. Está en una órbita de 2,108 UA de
afelio, 0,8967 UA de perihelio, 23,74º de inclinación respecto a la
eclíptica y 1,84 años de período. El 26 de enero de 2015 pasa a unos
1.200.000 Km de la Tierra. El siguiente paso por las cercanías de
nuestro planeta se cree que será dentro de más de 200 años. En tal
sobrevuela de enero de 2015 se ha podido advertir que circula
acompañado de un pequeño satélite de unos 70 m de anchura. |
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2004ER21 |
Asteroide
descubierto en 2004, que tiene en torno a los 65 Km de diámetro y
que sobrevoló nuestra Tierra a 7.500.000 Km.
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| 2004EW95 |
Asteroide
descubierto el 14 de marzo de 2004 por el Observatorio de Kitt Peak.
Tiene unos 291 Km de diámetro. Gira en una órbita de 52,59 UA de
afelio, 26,975 UA de perihelio, y 250,93 años de período; está pues en
el Cinturón de Kuiper. Por su alto contenido en carbono se cree que
puede haber estado antes en el interior del Sistema Solar, y es el
primero de tal carácter hallado en el citado Cinturón. |
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2004FH |
Asteroide
descubierto por el equipo LINEAR de la NASA el 15 de marzo de
2004. Tiene unos 30 m de diámetro. Pasó a solo 43.000 Km sobre
el Atlántico Sur en el día 20 siguiente a su descubrimiento,
siendo el cuerpo natural conocido que más cerca sobrevoló la
Tierra hasta entonces. Su velocidad era de 8.000 m/seg y la
influencia gravitatoria de nuestro planeta torció su trayectoria
(su órbita solar) en 15º. Vuelve acercarse a la Tierra en 2.044,
pero pasando ya a 1.400.000 Km.
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2004JG6 |
Asteroide descubierto el 10 de mayo de 2004 por Brian Skiff, del equipo LONEOS que tiene la órbita más cercana al Sol de las conocidas para uno de estos cuerpos; solo el planeta Mercurio rota más cerca y se acerca hasta 3.200.000 Km del mismo. Gira así entre la Tierra y Venus con una velocidad orbital media de 30 Km/seg y su período es de 6 meses. Puede pasar, como distancia más cercana, a 5.100.000 Km de nuestro planeta. Mide en torno a los 0,7 Km de diámetro medio. |
2004XP14 |
Asteroide descubierto el 10 de diciembre de 2004 y que pasó a 432.308 Km de la Tierra. Tiene un diámetro entre los 450 y 900 Km aproximadamente. |
| 2005QN137 |
Asteroide
descubierto el 7 de julio de 2021 por el observatorio ATLAS. Se muestra
activo como un cometa, el 8º del Cinturón de Asteroides. Tiene 3,2 Km
de diámetro y exhibe una cola que, en junio de 2021, es de 720.000 Km
de larga y 1.400 Km de anchura. Quizá sea un cometa atrapado en el
citado Cinturón. |
2005TK50 |
Asteroide descubierto el 9 de octubre de 2005 por el valenciano Joseph Juliá Gómez Donet. Pasó a 123.000 Km de nuestro planeta, tiene unos 10 m de diámetro y es del tipo Apolo. Su órbita es de un período de 2,5 años. |
| 2005WK4 |
Asteroide descubierto el 27 de noviembre de 2005. Tiene un
diámetro entre 200 y 300 m. Su período es de 1 año y 3 días. Gira sobre
sí dando una vuelta cada 2,71 h. Pasó a 3,1 millones de Km de la Tierra
el 8 de agosto de 2013, siendo entonces estudiado con radar, utilizando
la antena de Goldstone.
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2005YU55 |
Asteroide
descubierto el 28 de diciembre de 2005 por Robert S. McMillan. Tiene
unos 400 m de diámetro. Pasa a solo 324.600 Km de nuestro planeta el 8
de noviembre de 2011. |
| 2006RH120 |
Asteroide
descubierto el 16 de septiembre de 2006 por el Catalina Sky Survey.
Recibió como denominación provisional el nombre de 6R10DB9 porque fue
confundido con restos espaciales en órbita solar de 11 meses de
período; una posibilidad es que fuera el módulo de ascenso del LEM de
Apollo 10 (1969) pues su tamaño es de unos 3 m de diámetro. Pero tras
estudiarlo, en febrero de 2008 fue calificado como asteroide cercano a
la Tierra, aunque sigue habiendo dudas. Se llegó a acercar a nuestro
planeta a sólo 275.000 Km. Se ha de acercar de nuevo en agosto de 2028. |
| 2006QV89 |
Asteroide
descubierto el 29 de agosto de 2006 por el Catalina Sky Survey. Tiene
menos de 50 m de diámetro y gira en una órbita de 1,28 UA de afelio,
0,9245 UA de perihelio, una inclinación de 1,0714° y 1,3 años de
período. Del tipo Apolo, pasa a 7,5 millones de Km de la Tierra el 9 de
septiembre de 2019. |
2006VW139 |
Asteroide número 300163. Fue descubierto el 15 de noviembre de 2006 por la Spacewatch. Es binario al haberse roto hace unos 5.000 años, estando sus dos trozos separados por unos 104 Km en la actualidad que giran entre ellos con un período de 135 días. Rota en una órbita de un afelio de 3,6619 UA y un perihelio de 2,4358 UA, siendo su período de 5,32 años. El diámetro de los trozos se calcula en 1,8 Km. |
2006WH1 |
Asteroide descubierto el 18 de noviembre de 2006 desde el Observatorio granadino de La Sagra (España). Pasó el 27 de diciembre de tal 2006 a unos 5.000.000 Km de la Tierra y tiene unos 300 m de diámetro, siendo considerado así peligroso por las posibilidades de impacto con la misma. |
2007TU24 |
Asteroide
descubierto el 11 de
octubre de 2007 por el Catalina Sky Survey. El 28 de enero de 2008
sobrevoló nuestro planeta a 538.000 Km de distancia del mismo,
siendo entonces objeto de intenso seguimiento astronómico. De
forma irregular, se estimó que medía entre los 150 y los 610 m,
con una media de 250 m. Fue observado unos días antes de tal
aproximación con radar desde Goldstone, del JPL de la NASA, y el
radiotelescopio de Arecibo. Vuelve a pasar cerca de la Tierra el 13 de octubre de 2024. |
2007WD5 |
Asteroide
descubierto el 20 de noviembre de 2007, de unos 50 m de diámetro,
que el 30 de enero de 2008 pasa a unos 50.000 Km tan solo del
planeta Marte.
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| 2008AG33 |
Asteroide
descubierto el 27 de septiembre de 2003 por el Lemmon Survey. Es de
tipo Apollo y mide entre 780 y 350 m de diámetro. Pasó a 3.218.688 Km
de nuestro planeta el 28 de abril de 2022, cruzando a una velocidad de
10,39 Km/seg. En los siguientes sobrevuelos ha de pasar en 2029 y 2045
a unos 72,4 millones de Km de la Tierra. |
| 2008DG5 |
Asteroide
424482, fue descubierto en 2008 por el Catalina Sky Survey. Su diámetro
está entre los 700 y los 320 m. Pasó a 3,49 millones de Km de la Tierra
el 5 de junio de 2025. |
2008FW61 |
Asteroide descubierto el 31 de marzo de 2008 por José Antonio de los Ríos y Sensi Pastor desde La Murta, Murcia. Tiene unos 5 Km de diámetro y su órbita está en el Cinturón de Asteroides. |
2008HJ |
Asteroide
descubierto en 2008 por el astrónomo aficionado británico
Richard Miles. En tal momento ostenta el récord de rotación más
rápida de un asteroide con 1 vuelta cada 42,7 segundos. Tiene una
masa de unas 5.000 Tm y un tamaño de tan solo 24 m por 12 m de
diámetro. Pasó a más de 1.000.000 Km aproximadamente de la
Tierra en abril de 2008.
|
2008LC18 |
Asteroide de tipo troyano que está en órbita en un punto Lagrange L5 en el planeta Neptuno, en la órbita del mismo 60º por detrás. Su diámetro se ha estimado en unos 100 Km. |
| 2008OS7 |
Asteroide descubierto el 30 de
julio de 2008 por el Catalina Sky Survey. De tipo NEO, tiene unos 200 m
de diámetro máximo, un período orbital de 2,6 años, cruzando las
órbitas de Venus y Marte. Su período de rotación propia es de 29,5 h.
El 2 de febrero de 2024 pasó a una distancia aproximada de 2,9 millones
de Km de la Tierra. |
2008SE85 | Asteroide
descubierto en septiembre de 2008. En octubre siguiente se le perdió la
pista y volvió a reaparecer en 2012. Considerado por su órbita entre
los potencialmente peligrosos, tiene unos 500 m de diámetro
aproximadamente. |
2008TC3 |
Asteroide
descubierto el 6 de octubre de 2008 desde el Observatorio Mount Lemmon
de la Universidad de Arizona. Tenía solo unos 4 o 5 m de diámetro y
unas 80 Tm de masa. Se precipitó sobre la alta atmósfera de nuestro
planeta a las 02 h 45 min GMT del 7 de octubre de 2008 (a tan solo las
20 horas de su hallazgo), destruyéndose sobre el Sudán, estallando a
unos 37 Km de altura. Su final fue seguido por los astrónomos y el
satélite meteorológico METEOSAT 8. Es la vez primera que se hace
seguimiento de un pequeño asteroide desde antes de su entrada en la
atmósfera terrestre. Se recuperaron 47 fragmentos de este objeto, de
tamaños entre 1 y 10 cm, sumando en total 4,5 Kg, y contienen el
mineral ureilita conteniendo microdiamantes.
|
2009BD41 |
Asteroide descubierto por Robert Holmes a principios de 2009. Tiene unos 340 m de diámetro. El 27 de febrero de 2009 pasó a 7.000.000 Km de nuestro planeta. |
2009DD45 |
Asteroide descubierto por Robert McNaught en febrero de 2009. El 2 de marzo de 2009 pasó a solo 60.000 Km de nuestro planeta, sobre la vertical del sureste del Pacífico. Su tamaño se estimó en torno a los 35 m. |
2009DS36 |
Asteroide descubierto el 25 de febrero de 2009 por Felix Hormuth desde Calar Alto, Almería. Tiene unos 15 m de diámetro y una órbita cercana a la de nuestro planeta. Al momento de su hallazgo estaba a 7.000.000 Km de la Tierra. |
| 2009JF1 |
Asteroide
descubierto el 4 de mayo de 2009 desde el Mount Lemmon Survey. Mide
entre 10 y 23 m. De tipo Apollo, tiene una órbita que se cruza con la
de nuestro planeta con 3,29 UA de afelio, 0,495 UA de perihelio y 6,15º
de inclinación. Su período es de 2,6 años. Se acerca a nuestro planeta
en mayo de 2022, pasando a varios millones de Km. |
2009ST19 |
Asteroide
descubierto el 16 de septiembre de 2009 por el español Joseph
María Bosch. Tiene un diámetro de 1 Km y un período orbital de
3,6 años. Pasó a solo unos 600.000 Km de la Tierra en el mismo
mes de septiembre de 2009 y el paso siguiente por nuestras
cercanías se fijó para 2038.
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2009UX15 |
Asteroide descubierto el 17 de octubre de 2009 por Juan Lacruz desde La Cañada, Ávila. Es del tipo troyano de Júpiter. |
2010AB78 |
Asteroide descubierto el 12 de enero de 2010 por el satélite WISE de la NASA, primero no conocido hallado por tal ingenio. |
2010AL30 |
Asteroide descubierto el 10 de enero de 2010. Tiene en torno a los 15 m de diámetro. Pasó el 13 de enero de tal 2010 a solo 128.000 Km de nuestro planeta. |
2010GA6 |
Asteroide descubierto en 2010 por la Universidad de Tucson en Arizona. Tiene unos 22 m de diámetro. Pasó a las 01 h 06 m, hora española, el 8 de abril del mismo 2010 a solo 359.000 Km de nuestro planeta, por debajo de la órbita de la Luna. |
2010RF12 |
Asteroide descubierto el 5 de septiembre de 2010 que pasó el día 8 siguiente a solo 78.000 Km de nuestro planeta. Su tamaño se estimó entre los 6 y los 14 m. |
2010RX30 |
Asteroide descubierto el 5 de septiembre de 2010 que pasó el día 8 siguiente a solo 247.838 Km de nuestro planeta. Su tamaño se estimó entre los 9 y los 19 m. |
2010SO16 |
Asteroide
descubierto en 2010 por el ingenio espacial WISE. Su órbita, casi
circular, tiene un período de 175 años siguiendo una trayectoria
cercana a la de nuestro planeta. |
2010TK7 |
Asteroide
descubierto en 2010 por el ingenio espacial WISE en una órbita que
acompaña a la de nuestro planeta, de modo que se convierte en un
troyano de la Tierra, el primero conocido. Situado en un punto de
equilibrio Lagrange (L4), a unos 80.000.000 Km por delante de nosotros, pero
con un movimiento que le puede acercar hasta 24.000.000 Km en los
próximos cien años. Tiene unos 300 m de diámetro. |
2010WC9 | Asteroide
descubierto el 30 de noviembre de 2010 por el Catalina Sky Survey de
Arizona. Entre el 10 de diciembre siguiente, 2010, y el 8 de mayo de
2018 se le perdió la pista, reapareciendo en esta última fecha. Tiene
un diámetro entre los 130 y 60 m, y es del tipo Apollo. El 15 de mayo
de 2018 sobrevuela nuestro planeta a una altura de 203.453 Km con una
velocidad de 46.116 Km/h. |
| 2011AG5 |
Asteroide
descubierto el 8 de enero de 2011 por el equipo del Catalina Sky
Survey. Tiene unos 500 m de largo, unos 150 m de ancho, y circula en
una órbita de 0,8718 UA de perihelio por 1,989 UA de afelio, con un
período de 1,7 años (o 621 días). Es muy oscuro y su rotación propia
tiene un período de 9 h. De tipo NEO, sobrevoló la Tierra el 3 de
febrero de 2023, a unos 1.800.000 Km, y más cerca aun (1,1 millones de
Km) lo ha de hacer el 5 de febrero de 2040. |
2011GP59 |
Asteroide descubierto el 8 de abril de 2011 por el Observatorio Astronómico de Mallorca. Tiene unos 60 m de longitud y su órbita está entre la nuestra y la del planeta Venus. Tiene un período de rotación propia muy rápido, de solo 7,3 min. Posiblemente su composición principal sea de hierro y níquel. Pasó cerca de nuestro planeta el 15 de abril de 2011. |
| 2011MD |
Asteroide
descubierto el 22 de junio de 2011 por el equipo LINEAR. Tiene un
afelio de 1,095 UA, un perihelio de 1,017 UA, una inclinación orbital
de 2,445º y un período de 395,5 días. Tiene pequeñas dimensiones, de
entre 7 y 15 m. El 27 de junio del citado 2011 pasó a solo 12.000 Km de
altura sobre la superficie terrestre. Se cree que está formado por una
masa de piedras más o menos apelmazadas. |
| 2011QF99 | Asteroide
descubierto en 2011 desde Hawai. Tiene unos 60 Km de anchura. Del tipo
troyano, gira en la misma órbita de Urano, en uno de sus puntos
Lagrange; es el primero de tal tipo hallado en el citado planeta y se
cree que ha de permanecer en tal posición durante cerca de un millón de
años. |
| 2011SF108 |
Asteroide
descubierto a finales de septiembre de 2011 por astrónomos aficionados
y la ESA. Tiene una órbita cercana a la de la Tierra. |
| 2011UL21 |
Asteroide
número 415.029. Fue descubierto el 17 de octubre de 2011 por el
Observatorio Catalina Sky Srvy. Tiene un afelio de 3,5 UA, un perihelio
de 0,74 UA y una inclinación de 34,8º. Cada 34 años terrestres da 11
vueltas en su órbita solar. Tiene 2.310 m de diámetro. El 27 de junio
de 2024 pasa a 6,5 millones de Km de la Tierra. Tiene un satélite
descubierto en este sobrevuelo que gira sobre unos 3 Km del asteroide. |
| 2012BX34 |
Asteroide
descubierto en enero de 2012 que el 27 del mismo enero de 2012 pasó a
las 15 h 30 m GMT a solo 59.044 Km de la Tierra, siendo así uno de los
que más se ha acercado a la misma. Tiene un diámetro de unos 11 m. Su
órbita tiene un período de 242.91 días, con un perihelio de 0,49 UA y
un afelio de 1,0336 UA. |
| 2012DA14 |
Asteroide
descubierto el 22 de febrero de 2012 desde el Observatorio de La Sagra
en Granada. Del tipo Apollo, tiene 40 m de largo por 12 de ancho y su
órbita un período de 366,24 días; su masa se estima en unas 130.000 Tm.
Rota sobre sí con un período de unas 9 h. Pasa cerca de la Tierra el 15 de febrero de 2013 a las 19 h 25 m GMT, a
27.860 Km de altitud sobre la vertical de Sumatra, Indonesia, con una
velocidad de 28.100 Km/h; alcanzó una magnitud +7,4. Vuelve a pasar cerca de nuestro planeta el 15 de febrero de 2046. |
| 2012TC4 | Asteroide
descubierto el 05 de octubre de 2012 desde Hawai por el telescopio
Pan-STARRS. Tiene solo entre 8 y 15 m de anchura. Pasa cerca de la
Tierra, a 43.780 Km, a las 15 h 42 m GMT del 12 de octubre de 2017,
sobre la vertical de la Antártida; se fija por ello como objetivo de
especial seguimiento por los astrónomos. El mismo gira sobre sí con un
período de 12 min y tiene además un movimiento de tambaleo. |
| 2013LR6 |
Asteroide
descubierto el 6 de junio de 2013 por el Catalina Sky Survey. Tiene
unos 10 m de diámetro. Sobrevoló la Tierra, en concreto la zona marina
de Australia, a una distancia de unos 105.000 Km el 8 de junio de 2013.
|
| 2013LX28 |
Asteroide descubierto el 12 de
junio de 2013 por el Pan-STARRS. Del grupo Apolo y cercano a la órbita
de la Tierra, tiene unos 200 m de diámetro medio. Gira en órbita de
1,45437 UA de afelio por 0,54886 UA de perihelio y 366,14 días de
período. |
| 2013MZ5 |
Asteroide descubierto por el
telescopio Pan-STARRS-1 en Maui, Hawai. Mide unos 300 m de longitud. Su
órbita pasa cerca de la de la Tierra. |
| 2013P5 |
Asteroide
descubierto en agosto de 2013 por el equipo Pan-STARRS de Hawai. El
P/2013 P5 se encuentra en el Cinturón de Asteroides. Su núcleo tiene unos 400 m de diámetro. Tiene la
particularidad de contar con 6 colas de polvo que registran variación
cíclica de 13 días quizá debido a su rotación; parece un cometa y este
fenómeno se cree que se inició al menos 5 meses atrás. En todo caso se
cree que se está rompiendo. Fue observado por el telescopio espacial
Hubble. |
| 2013R3 |
Ver cometa Catalina-Pan-STARRS P/2013 R3. |
| 2013TV135 |
Asteroide
descubierto el 8 de octubre de 2013 desde el Observatorio ucraniano de
Crimea. El día 16 de septiembre anterior (es decir, tres semanas antes
de su hallazgo), pasó a 6.700.000 Km de la Tierra sin que fuera
detectado. Tiene unos 400 m de diámetro medio y un período de casi 4
años. Su afelio está por debajo de la órbita de Júpiter y su perihelio
cerca de la órbita de la Tierra. |
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2013UP8 |
Asteroide descubierto el
25 de octubre de 2013 por el observatorio Pan-STARRS de Hawai. Tiene
unos 2 Km de diámetro. Su órbita tiene un período de 4,1 años y se
acerca a 5.500.000 Km de la de nuestro planeta, lo que lo califica de
potencialmente peligroso. |
| 2013TX68 |
Asteroide
descubierto el 6 de octubre de 2013 por el Catalina Sky Survey. Tiene
unos 30 m de diámetro. En 2014 pasó a unos 2.000.000 Km de la Tierra y
vuelve a pasar cerca de nuestro planeta el 7 de marzo de 2016 (a
4.090.000 Km, a las 14 h 42 m hora española), y el 27 de septiembre de
2017; también lo hará en 2046 y 2097. |
| 2014DX110 |
Asteroide
descubierto el 28 de febrero de 2014 por el equipo Pan-STARRS. Tiene
unos 30 m de diámetro medio. Del tipo Apolo, tiene su afelio en las
3,57 UA y su perihelio en las 0,827 UA (por debajo de la órbita
terrestre), siendo su período de 3,26 años. Pasó cerca de nuestro
planeta, a 350.000 Km, el 5 de marzo de 2014. |
| 2014HQ124 |
Asteroide
descubierto el 23 de abril de 2014 por el satélite americano WISE en el
IR. Tiene una longitud máxima de 325 m. Gira en una órbita de 286,75
días de período, no lejos de la nuestra planeta con un afelio de 1,072
UA y un perihelio de 0,6297 UA, siendo de 26,33º la inclinación. Pasó
cerca de la Tierra, a solo 1.270.000 Km, el 8 de junio de 2014 por lo
que entra dentro de la categoría de los potencialmente peligrosos por
el riesgo de impacto futuro. |
| 2014JO25 |
Asteroide
descubierto en mayo de 2014 desde el Mount Lemmon Survey (Catalina Sky
Survey) Tucson, Arizona. Mide unos 650 m de diámetro. Gira sobre sí con
un período de unas 5 h. El 19 de abril de 2017 pasa a menos de
1.800.000 Km de la Tierra a 43.000 Km/h de velocidad. La NASA
obtiene entonces imágenes del mismo por radar (con la antena de 70 m de
Goldstone y con la de Arecibo) con una resolución mejor de 7,5 m/píxel;
la forma que muestra es irregular, como un cacahuete. No volverá a
pasar tan cerca de a Tierra en unos 5 siglos. |
| 2014LU14 |
Asteroide descubierto el
2 de junio de 2014 por el aficionado rumano Lucian Hudin dentro del
programa EURONEAR. Tiene una órbita cercana a la de nuestro planeta. |
| 2014NL52 |
Asteroide descubierto el
10 de julio de 2014 por el aficionado rumano Lucian Hudin dentro del
programa EURONEAR. Tiene una órbita cercana a la de nuestro planeta.
Gira sobre sí muy rápido, a razón de una vuelta cada 4 min. |
| 2014OL339 |
Asteroide
descubierto el 29 de julio de 2014 por EURONEAR. Tiene unos 100 m de
diámetro. Es del tipo Atón y su órbita de mueve temporalmente con la de
nuestro planeta, lo que ha sido calificado como una casi-luna
terrestre; no tiene pues una órbita estable y a su descubrimiento está
en un período de acompañamiento de la Tierra que va desde el año 1242
hasta el 2180 (aproximadamente). Su afelio es de 1,4598 UA, su
perihelio de 0,538978 UA y su período de 364,923 días. |
| 2014RC | Asteroide descubierto el
31 de agosto de 2014 por el Catalina Sky Survey, de la Universidad de
Arizona en Tucson. Tiene unos 12 m de diámetro y gira sobre sí muy rápido. Pasó a solo unos 33.550
Km de nuestro planeta, sobre la vertical de Nueva Zelanda, a las 18 h
01 m GMT del 7 de septiembre de 2014. |
| 2014SG143 |
Asteroide descubierto el
18 de septiembre de 2014 por el aficionado rumano Lucian Hudin dentro
del programa EURONEAR. Tiene una órbita cercana a la de nuestro
planeta. Tiene una longitud de 1 Km. |
| 2014VP |
Asteroide descubierto el
4 de noviembre de 2014 por los aficionados rumanos Lucian Hudin y Radu
Cornea dentro del programa EURONEAR. Tiene una órbita cercana a la de
nuestro planeta. |
| 2015TB145 | Asteroide
descubierto el 10 de octubre de 2015 desde Hawai por el Pan-STARRS-1.
Mide entre 270 m y 590 m de diámetro y su período de rotación es de
unas 5 h. Su período orbital es de 3,04 años. Pasa hacia
las 17 h GMT del 31 de octubre del mismo año (solo 21 días más tarde de
su hallazgo) a unos 486.000 Km de la Tierra, sobrevolándola a 35 Km/seg
de velocidad relativa. Su estudio parece indicar que se trata de un
cometa inactivo que habría perdido todos los elementos volátiles en
anteriores pasos por el perihelio. Fue llamado el cometa de Halloween
por el día de su aproximación a la Tierra y curiosamente, en las
imágenes obtenidas, parece tener forma de calavera. El sobrevuelo
siguiente del cometa sobre la Tierra es el 11 de noviembre de 2018 a
unos 38.000.000 Km. |
| 2015TC25 |
Asteroide
descubierto el 13 de octubre de 2015 por la Catalina Sky Survey. Pasó
por entonces cerca de la Tierra, a solo 128.000 Km, siendo muy
brillante (refleja el 60% de la luz). Solo mide 2 m, por lo que se
considera el asteroide más pequeño conocido (2016). |
| 2016HO3 |
Asteroide
descubierto a finales de abril de 2016 por el PanSTARRS 1, desde Hawai.
Sigue una órbita cercana a la de la Tierra desde hace unos 100 años,
girando además sobre la misma desde hace siglos a una distancia de
cerca de los 40 millones de Km. Tiene un diámetro que ha sido cifrado
entre los 100 m y los 40 m. Tiene un período de rotación propia de 28 min. |
| 2016J1 |
El
asteroide P/2016J1 descubierto en 2016 en el Cinturón de Asteroides y
el que se rompió hacia 2010 por lo cual se considera que es el
asteroide doble más joven del Sistema Solar. Exhiben ahora los dos
trozos colas de polvo a modo de cometas durante los períodos de máxima
aproximación al Sol, en un tiempo de entre 6 y 9 meses. Su período
orbital es de 5,65 años. |
| 2016NF23 |
Asteroide
descubierto el 9 de julio de 2016. Su diámetro es de unos 120 m de
media. Su órbita tiene un periodo de 776 días. El 29 de agosto de 2018
pasa a casi 5.000.000 Km de la Tierra, a la que sobrevuela con unos
32.000 Km/h de velocidad. |
| 2016QA2 |
Asteroide
descubierto en 2016 que pasó el 28 de agosto de tal año a unos 100.000
Km de la Tierra. Tiene un diámetro de entre 24 y 55 m. |
| 2016RB1 |
Asteroide
descubierto el 5 de septiembre de 2016 por el Catalina Sky Survey,
desde el Monte Lemmon de las Montañas Catalina, al norte de Tucson,
perteneciente a la Universidad de Arizona. Tiene un diámetro estimado
entre 7 y 16 m. El 7 de septiembre (dos días tras su hallazgo) pasó a
solo 40.000 Km de altura sobre el Polo Sur de la Tierra. |
| 2016TB57 |
Asteroide
descubierto el 13 de octubre de 2016 por el observatorio Catalina Sky
Survey de la Universidad de Arizona en Tucson. Tiene unos 25 m de
diámetro medio. Con el mismo ya se censan 15.000 del tipo de órbita
cercana a la de la Tierra. Pasó cerca de la misma, a unos 2 millones de
Km, por entonces el 31 de octubre siguiente a su descubrimiento. |
| 2016VA |
Asteroide
descubierto el 1 de noviembre de 2016 desde el Observatorio de Monte
Lemmon, Arizona. Pasó a solo 77.000 Km de altura sobre nuestro planeta
el 2 de noviembre, horas después de ser hallado. Mide unos 22 m por 6
m. |
|
2017BQ6 |
Asteroide
descubierto el 26 de enero de 2017. Pasó a unos 2.500.000 Km de la
Tierra a las 06 h 36 m GMT el 6 de febrero inmediato siguiente a su
hallazgo. Fue entonces observado con la antena de Goldstone de
California y mostró por radar tener una forma muy irregular y angulosa.
Gira sobre sí con un período de unas 3 h. |
| 2017SX17 |
Asteroide
descubierto el 24 de septiembre de 2017. El siguiente inmediato 2 de
octubre sobrevoló a tan solo 87.065 Km nuestro planeta, cruzándose a
una velocidad de 26.310 Km/h. Tiene unos 8 m de envergadura. Su período
(año) es de 467 días. |
| 2017YE5 |
Asteroide
descubierto el 21 de diciembre de 2017. Es binario, giran entre ellos
con un período de unas 20 o 24 h y cada uno tiene unos 900 m de
diámetro y una masa similar. Su color es muy oscuro. Pasó cerca de la
Tierra, a unos 6 millones de Km, el 21 de junio de 2018 y no volverá a
hacerlo hasta dentro de 170 años. |
| 2017YZ4 |
Asteroide
descubierto el 25 de diciembre de 2017 por el Observatorio de Mount
Lemmon, Arizona. Tiene un diámetro entre 7 y 15 m. El día 28 inmediato
siguiente a su hallazgo pasó a solo 224.000 de la Tierra. |
| 2018CB |
Asteroide
descubierto el 4 de febrero de 2018 desde el observatorio Catalina
Sky Survey de Arizona. Mide entre 15 y 40 m. El 9 de febrero
inmediato siguiente pasaba a solo 64.000 Km sobre nuestro planeta.
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| 2018DV1 |
Asteroide
descubierto el 26 de febrero de 2018 por el Mount Lemmon Survey de
Arizona. Mide unos 9 m. El 2 de marzo de 2018 pasa a unos 105.000 de la
Tierra con una velocidad de 6,52 km/seg. Pertenece al tipo de
asteroides Atón.
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| 2018GE3 |
Asteroide
descubierto el 14 de abril de 2018 por el Catalina Sky Survey. Tan solo
21 h más tarde sobrevoló la Tierra a 192.000 Km nada más (por debajo de
la órbita selenita). Sus medidas se estimaron entre los 48 y 110 m.
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| 2018VP1 |
Asteroide
descubierto el 3 de noviembre de 2018 por el Zwicky Transient Facility.
Del tipo Apolo, mide solo unos 2 m de diámetro. Gira en una órbita de
2,27 UA de afelio, 0,905 UA de perihelio, 3,241º de inclinación y un
período de unos 2 años. Pasa el 2 de noviembre de 2020 a unos 419.000
Km de nuestro planeta. |
| 2019AQ3 |
Asteroide
descubierto el 4 de enero de 2019 con la cámara ZTF del Telescopio
Samuel Oschin del Observatorio Palomar, California. Su diámetro se
estima inicialmente en 1.600 m. Gira en una órbita solar de un período
de 165 días, uno de los más cortos para un asteroide, oscilando entre
las órbitas de Mercurio y Venus, y con una inclinación fuera de la
eclíptica. Pertenece al grupo de asteroides Atira (o Apohele). |
| 2019DS1 | Asteroide
descubierto el 28 de febrero de 2019 por el Catalina Sky Survey.
Tiene unos 30 m de diámetro (±10 m). Se prevé que el 26 de febrero de
2082 pase a unos 165.000 Km de la Tierra, por debajo de la órbita de la
Luna, lo que lo convierte en un cuerpo celeste potencialmente peligroso
para nuestro planeta. |
| 2019LD2 |
Asteroide
descubierto el 10 de junio de 2019 por el observatorio ATLAS. Troyano
de Júpiter, tiene un afelio de 6,01 UA, un perihelio de 4,578 UA, un
período orbital de 12,18 años y una inclinación de 11,55º. En 2020
exhibe una cola de polvo y gas como un cometa, lo que lo hace un objeto
especial. |
| 2019LF6 | Asteroide
descubierto en abril de 2019 desde el Observatorio Palomar, con el
instrumental Zwicky o ZTF. Su diámetro es de solo 1,3 Km. Su período es
de solo 151 días, el más corto conocido entonces para uno de estos
objetos, girando por debajo de la la órbita de Venus. Por ello es
calificado como del grupo Atira, que entonces solo cuenta con unos 20
miembros. Su órbita está inclinada unos 30º respecto a la eclíptica, y
tiene 0,794 UA de afelio y 0,317 UA de perihelio. |
| 2019MO | Asteroide
descubierto el 22 de junio de 2019 por los telescopios ATLAS
desde Mauna Loa, Hawai, justo un poco antes de que entrara en la
atmósfera terrestre, a tan solo ½ millón de Km de la Tierra.
Tenía unos 4 m de diámetro. Se destruyó en tal entrada atmosférica
sobre un punto a unos 380 Km al sur de San Juan de Puerto Rico. |
| 2019OK | Asteroide
descubierto el 24 de julio de 2019 por el Observatorio del Sur para la
Investigación de Asteroides Cercanos a la Tierra, si bien había sido
visto antes sin establecer bien sus características. Tiene unos 100 m
de diámetro. Circula en una órbita muy elíptica, con afelio más allá de
Marte y perihelio cerca de la órbita de Venus. Un día después de su
hallazgo pasó a solo 65.000 Km de nuestro planeta. A su descubrimiento
se cree que no volverá a pasar cerca de la Tierra hasta dentro de unos
200 años. |
| 2019OU1 |
Asteroide
descubierto en agosto de 2019. Tiene un diámetro de unos 160 m. Del
tipo Apolo, pasa a 1 millón de Km, aproximadamente, de la Tierra el 28
de agosto de 2019 con una velocidad de 13 Km/seg, por lo que es
calificado de “potencialmente peligroso”. |
| 2019SU3 |
Asteroide
descubierto el 23 de septiembre de 2019. Es del tipo Apollo, con órbita
entre la Tierra y el Sol, y entonces se estima su diámetro en unos 14
m. Para el 16 de septiembre de 2084 se espera su paso cerca de la
Tierra, a solo unos 118.000 Km de distancia, estimando por ello cierto
riesgo de caída en nuestro planeta; por ello, la evaluación de un
primer momento cita las posibilidades del choque en 1 por 147. |
| 2020AV2 |
Asteroide
descubierto el 4 de enero de 2020 desde Monte Palomar. Su órbita tiene
un afelio de 0,6539 UA y un perihelio de 0,4573 UA, con un período de
151 días; gira pues dentro de la órbita de Venus, el primer asteroide
conocido en tal posición. Su diámetro se estima inicialmente entre 1 y
2 Km. |
| 2020BX12 |
Asteroide
descubierto el 27 de enero de 2020 desde Hawai. Es un objeto binario,
siendo el principal de más de 165 m de diámetro que rota sobre sí con
un período de 2,8 h como máximo; su satélite se sitúa a unos 360 m y
mide unos 70 m y gira sobre sí con un período de 49 h a lo sumo.
Sobrevoló la Tierra el 4 de febrero de 2020 a 4,3 millones de Km con
una velocidad de 90.000 Km/h, pero se estima que podrá en el futuro
pasar a menor distancia, a unos 300.000 Km tan solo. |
| 2020CD3 | Asteroide
descubierto el 15 de febrero de 2020 por Teddy Pruyne y Kacper
Wierzchos de la Catalina Sky Survey. Se supuso que mediría unos 2 o 3 m
de diámetro. A su hallazgo pasa a unos 300.000 Km de la Tierra y queda
temporalmente bajo su influencia gravitatoria. Se cree entonces que
podría caer hacia nuestro planeta en el plazo de unos 100 años, aunque
lo más probable sería que retornara a una órbita solar. Pero un nuevo
estudio apuntó a que en realidad llevaba varios años en órbita
terrestre de unos 13.000 Km de altura. Se fue definitivamente hacia una
órbita solar el 7 de marzo del mismo 2020. Su tamaño se reajustó
entonces a 1 o 1,5 m tan solo. |
| 2020FL2 | Asteroide
descubierto el 19 de marzo de 2020 desde el Observatorio de la Montaña
Púrpura de la Academia de Ciencias de China. Es de tipo Apolo y su
órbita elíptica es muy excéntrica. Tiene unos 20 m de diámetro. Pasó el
23 de marzo del mismo 2020 a solo 144.000 Km de nuestro planeta. |
| 2020JJ |
Asteroide
descubierto el 4 de mayo de 2020 desde el Observatorio Monte Lemmon,
Arizona. En tal momento este cuerpo pasaba cerca de la Tierra, a unos
7.000 Km solo. Es del tipo Apollo y mide entre 2,7 y 6 m de diámetro.
Su órbita tiene un afelio de 2,14 UA, un perihelio de 0,87 UA, una
inclinación de 11,19º respecto a la eclíptica y un período de 675 días.
|
| 2020ND |
Asteroide
descubierto en julio de 2020. Tiene un diámetro inicialmente estimado
entre los 110 m y los 260 m. Pasó el 24 de julio de 2020 a unos 5
millones de Km de la Tierra con una velocidad de unos 48.000 Km/h. |
| 2020QG | Asteroide
descubierto el 16 de agosto de 2020 de el Observatorio Palomar. Tiene
entre 3 y 6 m de diámetro. Su órbita tiene 2,8927 UA de afelio y 0,9963
UA de perihelio, con 5,4º de inclinación; su período es de 2,71 años.
El 16 de agosto de 2020, a las 05 h 08 m, GMT, pasó a solo 2.950 Km
sobre la vertical del sur del Océano Índico, con una velocidad de casi 12,3
Km/seg, con lo cual es entonces el objeto celeste que más cerca ha
pasado de nuestro planeta en época cercana. Al acercarse, por la
influencia gravitatoria, experimentó un giro de unos 45º. |
| 2020SW |
Asteroide
descubierto el 18 de septiembre de 2020 por el Catalina Sky Survey,
Arizona. Su diámetro es de unos 10 m a lo sumo. Su período, u año, es
de unos 21 años. El 24 de septiembre de 2020 sobrevoló nuestro planeta
a solo 22.000 Km de altitud sobre la vertical de un punto al sureste
del Océano Pacífico. |
| 2020VT4 |
Asteroide
descubierto el 14 de noviembre de 2020 por el equipo ATLAS desde Mauna
Loa, Hawai. Su diámetro es entre los 5 y los 10 m. Tan solo 15 h antes
de su hallazgo (a las 17 h 20 m GMT del día anterior, 13) pasó a solo
unos 400 Km de la Tierra, sobre la vertical del Pacífico Sur, lo cual
es una distancia mínima récord. Otras 5 h más tarde pasó por el
perihelio de su órbita, la cual tenía un período de 549 días y una
inclinación de 13º. Pero tras el paso cerca de nuestro planeta, la
gravedad del mismo le cambia la órbita hacia otra de 315 días de
período y 10,2º de inclinación, bajando su perihelio a la altura de la
órbita de Venus. Para el 13 de noviembre de 2052 volverá a aproximarse
a nuestro planeta, pero ya a unos 2,5 millones de Km de distancia. |
| 2020XL5 | Asteroide
descubierto el 12 de diciembre de 2020 por el Observatorio Pan-STARRS 1
desde Haleakala. Su órbita, de 1 año de período, oscila entre las de
Marte, con un afelio de 1,389 UA, y Venus, con un perihelio de 0,613
UA, y una inclinación de 13,849°; pero se convierte temporalmente en
troyano no estable de la Tierra en torno al punto L4 (por delante de
nuestro planeta en la órbita solar). Tiene un diámetro de unos 400 m
(±150 m). |
| 2021PH27 | Fue
descubierto el 13 de agosto de 2021 por Scott Sheppard, de la Carnegie
Institution for Science, y la Universidad de Brown, desde Cerro Tololo,
Chile. Su diámetro fue entonces estimado en 1 Km aproximadamente. Tiene
una órbita de 0,79 AU de afelio, 0,134 UA de perihelio, 31,66º de
inclinación, y solo 114,5 días de período, lo que hace que a su
descubrimiento sea el asteroide más cercano al Sol. En tal cercanía se
le supone una temperatura en su superficie de más de 400ºC. |
| 2021PJ1 |
Asteroide
descubierto el 14 de agosto de 2021 por radar desde Goldstone
(California) de la red DSN de la NASA. Tiene en torno a los 25 m de
diámetro. Pasó por entonces a unos 1,7 millones de Km de nuestro
planeta. |
| 2021QM1 |
Asteroide
descubierto el 28 de agosto de 2021 desde el observatorio Mount Lemmon,
Arizona. Tiene un diámetro medio en torno a los 55 o 60 m. Pasa cerca
de la Tierra el 2 de abril de 2052. |
| 2022AE1 |
Asteroide
descubierto el 6 de enero de 2022. Sigue una órbita de 2,27 UA de
afelio, 0,67 UA de perihelio, 6,3º de inclinación y tiene un período de
1,78 años. Tiene un diámetro de unos 70 m. Un primer cálculo vaticinó
que podría impactar en la Tierra el 4 de julio de 2023, pero en las
siguientes semanas se descartó tal peligro y se estimó que pasará a
unos 10 millones de Km de nuestro planeta. |
| 2022AP7 |
Asteroide
descubierto el 13 de enero de 2022 desde el Observatorio Cerro Tololo.
Tiene 1,5 Km de diámetro medio aproximadamente. De tipo Apolo, tiene
una órbita muy elíptica, de 5,01 UA de afelio, 0,83 UA de perihelio, y
13,8° de inclinación. Su período es de unos 5 años. |
| 2022NF |
Asteroide
descubierto el 04 de julio de 2022 por el equipo Pan-STARRS en Hawaii.
Tiene casi 10 metros de diámetro. Sobrevuela la Tierra a unos 88.000 Km
de altura solo 3 días después con una velocidad de 11,41 Km/seg,
poniendo en evidencia a la red de detección de estos cuerpos, sobre
todo ante el peligro de que llegue uno en trayectoria de impacto contra
nuestro planeta sin tiempo de reacción. |
| 2022RM4 |
Asteroide
descubierto el 12 de septiembre de 2022 por el Pan-STARRS , Hawaii.
Mide entre 330 y 740 m aproximadamente. De tipo Apolo, tiene una órbita
de 3,9 UA de afelio, 0,98 UA de perihelio, y 38,3° de inclinación. Su
período es de unos 3,83 años. Pasó a 2,3 millones de Km de la Tierra el
1 de noviembre de 2022. |
| 2022SF289 | Asteroide
descubierto el 19 de septiembre de 2022 por el equipo ATLAS de Hawai y
apoyo en 2023 del Observatorio Vera C. Rubin. Mide unos 200 m de
longitud. Orbita en una trayectoria cercana a la de nuestro planeta. |
| 2023BU |
Asteroide
descubierto el 21 de enero de 2023 por el astrónomo aficionado
Gennadiy Borisov desde Nauchnyi, Crimea. Tiene un diámetro medio de
unos 6 m. Sobrevoló la Tierra a 3.600 Km de altura sobre el sur de
Sudamérica el 27 de enero del mismo 2023, menos de una semana tras su
hallazgo. |
| 2023CX1 |
Asteroide
descubierto el 12 de febrero de 2023, tan solo 7 h antes de entrar en
la atmósfera terrestre para luego explotar y fragmentarse en más de 100
trozos a unos 28 Km de altura sobre la región francesa de Normandía.
Tenía casi 1 m de diámetro, una masa de unos 650 Kg. Sus trozos,
considerados meteoritos condritas de tipo L, fueron ampliamente
estudiados luego. |
| 2023DW |
Asteroide
descubierto el 26 de febrero de 2023 desde el Observatorio MAP San
Pedro de Atacama. Circula en una órbita de 271 días de período. Tiene
un diámetro de unos 49 m. Pasa a unos 1.800.000 Km de la Tierra
el 14 de febrero de 2046. |
| 2023DZ2 |
Asteroide
descubierto por EURONEAR el 27 de febrero de 2023 desde el Observatorio
de La Palma, en Canarias. Tiene una órbita de un afelio de 3,3 UA y un
perihelio de 0,99 UA. Su período es de 3,17 años. Mide unos 80 m de
largo. Pasó el 25 de marzo de 2023 en su órbita a una velocidad de
28.044 Km/h a 73.000 Km de nuestro planeta. El siguiente paso cercano a
la Tierra es el 27 de marzo de 2026. |
| 2023FW13 |
Asteroide descubierto el 28 de
marzo de 2023 por el Pan-STARRS. Mide solo unos 15 m de longitud. NEO
de tipo Apollo, gira en una órbita de 1,1781 UA de afelio por 0,8225 UA
de perihelio, en un punto de equilibrio a 2,57 millones Km de nosotros,
siendo su período casi el nuestro, 365,42 días. |
| 2023NT1 |
Asteroide
detectado el 15 de julio de 2023 desde Sudáfrica por el sistema ATLAS,
cuando hacía 2 días que había pasado a una mínima distancia de nuestro
planeta; no fue descubierto entonces por su posición en línea con el
Sol (una especie de punto ciego). Su longitud se estima entonces en
unos 60 m. La velocidad al sobrevolar la Tierra fue de 86.000 Km/h. |
| 2023WX1 | Asteroide
descubierto por el WFST chino el 18 de noviembre de 2023. Tiene unos
170 m de diámetro. Gira en una órbita que pasa a solo 6,22 millones de
Km de la de nuestro planeta, por lo cual es calificado como
potencialmente peligroso. |
| 2023WB2 | Asteroide descubierto por el WFST chino el 18 de noviembre de 2023. |
| 2024JV33 |
Asteroide
descubierto por el observatorio Catalina Sky Survey el 4 de mayo de
2024. Su afelio está en las 4,8 UA. Tiene unos 300 m de longitud y la
mitad de ancho, en forma de cacahuete. Gira sobre sí con un período de
unas 7 h. Podría ser ser el núcleo de un cometa inactivo y su órbita
parece la de un cometa. El 18 de agosto de 2024, al acercarse a 4,6
millones de Km de nuestro planeta, fue observado y fotografiado por
radar desde Goldstone, California. |
| 2024MK |
Asteroide
descubierto el 16 de junio de 2024. Tiene un diámetro de entre 260 y
120 m. Su período es de unos 3,3 años. A su hallazgo, pasa a unos
295.000 de altura sobre la Tierra el inmediato 29 de junio. En este
sobrevuelo modifica su órbita reduciendo su período en 24 días. |
| 2024PT5 |
Asteroide
descubierto el 7 de agosto de 2024 por el sistema ATLAS sudafricano.
Tiene algo más de 10 m de longitud. Pertenece al llamado grupo de
asteroides de Arjuna. Se acercó a la Tierra a unos 568.500 Km al
siguiente día de su hallazgo. El 29 de septiembre de 2024 quedó en
torno a una posición de equilibrio orbital sobre la Tierra y ha de
permanecer así hasta el 25 de noviembre inmediato para luego volver a
su órbita solar. En enero de 2025 se dice que tal objeto posiblemente fue originado por un impacto en la Luna. |
| 2024RW1 |
Asteroide
descubierto el 4 de septiembre de 2024 por Jacqueline Fazekas, del
Catalina Sky Survey, apenas unas horas antes de autodestruirse (a las
16 h 46 min GMT del mismo día) en nuestra atmósfera sobre la costa Este
al norte de la isla de Luzón, Filipinas, dado su pequeño tamaño de solo
1 m (por lo que también puede considerarse un simple meteorito). La entrada atmosférica la realiza a 20,6 Km/seg. |
| 2024UQ |
Asteroide descubierto el 22 de
octubre de 2024 por el sistema ATLAS con tan solo 2 h antes de entrar
en la atmósfera terrestre sobre el Océano Pacífico. Su tamaño se estimó
en 1 m o poco más. Estuvo en una órbita de 3,7 UA de afelio por 0,6 UA
de perihelio. |
| 2024XN1 |
Asteroide
descubierto el 12 de diciembre de 2024 por la NASA y la ESA. Tiene unos
40 m de diámetro. Pasó a unos 7.220.000 Km de nuestro planeta el 24 de
diciembre del mismo 2024 con una velocidad de 23.700 Km/h. Vuelve a
pasar cerca de la Tierra en enero de 2032. |
| 2024YR4 |
Asteroide
NEO descubierto el 27 de diciembre de 2024 por el programa ATLAS, desde
Chile. Tiene unos 60 m (o menos) de diámetro medio. Su órbita tiene un período de
4,05
años, un afelio de 4,23 UA y un perihelio de 0,85 UA. Su período de rotación propia es de 20 min. Pasa a unos 8
millones de Km de nuestro planeta en 2028. Vuelve a pasar cerca de la
Tierra, ahora a 106.200 Km, el 22 de diciembre de 2032; en un principio
se dice que tiene una posibilidad entre 83 de chocar con nuestro
planeta, y luego se incrementa un poco más tal probabilidad (primero al
2% y luego al 3%) a
la espera de obtener más datos, y más tarde se baja al 1,5%, luego al
0,28% y aun posteriormente al 0,001%. La zona de un muy lejano pero
posible impacto en la Tierra se calculó que estaría en una banda que va
del Océano Pacífico al sur de Asia, pasando por el norte de Sudamérica,
Océano Atlántico, África y Mar Arábigo. Sin embargo, semanas más tarde,
el riesgo de impacto (un 4% de probabilidad) se desplazó a… la Luna. |
| 2025KF |
Asteroide
descubierto el 19 de mayo de 2025 por el equipo del proyecto MAP desde
su observatorio en el desierto de Atacama, Chile. Su diámetro se estima
entonces en torno a los 16 m. De tipo Apollo, su órbita tiene un afelio
de 3,773 UA, un perihelio de 0,939 UA, una inclinación de 2,9º y un
período de 3,62 años. Tan solo 2 días más tarde, el 21 de mayo, pasó a
116.000 Km de la zona del Polo Sur de nuestro planeta, surcando
entonces el espacio a una velocidad de 41.650 Km/h. |
| 2025MN45 |
Asteroide
descubierto el 2 de mayo de 2025 por el telescopio de sondeo Simonyi,
Observatorio Vera C. Rubin. Tiene unos 710 m de diámetro. Gira en una
órbita del Cinturón de Asteroides, con un afelio de 2,49 UA, un
perihelio de 2,39 UA y un período de 3,81 años. Rota sobre sí con un
período de 1,88 min, que es un récord de velocidad para un objeto de
tal tipo. |
| 2025OW |
Asteroide
descubierto el 4 de julio del 2025 por el telescopio Pan-STARRS2 de
Hawái. Tiene unos 60 m de diámetro y gira sobre sí con un período entre
1,5 y 3 min tan solo. Está en una órbita cercana a la de la Tierra. El
inmediato 28 de julio de 2025 pasó a una distancia mínima de 640.000 Km
de nuestro planeta. |
| 2025SC79 |
Asteroide descubierto el 27 de
septiembre de 2025 por el astrónomo Scott Sheppard desde el
observatorio de Cerro Tololo, Chile. Tiene unos 700 m de diámetro. Rota
siguiendo la órbita de Venus y su período es de 128 días. |
| 2025TF |
Asteroide
descubierto el 1 de octubre de 2025 por el observatorio Catalina Sky
Survey. Tiene un diámetro entre 2,7 y 1,2 m. El mismo 1 de octubre de
2025, cuando fue detectado, sobrevoló nuestro planeta a solo 423 Km de
altura sobre la Antártida. |
| 2025YH3 |
Asteroide descubierto en 2025.
Su órbita tiene un afelio de 4,6 UA, un perihelio de 0,95 UA y un
período de 4,66 años. Tiene un tamaño en torno a los 12 o 13 m. El 22
de diciembre de 2025 pasó a unos 456.900 Km de la Tierra con una
velocidad de 10 Km/seg. |
|
ABUNDANTIA |
Asteroide descubierto el 1 de noviembre de 1875 por el austriaco Johann Palisa. |
|
ACHILLES |
Ver AQUILES. |
|
ADA |
Asteroide descubierto el 27 de enero de 1904. |
|
ADMETE |
Asteroide descubierto el 28 de diciembre de 1894 por el francés Auguste Charlois. |
|
ADONIS |
Asteroide de 3 Km de diámetro descubierto en 1936 por Delporte, pasando entonces a poco más de 2 millones de Km de nuestro planeta. Su órbita cruza la de la Tierra y Marte, tiene 1,5º de inclinación y 2,76 años de período. Su masa se estima en 5x10^10 Kg. |
|
ADOREA |
Asteroide descubierto el 8 de junio de 1887 desde el Observatorio de Marsella por Alphonse Louis Nicolas Borrelly. |
|
ADRIA |
Asteroide descubierto el 23 de febrero de 1875. |
|
AEGLE |
Asteroide descubierto el 17 de febrero de 1868. |
|
AENEAS |
Asteroide número 1172. |
|
AEOLIA |
Asteroide descubierto el 1 de diciembre 1894. |
|
AERMILIA |
Asteroide descubierto el 26 de enero de 1876. |
|
AETERNITAS |
Asteroide descubierto el 27 de octubre de 1899. |
|
AETHRA |
Asteroide descubierto el 13 de junio de 1873. |
|
AETHUSA |
Asteroide descubierto el 2 de agosto de 1926. |
|
AETOLIA |
Asteroide descubierto el 24 de enero de 1930. |
|
AGAMEMNON |
Asteroide número 911. Fue descubierto por Reinmuth en 1919. Tiene un diámetro de 176 Km y gira en una órbita solar media de 778.100.000 Km. |
|
AGLAJA |
Asteroide descubierto el 15 de septiembre de 1857. |
|
AGUNTINA |
Asteroide número 744 descubierto el 26 de febrero de 1913. |
|
AIDAMINA |
Asteroide número 978. |
|
AJAX |
Asteroide número 1404. |
|
ALAGASTA |
Asteroide número 738. |
| ALAGNA |
Asteroide
número 260508. Fue descubierto el 3 de marzo de 2005 por el astrónomo
francés Jean-Claude Merlin en el Cinturón de Asteroides. Su nombre
provisional fue 2005EU51, antes de darle el nombre final del tenor
francés Roberto Alagna. Su órbita tiene 2,92 UA de afelio, 1,8 UA de
perihelio y 3,63 años de período. |
|
ALBÉNIZ |
Asteroide
número 10186. Fue descubierto el 20 de abril de 1996 por el astrónomo
belga Eric Walter Elst desde el Observatorio chileno de La Silla.
Recibió la designación provisional de provisional 1996HD24 y lleva el
nombre del compositor español Isaac Albéniz. Gira en el Cinturón de
Asteroides en una órbita de 2,944 UA de afelio, 1,944 UA de perihelio y
1.396 días de período. |
|
ALBERT |
Asteroide número 719. El 1911 MT, descubierto el 3 de octubre de 1911 por Johan Palisa desde el Observatorio de Viena, no fue vuelvo a hallar hasta el 1 de mayo de 2000 (como objeto 2000 JW8) dentro del programa Sacewatch, de vigilancia de asteroides cercanos a la Tierra. Su diámetro es de al rededor de los 3 Km. Gira en órbita de 4,39 años, 11º de inclinación, 0,55 de excentricidad, 1,19 UA de perihelio y 2,645 UA de afelio, pero acercándose a nuestro planeta cada 30 años (1911, 1941, 1971, 2001,...). Debe su nombre a Albert Freiherr Von Rothschild, que hiciera donativos al Observatorio de Viena. |
| ALBERTO ALONSO |
Asteroide
número 58373. Fue descubierto el 19 de septiembre de 1995 por T. B.
Spahr desde la Catalina Station (Universidad de Arizona). Su nombre
provisional fue 1995SR, antes de darle el nombre del coreógrafo cubano
Alberto Alonso (1917-2007). |
|
ALDRIN |
Asteroide número 6470, así nombrado en honor del astronauta de Apollo 11 E. Aldrin. |
|
ALEKTO |
Asteroide descubierto el 13 de enero de 1901 por el astrónomo Max Wolf. |
|
ALETHEIA |
Asteroide número 259. Fue descubierto el 28 de junio de 1886. |
|
ALETTA |
Asteroide descubierto el 13 de mayo de 1931. |
|
ALEXANDRA |
Asteroide número 54. Tiene un período de rotación propia sobre sí de 7 h 03 m. |
|
ALFONSINA |
Asteroide número 925. De nombre provisional 1920GM. Fue descubierto el 13 de enero de 1920 por el español Comas Solá, quien le puso el nombre en memoria del rey Alfonso X el Sabio, coincidente en nombre con el entonces rey Alfonso XIII. Mide 57 Km de diámetro. Su órbita tiene 21,1º de inclinación y 2,7 años de período. |
|
ALICE |
Asteroide descubierto el 25 de abril de 1890. |
|
ALINDA |
Asteroide número 887, descubierto el 3 de enero de 1918. Su terreno parece de condrita carbonácea. |
|
ALINE |
Asteroide número 266. |
|
ALKESTE |
Asteroide número 124. |
|
ALKMENE |
Asteroide número 82. También llamado ALEMENA. Fue descubierto el 27 de noviembre de 1864 por Karl Theodor Robert Luther desde Dusseldorf. |
|
ALMERIA |
Asteroide número 5879. Fue hallado el 8 de febrero de 1992 por Kurt Birkle y Ulrich Hoppe del Observatorio Hispano Alemán de Calar Alto, en Almería. Tiene en torno a 1,5 Km de diámetro y su órbita es de un período de unos 2 años. Es del tipo Amor, cercano por su órbita a la de nuestro planeta, aunque solo se acerca al mismo a unos 100.000.000 Km aproximadamente. Con denominación provisional 1992 CH1, debe su nombre a la provincia donde está el Observatorio descubridor. |
|
AMARYLLIS |
Asteroide número 1085. Fue descubierto el 31 de agosto de 1927. |
|
AMATA |
Asteroide número 1035. |
|
AMELIA |
Asteroide número 986. Nombre provisional 1922MQ. Fue descubierto el 19 de octubre de 1922 por el español Comas Solá que le dio el nombre de su segunda esposa, doña Amelia Sala. Mide 53 Km de diámetro. |
|
AMHERSTIA |
Asteroide número 516. |
|
AMOR |
Asteroide número 1221. Fue descubierto por E. Delporte el 13 de marzo de 1932. Su órbita pasa cerca de la de la Tierra, dando nombre genérico a los que recorren nuestras cercanías, y tiene una excentricidad de 0,44 con un afelio más allá de la órbita de Marte y una inclinación de 11,9º; el período es de 2,67 años. Su diámetro fue estimado inicialmente en unos 600 m y posteriormente en 3 Km. En 1940 pasó a 16.000.000 Km de la Tierra. |
|
AMPELLA |
Asteroide descubierto el 13 de junio de 1879 por Alphonse Louis Nicolas Borrelly desde el Observatorio francés de Marsella. |
|
AMPHITRITE |
Asteroide número 29; también es llamado Anfítride. Fue descubierto en 1854 por el alemán Albert Marth. Su órbita tiene un período de 4,08 años y una inclinación de 6,1º. Su diámetro es de unos 183 Km. Tiene un período de rotación propia sobre sí de 5 h. |
|
AMUN |
Asteroide número 3554. Gira en una órbita solar de 145.710.000 Km de distancia media al Sol, y fue descubierto por Shoemaker en 1986. Se cree que podría impactar en la Tierra antes de 100 millones de años. |
|
ANACOSTIA |
Asteroide número 980. |
| ANADIEGO | Asteroide
número 11.441 que fue descubierto el 31 de diciembre de 1975 por el
argentino Mario Cesco; su nombre se le dio en homenaje a la estudiante
universitaria Ana Teresa Diego desaparecida en 1976 durante la
dictadura argentina. Pertenece al cinturón de asteroides. |
|
ANASTASIA |
Asteroide descubierto el 25 de marzo de 1916. |
|
ANAVERDU |
Asteroide 19539. Fue descubierto por Jaume Nomen que puso el nombre de su esposa al citado cuerpo celeste. |
|
ANCHISES |
Asteroide número 1173. |
|
ANDROMACHE |
Asteroide descubierto el 1 de octubre de 1877. |
|
ANHUI |
Asteroide descubierto el 30 de enero de 1966. |
|
ANI |
Asteroide número 791. Fue descubierto el 29 de junio de 1914. |
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ANNEFRANK |
Asteroide número 5535. Tiene 6,6 Km por 5 por 3,4 Km de diámetro, es de color oscuro, está lleno de cráteres y es de forma irregular. Fue sobrevolado el 2 de noviembre de 2002, y observado durante 30 min, por la sonda Stardust a unos 3.300 Km de distancia, tomándose 70 fotografías del mismo. Debe su nombre a la niña víctima del los nazis autora del famoso diario del mismo nombre. |
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ANTENOR |
Asteroide número 2207. |
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ANTIGONE |
Asteroide descubierto el 5 de febrero de 1873. |
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ANTÍOPE |
Asteroide número 90; su nombre procede de la mitología griega. Fue descubierto en 1866 por el alemán Robert Luther. Va acompañado de otro y tiene además uno menor de satélite. Giran en órbita entre Marte y Júpiter. De forma irregular, ovoide, tienen diámetros similares: uno, de 93 por 87 por 83,6 Km; y otro de 89,4 por 82,8 por 79,6 Km. Su densidad es 1,25 y la masa conjunta son 828.000.000 millones de Tm. Giran sobre un punto común de gravedad, estando separados 171 Km, cada 16,5 horas. Su rotación propia es coincidente, ofreciéndose siempre la misma cara entre ambos. |
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ANTONIA |
Asteroide descubierto el 4 de febrero de 1888. |
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ANTONIROMANYA |
Asteroide
número 19783. Su nombre se debe al astrónomo español P. Antoni
Romañá (Barcelona, 1900-San Cugat del Valles, 1981). Tiene un
diámetro de 14,4 Km. Tiene su órbita en el cinturón de
asteroides, de un afelio de 3,53 UA, un perihelio de 2,58 UA, un
período de 5,34 años y 2,42º de inclinación. El 14 de
noviembre de 1990 fue captada su imagen por vez primera en el
Observatorio de Crimea, pero no fue hasta el 27 de agosto de 2000
cuando se confirma su existencia en el Observatorio de Ametllá
del Mar.
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APOFIS (o APOPHIS) |
Asteroide
número 99.942, bautizado inicialmente como 2004 MN4;
lleva el nombre del dios egipcio de la destrucción… muy
apropiado como ahora veremos pues es del tipo NEA,
con paso muy cercano a la Tierra, por lo que entra dentro de los
calificados como peligrosos.
Fue
descubierto el 18 de junio de 2004 por Roy Tucker, Fabrizio
Bernardi y David Tholen, de la Universidad de Hawai. Tiene
unos diámetros de 140 m por 326 m, si bien al principio se estimó
en 320 Km. Su órbita sigue
hoy un período de 323,5 días, con afelio de 1,099 UA y perihelio
de 0,746 UA, y su velocidad orbital media es de 5,87 Km/seg; la
inclinación orbital es de 3,33º. Su día es de 30,6 h. Tiene una masa de 210 millones
de Tm. En el mismo abundan minerales olivino y piroxeno. Pasaba
cerca de nuestro planeta cada 1.300 años
pero ahora el acercamiento es cada 5 años.
En 2004 se fijó un sobrevuelo a tan solo 34.680 Km (la altura de las
órbitas de los satélites geoestacionarios) y posteriormente a 29.470 Km
de nuestro planeta para el viernes 13 de abril de 2029, lo que cambiará
su rumbo, afectado por la gravedad terrestre. Así para igual 13 de
abril de 2036 se fijó otro sobrevuelo en tal ciclo sobre una distancia
de 49 millones de Km. En ambos casos es un fenómeno único y será el
primer asteroide en ser observado directamente, a simple vista. La
alteración de su órbita puede llevar en los años sucesivos, quizá en el
2068, a impactar contra la Tierra, en una probabilidad entre 6.250
según estimaciones de 2005, o una entre 45.000 según las de 2007, menos
en 2009, 1 entre un millón en 2013… o ninguna en 2021. No obstante, de momento, el
asteroide se aleja en su órbita de la nuestra a razón de unos 170 m por
año. |
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APOHELE |
Asteroide 2003CP20; el nombre de Aphohele significa órbita en hawaiano. Fue descubierto por el equipo LINEAR el 11 de febrero de 2003. Tiene 1 Km de diámetro. Su órbita tiene un afelio de 147.300 millones de Km; circula por tanto por debajo de la órbita terrestre y es así catalogado como el primer asteroide IEO. |
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APOLLO |
Asteroide número 1862; fue descubierto por Reinmuth en 1932. Tiene 1,6 Km de diámetro, una masa de 2.000 millones de Tm, un período de rotación propia de 3,063 horas y es de la clase S. Gira en una órbita solar de un período de 1,81 años, 1,486 UA de distancia media del Sol, 0,566 de excentricidad y 6,4º de inclinación. |
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APPELLA |
Asteroide descubierto el 10 de noviembre de 1922. |
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AQUILES |
Asteroide número 588, de tipo troyano, descubierto en 1906 por el alemán Max Wolf en una órbita cercana a la de Júpiter y que va 60º por delante de la del planeta, en un punto Lagrange. También figura a veces como ACHILLES. |
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AQUITANIA |
Asteroide número 387. |
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ARDUINA |
Asteroide descubierto el 19 de noviembre de 1894. |
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AREQUIPA |
Asteroide número 737. Fue descubierto el 7 de diciembre de 1912 por Joel Metcalf. |
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ARETE |
Asteroide descubierto el 21 de junio de 1879. |
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ARETHUSA |
Asteroide descubierto el 23 de noviembre de 1867. |
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ARGENTINA |
Asteroide número 469. |
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ARIADNE |
Asteroide número 43, descubierto el 23 de abril de 1930. Tiene un período de rotación propia sobre sí de 11 h 28 m. |
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ARMENIA |
Asteroide número 780. |
| ARMINA |
Asteroide
número 514. Fue descubierto el 24 de agosto de 1903 por Maximilian
Franz Wolf desde el observatorio alemán de Heidelberg-Konigstuhl. Lleva
el nombre de un personaje del libro “Jerusalén liberada” (del italiano
Torquato Tasso). Gira en el Cinturón de Asteroides en una órbita de
3,175 UA de afelio, 2,92 UA de perihelio y 1.943 días de período. Gira
sobre sí cada 21,85 h. Tiene un diámetro de 106,2 Km. |
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ARMSTRONG |
Asteroide número 6469, así nombrado en honor del astronauta de Apollo 11 Neil Armstrong. |
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AROSA |
Asteroide número 1304. Fue descubierto en 1928. |
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ARTEMIS |
Asteroide número 105, descubierto el 16 de septiembre de 1868. |
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ARTHUR DENT |
Asteroide número 18610. Fue descubierto por Felix Hormuth en 1998 y le dio tal nombre en honor del protagonista del libro “La guía del autostopista galáctico” escrito por Douglas Adams. |
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ASCLEPIUS |
Asteroide 1989FC que pasó a 690.000 kilómetros de nuestro planeta el 22 de marzo de 1989. Tiene unos 280 m de diámetro. |
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ASIA |
Asteroide número 67. Fue descubierto el 17 de abril de 1861. |
| ASIMOV |
Asteroide
número 5020. Fue descubierto el 2 de marzo de 1981 por Schelte John Bus
e inicialmente se le llamó 1981EX19, aunque luego fue bautizado con el
nombre del famoso escritor Isaac Asimov. Gira en una órbita de 2,61 UA
de afelio y 1,697 UA de perihelio, de 1.155 días de período y 1,1º de
inclinación. |
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ASPASIA |
Asteroide número 409. |
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ASPORINA |
Asteroide descubierto el 6 de marzo de 1885. |
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ASTA |
Asteroide descubierto el 22 de marzo de 1925. |
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ASTEROPE |
Asteroide número 233. |
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ASTRAEA |
Asteroide número 5. Descubierto el 8 de diciembre de 1845 por Hencke. Tiene un diámetro de unos 180 Km. Su período es de 4,14 años, rota sobre sí cada 16,8 h y la inclinación de la órbita es de 5,3º. |
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ATALA |
Asteroide descubierto el 3 de noviembre de 1875. |
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ATALANTE |
Asteroide número 36. |
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ATEN |
Asteroide número 2062. Fue descubierto en 1976 por Helin. Gira en una órbita de una distancia al Sol de 144.514.000 Km. Tiene un diámetro de 1 Km. |
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ATHAMANTIS |
Asteroide número 230, descubierto el 3 de septiembre de 1882. |
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AUGUSTA |
Asteroide descubierto el 31 de marzo de 1886. |
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AURORA |
Asteroide descubierto el 6 de septiembre de 1867. |
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AUSONIA |
Asteroide número 63. Fue descubierto por De Gasparis en 1861. Tiene un diámetro de 148 Km y una órbita de 5,8º de inclinación y 3,7 años de período. |
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AUSTRIA |
Asteroide descubierto el 18 de marzo de 1874. |
| BACH |
Asteroide
número 1814. Fue descubierto el 9 de octubre de 1931 por Karl Wilhelm
Reinmuth desde el observatorio alemán de Heidelberg-Konigstuhl. Lleva
el nombre del compositor alemán Johann Sebastian Bach. Gira en el
Cinturón de Asteroides en una órbita de 2,516 UA de afelio, 1,936 UA de
perihelio y 1.213 días de período. |
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BAILLAUDA |
Asteroide descubierto el 18 de agosto de 1933. |
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BAMBERGA |
Asteroide número 324. Fue descubierto el 25 de febrero de 1892 por Palisa. Tiene un diámetro de 196 Km y una órbita de 11,3º de inclinación y 4,4 años de período. |
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BANDUSIA |
Asteroide descubierto el 16 de abril de 1906. |
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BARBARA |
Asteroide número 234. |
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BARCELONA |
Asteroide número 945. Nombre provisional 1921JB. Fue descubierto el 3 de febrero de 1921 por el español Comas Solá, quien le puso el nombre de tal ciudad catalana. Tiene unos 25 Km de diámetro y una inclinación orbital de 32º 8’ y un período orbital de 2,63 años. |
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BARNARDIANA |
Asteroide descubierto el 3 de marzo de 1916. |
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BATHILDE |
Asteroide descubierto el 8 de diciembre de 1898. |
| BEATLES |
Asteroide
número 8749. Fue descubierto el 3 de abril de 1998 por el australiano
John Broughton desde el Observatorio de Reedy Creek. Recibió la
designación provisional de provisional 1998GJ10 y lleva el nombre final
del famoso grupo musical británico. Gira en el Cinturón de Asteroides
en una órbita de 2,678 UA de afelio, 1,831 UA de perihelio y 1.236 días
de período. |
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BEATRIX |
Asteroide número 83. Fue descubierto el 26 de abril de 1865. |
| BEETHOVEN |
Asteroide
número 1815. Fue descubierto el 27 de enero de 1932 por Karl Wilhelm
Reinmuth desde el observatorio alemán de Heidelberg-Konigstuhl. Lleva
el nombre del compositor alemán Ludwig van Beethoven. Gira en el
Cinturón de Asteroides en una órbita de 3,747 UA de afelio, 2,565 UA de
perihelio y 2.048 días de período. Gira sobre sí cada 54 h
aproximadamente. Tiene un diámetro de 30,36 Km. |
| BEE-ZED | Asteroide
número 514107. Fue descubierto en enero de 2015 por el Pan-STARRS desde Hawai. Tiene unos 3 Km de diámetro. De nombre
provisional 2015BZ509, gira en una órbita excepcionalmente retrógrada
con un período de 11,65 años y una velocidad de unos 43 Km/seg. La misma, de 163º de inclinación, pasa a
la altura de la del planeta Júpiter, pero en sentido contrario, de modo
que se cruza con el mismo cada 6 años a una distancia de unos
176.000.000 Km en el mejor de los casos. Podría tratarse de un cuerpo extrasolar capturado por nuestro Sistema. |
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BELISANA |
Asteroide descubierto el 6 de noviembre de 1877. |
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BELLONA |
Asteroide número 28. Fue descubierto el 1 de marzo de 1854. Tiene un período de rotación propia sobre sí de 16 h. |
| BENNU |
Asteroide
número 101.955; provisionalmente fue denominado 1999RQ36. Fue
descubierto el 11 de septiembre de 1999 por el equipo LINEAR. Su
nombre, elegido tras concurso en el que participaron más de 8.000
estudiantes de 25 naciones, fue elegido por el niño Michael Puzio, de
entonces 9 años, y se corresponde al nombre del ave mitológica egipcia
que es el fénix griego. Fue designado objetivo para la misión OSIRIS-REx.
Es el asteroide más pequeño de los visitados hasta entonces por una
sonda espacial. Su antigüedad se ha cifrado entre los 100 y los 1.000
millones de años. Tras los análisis espectrométricos se cree que Bennu
y Ryugu se originaron al fragmentarse por impacto de un mismo asteroide
mayor, Polana. Su órbita, del tipo Apolo, es cercana a la de la Tierra con unos 201.000.000 Km de afelio y 132.000.000 Km de perihelio con una inclinación de 6,035º y un período de 436,6 días. Gira sobre sí con un período de 4,3 h, rotando cada vez más rápido a razón de 1 seg/siglo (menos de velocidad) por efecto de su forma y la incidencia de la luz solar según se cree en 2019. Tiene unos 490 m de diámetro medio (unos 480 por 511 m en realidad). Su masa es de 77,3 millones de Tm. Su forma general es cúbica con una especie de grano o verruga en un lado como característica destacable; esta protuberancia mide unos 50 m de altura y 55 m de ancho y fue bautizada como Benben Saxum. Es un asteroide rico en carbono y tiene hidroxilo. Su superficie está llena de piedras o pequeñas rocas salvo en algunas zonas. La sonda antes referida que lo visita observa que del suelo del mismo se desprenden columnas de partículas, muchas de las cuales retornan luego para caer de nuevo sobre el mismo. Las observaciones de la repetida sonda indicaron que la temperatura en el suelo de Bennu variaban entre -73,15°C y +76,85°C en tan solo una distancia de unos 250 m, dependiendo, según se cree, de la morfología del terreno ofrecido a la iluminación solar. En las rocas de la superficie del asteroide se pudo apreciar por primera vez la fractura directa por la acción térmica en un cuerpo sin atmósfera (diferencia térmica frío-calor que produce contracción-dilatación en los materiales). En 2020, tras las observaciones de 2019, se determinó que desprende debido al efecto térmico con una cadencia regular materia en forma de polvo, partículas y trocitos de terreno de un tamaño máximo de 6 cm y la mayoría de menos de 1 cm; la velocidad a la que se mueve tales partículas es de unos 20 cm/seg como promedio, pero la mayoría vuelven a caer hacia el asteroide por lo que no experimenta gran pérdida de materiales. Por entonces también se cree que al menos 6 rocas halladas en Bennu, en el hemisferio sur pero cerca del ecuador, proceden del asteroide Vesta; de tamaños entre 1,5 y 4,3 m, son resultado de alguna antigua colisión que las arrancó del citado asteroide. Se acerca a la órbita de la Tierra cada 6 años. En 2010 se dijo que en el año 2.182 podría chocar con nuestro planeta con un 0,001% de posibilidades; tales probabilidades fueron rectificadas en 2021, dejándolas en un 0,037%. En 2.135 pasará a solo unos 350.000 Km de la Tierra, lo que modificará su órbita y los exactos nuevos parámetros se conocerán entonces. En 2020 la IAU bautiza la geografía de Bennu con los nombres de aves y seres mitológicos como Tlanuwa Regio; y los montículos, rocas o elevaciones como Simurgh, Roc, Huginn, Ocypete, Amihan, Strix, Pouakai, Gargoyle y Aetos. En enero de 2025 se dan a conocer los análisis de las muestras de terreno del asteroide (sonda OSIRIS-REx) por parte de la NASA y apuntan al contenido de compuestos orgánicos que son necesarios para la vida. Se citan 14 de los 20 aminoácidos, nitrógeno, amoniaco, formaldehído, fósforo..., y minerales como la calcita y la silvita hasta un total de 11 formados con ayuda de agua y sales. El estudio de su composición ha llevado a afirmar (Universidad de Arizona sobre datos dela repetida sonda OSIRIS-REx) que contiene materiales formados antes que el propio Sol. En concreto se cita al carburo de silicio con caracteres de otras estrellas. |
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BERBERICIA |
Asteroide descubierto el 24 de enero de 1914. |
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BERKELEY |
Asteroide descubierto el 30 de julio de 1911. |
| BERLIOZ |
Asteroide
número 69288. Fue descubierto el 11 de octubre de 1990 por F. Börngen y
L. D. Schmadel desde el Tautenburg Observatory (Alemania). Su nombre
provisional fue 1990TW11, antes de darle el nombre del compositor
francés Louis Hector Berlioz. |
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BERTHA |
Asteroide descubierto el 5 de noviembre de 1875. |
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BERTHOLDA |
Asteroide número 420. |
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BETULIA |
Asteroide número 1580. Tiene una órbita que se acerca relativamente a la de la Tierra. |
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BETTINA |
Asteroide descubierto el 3 de septiembre de 1885 por Johann Palisa desde el observatorio de Viena. |
| BIANCA |
Asteroide
número 218. Fue descubierto el 4 de septiembre de 1880 por Johann
Palisa, utilizando el observatorio croata de Pula. Se le dio el nombre
de la soprano alemana Bianca Bianchi (1858-1947). Gira en el Cinturón
de Asteroides en una órbita de 2,978 UA de afelio, 2,356 UA de
perihelio y 1.591 días de período. Gira sobre sí cada 6,34 h. Tiene un
diámetro de 60,6 Km. |
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BOHEMIA |
Asteroide descubierto el 16 de julio de 1893. |
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BOLSHOI |
Asteroide número 26793. Fue descubierto el 13 de enero de 1977 por el ruso N. S. Chernykh desde Nauchnij. Su nombre provisional fue 1977AC2, antes de darle el nombre del famoso teatro y ballet ruso del nombre que se deduce. |
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BONDIA |
Asteroide descubierto el 23 de septiembre de 1913. |
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BOZNEMCOVÁ |
Asteroide número 3628. Tiene unos 7 Km de diámetro. Su análisis espectral indica una composición similar a los meteoritos condritas. |
| BRAHMS |
Asteroide
número 1818. Fue descubierto el 15 de agosto de 1939 por Karl Wilhelm
Reinmuth desde el observatorio alemán de Heidelberg-Konigstuhl. Lleva
el nombre del compositor alemán Johannes Brahms. Gira en el Cinturón de
Asteroides en una órbita de 2,55 UA de afelio, 1,777 UA de perihelio y
1.163 días de período. |
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BRAILLE |
Asteroide número 9969. De forma irregular, con un diámetro de 2,2 Km por 1 Km. Su período de rotación propia es de 9,4 días y su año de 1.308 días terrestres. Fue sobrevolado en julio de 1999 por la sonda DS-1 que evidenció una composición del asteroide similar al Vesta. Cruzará dentro de 4.000 años la órbita de la Tierra. |
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BRAMBILLA |
Asteroide descubierto el 29 de agosto de 1907 por el observatorio alemán de Heidelberg. |
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BREDICHINA |
Asteroide número 786. |
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BRIXIA |
Asteroide número 521. |
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BRONISLAWA |
Asteroide número 1315. |
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BRORFELDE |
Asteroide número 3309. |
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BRUCHSALIA |
Asteroide número 455. |
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BRUCIA |
Asteroide descubierto el 22 de diciembre de 1891. |
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BUDA |
Asteroide descubierto el 30 de noviembre de 1918. |
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BURDIGALA |
Asteroide descubierto el 11 de febrero de 1894. |
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BURGUNDIA |
Asteroide descubierto el 18 de septiembre de 1893. |
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BYBLIS |
Asteroide número 199. |
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CAMILLA |
También llamado Camila.
Asteroide número 107. Fue descubierto el 17 de noviembre de 1868. Mide
unos 216 Km de diámetro medio. Tiene un par de satélites llamados S/2001(107)1 y S/2016(107)1, situados a una distancia de unos 1.250 y 340 Km respectivamente.
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CAMPANIA |
Asteroide descubierto el 20 de septiembre de 1893. |
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CANTABIA |
Asteroide número 740. |
| CARDEA |
Asteroide
número 164207. Fue descubierto el 13 de abril de 2004 por el equipo
LINEAR desde Socorro, USA. Su diámetro es de unos 200 m. Su órbita
tiene un afelio de 1,14 UA, un perihelio de 0,86 UA y un período de 1
año. Recibe el nombre de una diosa romana. Del grupo Apolo también fue
llamado 2024GU9. |
| CARICLO |
Asteroide
número 10199. Fue descubierto el 15 de febrero de 1997 por James V.
Scotti del telescopio Spacewatch. Tiene una forma delimitada por longitudes de 314 Km por 278 Km por 172 Km. También llamado CHARIKLO,
tiene su afelio en las 18,66 UA, su perihelio en las 13,08 UA, girando
en una órbita entre Saturno y Urano con un período de 63,17 años y una
inclinación de 23,375º. Es el primer asteroide al que se le conocen
anillos al modo del planeta Saturno; se le han identificado al menos 2
anillos, de entre 5 y 7,5 Km de anchura el primero (C1R) y de 100 m a 1
Km de ancho el segundo (C2R), con una separación de 15 Km, y cuyo
material se supone de polvo y hielo de agua, siendo su origen alguna
colisión con algún cuerpo menor. |
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CARLOVA |
Asteroide número 360, descubierto el 11 de marzo de 1893. |
| CARMEN |
Asteroide
número 558. Fue descubierto el 9 de febrero de 1905 por Maximilian
Franz Wolf desde el observatorio alemán de Heidelberg-Konigstuhl. Lleva
el nombre de un personaje de una ópera del compositor francés George
Bizet. Gira en el Cinturón de Asteroides en una órbita de 3,03 UA de
afelio, 2,779 UA de perihelio y 1.810 días de período. Gira sobre sí
cada 11,39 h. Tiene un diámetro de 59,3 Km. |
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CAROLINA |
Asteroide número 235, descubierto el 28 de noviembre de 1883. |
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CASTALIA |
Asteroide número 4769. Fue descubierto el 9 de agosto de 1989 por Eleanor F. Helin, del CALTECH, en Monte Palomar. Tiene unas medidas de 1,8 Km por 0,75 Km. Su masa es de 500 millones de Tm. Gira dando 1 vuelta sobre si cada 4,09 horas en una órbita solar de 0,55 UA, 0,41 años de período, 0,483 de excentricidad y 8,9º de inclinación. |
| CATALINA |
También
llamado provisionalmente 2005JQ4. Descubierto en la primavera de 2005,
se catalogó como uno de los cuerpos celestes con riesgo de impacto en
nuestro planeta, fijando entonces fecha de encuentro la del 11 de junio
de 2085. |
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CATALONIA |
Asteroide número 13868; nombre provisional 1999 YZ8. Fue descubierto el 29 de diciembre de 1999 por el español Joan Guarro Flo, quien en su condición de catalán dio el nombre en latín de su región a este cuerpo celeste. Tiene 9,1 Km de diámetro y su órbita está en el cinturón de asteroides con un período de 4,09 años |
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CAVA |
Asteroide descubierto el 21 de agosto de 1902. |
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CEBRIONES |
Asteroide número 2363. |
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CENTESIMA |
Asteroide número 513. Fue descubierto el 24 de agosto de 1903 por el astrónomo Max Wolf. |
| CERES | Es el
primer asteroide descubierto, y lleva por lo tanto el número 1, y lo
fue el 1 de enero de 1801 por el siciliano Guiseppe Piazzi (1746-1826)
que le dio el nombre de la diosa romana de la agricultura. Su tamaño,
superior a la mayoría asteroides conocidos, lo definen 975 Km de
diámetro ecuatorial y 910 Km de diámetro polar (otras medidas dadas 965 por 961 por 891 Km); en 2001 solo se conocía
otro de mayor diámetro. Su período de rotación propia es de 9,078
horas. Su masa se calcula en 8,7x10^20 Kg y su densidad de 2,07 g/cm^3.
Es de clase C y gira con un período orbital de 4,6 años (1.681 días) a 2,55 UA por
2,767 UA, unos 413.900.000 Km del Sol, en una órbita de 10,6º de
inclinación y 0,079 de excentricidad. Una zona oscura del asteroide, de
unos 250 Km de diámetro, recibe el nombre de su descubridor, Piazzi. Su
superficie se piensa en 2001 que tiene hielo cubierto de polvo y que es
muy antigua; su temperatura en superficie se ha estimado en -38ºC. Se
comentaba en 2005, tras observaciones del telescopio Hubble (267
fotografías), que sus características estructurales eran propias de un
pequeño planeta.
En agosto de 2006, tras la redefinición de planeta, desdoblando la categoría con otra llamada planeta enano, Ceres pasó a ser considerado de esta última manera. En octubre de 2012 el observatorio espacial Herschel de la ESA detecta vapor de agua en Ceres, y lo confirma en marzo de 2013. Tal agua procede de hielo en su superficie que lo tiene en determinadas partes y el vapor parece que emana de dos puntos a razón de unos 6 Kg/seg. Estos dos lugares son más oscuros que el resto de la superficie lo que lleva a pensar que se calientan más. Pero quien ofrecerá más información de Ceres será la sonda Dawn en 2015 al situarse en órbita sobre el mismo. Entre los detalles vistos entonces aparece en el hemisferio sur una montaña de forma cónica de 5 Km de altura máxima (pero con media de 4 Km) que tiene laderas con áreas que brillan; fue bautizada como Ahuna Mons. Otro sitio, a 670 Km al noroeste del anterior, un cráter que sería bautizado como tiene unas llamativas zonas brillantes de origen desconocido en principio y que fueron bautizadas como Cerealia Facula (las más pequeñas se llaman Vinalia Faculae), teniendo por centro los 19,7º de latitud Norte y 239,6º de longitud Sur; de unos 92 Km de diámetro, el borde del mismo es en algunos sitios casi vertical, elevándose de repente hasta en casi 2 Km. Las citadas áreas de brillo, de las que se cuentan hasta 130 puntos aunque principalmente son 10, se dice a final de 2015, que pueden ser sulfatos de magnesio hidratados. Su edad parece ser que es de unos 4 millones de años, 30 millones más joven que el resto del cráter. En los meses siguientes se dice que también podrían ser de hielo de agua; el Observatorio Europeo Austral observó que los mismos varían ligeramente a diario, lo que ha sido interpretado como material volátil, posiblemente por influencia de la iluminación solar. En tal cráter, según datos de mediado 2016, hay la mayor concentración mineral de carbonatos hallada hasta entonces fuera de nuestro planeta. En cuanto al mineral que predomina en el área del citado brillo se dice entonces que es el carbonato de sodio, que procedería del subsuelo, que sería más caliente de lo creído anteriormente pensando en el origen terrestre hidrotermal de tal mineral, lo que nos lleva a pensar que Ceres tiene agua líquida en su interior y que por tanto podría tener algún marsubterráneo. Por otra parte, en las zonas de sombra perpetua de Ceres, más frías que otras, como algunos fondos de cráteres y en los polos, se cree que podría haber agua congelada desde hace mil millones de años; allí, la temperatura se estima menor de los 151ºC bajo cero. De todos estos lugares, el mayor identificado hasta 2016 está en un cráter de 16 Km de diámetro a 65 Km del Polo Norte de Ceres. En general, los cráteres de Ceres ninguno tiene un diámetro mayor de los 280 Km. Solo tiene 16 cráteres mayores de 100 Km, pero sin sobrepasar la cifra citada. Estimando que debería tener muchos más cráteres de impacto de gran tamaño, se piensa (2016) que los mismos fueron tapados o borrados por material de relleno en los procesos geológicos que el planeta enano sufrió en su día, como el criovulcanismo. En febrero de 2017 se informa del hallazgo de la repetida sonda Dawn de compuestos orgánicos carbonados (radical metilo CH3- y metileno CH2) sobre la zona cercana al cráter Ernutet en el hemisferio Norte de Ceres. Posteriormente se dice que tales compuestos orgánicos de Ernutet parecen nativos y no llegados a través de la caída de meteoritos, cometas o asteroides. Aun más tarde, en 2023, se insiste en el origen autóctono de tales compuestos con ayuda probable de la presencia de agua y en las áreas de impacto. La misma sonda pone de relieve la existencia de mucho hielo de agua que ponen en evidencia los desprendimientos de terrenos allí observados. Tal hielo subterráneo se cree que propicia parte de tales desprendimientos al descongelarse. Donde más hielo se piensa que hay es cerca de la superficie en los polos. En torno a una ¼ parte de los cráteres de más de 10 Km tienen desprendimientos de tal tipo. Se considera posible que tal hielo existente en la corteza esté junto a sales y procedan todos ellos de un antiguo océano. El hielo se forma al congelarse el vapor de agua que sale de la corteza o del subsuelo, según evidenció la sonda Dawn (2018). Tal corteza se ha estimado que tiene unos 40 Km de espesor y contiene, además del agua y sales, también compuestos orgánicos (cráter Ernutet) e incluso quizá en altas concentraciones, lo que resulta sorprendente. En 2018, el estudio de los puntos brillantes de Occator, que se creen entonces principalmente de carbonato de sodio y cloruro de amonio, lleva a la conclusión que son resultados de actividad geológica. Se piensa que emanan del interior de la corteza en forma de fango. En el subsuelo cercano de tal cráter se cree que hay además hielo que lentamente se está sublimando. En 2019 se cree que las fallas mayores de Ceres son resultado de la contracción de su corteza o capas superiores. fango. En 2021 se identificaron en su superficie varios minerales con alto contenido en amonio, incluidos filosilicatos, cloruros y carbonatos. En 2022 se publica el hallazgo de más compuestos orgánicos y sales en el tercer cráter en tamaño de Ceres, el Urvara, de unos 170 Km de diámetro; tal formación tiene en su parte central una cordillera de unos 25 Km de longitud y 3 Km de altura. La antigüedad del cráter y sus partes es desigual, con diferencias de hasta 100 millones de años, lo cual evidencia su sometimiento a sucesivos procesos geológicos. En 2024 un estudio sobre datos de la sonda Dawn fija en menos de 6.000 años la antigüedad de los brillantes depósitos de hielo de Ceres. En el mismo año, otro estudio que utiliza simulaciones (Universidad de Purdue) se inclina a creer que la superficie de Ceres es una especie de fango congelado con rocas en una proporción de hielo de un 90%, tres veces más de lo estimado antes. En 2025 se da a conocer un estudio con Inteligencia Artificial acerca de los compuestos orgánicos de Ceres que dice que los mismos tienen un origen en impacto de asteroides. |
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CHAMBERS |
Asteroide descubierto el 7 de marzo de 1924. |
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CHERUSKIA |
Asteroide número 568. Fue descubierto el 26 de julio de 1905. |
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CHINA |
Asteroide número 1125. |
CHIRON |
Asteroide número 2060 descubierto por Charles Kowal el 1 de noviembre de 1977 tras tomar sus fotografías el 18 de octubre anterior; debe su nombre al sabio centauro tutor de Aquiles y Hércules. Tiene un diámetro que va de los 148 a 208 Km, una masa de 4.000 billones de Tm, es de la clase B y gira sobre si cada 5,9 horas. Rota en órbita solar de 8,46 UA de perihelio por 18,89 UA de afelio, con un período de 50,7 años, 0,383 de excentricidad y 6,93º de inclinación. Hay quien piensa de él que podría ser un cometa, siendo así catalogado como el 95P, pero su gran tamaño no se correspondería, aunque se le ha observado una coma de polvo y gas variables. Es probable que se trate de un cuerpo escapado del cinturón de Kuiper, sobre todo en consideración a su órbita peculiar. Pasó por su perihelio el 14 de febrero de 1996. |
CHLOË |
Asteroide número 402. |
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CHLORIS |
Asteroide descubierto el 7 de enero de 1896. |
| CHOPIN |
Asteroide
número 2620. Fue descubierto el 31 de octubre de 1986 por Eric Walter
Elst desde el Observatorio francés de la Alta Provenza. Lleva el nombre
del compositor polaco Frédéric Chopin. Tiene un diámetro de 28,53 Km.
Gira en el Cinturón de Asteroides en una órbita de 3,65 UA de afelio,
2,6 UA de perihelio y 2.019 días de período. Gira sobre sí cada 12,72
h. |
| CIBELES |
Asteroide
número 65. Fue
descubierto el 8 de marzo de 1861 por el alemán W. Tempel. Mide
302 Km por 290 Km por 232 Km y gira en una órbita a 515.800.000 Km del
Sol con un
período de 2.320,15 días, y una inclinación de 3,56º. Gira sobre sí
cada 168,37 días terrestres. |
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CIRCE |
Asteroide número 34. |
| CIURLIONIS |
Asteroide
número 2420. Fue descubierto el 3 de octubre de 1975 por el astrónomo
soviético Nikolái Stepánovich Chernyj desde el Observatorio Astrofísico
de Crimea. Recibió la designación provisional de provisional 1975TN y
lleva el nombre del compositor lituano Mikalojus Konstantinas
Čiurlionis. Gira en el Cinturón de Asteroides en una órbita de 2,902 UA
de afelio, 2,219 UA de perihelio y 1496,49 días de período. Gira sobre
sí cada 12,84 h. |
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CLAPTON |
Asteroide número 4305. Nombrado así en honor del cantante Eric Clapton. |
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CLARISSA |
Asteroide descubierto el 14 de noviembre de 1890. |
| CLARKE |
Asteroide
número 4923. Fue descubierto el 2 de marzo de 1981 por Schelte John Bus
desde Australia e inicialmente se le llamó 1981EO27, aunque luego fue
bautizado con el nombre del famoso escritor Arthur C. Clarke. Gira en
una órbita de 2,578 UA de afelio y 1,713 UA de perihelio, de 1.148 días
de período y 6,67º de inclinación. |
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CLEOPATRA |
Ver KLEOPATRA. |
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CLOCUS |
Asteroide número 1220. Asteroide de período de rotación propia bastante lento. |
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CLOELIA |
Asteroide número 661. |
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CLORINDE |
Asteroide descubierto el 28 de enero de 1889. |
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COELESTINA |
Asteroide descubierto el 27 de junio de 1884 desde el observatorio de Viena por Johann Palisa. |
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COLLINS |
Asteroide número 6471, así nombrado en honor del astronauta de Apollo 11 M. Collins. |
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COLOCOLO |
Asteroide descubierto el 18 de julio de 1968. |
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COMACINA |
Asteroide número 489. Fue descubierto el 2 de septiembre de 1902 por el observatorio alemán de Heidelberg. |
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COMAS SOLÁ |
Asteroide número 1655. Nombre provisional 1929WG. Fue descubierto el 28 de noviembre de 1929 desde el Observatorio de Fabra por J. Comas Solá. Recibió el nombre de este astrónomo catalán a título póstumo. Tiene 40,8 Km de diámetro. |
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CONCORDIA |
Asteroide descubierto el 24 de marzo de 1860. |
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CONSTANTIA |
Asteroide descubierto el 4 de septiembre de 1891 por Johann Palisa desde Viena. |
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CORBETT |
Asteroide número 2442. Tiene unos 6 Km de diámetro. |
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CORDUBA |
Asteroide número 365. |
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CORNELIA |
Asteroide número 425. Fue descubierto el 28 de diciembre de 1896. |
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CORONIS |
Asteroide número 158. Fue descubierto por Knorre el 4 de enero de 1876 desde Berlín. Su año es de 1.774 días y su afelio de 2,868 UA. También aparece a veces como KORONIS. |
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CORVINA |
Asteroide descubierto el 29 de diciembre de 1937. |
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COSTITX |
Asteroide número 20140. Fue descubierto por Manuel Blasco que puso el nombre del lugar donde está el Observatorio Astronómico de Mallorca al citado cuerpo celeste. |
| CREEDENCE |
Asteroide
número 19398. Fue descubierto el 2 de marzo de 1998 por los astrónomos
italianos Piero Sicoli y Pierangelo Ghezzi desde el Observatorio de
Sormano. Se le dio el nombre del grupo musical estadounidense Creedence
Clearwater Revival. |
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CRIMEA |
Asteroide descubierto el 30 de diciembre de 1929. |
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CROATIA |
Asteroide número 589. |
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CRONKITE |
Asteroide
número 6318. Tiene un diámetro de unos 2,5 Km aproximadamente.
Descubierto en 1990, a propuesta del Eleanor F. Helin del JPL,
este asteroide recibió el nombre del famoso cronista televisivo
de los tiempos de los Apollo Walter Cronkite.
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CRUITHNE |
Asteroide número 3753, descubierto en 1986. Tiene una peculiar trayectoria espiral sobre la Tierra, a la que acompaña arrastrado por la masa gravitatoria Tierra-Luna. Tal recorrido es único en nuestro Sistema Solar (junto al del objeto 2002AA29) y se dice que navega en una trayectoria co-orbital a la terrestre entre Mercurio y Marte y con inclinación. La máxima aproximación a la Tierra se produce todos los años y a 15.000.000 Km cada 385 años; el próximo acercamiento es en 2.285. Tiene 5 Km de diámetro tan solo y seguirá en tal órbita al menos durante 5.000 años, estimándose que fue captura en la actual hace unos 100.000 años. |
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CUITLAHUAC |
Asteroide descubierto el 16 de junio de 1979. |
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CURTIS |
Asteroide número 3621. Fue descubierto por N. G. Thomas y Anderson Mesa el 26 de septiembre de 1981. Provisionalmente denominado 1981-SQ1, recibiría el nombre del astrónomo estadounidense Heber Doust Curtis. |
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CYANE |
Asteroide número 403. |
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CYBELE |
Asteroide
número 65. Cibeles fue descubierto el 8 de marzo de 1861. Tiene 308 Km de
diámetro. En el mismo fue identificado en 2010 hielo y algunos
compuestos orgánicos. |
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DAMOCLES |
Asteroide número 5335. Gira en una órbita que se extiende en las de los planetas Marte y más allá Urano. |
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DANAË |
Asteroide número 61. Tiene un período de rotación propia sobre sí de 11 h 27 m. |
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DAPHNE |
Asteroide número 41. |
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DATURA |
Asteroide descubierto el 17 de diciembre de 1930. |
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DAVIDA |
Asteroide número 511. Fue descubierto por R. Dugan en 1903. Gira en una órbita solar a 475.400.000 Km del Sol, como distancia media, con 15,7º de inclinación y 5,67 años de período. Mide 357 Km por 294 Km por 231 Km, su rotación propia es de 5,17 h y su masa de 3x10^19 Kg. |
| DAVID BOWIE |
Asteroide
número 342843. Fue descubierto el 21 de diciembre de 2008 por el alemán
Felix Hormuth desde el Observatorio hispano-alemán de Calar Alto. Su
denominación provisional fue 2008YN3, y se le dio el nombre del músico
inglés que se deduce. Gira en el Cinturón de Asteroides en una órbita
de 2,993 UA de afelio, 2,50 UA de perihelio y 1.664 días de período.
Tiene un diámetro de unos 2 Km. |
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DEBETENCOURT |
Asteroide descubierto el 2 de junio de 1980. |
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DEBORAH |
Asteroide descubierto el 4 de agosto de 1904. |
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DEFLOTTE |
Asteroide número 1295. |
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DEIPHOBUS |
Asteroide número 1867. |
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DEJANIRA |
Asteroide descubierto el 1 de diciembre de 1875. |
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DELIA |
Asteroide número 395. Fue descubierto el 30 de noviembre de 1894. |
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DELILA |
Asteroide descubierto el 13 de marzo de 1905. |
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DELVAUX |
Asteroide descubierto el 18 de agosto de 1933. |
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DEMBOWSKA |
Asteroide número 349, descubierto el 9 de diciembre de 1892 por el astrónomo francés Auguste Charlois. Tiene un diámetro de unos 260 Km. Su período de rotación propia sobre sí es de 4 h 40 m. Posee una órbita de 8,3º de inclinación y 5 años de período. |
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DEMIDDELAER |
Asteroide descubierto el 2 de mayo de 1935. |
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DESDEMONA |
Asteroide descubierto el 23 de julio de 1908. |
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DESIDERATA |
Asteroide número 344. |
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DIANA |
Asteroide número 78. |
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DIDO |
Asteroide descubierto el 22 de octubre de 1879. |
| DIDYMOS |
Asteroide
número 65803. Fue descubierto el 11 de abril de 1996 por Joe Montani
(programa Spacewatch de la Universidad de Arizona); su nombre significa
“gemelo”. Está en una órbita cercana a la de la Tierra con 2,27 UA de
afelio, 1,013 UA de perihelio, 3,4º de inclinación y 770 días de
período. Mide 780 m de diámetro. Tiene una lunar denominada Dimorphos
(“dos formas”), de 160 m de diámetro, que fue descubierto en 2003. El
período de rotación de Dimorphos sobre su compañero es de 11 h 55 min.
Fue
elegido como objetivo para la misión espacial DART/Hera
en 2022. Tal sonda impactó sobre Dimorphos el 27 de septiembre de tal
2022 para desviar ligeramente su órbita. El choque acortó el período
del objeto en 33 min 15 seg, haciendo que su órbita no sea ya circular,
y cambió un poco su forma. La distancia de la órbita de Dimorphos a
Didymos era de 1.189 m y tras el impacto pasó a ser 37 m menor, 1.152
m. El nuevo período orbital del satélite del asteroide es ahora de 11 h
22 min 03 seg. El estudio de las superficies determinó que el asteroide
satélite tiene unos 300.000 años de antigüedad (por desprendimiento del
asteroide madre), en tanto que Didymos tiene unos 12,5 millones de años. |
| DINKINESH |
Asteroide número 152830. Fue descubierto el 4 de noviembre de 1999 por el equipo LINEAR. Inicialmente llamado 1999VD57, fue finalmente denominado con el nombre etíope de un fósil de ancestro humano y a su vez significa “eres maravillosa” en amárico. Circula en una órbita de 2,43 UA de afelio, 1,94 UA de perihelio, y un período de 3,24 años. Mide unos 700 m de diámetro medio y rota sobre sí con un período de 52,7 h. Fue asignado como objetivo de exploración de la sonda USA Lucy en 2023. Tal sonda descubrió el 1 de noviembre de 2023 que el asteroide es un sistema doble que tiene pues un satélite. Se determina entonces que el cuerpo mayor tiene 790 m de diámetro y 220 m el menor. El satélite son en realidad dos cuerpos casi pegados. El pequeño ha sido llamado Selam (que significa “paz” en etíope) y su antigüedad se ha estimado en 2024 en solo unos 3 millones de años. |
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DIONE |
Asteroide número 106. Fue descubierto por Waltson el 10 de octubre de 1868. Su período orbital es de 5,67 años. |
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DIOTIMA |
Asteroide descubierto el 7 de diciembre de 1896. |
| DJANGO |
Asteroide
número 9429. Fue descubierto el 28 de febrero de 2001 por el astrónomo
estadounidense Ron Dyvig. Recibió la designación provisional de
provisional 2001DX86 y lleva el nombre del guitarrista belga Django
Reinhardt . Gira en el Cinturón de Asteroides en una órbita de 3,72 UA
de afelio, 2,515 UA de perihelio y 2.011,3 días de período. |
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DODONA |
Asteroide número 382. |
| DONALDJOHANSON |
Asteroide
número 52246. Fue descubierto el 2 de marzo de 1981 por S. J. Bus desde
el observatorio de Siding Spring; le fue puesto el nombre del
antropólogo Donald Johanson, descubridor de los fósiles del homínido
que llamó Lucy. Gira en una órbita de 2,827 UA de
afelio, 1,94 UA de perihelio, 4,42º de inclinación, y un período de
3,68 años. Gira sobre sí con un período de 251 h. Está en el Cinturón
de Asteroides. Fue fijado como uno de los objetivos de la sonda Lucy para
visitar en 2025. Las imágenes enviadas por la citada sonda muestran que
tiene forma de cacahuete; consta de dos cuerpos unidos por un cuello,
con una longitud total de unos 8 Km y una anchura de 3,5 Km como
máximo. Su geografía fue bautizada con nombres propios del ámbito
antropológico antes referido (en realidad geografía de Tanzania), y así
son llamados el cuerpo mayor Olduvai Lobus y el lóbulo menor Afar
Lobus, y una zona Hadar Regio; otros como el cuello que une los lóbulos
se nombra Windover Collum (cerca de Cabo Cañaveral), y otra zona
Minatogawa Regio (de Japón). |
| DON QUIJOTE |
Asteroide número
3552. Fue descubierto por Paul Wild el 26 de septiembre de 1983. Es
del tipo Amor y tiene unos 19 Km de diámetro medio. Gira en una
órbita de 7,237
UA de afelio y 1,2088 UA de perihelio con 8,68 años de período.
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| DOPPLER |
Asteroide
número 3905. Fue descubierto por Antonin Mrkos el 28 de agosto de 1984.
Su órbita tiene un período de 33,26
años. Según se ha determinado en 2013 son en realidad dos asteroides
que, muy cercanos, orbitan entre ellos con un período de 51 horas. El
menor es de un tamaño un 75% del otro. |
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DORIS |
Asteroide número 48. |
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DRESDA |
Asteroide descubierto el 3 de noviembre de 1886 por Johann Palisa desde Viena. |
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DURDA |
Asteroide descubierto el 26 de diciembre de 1992. |
| DVORAK | Asteroide
número 2055. Fue descubierto el 19 de febrero de 1974 por el checo
Luboš Kohoutek desde el Observatorio alemán de Hamburgo-Bergedorf.
Lleva el nombre del compositor checo Antonín Dvořák. Gira cruzando la
órbita de Marte en una trayectoria de 3,029 UA de afelio, 1,59 UA de
perihelio y 1.282 días de período. Rota sobre sí cada 4,405 h. |
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DYNAMENE |
Asteroide descubierto el 27 de julio de 1879. |
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DYONYSUS |
Asteroide número 3671 descubierto en 1984. Vaga por el espacio acompañado de un pequeño satélite hallado por los astrónomos Stefano Mottola y Gerhard Hahn en 1997; fue el segundo caso descubierto de asteroide con satélite. Este último recibió el nombre de S/1997 (3.671) de modo provisional. Su órbita pasa bastante cerca de la de la Tierra. Su ciclo es de 13 años. El 6 de julio de 1997 pasó a 17.000.000 Km de nuestro planeta. Su período de rotación es de 2,7 horas y su brillante superficie envuelve un cuerpo de solo 1 Km de diámetro. |
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EBRO |
Asteroide
número 37391. Fue descubierto el 1 de diciembre de 2001 por Jame
Nomen desde el Observatorio del Ebro. Tiene 8 Km de diámetro, su
período es de 3,5 años y está en el cinturón de asteroides,
pasando su perihelio a 0,15 UA de la órbita de Marte.
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ECKERT |
Asteroide descubierto el 15 de julio de 1950. |
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ECHO |
Asteroide número 60. Fue descubierto el 14 de septiembre de 1860. |
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EDMEE |
Asteroide descubierto el 27 de enero de 1935. |
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EDNA |
Asteroide número 445, descubierto el 2 de octubre de 1899. |
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EGEA |
Asteroide de unos 320 Km de diámetro, que gira en una órbita de 5,59 años de período y 3,8º de inclinación. Gira sobre sí con un período de 18 h y tiene una masa estimada en 6x10^19 Kg. |
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EGERIA |
Asteroide número 13. Fue descubierto en 1850 por De Gasparis. Tiene unos 238 Km de diámetro y gira en una órbita de 4,14 años de período y 16,5º de inclinación. |
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EHRDNI |
Asteroide número 2113. Tiene unos 5 Km de diámetro. |
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EICHSFELDIA |
Asteroide descubierto el 15 de febrero de 1899. |
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EINSTEIN |
Asteroide número 2001. Nombrado así en memoria de Albert Einstein. |
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EKARD |
Asteroide descubierto el 7 de noviembre de 1909. |
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EL DJEZAIR |
Asteroide descubierto el 26 de mayo de 1916. |
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ELEKTRA |
Asteroide
número 130. Fue descubierto en 1873. Tiene unos 200 Km de diámetro. Se
detectaron hidrocarburos en su superficie. En 2022, tras examen de
fotografías de diciembre de 2014, se supo que tiene 3 satélites, el
primero con tanta luna; 2 de ellos tienen 6 y 2 Km de diámetro, y el
tercero en torno a 1 Km. |
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ELFRIEDE |
Asteroide número 618. |
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ELSA |
Asteroide número 182, descubierto el 7 de febrero de 1878. |
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ELVIRA |
Asteroide descubierto el 3 de mayo de 1888. |
| ELVIS |
Asteroide
número 17059. Fue descubierto el 15 de abril de 1999 por el astrónomo
aficionado australiano John Broughton. Recibió la designación
provisional de provisional 1999GX5 y lleva el nombre del cantante
estadounidense Elvis Presley (1935–1977). Gira en el Cinturón de
Asteroides en una órbita de 2,619 UA de afelio, 2,217 UA de perihelio y
1.373 días de período. |
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EMANUELA |
Asteroide número 576. |
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EMITA |
Asteroide número 481. |
| EMMA |
Asteroide número 283. Tiene un diámetro medio de unos 145 Km. Va acompañado de un satélite llamado S/2003(283)1, el que está distante unos 581 Km. |
| ENRICOCARUSO |
Asteroide
número 37573. Fue descubierto el 23 de octubre de 1989 por el astrónomo
alemán Freimut Börngen. Recibió la designación provisional de
provisional 1989UB7 y lleva el nombre del tenor italiano Enrico Caruso.
Gira en el Cinturón de Asteroides en una órbita de 2,86 UA de afelio,
1,90 UA de perihelio y 1.341 días de período. |
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ENYA |
Asteroide número 6433. Nombrado así en honor de la cantante irlandesa Enya. |
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EOS |
Asteroide número 221. Fue descubierto en 1882 por Palisa desde Viena. Su año es de 1.913 días y su afelio de 3,011 UA. |
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ERDA |
Asteroide descubierto el 4 de junio de 1918 por Max Wolf. |
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ERFORDIA |
Asteroide descubierto el 10 de mayo de 1932. |
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ERIDA |
Asteroide número 718. Fue descubierto por Palisa en 1911. Tiene un período orbital de 5,34 años. |
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ERIGONE |
Asteroide descubierto el 26 de abril de 1876. |
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ERINIA |
Asteroide número 889. Fue descubierto por Wolf en 1918. |
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ERNESTINA |
Asteroide descubierto el 5 de marzo de 1910. |
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EROS |
Asteroide
número
433. Eros debe su nombre al de la diosa griega del amor. Fue
descubierto por el alemán Gustav Witt el 13 de agosto de 1898 en
Berlín, siendo visto por telescopio a la vez desde Niza por
Auguste Charlois. Tiene 32,7 Km de longitud por unos 13 de ancho y
13 Km de alto; es pues de forma alargada, y de cierto parecido a
un cacahuete. Tiene un período de rotación propia de 5,27 horas.
El brillo es notablemente oscilante debido a tal giro. Su masa es
de alrededor de los 6,69 billones de Tm, según la sonda NEAR, y
su densidad de 2,67 gramos/cm^3, idéntica a la terrestre, con un
volumen de 2.500 Km^3. Su corteza es de unos 90 m de gruesa de
todo tipo de rocas, fragmentos y polvo, entre los que se
manifiestan los cráteres. Su velocidad de escape es de entre 3,1
y 21,7 m/seg. Su antigüedad se cifra en los 4.000 millones de
años. Es de la clase S. Su órbita, de un perihelio de 1,13 UA y
un afelio de 1,46 UA, 643 días de período, 0,223 de
excentricidad, y 10,8º de inclinación respecto a la eclíptica
de los planetas, está a 370 millones de Km de la nuestra, y
podría haber sido perturbada o al menos es poco habitual, del
tipo Amor, con trayectoria de acercamiento a solo 22 millones de
Km de la de la Tierra en 1975. El siguiente paso es en febrero del
2012 y la distancia calculada es de más de 800.000 Km a la
Tierra. Es el segundo asteroide en tamaño de los que pasan cerca
de nuestro planeta y su composición básica es de silicatos.
Al mismo fue dirigida la sonda NEAR en 1996 para su estudio y llegó en sobrevuelo a finales de 1998 obteniendo varios cientos de fotografías, 222 desde la mínima distancia de 3,83 Km, poniendo de relieve unas dimensiones menores a las esperadas de Eros. En su superficie se distinguen 2 grandes cráteres, el mayor de 7,6 Km de diámetro, nombrado luego Shoemaker, y una hendidura de unos 20 Km de larga; aparte de este cráter mayor, formado posiblemente por impacto de algún meteorito hace más de 1.000 millones de años, las otras dos formaciones mayor se denominaron Himeros y Psyche. El 14 de febrero de 2000 la misma nave quedó satelizada en Eros, a unos 200 Km de altura, desde donde realizó observaciones diversas del asteroide y amplió la toma de fotografías hasta varias decenas de miles. Evidenció la antigüedad del cuerpo, plagado de cráteres de menos de 1,6 Km de diámetro, la mayoría de menos de 1 Km, como resultado del bombardeo inicial existente en la creación de nuestro Sistema Solar. Pero el 90% de los cráteres de menos de 100 m han desaparecido quizá debido a las vibraciones sísmicas por otros impactos. Pese al débil campo gravitatorio de este cuerpo, de solo 0,06 % del de la Tierra, en su superficie la citada sonda determinó la existencia de 6.760 cuerpos, piedras y rocas, las mayores de 15 m de diámetro, lo que sorprendió a los astrónomos, sobre un total de 1.125 Km^2; el 44 % de tales rocas están en el citado cráter Shoemaker. Curiosamente, algunos cráteres hallados allí son de forma cuadrada debido a fracturas en el terreno. Tal sonda indicó la existencia de hierro, silicio y magnesio, así como algo de calcio y aluminio. Su superficie se mostró homogénea y con gran cantidad de piedras de entre 10 y 20 y hasta 100 m de diámetro que, pese a la baja gravedad, permanecen allí, posiblemente como resultado de una aproximación no violenta. Por lo demás el suelo de este cuerpo celeste posee una capa bastante fina de polvo, con algunos depósitos llanos sobre hendiduras y cráteres, posiblemente originados por la acción del Sol en efectos de cargas electrostáticas. Gracias a los datos de la sonda, los astrónomos han interpretado que la formación de Eros es el resultado de una acumulación propia de materia, sin que haya sido el resultado de la fragmentación de un cuerpo mayor en la propia creación del Sistema Solar. La sonda también indicó la falta de un campo magnético, ni global ni local alguno, en el asteroide para sorpresa de muchos astrónomos. Uno de los cráteres del lugar donde finalmente se posó la sonda NEAR fue nombrado Dulcinea, el personaje del Quijote de Cervantes. Según
trascendió primero en 1996 y luego en 2000, los astrónomos han
calculado que los próximos 1.000 millones de años, Eros tiene un
5 % de posibilidades de chocar con nuestro planeta; inicialmente,
con sensacionalismo, se alarmó con un 50% de posibilidades en un
período entre los próximos 1.140.000 a 100 millones de años.
El 12 de febrero de 2001, la sonda NEAR logro posarse sobre Eros, en el lugar llamado Himeros, a pesar de no estar proyectada para ello, siendo así el primer contacto con un asteroide de un ingenio humano. Tal lugar fue fotografiado en el acercamiento, resultando así las primeras imágenes de cerca del suelo de un asteroide. |
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ESCLANGONA |
Asteroide descubierto el 21 de diciembre de 1938. |
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ESTHER |
Asteroide descubierto el 13 de noviembre de 1906 por Joel Metcalf. |
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ETHERIDGEA |
Asteroide descubierto el 1 de abril de 1892. |
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EUCHARIS |
Asteroide número 181. Fue descubierto el 2 de febrero de 1878. |
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EUDORA |
Asteroide descubierto el 30 de agosto de 1880. |
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EUFROSINA |
También Eufrósine. Tiene unos 256 Km de diámetro. |
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EUGENIA |
Asteroide número 45; fue descubierto el 27 de junio de 1857. Tiene 215 Km de diámetro por lo que es bastante grande. Su densidad es de 1,2 g/cm^3. Tras una campaña al efecto del Southwest Research Institute de Colorado, en 1999 se detectó desde el observatorio de Mauna Kea, Hawai, un cuerpo de un brillo 100 veces menor que el asteroide lo que se interpreta como un pequeño compañero, S/1998(45)1 o Petit-Prince, de unos 10 Km, 13 a lo sumo, a una distancia de 1.164 Km. El período de giro sobre Eugenia de este cuerpo es de 4,7 días. Luego se halló otro satélite llamado S/2004(45)1 que se sitúa a 610 Km del asteroide. |
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EUKRATE |
Asteroide número 247. |
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EUNIKE |
Asteroide número 185. |
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EUNOMIA |
Asteroide número 15. Fue descubierto en 1851 por De Gasparis. Mide 357 Km por 255 Km por 212 Km, y gira a una distancia del Sol de 395.500.000 Km. Su órbita es de 11,7º de inclinación, su año de 4,3 años terrestres y su día o rotación propia de 6,08 h. Su masa se estima en 4x10^19 Kg. |
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EUPHROSYNE |
Asteroide
número 31, descubierto el 1 de septiembre de 1854. Tiene 260 Km de
diámetro. Su órbita se sale del habitual de la eclíptica. También
llamado Eufrósine, su nombre da lugar a una familia de asteroides con
una órbita como la del presente, que se cree resultado de una gran
colisión masiva hace unos 700 millones de años. |
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EUREKA |
Asteroide número 5261. Recorre trayectoria co-orbital con Marte y se clasifica como un Troyano de Marte. |
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EURIDICE |
Asteroide número 75. Fue descubierto en 1862 por Peters. Su período orbital es de 4,37 años. |
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EUROPA |
Asteroide número 52. Fue descubierto por Goldschmidt en 1858. Mide 379 Km por 330 Km por 249 Km y gira a una distancia media del Sol de 463.300.000 Km, siendo su período orbital de 5,45 años. |
| EURYANTHE |
Asteroide
número 527. Fue descubierto el 20 de marzo de 1904 por Maximilian Franz
Wolf desde el observatorio alemán de Heidelberg-Konigstuhl. Lleva el
nombre de un personaje de una ópera del alemán Carl Maria von Weber.
Gira en el Cinturón de Asteroides en una órbita de 3,137 UA de afelio,
2,31 UA de perihelio y 1.643 días de período. Gira sobre sí cada 26 h.
Tiene un diámetro de 52,9 Km. |
| EURYBATES |
Asteroide
número 3548. Fue descubierto el 19 de septiembre de 1973 por C. J. van
Houten, I. van Houten-G. y Tom Gehrels, desde el observatorio de Monte
Palomar. Gira en una órbita de 5,65 UA de afelio, 4,73 UA de perihelio,
8,06º de inclinación y 11,83 años de período. Gira sobre sí con un
período de 8,7 h. Es un troyano de Júpiter que está en su misma franja
orbital. Fue fijado como uno de los objetivos de la sonda Lucy para
visitar en 2027. En enero de 2021, con ayuda del telescopio espacial Hubble, se descubrió que tiene un pequeño satélite. |
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EURYNOME |
Asteroide número 79. |
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EUTERPE |
Asteroide número 27, descubierto el 8 de noviembre de 1853 por John Russell Hind. Tiene un período de rotación propia sobre sí de 8 h 30 m. Su órbita, de 2,75 UA de afelio y 1,943 UA de perihelio, tiene un período de 1.313 días y una inclinación de 1,6º. Su diámetro es de 96 Km. Rota sobre sí con un período de 10,41 h. |
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EVA |
Asteroide número 64, descubierto el 12 de julio de 1876 por Pablo Henry. Su período orbital es de 4,28 años. |
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EVELYN |
Asteroide descubierto el 19 de enero de 1903. |
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FABRE |
Asteroide descubierto el 27 de febrero de 1951. |
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FAÏNA |
Asteroide número 751. |
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FANTASIA |
Asteroide número 1224. Fue descubierto en 1927 por Belyavsky. Su período orbital es de 3,5 años. |
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FAYELA |
Asteroide número 1418. Fue descubierto en 1903 por Gotz. |
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FELICITAS |
Asteroide descubierto el 9 de octubre de 1869. |
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FENNIA |
Asteroide número 1456. Fennia significa Finlandia en latín. Fue descubierto en 1938 por Väisälä. Tiene un período orbital de 5,69 años. |
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FEODOSIA |
Asteroide descubierto el 29 de noviembre de 1924 por el alemán Karl Reinmuth desde el Observatorio de Heidelberg. |
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FERONIA |
Asteroide número 72. |
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FIDELIO |
Asteroide
número 524, bautizado con el nombre de la famosa ópera de Beethoven.
Fue descubierto por Max Wolf el 14 de marzo de 1904 desde el
Observatorio de Heidelberg. Tiene un afelio de 2,97 UA, un perihelio de
2,3 UA y un período de 1.564 días. Su diámetro es de 71,73 Km y rota
sobre sí con un período de 14,2 h. |
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FIDES |
Asteroide número 37. |
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FLORA |
Asteroide número 8. Fue descubierto por John Russell Hind en 1847 desde Londres. Su año es de 1.193 días y su día de 13,6 h. Su afelio es de 2,201 UA. El diámetro se estima en 163 Km. La inclinación orbital es de 5,9º. Debe su nombre a la diosa romana de las flores y los jardines. |
| FLORENCE | Asteroide
número 3122. Fue descubierto el 2 de marzo de 1981 desde el
observatorio de Siding Spring; debe su nombre a la británica fundadora
de la moderna enfermería, Florence Nightingale. Rota en una órbita de
2,5164 UA de afelio y 1,0205 UA de perihelio. Tiene 4,4 Km de diámetro
y es de tipo Amor y NEO.Su período es de 859 días y rota sobre sí con un período de 2,4 h.
Lleva consigo dos pequeños satélites de unos 200 m de tamaño
aproximadamente que giran sobre el cuerpo principal con períodos de 8 y
24 h. Pasa aproximadamente a 7.000.000 Km de la Tierra el 1 de
septiembre de 2017, pero el siguiente paso cercano a nuestro planeta no
ocurrirá hasta el año 2.500. |
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FLORENTINA |
Asteroide número 321. Fue descubierto el 15 de octubre de 1891. Tiene un período de rotación propia sobre sí de 2 h 52 m. |
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FOCEO |
Asteroide número 25. Fue descubierto por Charconac en 1853 desde Marsella. Su año es de 1.358 días y su afelio es de 2,402 UA. |
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FOLUS |
Asteroide número 5145 (denominación provisional 1992AD). Fue descubierto el 9 de enero de 1992 por el Spacewatch y es en su tiempo el asteroide más lejano conocido. Tiene un diámetro de 140 Km, un período de 92.574 años con un afelio de 32 UA, una inclinación orbital de 24,6825º, una excentricidad orbital de 0,575547, y rota sobre sí cada 9,996 h. Su perihelio de 8,667789 UA lo cruzó el 26 de septiembre de 1991. Se cree que es el núcleo de un cometa. De color rojizo, se cree que puede tener en su superficie compuestos orgánicos. |
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FORSYTIA |
Asteroide descubierto el 20 de noviembre de 1925 por el alemán Karl Reinmuth. |
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FORTUNA |
Asteroide número 19. Tiene un período de rotación propia sobre sí de 7 h 27 m. Su período orbital es de 3,82 años, con una inclinación orbital es de 1,5º. Su diámetro es de 160 Km. |
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FRANCETTE |
Asteroide descubierto el 3 de diciembre de 1931. |
| FREDDIEMERCURY |
Asteroide
número 17473. Fue descubierto el 21 de marzo de 1991 por el astrónomo
belga Henri Debehogne desde el Observatorio chileno de La Silla.
Recibió la designación provisional de provisional 1991FM3 y lleva el
nombre del cantante inglés Freddie Mercury. Tiene un diámetro de 3,43
Km. Gira en el Cinturón de Asteroides en una órbita de 2,76 UA de
afelio, 2,019 UA de perihelio y 1.349,2047 días de período. |
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FREIA |
Asteroide descubierto el 21 de octubre de 1862. |
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FRIEDERIKE |
Asteroide descubierto el 18 de julio de 1904. |
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FRIGGA |
Asteroide descubierto el 12 de noviembre de 1862 por Christian Heinrich Friedrich Peters. |
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FRINGILLA |
Asteroide descubierto el 3 de febrero de 1911. |
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GABY |
Asteroide descubierto el 27 de febrero de 1930. |
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GAIKA |
Asteroide descubierto el 21 de julio de 1935. |
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GALATEA |
Asteroide número 74. |
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GALENA |
Asteroide número 427. Fue descubierto desde Niza por Auguste Charlois en 1897. Su período orbital es de 5,12 años. |
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GALLIA |
Asteroide número 148. |
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GANYMED |
Asteroide número 1036. Fue descubierto por el alemán Walter Baade el 23 de octubre de 1924. Tiene su órbita una inclinación de 26,4º, un período de 4,33 años, un afelio de 4,09 UA y un perihelio de 1,24 UA. |
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GARCÍA |
Asteroide
número 4442. Fue descubierto el 14 de septiembre de 1985 por el equipo
Spacewatch desde el Observatorio Nacional de Kitt Peak, Arizona (USA).
Lleva el nombre del músico estadounidense Jerry García. Tiene un
diámetro de 14,53 Km. Gira en el Cinturón de Asteroides en una órbita
de 3,73 UA de afelio, 2,28 UA de perihelio y 1.905,9 días de período. |
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GARRADD |
Asteroide descubierto el 22 de junio de 1990. |
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GARUMNA |
Asteroide descubierto el 29 de enero de 1878. |
GASPRA |
Asteroide número 951. El llamado Gaspra, fue descubierto por Gregory N. Neujmin el 30 de julio de 1916. Asteroide de la clase S, tiene unos 10 billones de Tm de masa. Es un trozo de otro cuerpo originalmente mayor que gira en una órbita media de unos 330.000.000 Km de distancia del Sol, o 2,2 UA, 1,82 UA de perihelio y 2,59 UA de afelio, con un período de 3,29 años, 0,146 de excentricidad y 5,1º de inclinación (4º según otra fuente). Mide unos 18,2 Km de longitud por 10,5 por 8,9 Km (o 19,5 por 12 por 11, o bien 15 por 10 por 9 Km, según otras fuentes). Gira sobre sí cada 7,042 horas. Su campo magnético es acusado, distorsionando el del campo interplanetario en grado resaltable (datos de la sonda Galileo), probablemente por contener material metálico magnetizado anteriormente. Su superficie está plagada de cráteres de impacto y está recubierta de polvo muy fino procedente de roca pulverizada. La temperatura captada por la sonda Galileo en tal suelo fue de –43ºC. Su velocidad de escape, de 10 m/s, es tan baja que un ciclista o un buen velocista de pié entraría en órbita sobre el mismo. Sus accidentes geográficos fueron bautizados con diversos nombres: Regiones con los nombres de Neujmin, Dunne, y Yeates, y cráteres con los de Spa, Lisdoonvarna, Aix, Marienbad, Río Hondo, Bath, Ramfosa, Yalova, Moree, Brookton, Bagnoles, Alupka, Calistoga, Badgastein, Mandal, Beppu, Miskhor, Ixtapan, Zohar, Helwan, Baden-Baden, Katsiveli, Manikaran, Carlsbad, Charax, Krynica, Rotorua, Saratoga, Tang-Shan, Yalta y Loutraki. Fue estudiado por la sonda Galileo en 1991. |
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GAULT |
Asteroide número 6478. También llamado inicialmente 1988JC1, fue descubierto el 12 de mayo de 1988. Mide 3,7 Km de diámetro. Gira en órbita de 2,75 UA de afelio y 1,86 UA de perihelio. Su período es de 1.278 días (3,5 años). Se está fragmentando y muestra por ello dos colas con polvo y escombros. |
GEERTRUIDA |
Asteroide descubierto el 23 de abril de 1930. |
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GEOGRAPHOS |
Asteroide número 1620. Muy alargado (el que más del que se tenga noticia), de 5,1 Km por 1,8 Km, tiene una masa de 4.000 millones de Tm, y un período de rotación propia de 5,222 horas. Es de la clase S y gira en una órbita solar de un perihelio de 0,8 UA, un afelio de 1,6 UA, un período de 1,39 años, una excentricidad de 0,335 y una inclinación de 13,3º. Fue descubierto en 1951 desde el Observatorio Palomar de San Diego y su nombre se dedicó a la prestigiosa Sociedad Geográfica Nacional. Pasó a 5.100.000 Km de la Tierra en agosto de 1994. |
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GERDA |
Asteroide descubierto el 31 de julio de 1872. |
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GERTI |
Asteroide descubierto el 21 de enero de 1925. |
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GISELA |
Asteroide descubierto el 12 de enero de 1893. |
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GLAUKE |
Asteroide número 288 descubierto el 20 de febrero de 1890. Este asteroide tiene un período de rotación propia bastante lento; es decir, que gira sobre si muy despacio. |
| GLINKA |
Asteroide
número 2205. Fue descubierto el 18 de enero de 1975 por la soviética
Liudmila Ivanovna Chernyj desde el Observatorio Astrofísico de Crimea.
Recibió la designación provisional de provisional 1973SU4 y lleva el
nombre del compositor ruso Mijaíl Glinka. Gira en el Cinturón de
Asteroides en una órbita de 3,371 UA de afelio, 2,635 UA de perihelio y
1.901 días de período. |
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GOBERTA |
Asteroide descubierto el 8 de septiembre de 1891 por el astrónomo francés Auguste Charlois. |
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GOETHE LINK |
Asteroide descubierto el 12 de octubre de 1964. |
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GOLEVKA |
Asteroide número 6489. Tiene un diámetro de unos 400 m y su irregular forma se asemeja ligeramente a una muela. Su peso se calculó en 210.000.000 Tm. Fue observado por radar entre 1991 y 2003 en 4 oportunidades para establecer la influencia de la radiación solar en los parámetros orbitales, muy leve pero apreciable. |
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GORDONIA |
Asteroide número 305. |
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GORGO |
Asteroide descubierto el 13 de mayo de 1909. |
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GOTHLANDIA |
Asteroide número 1188. Nombre provisional 1930SB. Descubierto el 30 de septiembre de 1930 desde el Observatorio catalán de Fabra por el español Comas Solá que le dio un nombre mítico original de Cataluña. Tiene 13,8 Km de diámetro. |
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GOYA |
Asteroide número 6592. Nombrado así en memoria del pintor español Francisco de Goya. |
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GRABIELLA |
Asteroide descubierto el 20 de enero de 1893. |
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GRANADA |
Asteroide número 1159. |
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GRANADOS |
Asteroide
número 24681. Fue descubierto el 29 de diciembre de 1989 por E. W. Elst
desde la francesa Haute Provence. Su nombre provisional fue 1989YE6,
antes de darle el nombre del músico español Enrique Granados. |
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GRATIA |
Asteroide número 424, descubierto el 31 de diciembre de 1896. |
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GRETIA |
Asteroide número 984. Tiene un período de rotación propia sobre sí de 5 h 46 m. |
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GRIEG |
Asteroide descubierto el 25 de diciembre de 1989. |
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GUDRUN |
Asteroide número 328. |
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GUDULA |
Asteroide descubierto el 9 de marzo de 1915. |
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GYPTIS |
Asteroide número 444. |
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HAKOILA |
Asteroide descubierto el 24 de febrero de 1938. |
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HALAWE |
Asteroide descubierto el 20 de octubre de 1903. |
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HALE |
Asteroide descubierto el 2 de diciembre de 1923. |
| HANDEL |
Asteroide
número 3826. Fue descubierto el 27 de octubre de 1973 por el astrónomo
alemán Freimut Börngen desde el Observatorio Karl Schwarzschild
(Alemania). Recibió la designación provisional de provisional 1973UV5 y
lleva el nombre compositor alemán Georg F. Händel. Gira en el Cinturón
de Asteroides en una órbita de 2,534 UA de afelio, 1,944 UA de
perihelio y 1.224,26 días de período. |
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HANNA |
Asteroide descubierto el 24 de julio de 1933. |
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HARMONIA |
Asteroide número 40; también denominado Armonia. Fue descubierto el 31 de marzo de 1856 por Goldschmidt. Tiene un período de rotación propia sobre sí de 9 h 08 m. Su órbita tiene un período de 3,41 años y una inclinación de 4,3º. Su diámetro es de unos 90 Km. |
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HATHOR |
Asteroide que el 21 de octubre de 1976 pasó a algo más de 1.000.000 Km de nuestro planeta. |
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HAVNIA |
Asteroide descubierto el 12 de marzo de 1893. |
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HEBE |
Asteroide número 6. Descubierto en 1847 por Hencke. Tiene unos 195 Km de diámetro. Su período u año es de 3,78 años, su inclinación orbital de 14,8º y su período de rotación propia de 7,28 h. Su masa se estima en 2x10^19 Kg. |
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HÉCTOR |
Asteroide número 624. Es uno de los mayores cuerpos asteroides del Sistema Solar que tiene una forma más irregular con 370 Km por 195 Km de diámetro. Tiene un período de rotación propia sobre sí de 6 h 55 m. |
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HECUBA |
Asteroide descubierto el 2 de abril de 1869. |
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HEDDA |
Asteroide número 207, descubierto en 1879. |
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HEIDELBERGA |
Asteroide descubierto el 4 de marzo de 1892. |
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HEKATE |
Asteroide número 100. Fue descubierto el 11 de julio de 1868. |
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HEKTOR |
Asteroide descubierto el 10 de febrero de 1907. |
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HELIO |
Asteroide número 895. |
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HELMA |
Asteroide número 1273. Tiene unos 6 Km de diámetro. |
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HENAN |
Asteroide descubierto el 20 de diciembre de 1965. |
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HENDRICKS |
Asteroide número 6066. Tiene su órbita cerca de la de Marte y debe su nombre, dado en 1996, al creado del canal de TV Discovery Channel de divulgación científica, John Hendricks, en reconocimiento a tal labor que en tal año cumplía 11 años de emisión. |
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HENRIETTA |
Asteroide número 225. |
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HEPHAISTOS |
Asteroide número 2212. Fue descubierto por Chernykh en 1979 (llamado inicialmente 1979SB). Tiene 8,8 Km de diámetro. Gira en una órbita solar a 323.884.000 Km de distancia del Sol. |
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HERA |
Asteroide número 103, descubierto el 7 de septiembre de 1868. |
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HERACLES |
Asteroide número 5143. Fue descubierto en 1991 por Carolyn J. Shoemaker. Binario, de la clase Apolo, su período es de 907 días. Tiene 3,6 Km de diámetro aproximado y gira sobre sí dando una vuelta cada 2,708 h. Su densidad es de 1,6 gramos/cm³. Pasa cerca de nuestro planeta cada 2,48 años (2016, 2019...). Su satélite acompañante rota sobre el asteroide con un período de 17 h; este cuerpo menor tiene unos 850 m de diámetro. |
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HERCULINA |
Asteroide
número 532. Tiene 225 Km de diámetro. |
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HERMENTARIA |
Asteroide número 346. |
|
HERMES |
Asteroide descubierto el 28 de octubre de 1937 (1937UB) desde Heidelberg, Alemania. Entonces, el 30 de octubre de tal año, pasó a una distancia mínima de nuestro planeta de 735.000 Km. Su diámetro es de 0,9 Km. Su órbita, según un cálculo inicial no muy preciso, se aproximaría a la de la Tierra hasta solo 120.000 Km, pero tal trayectoria, afectada por la gravedad de nuestro planeta y Venus, resulta un tanto desordenada, la que más de todos estos cuerpos que se acercan a nuestro planeta. Fue vuelto a ver el 15 de octubre de 2003 por vez primera desde su hallazgo. El cálculo señala que el asteroide se aproxima cada 777 días 2 veces a nuestro planeta. Tiene una masa de 4x10^11 Kg y su órbita, de 1,46 años de período, es de 4,7º de inclinación. |
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HERMIONE |
También Hermiona. Asteroide número 121. Tiene un diámetro medio de unos 190 Km. Va acompañado de un satélite llamado S/2002(121)1 que tiene a unos 747 Km de distancia. |
|
HERODIAS |
Asteroide número 546. |
|
HERTHA |
Asteroide descubierto el 18 de febrero de 1874. |
|
HESTIA |
Asteroide número 46. |
|
HIDALGO |
Asteroide número 944, provisionalmente denominado 1990UL3 a su redescubrimiento. Fue descubierto en 1920 por Walter Baade y reapareció en tal 1990. Orbita entre Júpiter y Saturno, con perihelio en las 2 UA, afelio en las 9,7 UA, excentricidad de 0,66, inclinación orbital de 54º y un período de 13,7 años. Su diámetro es de unos 43 Km. |
| HIGÍA | Asteroide
que tiene diámetros de 530 Km por 407 Km por 370 Km. Es el cuarto en
tamaño del Cinturón de Asteroides. Se cree que pudo formarse hace unos
2.000 millones de años tras el choque de dos objetos de menos de 150
Km. |
|
HILDBURG |
Asteroide descubierto el 8 de agosto de 1909. |
|
HISPANIA |
Asteroide número 804. Nombre provisional 1915WT. Fue descubierto por el español Comas Solá el 20 de marzo de 1915 desde el Observatorio barcelonés de Fabra; fue el primero hallado desde España. Tiene unos 160 Km de diámetro. Su órbita es de 15,4º de inclinación y 2,84 años de período. |
|
HOLLIMAN |
Asteroide número 6711. Fue descubierto el 30 de abril de 1989 por Eleanor F. Helin desde Monte Palomar. Recibió el nombre del periodista especializado en el programa espacial de la CNN, John Holliman, muerto en accidente de tráfico en 1998. |
|
HOLMIA |
Asteroide descubierto el 6 de diciembre de 1893. |
|
HUBERTA |
Asteroide descubierto el 3 de octubre de 1886 desde el Observatorio de Viena por Johann Palisa. |
|
HUENNA |
Asteroide número 379. Fue descubierto el 8 de enero de 1894. |
|
HYBRIS |
Asteroide descubierto el 18 de diciembre de 1897. |
|
HYGIEA |
Asteroide
número 10; también nombrado como Higea e Higía, es el cuarto en tamaño
de los asteroides conocidos. Fue descubierto por De Gasparis en 1849.
Tiene un diámetro de 431 Km. Rota en una órbita solar a 470.300.000 Km
del Sol con una inclinación de 3,8º. Su período es de 5,59 años y gira
sobre sí cada 18 h. En 2019 se especula sobre la posibilidad de su
reclasificado como planeta enano. |
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HYPATIA |
Asteroide número 238. Fue descubierto el 1 de julio de 1884. |
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HYPSIPYLE |
Asteroide descubierto el 22 de febrero de 1906. |
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IANTHE |
Asteroide número 98. |
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ICARUS |
Asteroide número 1566, también llamado Icaro. Fue descubierto por Baade en 1949. Tiene 1,4 Km de diámetro, una masa de 1.000 millones de Tm, un período de rotación propia de 2,273 horas, es de la clase U y gira en una órbita solar de 2 UA de afelio y 0,19 UA de perihelio, 1,12 años de período, 0,827 de excentricidad y 23º de inclinación respecto a la eclíptica de todos los planetas. Es del llamado grupo Apolo. Su órbita se acerca a la terrestre hasta solo 6.400.000 Km. |
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ICLEA |
Asteroide número 286. |
IDA |
Asteroide número 243. Ida es uno de los principales asteroides del Sistema Solar. Fue descubierto el 29 de septiembre de 1884 por Johann Palisa; debe su nombre, mitológico, a la ninfa que elevaba a Zeus. Gira en una órbita al rededor del Sol de un radio de 428.400.000 Km, o 2,862 UA, 4,84 años de período, 0,044 de excentricidad y 2,1º de inclinación. Su periodo de rotación se estima en 4 h 33 min. Es de magnitud 16 y se le considera de la clase S. Su masa es del orden de las 100 billones de Tm y la densidad de 2,9 g/cm^3. Al pasar junto al mismo, la sonda Galileo detecto variación del campo magnético interplanetario lo que se interpretó entonces como que el asteroide tenía un campo tal propio. En forma de patata, mide más de 53,6 Km de longitud, por 24 por 15,2 Km (o, según la sonda Galileo en 1993, 58,8 Km por 25,4 por 18,6 Km). Es un trozo de otro cuerpo originalmente mayor, de la familia llamada Koronis, de composición similar. Fotografiado por la sonda Galileo, se descubrió en agosto de 1993 que Ida tenía, para sorpresa de los astrónomos, un pequeño satélite que recibiría el nombre de 1993 (243) 1 y en septiembre de 1994 el de Dactyl (o Dáctil), nombre que proviene de los seres mitológicos griegos. Gira a 85 o 90 Km de distancia de Ida, tiene un volumen 10.000 veces menor, un tamaño de 1,6 por 1,2 Km, está lleno de cráteres y su composición se presume que es parecida a la de Ida. Este hecho confirmaba la teoría, hasta este momento nunca comprobada, que algunos asteroides tendrían cuerpos girando en su entorno, originados en común. Ida se asimila a la llamada familia de asteroides Koronis, pero tiene numerosos cráteres de impacto y por lo tanto se le data en una antigüedad de más de 1.000 millones de años. Los 21 cráteres de Ida identificados se han nombrado con otros tantos nombres y de todos destacan por su tamaño Afon, con 25 Km de diámetro, Lascaux, con 11,8 Km, Organc con 10,6 Km y Mammonth, con 10,2 Km; otros son Undara, Azzurra, Postojna, etc. En Dactyl se han denominado Acmon a un cráter de 300 m y Celmis a otro de 200 m. Fue estudiado por la sonda Galileo en 1993. |
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IDUNA |
Asteroide número 176. Fue descubierto el 14 de octubre de 1877. |
| IKER JIMÉNEZ |
Asteroide
número 375303; debe su nombre al del popular periodista de televisión
de “4º Milenio”. Fue descubierto el 26 de agosto de 2008 desde el
Observatorio de Sierra de La Sagra, Granada. Gira en el Cinturón de
Asteroides en una órbita de 345 millones de Km del Sol con un período
de unos 4,6 años. Tiene un diámetro entre 1,6 y 2 Km. |
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ILIYA |
Asteroide número 2968. |
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ILMATAR |
Asteroide número 385. |
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IMHILDE |
Asteroide número 926, descubierto el 15 de febrero de 1920. |
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IMPRINETTA |
Asteroide número 1165, descubierto el 24 de abril de 1930. |
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INDUSTRIA |
Asteroide número 389. |
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INNA |
Asteroide descubierto el 5 de septiembre de 1915. |
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INNES |
Asteroide descubierto el 13 de julio de 1953. |
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INO |
Asteroide número 173. |
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INTERAMNIA |
Asteroide
número 704. De 350 Km por 304 Km de diámetro, gira en una órbita solar a
458.100.000 Km de distancia media. Fue descubierto desde Teramo
por el italiano Vincenzo
Cerulli el 2 de octubre de 1910.
Tiene un período de rotación propia sobre sí de 8 h 43 m. Es por su tamaño el quinto asteroide entre los conocidos. |
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IO |
Asteroide número 85. |
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IOLANDA |
Asteroide número 509, descubierto el 28 de abril de 1903. |
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IRENE |
Asteroide número 14. Fue descubierto en 1851 por Hind. Su órbita tiene 9,1º de inclinación y un período de 4,16 años. Su diámetro es de unos 158 Km. |
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IRIS |
Asteroide
número 7.
Descubierto el 13 de agosto de 1847 por John Russell Hind desde Londres. Tiene un diámetro
aproximado de 195 Km. Su año es de 3,68 años terrestres, su
período de rotación propia de 7,12 h, su inclinación orbital de
5,5º y su masa de 1,5x10^19 Kg. Debe su nombre a la diosa griega que representa al arco iris. |
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IRMINTRAUD |
Asteroide número 773. |
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ISABELLA |
Asteroide número 210. |
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ISERGINA |
Asteroide número 1271. |
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ISIS |
Asteroide número 42. |
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ISOLDA |
Asteroide número 211, descubierto el 10 de diciembre de 1879. |
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ITOKAWA |
Asteroide
número 25143, también llamado en su momento 1998SF36.
Fue descubierto el 26 de septiembre de 1998 por el equipo LINEAR
que pasa a menos de 7.500.000 Km de la Tierra,
en una órbita de un perihelio de 0,953 UA y un afelio de 1,695
UA, y un período de 556,3 días. Rota sobre sí mismo cada 12,1
h.
Mide
584 por 312 por 276 m, (también se citan 535 por 294 por 209 Km)
y su período es de unas 12 h aproximadamente. Debe su nombre a
Hideo
Itokawa, considerado como el padre de la navegación sideral del
Japón.
Fue fijado como objetivo para la sonda japonesa MUSES-Cen
2000, visitándolo en 2005 y poniendo de relieve su forma de
cacahuete. De los datos de la sonda se dedujo que posiblemente este
asteroide surgió de la fragmentación de un planeta, estando formado de
una amalgama de escombros asteroidales de hasta 50 m de diámetro. Así
lo justifica su densidad, que es diferente en un lado con 2.850 Kg por
metro cúbico mientras que en otra parte es de 1.759 Kg en igual
volumen. En su composición, similar a la de los meteoritos que
bombardearon la Tierra en su momento, aparecen principalmente olivino y
piroxeno, aunque también un poco de hierro. Su superficie se ofreció
desigual, arenosa en unas zonas y arrugada en otras. La temperatura
medida de su superficie resultó ser de -67ºC. En las muestras tomadas
por la sonda antes citada, entre otras cosas, se hallaría agua (en
piroxeno) y posteriormente materia orgánica.
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IVAR |
Asteroide número 1627. Su órbita pasa cerca de la terrestre. |
| JANÁČEK |
Asteroide
número 2073. Fue descubierto el 19 de febrero de 1974 por el
checo Luboš Kohoutek desde el Observatorio alemán de
Hamburgo-Bergedorf. Recibió la designación provisional de provisional
1974DK y lleva el nombre del compositor moravo Leoš Janáček. Gira en el
Cinturón de Asteroides en una órbita de 3,023 UA de afelio, 2,407 UA de
perihelio y 1.634 días de período. |
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JARRE |
Asteroide
número 4422. Fue descubierto el 17 de octubre de 1942 por el francés
Louis Boyer desde el observatorio argelino de Argel-Bouzaréah. Lleva el
apellido de los compositores franceses Maurice Jarre y Jean-Michel
Jarre. Gira en el Cinturón de Asteroides en una órbita de 2,641 UA de
afelio, 1,834 UA de perihelio y 1.222 días de período. Gira sobre sí
cada 5,428 h. |
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JAUCOURT |
Asteroide descubierto el 20 de julio de 1993. |
| JIMMY PAGE |
Asteroide
número 44016. Fue descubierto el 30 de noviembre de 1997 por M. y C.
Armstrong desde Rolvenden (Inglaterrra). Su denominación provisional
fue 1997WQ28, antes de darle el nombre del músico inglés de tal nombre.
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JOELLA |
Asteroide número 726. Fue descubierto el 22 de noviembre de 1911. |
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JULIA |
Asteroide
número 89. Fue descubierto el 6 de agosto de 1866 por Edouard Stephan
desde el Observatorio de Marsella; debe su nombre a Santa Julia,
patrona de Córcega. Su órbita tiene una inclinación de 16º.
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JUNO |
Asteroide número 3 descubierto en 1804 por K. Harding. Tiene 320 Km por 267 Km por 200 Km de diámetro, una masa de 20.000 billones de Tm, un período de rotación propia de 7,21 horas, es de la clase S y gira en una órbita solar de 4,36 años de período a 2,670 UA de distancia, una excentricidad de 0,256 y una inclinación de 13,03º. Posee un cráter de unos 100 Km de diámetro y una forma muy irregular, dando la impresión de que en un lado le falta un trozo. |
| JUSTITIA |
Asteroide
número 269. Fue descubierto el 21 de septiembre de 1887 por Johann
Palisa. Rota en el Cinturón de Asteroides con una afelio de 3,17 UA de
afelio, 2,05 UA de perihelio, 5,48º de inclinación y un período de 4,23
años. Tiene 53 Km de diámetro. Rota sobre sí con un período de 33,128
h. Muestra un espectro más rojo que el resto lo que ha llevado a
especular sobre su procedencia transneptuniana. Esta característica se
achaca a la presencia de materia orgánica compleja así como al metano y
hielo de metanol. |
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KALAHARI |
Asteroide descubierto el 7 de julio de 1924. |
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KALYPSO |
Asteroide descubierto el 4 de abril de 1858. |
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KALLIOPE |
Asteroide
número 22; también denominado Caliope. Fue descubierto el 16
de noviembre de 1852 por Hind. Tiene
un período de rotación propia sobre sí de 4 h 04 m. Su
órbita tiene un período de 4,96 años y una inclinación de 13,7º. Su
diámetro m´aximo es de 251 Km. Su elevada densidad se cifra en 4,4
gramos/cm³. Va acompañado de un satélite llamado Linus que dista unos 1.095 Km del mismo. |
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KALLISTO |
Asteroide número 204. Fue descubierto el 8 de octubre de 1879 por Johann Palisa. |
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KAMO |
Asteroide número 4215. Tiene unos 10 Km de diámetro. |
| KAMO'OALEWA |
Asteroide
número 469.219, inicialmente llamado 2016HO3. Fue descubierto el 27 de
abril de 2016 por el telescopio PanSTARRS de Hawái; su nombre es
hawaiano. Tiene un diámetro entre 45 y 57 m. Gira en una órbita cercana
a la de nuestro planeta, aproximándose a 14.400.000 Km; su afelio es de
1,105 UA, su perihelio de 0,897 UA y su año de 366 días. Los estudios
espectrales apuntan a que podría tratarse de un trozo de la Luna
original, desprendido de la misma del cráter Giordano Bruno, según
astrónomos chinos, tras un gran impacto hace millones de años. Fue
fijado como objetivo de la sonda espacial china Tianwen-2. |
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KARAYUSUF |
Asteroide número 3800. |
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KATHARINA |
Asteroide descubierto el 11 de octubre de 1891. |
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KERCH |
Asteroide descubierto el 12 de junio de 1971. |
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KHAMA |
Asteroide descubierto el 2 de julio de 1935. |
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KHANINA |
Asteroide descubierto el 23 de diciembre de 1982. |
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KLEOPATRA |
Asteroide
número 216. Descubierto en 1880, en 1999, gracias a fotografías tomadas
por Franck Marchis y Daniel Hestroffer desde el Observatorio chileno La
Silla, se creyó inicialmente que eran dos asteroides que viajaban muy
cerca, a solo unos 100 Km uno de otro, pero luego se determinó que era
uno alargado en forma de cacahuete. Más tarde, en 2008, se dijo que el
asteroide tiene en realidad dos acompañantes, Alexhelios y Cleoselene,
posiblemente desde no hace mucho, unos 100 millones de años, en que se
desprendieron del asteroide probablemente. Por su densidad se cree que
está formado de metal y roca, si bien luego la cifra inicial de 4,5
gr/cm³ fue rebajada a 3,4 lo que se achacó a la porosidad. Mide 270 Km
de longitud y 94 Km de
anchura. Denominado así en memoria de la reina egipcia Cleopatra VII. |
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KLIO |
Asteroide descubierto el 25 de agosto de 1865. |
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KLOTILDE |
Asteroide descubierto el 31 de diciembre de 1905 por Johann Palisa desde Viena. |
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KLOTHO |
Asteroide número 97. Fue descubierto el 17 de febrero de 1868. |
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KLYMENE |
Asteroide número 104. Fue descubierto el 13 de septiembre de 1868. |
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KLYTAEMNESTRA |
Asteroide descubierto el 11 de noviembre de 1877. |
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KOLLAA |
Asteroide número 1929. Se cree que este asteroide se desprendió del Vesta en algún tiempo. Ambos están en órbitas similares y son de composición idéntica. |
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KOMAROV |
Asteroide número 1836, descubierto el 26 de julio de 1971. |
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KORONIS |
Ver CORONIS. |
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KUNDRY |
Asteroide descubierto el 27 de diciembre de 1904. |
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KYPRIA |
Asteroide descubierto el 20 de agosto de 1908. |
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LACHESIS |
Asteroide descubierto el 10 de abril de 1872. |
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LACROUTE |
Asteroide descubierto el 9 de noviembre de 1950. |
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LAETITIA |
Asteroide número 39; también es conocido como Leticia. Fue descubierto el 8 de febrero de 1856 en Chacornac. Su órbita tiene un período de 4,6 años y una inclinación de 10,4º. Su diámetro es de unos 257 Km. Tiene un período de rotación propia sobre sí de 5 h 08 m. |
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LAMBERTA |
Asteroide número 187. Fue descubierto el 11 de abril de 1878. |
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LANDI |
Asteroide descubierto el 3 de enero de 1976. |
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LAODAMIA |
Asteroide descubierto el 5 de enero de 1924. |
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LAODICA |
Asteroide descubierto el 19 de febrero de 1903. |
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LAURA |
Asteroide descubierto el 9 de enero de 1901. |
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LEDA |
Asteroide descubierto el 12 de enero de 1856. |
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LEHIGH |
Asteroide número 691, descubierto el 11 de diciembre de 1909. |
| LEMMY |
Asteroide
número 243002. Fue descubierto el 11 de octubre de 2006 por el
astrónomo estadounidense Andrew C. Becker. Recibió la designación
provisional de provisional 2006TG119 y lleva el nombre del cantante
Lemmy Kilmister (1945-2015). Gira en una órbita de 3,836 UA de afelio,
2,4695 UA de perihelio y 2.044,87 días de período. |
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LEONA |
Asteroide número 319. |
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LEOPOLDINA |
Asteroide descubierto el 31 de mayo de 1918. |
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LETO |
Asteroide número 68. |
| LEUCUS |
Asteroide
número 11351. Fue descubierto el 12 de octubre de 1997 desde el
observatorio Xinglong de Pekin. Gira en una órbita de 5,62 UA de
afelio, 4,95 UA de perihelio, 11,55º de inclinación y 12,16 años de
período. Gira sobre sí con un período de 445,7 h. Tiene un diámetro
medio de unos 38 Km. Es un troyano de Júpiter que está en su misma
franja orbital. Fue fijado como uno de los objetivos de la sonda Lucy para visitar en 2027. |
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LEUKOTHEA |
Asteroide número 35, descubierto el 19 de abril de 1855. |
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LEVY |
Asteroide número 3673. Lleva al nombre del astrónomo aficionado canadiense David H. Levy, descubridor en más de dos decenas de cometas. |
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LI |
Asteroide descubierto el 4 de agosto de 1921. |
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LIBERA |
Asteroide descubierto el 20 de noviembre de 1913. |
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LIBERATRIX |
Asteroide descubierto el 11 de septiembre de 1872. |
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LIBUSSA |
Asteroide descubierto el 22 de diciembre de 1886. |
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LICK |
Asteroide número 1951. |
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LIGURIA |
Asteroide número 356. Fue descubierto el 21 de enero de 1893. |
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LIIA |
Asteroide descubierto el 2 de enero de 1973. |
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LILAEA |
Asteroide descubierto el 16 de febrero de 1880. |
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LILIUM |
Asteroide número 1092. |
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LINA |
Asteroide número 468. Fue descubierto el 18 de enero de 1901. |
|
LINCOLN |
Asteroide número 3153. Tiene unos 5 Km de diámetro. |
| LINDSEYSTIRLING |
Asteroide
número 242516. Fue descubierto el 4 de enero de 2005 por Michael Ory
desde el Jura Observatory suizo. De nombre provisional 2005AD1, lleva
el definitivo de la violinista y cantante estadounidense Lindsey
Stirling. |
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LIPPERTA |
Asteroide descubierto el 26 de noviembre de 1916. |
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LIRIOPE |
Asteroide descubierto el 16 de enero de 1896. |
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LORELEY |
Asteroide número 165. |
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LOWELL |
Asteroide descubierto el 21 de junio de 1949. |
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LUANDA |
Asteroide descubierto el 29 de julio de 1937. |
|
LUCINA |
Asteroide número 146. |
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LUCRETIA |
Asteroide descubierto el 1 de noviembre de 1888. |
|
LUDMILLA |
Asteroide número 675. |
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LUMEN |
Asteroide número 141. |
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LUMIERE |
Asteroide descubierto el 6 de enero de 1914. |
| LUMINET | Asteroide número 5523. Fue descubierto por Henry E. Holt en 1991. Está en el Cinturón de Asteroides y debe su nombre al astrofísico francés Jean-Pierre Luminet, recibiendo su nombre en 1998. Tiene un diámetro de unos 10 Km. |
|
LUSCINIA |
Asteroide descubierto el 18 de abril de 1911. |
|
LUTETIA |
Asteroide número 21. Fue descubierto el 15 de noviembre de 1852. Su nombre es el dado por los romanos al lugar de la hoy capital francesa, París. Tiene diámetros de 121 Km por 101 por 75 Km. Se fijó como objetivo de estudio de la sonda Rosetta, que lo sobrevuela el 10 de julio de 2010 y toma 462 fotografías. Su formación data de hace unos 3.600 millones de años y actualmente tiene más de 350 cráteres de diámetros entre los 55 Km y los 600 m, producto de diversas colisiones. Un grupo de meteoritos condritas carbonáceas se piensa que podría proceder de este asteroide, vista la composición. |
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LLULL |
Asteroide número 9900; su denominación provisional fue la de 1997LL6. Descubierto el 13 de junio de 1997 por Manuel Blasco Martin desde el Observatorio Astronómico de Mallorca. Debe su nombre al mallorquín Ramon Llull (1232-1316). Tiene 8 Km de diámetro y 3,13 años de período. |
|
MABELLA |
Asteroide número 510. |
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MADRID |
Asteroide número 14967. |
|
MAGDALENA |
Asteroide número 318. Fue descubierto el 24 de septiembre de 1891 por el francés Auguste Charlois. |
|
MAGION |
Asteroide descubierto el 16 de abril de 1980. |
|
MAGNITKA |
Asteroide descubierto en 1971. |
| MAHALIA |
Asteroide
número 65769. Fue descubierto el 4 de marzo de 1995 por el alemán
Freimut Börngen. Con designación provisional 1995EN8, se le dio el
nombre de la cantante estadounidense Mahalia Jackson. |
|
MAJA |
Asteroide número 66. Fue descubierto el 9 de abril de 1861. |
|
MALABAR |
Asteroide número 754. |
|
MALIN |
Asteroide número 4766. Debe su nombre al astrónomo inglés David F. Malin, pero no fue descubierto por el mismo. |
|
MALLORCA |
Asteroide número 9453; su denominación provisional fue la de 1998FO1. Fue descubierto el 19 de marzo de 1998 desde el Observatorio de Mallorca por Ángel López y Rafael Pacheco. Su diámetro es de 15,1 Km. |
|
MANCUNIA |
Asteroide número 758. |
|
MANDEVILLE |
Asteroide número 739. |
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MARBACHIA |
Asteroide descubierto el 9 de mayo de 1905. |
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MARCONIA |
Asteroide descubierto el 9 de enero de 1934. |
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MARGALIDA |
Asteroide número 13424, provisionalmente denominado 1999 VD24. Descubierto el 13 de noviembre de 1999 por Rafael Pacheco y Ángel López del Observatorio Astronómico de Mallorca. Tiene 8 Km de diámetro aproximado. Tiene un afelio de 2,97 UA y un perihelio de 2,06 UA. Debe su nombre al de la esposa de Ángel López, uno de los descubridores. |
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MARIA |
Asteroide número 170. Fue descubierto por Perrotin desde Toulouse el 10 de enero de 1877. Su año es de 1.491 días y su afelio es de 2,554 UA. |
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MARIAFELIX |
Asteroide número 15120, llamado inicialmente 2000ES. Fue descubierto por el valenciano Matild Juliá Gómez el 4 de agosto de 2000. |
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MARITIMA |
Asteroide descubierto el 27 de abril de 1919. |
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MARKIDGER |
Asteroide número 20141. Descubierto el 13 de septiembre de 1996 por M. Blasco (Observatorio de Mallorca), fue llamado provisionalmente 1996RL5 y debe su nombre final al astrofísico Mark Richard Kidger. |
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MARTHA |
Asteroide número 205, descubierto el 13 de octubre de 1879. |
|
MASSALIA |
Asteroide número 20. Fue descubierto en septiembre de 1852 por De Gasparis. Su nombre es el latino de Marsella, desde donde fue descubierto. Es de 140 Km de diámetro, primero descubierto de los llamados errantes que giran en órbitas regulares, que circulan en sentido contrario al resto. Tiene un período de rotación propia sobre sí de 8 h 06 m, un período orbital de 3,74 años y una inclinación orbital de 0,7º. |
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MASURSKY |
Asteroide número 2685. Fue observado desde 1.600.000 Km el 23 de enero de 2000 por la sonda Cassini. Tiene entre 15 y 20 Km de diámetro. |
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MATHESIS |
Asteroide número 454. |
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MATHIEU |
Asteroide descubierto el 1 de junio de 1951. |
|
MATHILDE |
Asteroide número 253, del tipo C, descubierto el 12 de noviembre de 1885 por Johanna Palisa desde Viena; su nombre es el de la esposa del astrónomo Moritz Loewy, subdirector del Observatorio de París, ciudad desde donde se estudió por vez primera la trayectoria del asteroide. Gira en una órbita de 1,94 UA de perihelio y 3,35 UA de afelio, de 4,31 años de período, 0,266 de excentricidad y 6,7º de inclinación. Su período de rotación propia es de 417,7 horas. Tiene unas dimensiones de 66 por 48 por 45 Km (ante de la sonda NEAR se estimaban en 57 por 53 por 50 Km), una densidad de 1,34 g/cm^3, y de su superficie, cribada de cráteres de impacto, destaca uno enorme de 30 Km de ancho y 6 Km de profundidad; otros 5 son de 20 Km. Su masa se estima en 100.000 billones de Tm y su volumen en 78.000 Km^3. De color negro, solo refleja un 3,6 % de la luz solar, el doble de oscuro que el carbón, siendo así uno de los objetos más oscuros del Sistema Solar, y tiene abundancia de carbono. Su período de rotación es de 418 horas, período relativamente lento para un asteroide. La antigüedad de su corteza se cifró en los 4.500 millones de años, siendo así de los cuerpos más antiguos del Sistema Solar. Se esperaba que tuviera un pequeño satélite para justificar su giro lento, pero la sonda NEAR, lanzada en 1996 en ruta hacia Eros, que toma casi 300 fotografías del mismo en 1997, no lo halló. Tal sonda observó entonces el 60 % de la superficie de Matilde. |
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MAY |
Asteroide número 348. |
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MCAULIFFE |
Asteroide número 3352 que recibe el nombre de la maestra muerta en el vuelo 25 Shuttle, en la explosión del Challenger. Tiene un diámetro entre 2 y 5 Km y gira en una órbita solar de 1,878 UA, 2,57 años de período, 0,369 de excentricidad y 4,8º de inclinación. Fijado inicialmente como objetivo de la sonda Deep Space 1, pero abandonado luego. |
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MEDEA |
Asteroide descubierto el 6 de febrero de 1880. |
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MEDUSA |
Asteroide descubierto el 21 de septiembre de 1875. |
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MEGAIRA |
Asteroide número 464 descubierto el 9 de enero de 1901. |
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MELETE |
Asteroide número 56, descubierto el 9 de septiembre de 1857. |
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MELIBOEA |
Asteroide número 137, descubierto el 21 de abril de 1874. |
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MELPOMENE |
Asteroide número 18. Fue descubierto el 24 de junio de 1852 por Hind. Tiene unos 132 Km de diámetro y 10,1º de inclinación su órbita. Su año es de 3,48 años. |
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MELUSINA |
Asteroide número 373. |
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MERCEDES |
Asteroide número 1136. Nombre provisional 1929UA. Fue descubierto el 30 de octubre de 1929 por el español Comas Solá que le dio el nombre de su cuñada Filomena Mercedes. Tiene 27 Km de diámetro. |
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MESSALINA |
Asteroide número 545. |
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METIS |
Asteroide número 9. Fue descubierto el 25 de abril de 1848 por Graham. Tiene unos 125 Km de diámetro y su período es de 3,69 años. Rota sobre sí cada 5,1 h. La inclinación de su órbita es de 5,6º. |
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MICHELA |
Asteroide descubierto el 19 de noviembre de 1924. |
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MILANKOVICH |
Asteroide descubierto el 13 de abril de 1936. |
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MILDRED |
Asteroide número 878. |
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MIMISTROBELL |
Asteroide número 3840 al que la sonda europea de la ESA Rosetta se fijó su sobrevuelo. Gira en una órbita al rededor del Sol de 2,25 UA, 3,38 años de período, 0,082 de excentricidad y 3,9º de inclinación. |
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MIMOSA |
Asteroide descubierto el 14 de enero de 1927. |
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MINERVA |
Asteroide número 93. Fue descubierto el 24 de agosto de 1867. |
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MIREILLE |
Asteroide descubierto el 27 de marzo de 1906. |
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MIRIAM |
Asteroide número 102. |
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MNEMOSYNE |
Asteroide descubierto el 22 de septiembre de 1859. |
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MODESTIA |
Asteroide descubierto el 14 de julio de 1893. |
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MOIRA |
Asteroide número 638. |
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MONACHIA |
Asteroide descubierto el 18 de noviembre de 1897. |
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MONTAGUE |
Asteroide descubierto el 7 de mayo de 1904. |
| MORRICONE |
Asteroide
número 152188. Fue descubierto el 27 de agosto de 2005 por los
astrónomos el italiano Franco Mallia y el francés y Alain Maury.
Recibió la designación provisional de provisional 2005QP51 y lleva el
nombre del compositor italiano Ennio Morricone. Gira en el Cinturón de
Asteroides en una órbita de 3,019 UA de afelio, 2,098 UA de
perihelio y 1.494,95 días de período. |
| MOTORHEAD |
steroide
número 250840. Fue descubierto el 30 de octubre de 2005 por el
astrónomo francés Jean-Claude Merlin en el Cinturón de Asteroides. Su
nombre provisional fue 2005UT158, antes de darle el nombre final del
grupo británico de heavy metal de tal denominación. Su órbita tiene un
afelio de 3,5 UA, un perihelio de 2,7 UA y un período de 5,47 años. |
|
MUSA |
Asteroide descubierto el 14 de junio de 1906. |
| MUSSORGSKIA |
Asteroide
número 1059. Fue descubierto el 19 de julio de 1925 por el astrónomo
soviético Vladímir Aleksándrovich Albitski desde el Observatorio de
Simeiz, Crimea. Recibió la designación provisional de provisional
1925OA y lleva el nombre del compositor ruso Modest Pétrovich Músorgski
(1839-1889). Gira en el Cinturón de Asteroides en una órbita de 3,136
UA de afelio, 2,146 UA de perihelio y 1.568 días de período. Gira sobre
sí cada 5,636 h. |
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MYRRHA |
Asteroide descubierto el 10 de enero de 1894. |
| MYSLIVEČEK |
Asteroide
número 53159. Fue descubierto el 10 de febrero de 1999 por el astrónomo
checo Petr Pravec. Su nombre provisional fue 1999CN3, antes de darle el
nombre del compositor checo Josef Mysliveček. Gira en el Cinturón de
Asteroides en una órbita de 2,64 UA de afelio, 2,17 UA de perihelio y
3,73 años de período. |
|
NAUSIKAA |
Asteroide número 192; también denominado Nausica. Fue descubierto por Palisa en 1879. Tiene un diámetro de 193 Km y una órbita de 6,9º de inclinación y 3,72 años de período. |
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NEMAUSA |
Asteroide número 51. Fue descubierto el 22 de enero de 1858 por Laurent. Tiene un diámetro de 80 Km y una órbita de 9,9º de inclinación, 3,64 años de período y gira sobre sí con un período de 7,78 h. Su masa se estima en 9x10^17 Kg. |
|
NÉMESIS |
Asteroide descubierto el 24 de noviembre de 1872. |
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NEPHELE |
Asteroide descubierto el 18 de diciembre de 1897. |
|
NEREUS |
Asteroide número 4660; también es llamado Nereo. Tiene un diámetro de 2 Km aproximadamente y gira en una órbita solar de unos 142.500.000 Km de perihelio y 300.000.000 Km de afelio, por encima pues de la órbita de Marte, con un período de 1,82 años, una excentricidad de 0,36 y una inclinación de 1,4º. El mismo fue fijado inicialmente como objetivo de la sonda japonesa Muses-C. |
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NERTHUS |
Asteroide descubierto el 21 de junio de 1906. |
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NEWBURN |
Asteroide número 2955. |
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NEWTONIA |
Asteroide descubierto el 30 de marzo de 1908. |
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NIKE |
Asteroide número 307, descubierto el 5 de marzo de 1891. |
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NINA |
Asteroide número 779. Fue descubierto el 25 de enero de 1914 por Grigori Neujmin desde Tiflis. Debe su nombre al de la hermana de tal astrónomo. Tiene un diámetro de 74 Km. |
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NININA |
Asteroide número 357, descubierto el 11 de febrero de 1893. |
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NIOBE |
Asteroide descubierto el 13 de agosto de 1861 desde el observatorio alemán de Dusseldorf. |
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NOLLI |
Asteroide descubierto el 13 de febrero de 1901. |
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NORMA |
Asteroide
número 555. Fue descubierto el 14 de enero de 1905 por el
astrónomo alemán Maximilian Franz Wolf desde el Observatorio alemán de
Heidelberg-Königstuhl. Recibió la designación provisional de
provisional 1905PT y lleva el nombre de la ópera del compositor alemán
Vincenzo Bellini. Tiene un diámetro de 40,1 Km. Gira en el Cinturón de
Asteroides en una órbita de 3,667 UA de afelio, 2,71 UA de perihelio y
2.080 días de período. Gira sobre sí cada 19,55 h. |
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NORTON |
Asteroide número 3869. Tiene unos 6 Km de diámetro. |
| NOVOROSSIJSK |
Asteroide número 2520. Tiene unos 34 Km de diámetro. |
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NYX |
Asteroide número 3908. |
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NYSA |
Asteroide número 44; también denominado Nisa. Fue descubierto por Goldschmidt en 1857. Tiene un período de rotación propia sobre sí de 6 h 25 m. Su diámetro es de unos 100 Km. Su órbita tiene un período de 3,77 años y una inclinación de 3,7º. |
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OCEANA |
Asteroide descubierto el 30 de marzo de 1882. |
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OENONE |
Asteroide descubierto el 7 de abril de 1880. |
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OLGA |
Asteroide número 304. |
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OLJATO |
Asteroide número 2201, descubierto el 12 de diciembre de 1947. Asteroide activo. |
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ORNAMENTA |
Asteroide número 350. Fue descubierto el 14 de diciembre de 1892. |
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OTERO |
Asteroide descubierto el 11 de enero de 1929. |
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ORPHEUS |
Asteroide número 3361. Se cree que tiene gran cantidad de hielo. |
| ORUS |
Asteroide
número 21900. Fue descubierto el 09 de noviembre de 1999 por T.
Kobayashi desde el observatorio Oizumi. Gira en una órbita de 5,31 UA
de afelio, 4,94 UA de perihelio, 8,47º de inclinación y 11,61 años de
período. Gira sobre sí con un período de 13,47 h. Es un troyano de
Júpiter que está en su misma franja orbital. Fue fijado como uno de los
objetivos de la sonda Lucy para visitar en 2027. |
|
OTTILIA |
Asteroide número 401, descubierto el 16 de marzo de 1895. |
|
OUTENIQUA |
Asteroide descubierto el 9 de agosto de 1936. |
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PADUA |
Asteroide descubierto el 17 de marzo de 1893. |
| PAKHMUTOVA |
Asteroide
número 1889. Fue descubierto el 24 de enero de 1968 por la soviética
Liudmila Ivanovna Chernyj desde el Observatorio Astrofísico de Crimea
en Naúchni. Recibió la designación provisional de provisional 1968BE y
lleva el nombre de la compositora rusa Aleksandra Nikoláyevna
Pakhmutova. Tiene un diámetro de 33,53 Km. Gira en el Cinturón de
Asteroides en una órbita de 3,434 UA de afelio, 2,747 UA de perihelio y
1.984 días de período. Gira sobre sí cada 17,49 h. |
|
PALATIA |
Asteroide descubierto el 7 de febrero de 1896. |
|
PALES |
Asteroide número 49. |
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PALISANA |
Asteroide número 914. Fue descubierto el 4 de julio de 1919. |
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PALOMAR LEYDEN |
Asteroide de un Km de diámetro del que la sonda Pioneer 10 pasó en 1972 a 8,9 millones de Km. |
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PALLAS |
También Palas.
Asteroide número 2 descubierto el 28 de marzo de 1802 por Heinrich
William Olbers. Tiene un diámetro medio de 538 Km (570 por 525 por 500
Km; o 550 por 516 por 476 Km, según fuentes), una masa de 3,18x10^20
Kg, una densidad de 4,2 g/cm^3, gira sobre sí cada 7,811 horas, es de
la clase U y gira en una órbita solar media de 2,67 UA (2,1 UA de
perihelio y 3,4 UA de afelio), a 414.500.000 Km del Sol, 0,235 de
excentricidad, 34,8º de inclinación y 4,619 años de período
(exactamente 1.686 días terrestres). Es el segundo mayor asteroide
conocido, tras Ceres. Altamente craterizado, se cree que esta
característica es debida a su destacada inclinación orbital, fuera del
plano de la mayoría de los objetos del Cinturón, lo que le habrá hecho
sufrir numerosos impactos de objetos menores. Solo de cráteres de más
de 30 Km de diámetro tiene 36 según estudio con el VLT europeo dado a
conocer en 2020. |
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PAMINA |
Asteroide descubierto el 2 de agosto de 1904. |
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PANOPAEA |
Asteroide número 70. Fue descubierto el 5 de mayo de 1861. |
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PAPAGENA |
Asteroide descubierto el 7 de junio de 1901 desde el observatorio alemán de Heidelberg. |
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PARIANA |
Asteroide descubierto el 28 de noviembre de 1892. |
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PARKER |
Asteroide
número 5392. En 1994 fue dedicado su nombre a Donald Parker,
médico de profesión, director de la ALPO, asociación de
astrónomos observadores de la Luna y los planetas, mayormente
aficionados.
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|
PARTHENOPE |
Asteroide número 11. Fue descubierto por Annibale De Gasparis en 1850 desde Nápoles. Tiene un diámetro de unos 153 Km. Su año es de 1.403 días, su “día” de 13 h 42 m, la inclinación orbital de 4,6º y su afelio de 2,452 UA. |
|
PARVATI |
Asteroide descubierto el 1 de febrero de 1959. |
|
PATIENTA |
Asteroide número 451, descubierto el 4 de diciembre de 1899. Tiene 275 Km de diámetro. |
|
PATROCLO |
Asteroide
número 617. Fue descubierto el 17 de octubre de 1906 por A. Kopff desde
el observatorio de Heidelberg. Gira en una órbita de 5,937 UA de
afelio, 4,496 UA de perihelio, 22º de inclinación y 11,92 años de
período. Tienen unos 105 Km de diámetro medio. Rota sobre sí con un
período de 103 h aproximadamente. Es uno de los llamados troyanos
situado en una órbita cercana a Júpiter, a 60º en formación con el Sol
y Júpiter. También llamado Patroclus, surca el espacio acompañado de
otro bautizado Meneceo (o
Menoetius), formando así un conjunto único sobre Júpiter. Este sistema
binario fue recalificado como COMETA a vista de sus características.
Fue fijado como uno de los objetivos de la sonda Lucy para visitar en 2033.
|
|
PAULINA |
Asteroide descubierto el 16 de mayo de 1888. |
|
PAULY |
Asteroide descubierto el 7 de julio de 1904. |
| PEITHO | Asteroide descubierto el 15 de marzo de 1872. |
|
PENELOPE |
Asteroide descubierto el 7 de agosto de 1879 por el astrónomo Johann Palisa. |
|
PEPITA |
Asteroide número 1102. Nombre provisional 1928VA. Fue descubierto el 5 de noviembre de 1928 por el español José Comas Solá. Debe su nombre al femenino del nombre familiar del descubridor (Pepe, Pepita). Tiene 43 Km de diámetro. |
|
PERAGA |
Asteroide número 554. |
|
PERSEPHONE |
Asteroide número 399. |
| PETER GABRIEL | Asteroide
número 24997. Fue descubierto el 23 de julio de 1998. Lleva el nombre
del músico inglés Peter Gabriel. Gira en el Cinturón de Asteroides en
una órbita de 2,68 UA de afelio y 2,07 UA de perihelio. Tuvo como
designaciones provisionales 1998OO3 y 2000AG147. |
|
PHAEDRA |
Asteroide número 174. Fue descubierto el 2 de septiembre de 1877. |
|
PHAETON |
Asteroide
número 3200. También llamado Faetón.
Fue descubierto el 11 de octubre de 1983 por el satélite IRAS de la
NASA. Denominado inicialmente 1983TB. Su perihelio es de solo 0,14 UA,
su afelio de 2,4 UA y su período
de 524 días. Se supone que fue en su día un cometa, hoy pues sin
actividad. Se cree que es el causante de la lluvia de estrellas
Gemínidas de diciembre. Entre el 15 y 19 de diciembre de 2017, al
acercarse a unos 1.800.000 Km de nuestro planeta en su órbita,
pudo ser observado con radar desde Arecibo, obteniendo las imágenes de
mayor resolución logradas de este asteroide hasta ese momento,
mostrando su forma ovalada. Su diámetro es de 5,4 Km. Tiene una
tonalidad excepcional y ligeramente azulada. Al pasar por el perihelio
y calentarse hasta los 750ºC incrementa su brillo, lo que probablemente
sea debido a la liberación de vapor de sodio. En 2022 se anunció que
había variado su período de rotación propia; el mismo es de 3,6 h y
disminuye 4 milisegundos anualmente. Fue fijado como objetivo de la
misión DESTINY+ de Alemania y Japón.
|
|
PHILIA |
Asteroide descubierto el 29 de octubre de 1888. |
|
PHOCAEA |
Asteroide número 25. Fue descubierto el 6 de abril de 1853. Tiene un período de rotación propia sobre sí de 9 h 57 m. |
|
PHOLUS |
Asteroide
número 5145. Rota en una órbita entre el planeta Saturno y más
allá de la órbita de Neptuno. Tiene un color un tanto rojizo
oscuro, brillando en el IR cercano 3,5 veces que en la banda
visible. De tipo centauro, tiene unos 190 Km de diámetro y un período de unos 92 años. |
| PINK FLOYD |
Asteroide
número 19367. Fue descubierto el 3 de diciembre de 1997 por astrónomos
franco-alemanes. Recibió la designación provisional de provisional
1997VZ7 y lleva el nombre del grupo musical inglés Pink Floyd. Gira en
una órbita de 2,847 UA de afelio, 2,043 UA de perihelio y 3,82 años de
período. |
|
PLATZECK |
Asteroide descubierto el 28 de junio de 1965. |
|
POLANA |
Asteroide número 142. Tiene unos 53 Km de diámetro. Tras análisis espectrométricos se cree sufrió un impacto y perdió al menos 2 fragmentos que serán los asteroides Bennu y Ryugu. |
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POLIT |
Asteroide número 1708. Nombre provisional 1929XA. Fue descubierto el 1 de diciembre de 1929 desde el Observatorio de Fabra por Comas Solá. Recibe el nombre del apellido del ayudante del citado astrónomo catalán, Isidro Polit. Tiene 33,5 Km de diámetro. |
|
POLONSKAYA |
Asteroide número 2006. |
|
POLYHYMNIA |
Asteroide
número 33. Fue descubierto el 28 de octubre de 1854. Tiene unos 54 Km
de diámetro. Gira en órbita de 3,8 UA de afelio, 1,9 UA de perihelio, y
4,86 años de período. Se considera el más denso de los identificados
(hasta 2023) con unos 75 gramos/cm³, de modo que se ignora que
minerales pueda tener para ello. |
| POLYMELE |
Asteroide
número 15094. Fue descubierto el 17 de noviembre de 1999 desde el
observatorio de Mount Lemmon. Tiene un diámetro máximo de unos 27 Km.
Gira en una órbita de 5,65 UA de afelio, 4,678 UA de perihelio, 12,99º
de inclinación y 11,74 años de período. Gira sobre sí con un período de
5,86 h. Es un troyano de Júpiter que está en su misma franja orbital.
Fue fijado como uno de los objetivos de la sonda Lucy
para visitar en 2027. El 24 de marzo de 2022, dentro del programa de
observación para la sonda citada, se descubrió que el asteroide tenía
un satélite de un diámetro de menos de 5 Km girando a unos 200 Km de
distancia del mismo. |
|
POLYXO |
Asteroide número 308. |
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POMONA |
Asteroide número 32. |
|
POMPEJA |
Asteroide
número 203. Fue descubierto el 25 de septiembre de 1879 por Christian
H. F. Peters. Rota en el Cinturón de Asteroides con una afelio de 2,89
UA de afelio, 2,57 UA de perihelio, 3,178º de inclinación y un período
de 4,53 años. Tiene 116 Km de diámetro. Rota sobre sí con un período de
24,05 h, casi como la Tierra. Muestra un espectro más rojo que el resto
lo que ha llevado a especular sobre su procedencia transneptuniana.
Esta característica se achaca a la presencia de materia orgánica
compleja así como al metano y hielo de metanol. |
|
POULYDAMAS |
Asteroide número 4348. |
|
PRETORIA |
Asteroide número 790. |
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PRIMULA |
Asteroide descubierto el 29 de noviembre de 1921. |
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PRINCETONIA |
Asteroide número 508. |
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PROKNE |
Asteroide descubierto el 21 de marzo de 1879. |
|
PROSERPINA |
Asteroide número 26. |
PROTHOUS |
Asteroide número 171.433 descubierto en 2007 desde La Cañada, Ávila. Es del tipo Troyano. Fue denominado provisionalmente 2007RK35. |
|
PROTOGENEIA |
Asteroide descubierto el 10 de julio de 1875. |
|
PRYMNO |
Asteroide descubierto el 31 de octubre de 1886. |
|
PSYCHE |
Asteroide
número 16; su nombre es el de la diosa griega del alma. Fue encontrado
el 17 de marzo de 1852 por Annibale de Gasparis desde el observatorio
de Capodimonte de Nápoles. De un diámetro de unos 264 Km (en realidad,
280 por 232 Km), gira en órbita solar de una distancia media de
437.100.000 Km y 3,1º de inclinación. Su período orbital es de 4,99
años y su rotación propia de 4,3 h. Se cree que está compuesto en muy
alto grado por hierro. Su masa se estima en 4x10^19 Kg y se cree
compuesta en un 90% de hierro, níquel y otros elementos pesados, como
el oro, lo que ha hecho pensar que podría tratarse del núcleo de un
protoplaneta que no logró luego formarse en los inicios del Sistema
Solar, si bien en 2021 se duda de tal teoría y podría haberse formado
como asteroide más cerca del Sol que en la actual posición. Su densidad
se cifra en 3,9 gramos/cm³. |
|
PULCOVA |
Asteroide número 762. Tiene 140 Km de diámetro y va acompañado de un pequeño satélite de unos 20 Km de diámetro que rota a 800 Km de distancia sobre el principal cada 4 días. |
|
PUSHKIN |
Asteroide descubierto en 1977 desde el Observatorio de Crimea. Tiene 28 Km de diámetro y gira en una órbita de 525.000.000 Km de distancia del Sol. |
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QUETZLCOATL |
Asteroide número 1915. |
|
QUIRÓN |
|
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RAFAEL NADAL |
Asteroide número 128036. Fue descubierto en 2003 por el Observatorio Astronómico de Mallorca que le dio el nombre del tenista natural de esta región española. Mide 4 Km de diámetro y orbita en el borde inferior del cinturón de asteroides. |
|
RAFITA |
Asteroide número 1644. Nombre provisional 1935YA. Fue descubierto el 16 de diciembre de 1935 por el español R. Carrasco desde el Observatorio de Madrid. Tiene 28,5 Km de diámetro. |
|
RAKSHA |
Asteroide descubierto el 4 de julio de 1978. |
|
RAPHAELA |
Asteroide descubierto el 3 de febrero de 1911. |
|
RARAHU |
Asteroide descubierto el 5 de julio de 1929. |
|
RA-SHALOM |
Asteroide número 2100. Su terreno parece de condrita carbonácea. |
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REGINITA |
Asteroide número 1117. Nombre provisional 1927KA. Fue descubierto el 24 de junio de 1927 por el español Comas Solá que le dio el nombre en honor de su amiga doña Regina C. de Tiridor. Mide 27,5 Km de diámetro. |
|
REUNERTA |
Asteroide descubierto el 21 de julio de 1928. |
|
RHEINLAND |
Asteroide descubierto el 10 de diciembre de 1991. |
|
RHODOPE |
Asteroide descubierto el 15 de agosto de 1876. |
|
RICHILDE |
Asteroide descubierto el 01 de enero de 1932. |
|
RIGA |
Asteroide descubierto por el soviético Cernych en 1971 desde el Observatorio de Crimea. |
| RIPERO |
Asteroide
número 107.223 de nombre provisional 2001BU50. Fue descubierto el 21 de
enero de 2001 por Rafael Ferrando del Observatorio de Pla d’Arguines de
Segorbe y su nombre fue dedicado en 2008 al astrónomo español José
Ripero Osorio. Deambula en el Cinturón de Asteroides, tiene un período
de 4,72 años y su diámetro es de unos 3 Km. |
|
ROBELMONTE |
Asteroide descubierto el 3 de febrero de 1929. |
|
ROBERTS |
Asteroide descubierto el 1 de mayo de 1952. |
| ROLLING STONES |
Asteroide
número 19383. Fue descubierto el 29 de enero de 1998 desde Caussols
(Alpes franceses) con el nombre provisional de 1998BZ32. Lleva el
nombre del grupo musical inglés que se deduce. Gira en el Cinturón de
Asteroides en una órbita de 2,66 UA de afelio, 1,96 UA de perihelio y
1.283 días de período. |
|
ROSALINDE |
Asteroide descubierto el 10 de agosto de 1918 por el astrónomo Max Wolf. |
| ROSAMUNDE |
Asteroide
número 540. Fue descubierto el 3 de agosto de 1904 por el astrónomo
alemán Maximilian Franz Wolf desde el Observatorio alemán de
Heidelberg-Königstuhl. Recibió la designación provisional de
provisional 1904ON y lleva el nombre de la ópera del compositor
austriaco Franz Schubert. Tiene un diámetro de 19 Km. Gira en el
Cinturón de Asteroides en una órbita de 2,418 UA de afelio, 2,019 UA de
perihelio y 1.207 días de período. Gira sobre sí cada 9,35 h. |
|
ROSINA |
Asteroide número 985. Fue descubierto en 1922 por K. Reinmuth desde el Observatorio Heidelberg. Tiene un diámetro de unos 38 Km y su perihelio cruza la órbita de Marte. Gira sobre sí dando una vuelta cada 3,0126 h. |
|
ROSSELAND |
Asteroide número 1646. Tiene unos 26 Km de diámetro. |
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ROTRAUT |
Asteroide descubierto el 25 de mayo de 1917. |
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RUPPINA |
Asteroide descubierto el 29 de diciembre de 1937. |
| RYBA |
Asteroide
número 2523. Fue descubierto el 6 de agosto de 1980 por Zdeňka Vávrová
desde el Observatorio checo de Kleť. Recibió la designación provisional
de provisional 1980PV y lleva el nombre del compositor checo Jakub Jan
Ryba. Gira en el Cinturón de Asteroides en una órbita de 3,127 UA de
afelio, 2,905 UA de perihelio y 1.913,559 días de período. Gira sobre
sí cada 9,39 h. |
| RYUGU |
Asteroide
número 162173, inicialmente llamado 1999JU3 de forma provisional; su
nombre es el del palacio submarino del dios dragón marino de la
mitología japonesa. Fue
descubierto por el equipo LINEAR el 10 de mayo de 1999. Es de tipo
Apolo. Tiene unos 980 m diámetro medio (o la mitad, 435 m, según se dijo también). Su período de rotación propia
es de 7,6 h. Fue fijado como objetivo de la sonda japonesa Hayabusa 2.
Gira en una órbita de 1,415 UA de afelio, 0,963 UA de perihelio, 5,883º
de inclinación, 0,19 de excentricidad y 473 días de período. Según la
citada sonda tiene poca agua y mucho carbono; en 2025 se dice en cambio
que en su día (mil millones de años tras su formación) tuvo “abundante”
agua. Se supone que se desgajó
de un cuerpo mayor hace más de 100 millones de años. En el asteroide se
cuentan 77 cráteres de más de 10 m, y tras su estudio se cree
(Universidad de Kobe) que los hemisferios Este y Oeste se formaron en
distintos períodos de tiempo a juzgar por su distribución. Uno de los
mayores cráteres ha sido denominado Cendrillon.
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SABADELL |
Asteroide número 13260; denominación provisional 1998QZ15. Gira en órbita solar de un período de 4 años a 437 millones de Km de la de la Tierra. Fue descubierto el 23 de agosto de 1998 por Ferran Casarramona y Antoni Vidal de la Agrupación Astronómica de Sabadell desde el observatorio barcelonés de Montjoia. Tiene 15,8 Km de diámetro. |
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SABAUDA |
Asteroide descubierto el 13 de diciembre de 1928. |
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SADEYA |
Asteroide número 1626. Nombre provisional 1927AA. Fue descubierto el 10 de enero de 1927 desde el Observatorio de Fabra por el astrónomo español Comas y Solá. Recibe el nombre de la Sociedad Astronómica de España y América que fundara tal descubridor. Tiene 52,4 Km de diámetro. |
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SAGAN |
Asteroide número 2709 que recibió el nombre del astrónomo y divulgador Carl Sagan, fallecido a fines de 1996. |
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SALLIT 1 |
Asteroide descubierto a finales de 1995 por el británico George Sallit. Circula en una órbita a 471.000.000 Km del Sol, en el cinturón de asteroides. Tiene un diámetro de 32 Km. |
| SANTANA |
Asteroide
número 2620. Fue descubierto el 3 de octubre de 1980 por Zdeňka Vávrová
desde el Observatorio checo de Kleť, České Budějovice. Lleva el nombre
del músico mexicano Carlos Santana. Gira en el Cinturón de Asteroides
en una órbita de 3,063 UA de afelio, 2,66 UA de perihelio y 1.768,4
días de período. Gira sobre sí cada 3,392 h. |
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SAPIENTIA |
Asteroide descubierto el 15 de abril de 1888. |
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SAPPHO |
Asteroide número 80. Fue descubierto el 2 de mayo de 1864. |
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SARITA |
Asteroide descubierto el 15 de octubre de 1914. |
| SATRIANI |
Asteroide
número 274213. Fue descubierto el 5 de mayo de 2008 por el francés
Jean-Claude Merlin. Lleva el nombre del guitarrista estadounidense Joe
Satriani; provisionalmente se le dio la asignación 2008JA6. Gira en el
Cinturón de Asteroides en una órbita de 2,23 UA de afelio, 2,05 UA de
perihelio y 1.1438 días de período. |
| SCHEILA |
Asteroide
número 596. Fue
descubierto el 21 de febrero de 1906
por el astrónomo alemán August Kopff en el Cinturón
de Asteroides pero en una órbita de gran inclinación. Tiene 113,3 Km de
diámetro, y una órbita de 3,408 UA de afelio, 2,445 UA de perihelio,
14,7º de inclinación, 0,164 de excentricidad y 5 años de periodo. El 12
de diciembre de 2010 se observó una nube en su entorno que se cree que
pudo ser causada por un impacto de otro objeto menor, de unos 35 m
(±15 m) de diámetro posible, el 27 de noviembre anterior que chocaría a
unos 18.000 Km/h con menos de 30º de inclinación; dejaría un cráter de
unos 300 m de diámetro y generaría una nube de polvo de unas 660.000
Tm. |
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SCHILOWA |
Asteroide descubierto el 8 de julio de 1932. |
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SCHMIT |
Asteroide número 1743. Fue descubierto por los holandeses I. Van Houten Groeneveld y C. J. Van Houten en 1960. |
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SCYLLA |
Asteroide descubierto el 8 de noviembre de 1875 por Johann Palisa. |
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SEGORBE |
Asteroide número 64553. |
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SEILLIER |
Asteroide descubierto el 14 de abril de 1978. |
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SELENE |
Asteroide descubierto el 17 de diciembre de 1905. |
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SEMELE |
Asteroide descubierto el 4 de enero de 1866. |
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SEMIRAMIS |
Asteroide número 584, descubierto el 15 de enero de 1906. |
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SEPPINA |
Asteroide número 483. |
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SHIPKA |
Asteroide número 2530 descubierto el 9 de julio de 1978 al que la sonda Rosetta se fijó su sobrevuelo. Gira en una órbita solar de 3,02 UA de distancia media, con un período de 5,25 años, 0,123 de excentricidad y 10,1º de inclinación. |
| SHOSTAKOVICH | Asteroide
número 2669. Fue descubierto el 16 de diciembre de 1976 desde el
Observatorio Astrofísico de Crimea por la astrónoma soviética Liudmila
Chernyj. Recibió la designación provisional de provisional 1976YQ2 y
lleva el nombre del compositor ruso Dmitri Shostakovich. Gira en el
Cinturón de Asteroides en una órbita de 3,389 UA de afelio, 2,166 UA de
perihelio y 1691,39 días de período. Gira sobre sí cada 4,914 h. |
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SIEGENA |
Asteroide número 386. |
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SIGUNE |
Asteroide número 502, descubierto el 19 de enero de 1903 por Max Wolf. |
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SIRI |
Asteroide descubierto el 19 de marzo de 1892. |
| SIBELIUS |
Asteroide
número 1405. Fue descubierto el 12 de septiembre de 1936 por Yrjö
Väisälä desde el Observatorio finlandés de Iso-Heikkilä. Lleva el
nombre del compositor finlandés Jean Sibelius. Gira en el Cinturón de
Asteroides en una órbita de 2,579 UA de afelio, 1,924 UA de perihelio y
1.234 días de período. Gira sobre sí cada 6,05 h. Tiene un diámetro de
12,2 Km. |
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SIBYLLA |
Asteroide número 168. Fue descubierto el 28 de septiembre de 1876. |
|
SIGELINDE |
Asteroide descubierto el 14 de diciembre de 1904. |
|
SIMESIA |
Asteroide número 748. |
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SIMON-GARFUNKEL |
Asteroide número 91287. Fue descubierto el 21 de marzo de 1999 por el astrónomo brasileño Cristóvão Jacques. Recibió la designación provisional de provisional 1999FP21 y lleva el nombre del grupo musical estadounidense Simon and Garfunkel. |
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SIRONA |
Asteroide número 116, descubierto el 8 de septiembre de 1871. |
| SÍSIFO | Asteroide
número 1866, descubierto el 5 de diciembre de 1972 por Paul WIld.
También llamado Sisyphus, es del tipo Apolo, con órbita cercana a la de
nuestro planeta, y con unos 8,2 Km de diámetro medio es el mayor
conocido de este tipo. Su órbita tiene una inclinación de 41,18º y rota
sobre sí cada 2,4 h. |
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SITA |
Asteroide descubierto el 14 de octubre de 1884 por Johann Palisa desde Viena. |
|
SIWA |
Asteroide número 140 descubierto el 13 de octubre de 1874. |
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SKIP |
Asteroide descubierto el 2 de marzo de 1943. |
| SMETANA |
Asteroide
número 2047. Fue descubierto el 26 de octubre de 1971 por Luboš
Kohoutek desde el observatorio alemán de Hamburgo-Bergedorf. Lleva el
nombre del compositor checo Bedřich Smetana. Gira en el Cinturón de
Asteroides en una órbita de 1,878 UA de afelio, 1,866 UA de perihelio y
935,5 días de período. Gira sobre sí cada 2,5 h. |
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SPOCK |
Asteroide número 2309. Llamado así en honor al orejudo personaje de la serie de ciencia-ficción Star Trek. |
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SPRINGSTEEN |
Asteroide número 23990. Fue descubierto el 4 de septiembre de 1999 por el astrónomo Ian P. Griffin desde el Observatorio Stardome, Auckland. Denominado así en honor del cantante estadounidense Bruce Springsteen. |
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STEINS |
Asteroide número 2867. Se fijó como objetivo de sobrevuelo de la sonda Rosetta que lo visitó el 5 de septiembre de 2008 al pasar a solo unos 800 Km de distancia. El asteroide está en una órbita de 353.000.000 Km del Sol. Rota sobre sí a razón de una vuelta cada algo más de 6 horas. Tiene un diámetro de 4 Km por 5,9 Km, en forma irregular. Por las fotografías tomadas entonces tiene una forma que parece la típica de un diamante tallado. Destacan en tal vista 23 cráteres, uno de unos 2 Km de diámetro. Se compone fundamentalmente de silicatos. Se ha clasificado como un asteroide de tipo E. |
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STEREOSKOPIA |
Asteroide número 566. Fue descubierto el 28 de mayo de 1905. |
| STEVIEWONDER |
Asteroide
número 144296. Fue descubierto el 16 de febrero de 2004 por el
chino-canadiense William Kwong Yu Yeung desde el Observatorio Desert
Eagle, Arizona. Recibió la designación provisional de provisional
2004DF y lleva el nombre del músico estadounidense Stevie Wonder. Gira
en el Cinturón de Asteroides en una órbita de 2,76 UA de afelio, 2,04
UA de perihelio y 1.359 días de período. |
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STOBBE |
Asteroide descubierto el 1 de febrero de 1916. |
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STRAUSS |
Asteroide descubierto el 11 de enero de 1989. |
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SUEVIA |
Asteroide descubierto el 6 de mayo de 1896. |
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SULAMITIS |
Asteroide número 752. Fue descubierto el 30 de abril de 1913. |
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SUSANNA |
Asteroide
número 542. Fue descubierto el 15 de agosto de 1904 por Paul Götz y August Kopff. |
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SYLVANIA |
Asteroide descubierto el 20 de octubre de 1903. |
|
SYLVIA |
También Silvia. Asteroide
número 87. Fue descubierto el
16
de mayo de 1866
por N. Pogson. Mide 272 Km de diámetro medio (dada su forma
irregular tiene 3 diámetro posibles de 384 por 262 por 232 Km) y
gira en una órbita solar de 521.500.000 Km de distancia media. Su
día es de solo 5 h 11 min. Lleva girando en su entorno otros 2
menores, siendo el primero de ellos descubierto en 2001 y el otro
en 2005. Puesto que el asteroide principal lleva el nombre de la
madre de los míticos Rómulo y Remo, se bautizó a tales dos
acompañantes con estos dos nombres. Rómulo, que tiene 18 Km de
diámetro, gira a 1.351 Km de distancia cada 87,6 h, y Remo, que
tiene 7 Km de diámetro, a 701 Km cada 33 h.
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| TAFELMUSIK |
Asteroide número 197857. Fue descubierto el 21 de agosto de 2004 por David D. Balam desde el Observatorios de Mauna Kea. |
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TAKEI |
Asteroide número 7307. Nombre provisional 1994GT9. Su nombre se debe al actor George Takei de la serie de TV Star Trek. |
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TANETE |
Asteroide descubierto el 19 de diciembre de 1913 por el observatorio alemán de Heidelberg. |
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TAMARA |
Asteroide descubierto el 19 de marzo de 1892. |
| TARREGA |
Asteroide
número 5058. Fue descubierto el 28 de julio de 1987 por el japonés
Tsutomu Seki desde el Observatorio nipón de Geisei. Recibió la
designación provisional de provisional 1987OM y lleva el nombre del
guitarrista español Francisco Tárrega. Tiene un diámetro de 5,82 Km.
Gira en el Cinturón de Asteroides en una órbita de 2,776 UA de afelio,
1,73 UA de perihelio y 1.236,589 días de período. |
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TAUNTONIA |
Asteroide descubierto el 24 de diciembre de 1905 por Joel Metcalf. |
|
TAURIS |
Asteroide número 814, descubierto el 2 de enero de 1916. |
| TCHAIKOVSKY |
Asteroide
número 2266. Fue descubierto el 12 de noviembre de 1974 por Liudmila
Ivánovna Chernyj desde el Observatorio Astrofísico de Crimea (Naúchni).
Lleva el nombre del compositor ruso Piotr Ilich Tchaikovsky. Tiene un
diámetro de 46,94 Km. Gira en el Cinturón de Asteroides en una órbita
de 4,018 UA de afelio, 2,778 UA de perihelio y 2.288 días de período.
Gira sobre sí cada 37,7 h. |
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TEA |
Asteroide descubierto el 22 de febrero de 1900. |
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TELAMON |
Asteroide número 1749. |
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TEMIS |
Ver THEMIS. |
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TERENTIA |
Asteroide descubierto el 17 de septiembre de 1930. |
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TERESA |
Asteroide número 11350. Nombre provisional 1997QN4. Descubierto el 29 de agosto de 1997 por Rafael Pacheco y Ángel López desde el Observatorio Astronómico de Mallorca. Debe su nombre al de la esposa de Rafael Pacheco, uno de los descubridores. Mide 15,1 Km de diámetro. |
|
TERPSICHORE |
Asteroide número 81. |
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TERRADAS |
Asteroide número 2399. |
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TEUTONIA |
Asteroide descubierto el 10 de mayo de 1924. |
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THALIA |
Asteroide número 23. Descubierto el 15 de diciembre de 1852. Tiene un período de rotación propia sobre sí de 12 h 24 m. |
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THEKLA |
Asteroide número 586. |
|
THEMIS |
Asteroide número 24. Fue descubierto por De Gasparis desde Nápoles en 1853. Su afelio es de 3,134 UA y su período (año) es de 2.019 días. Tiene un período de rotación propia sobre sí de 12 h. En la primavera de 2010 se informó que su superficie tenía hielo de agua en una fina capa que lo recubre, y también carbono y otros compuestos orgánicos. También aparece a veces denominado como TEMIS. |
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THEOBALDA |
Asteroide descubierto el 25 de enero de 1914. |
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THERESIA |
Asteroide descubierto el 17 de agosto de 1890 desde Viena por el astrónomo Johann Palisa. |
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THETIS |
Asteroide número 17. Tiene un período de rotación propia sobre sí de 12 h 16 m. |
|
THIA |
Asteroide número 405, descubierto el 23 de julio de 1895. |
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THISBE |
Asteroide número 88. |
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THOMASMÜLLER |
Asteroide número 8793. Debe su nombre al astrónomo alemán Thomas Müller por su trabajo sobre el brillo de estos cuerpos celestes. |
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THOOFT |
Asteroide número 9491, nombrado así en honor de el Nóbel holandés Gerard’t Hooft. |
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THORA |
Asteroide descubierto el 6 de octubre de 1890. |
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THULE |
Asteroide número 279. Fue descubierto el 25 de octubre de 1888. |
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THYRA |
Asteroide número 115. |
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TIFFLIS |
Asteroide número 753. Tiene un período de rotación propia sobre sí de 9 h 50 m. |
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TIRZA |
Asteroide descubierto el 27 de mayo de 1887. |
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TOKIO |
Asteroide descubierto el 2 de diciembre 1902. |
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TOKUSHIMA |
Asteroide descubierto el 12 de diciembre de 1988. |
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TONI |
Asteroide número 924. |
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TORO |
Asteroide descubierto en 1964 por Samuel Herrick, de la Universidad de California. Tiene diámetro de 2,4 Km por 1,6 Km. Su órbita se acerca a 5.700.000 Km de la de nuestro planeta y tiene un período de 1,6 años. A su descubrimiento se planteó que la trayectoria de Toro se circunscribiría sobre nuestro planeta y se alternaría con su captura por Venus (hasta 1580 y a partir de 2200, así como de nuevo en 2.800, luego de serlo de la Tierra en 2.350). |
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TOUTATIS |
Asteroide
número 4179, descubierto el 4 de enero de 1989 por el astrónomo francés
Christian Pollas. Es de la clase S y calificado como NEO (cercano por
su trayectoria a la de la Tierra). Su masa se estima en 50.000 millones
de Tm. Su nombre se debe al dios celta (popularizado en los cómics
franceses de Asterix y Obelix) y fue descubierto por astrónomos
franceses en 1989. Mide 4,6 Km por 2,4 por 1,85 Km. Su período de
rotación propia, de 5,4 y 7,3 días, es irregular, lo que le califica
como uno de los asteroides más extraños porque nunca repite su
orientación hacia el Sol. Su período orbital es de casi 4 años, girando
a 0,921 UA de perihelio, con una excentricidad de 0,634 y una
inclinación de 0,5º; su afelio es de 4,12 UA. Pasó el 8 de diciembre de
1992 a 3,5 millones de Km de la Tierra a 136.765 Km/h. El 30 de
noviembre de 1996 vuelve a pasar cerca de la Tierra, pero a 5,3
millones de Km. El siguiente paso cercano fue el 29 de septiembre del
2004 a solo unos 1.550.000 Km de distancia, su distancia más corta con
nosotros desde 1.353 y no igualable hasta 2.652. El 13 de diciembre de
2012 es sobrevolado a solo 3,2 Km de distancia por la sonda china
Chang'e-2 que lo fotografía. |
|
TRUBETSKAYA |
Asteroide descubierto el 3 de julio de 1970. |
|
TSANGHINCHI |
Asteroide descubierto el 21 de diciembre de 1981 por astrónomos chinos. |
|
TUCKIA |
Asteroide descubierto el 24 de noviembre de 1924. |
|
TURANDOT |
Asteroide número 530, descubierto el 11 de abril de 1904. |
|
TYCHE |
Asteroide descubierto el 4 de mayo de 1886. |
|
UNA |
Asteroide descubierto el 20 de febrero de 1876. |
|
UNIVERSITAS |
Asteroide descubierto el 30 de octubre de 1918. |
|
URANIA |
Asteroide número 30. Tiene un período de rotación propia sobre sí de 13 h 40 m. Su órbita tiene un período de 3,64 años y una inclinación de 2,1º. Su diámetro es de unos 90 Km. |
|
URSULA |
Asteroide descubierto el 18 de septiembre de 1893 por el francés Auguste Charlois. |
|
VALA |
Asteroide descubierto el 24 de mayo de 1873. |
|
VALDA |
Asteroide descubierto el 3 de noviembre de 1886. |
|
VALENCIA |
Asteroide número 5491. |
|
VALERIA |
Asteroide número 611. |
|
VALESKA |
Asteroide descubierto el 26 de septiembre de 1906. |
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VANADIS |
Asteroide número 240, descubierto el 27 de agosto de 1884. |
|
VELTMAN |
Asteroide número 9492, nombrado así en honor del Nóbel holandés Martín Veltman. |
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VELLEDA |
Asteroide descubierto el 5 de noviembre de 1872. |
|
VENETIA |
Asteroide número 487. Fue descubierto el 9 de julio de 1902. |
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VENUSIA |
Asteroide descubierto el 24 de diciembre de 1902. |
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VERA |
Asteroide descubierto el 6 de febrero de 1885. |
|
VERDAGUER |
Asteroide número 38671, inicialmente denominado 2000PZ6. Fue descubierto el 7 de agosto de 2000 desde Ametlla de Mar, Tarragona, si bien ya había sido detectado en 1977. Debe su nombre al poeta catalán Jacinto Verdaguer (1845-1902). Mide 6,2 Km de diámetro y su órbita, de 2,44 UA de distancia media al Sol, tiene un período de 3,82 años. |
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VESTA |
Asteroide
número 4. Uno de los mayores asteroides del Sistema Solar con 530
Km de diámetro medio (con diámetros extremos en los 578 por 458
Km; también se citan 572 por 557 por 446 Km) y 2,6x10^20 Kg de masa; su densidad es de 3,9 g/cm^3.
Descubierto el 29 de marzo de 1807 por Heinrich Wilhelm Olbers,
rota sobre si cada 5,342 horas y es de la clase U. Gira en una
órbita solar de 3,63 años (1.325 días) de período a 2,15 UA de perihelio por
2,57 UA de afelio, con una inclinación de 7,13º; la
excentricidad es de 0,088. Sobre su superficie, cerca del polo
sur, aparece un manto con varias roturas, grandes impactos y
trazos de lava. Destaca un enorme cráter de unos 460 Km de
diámetro y 13 Km de profundidad, fruto de una antigua colisión
que le arrancó un 1 % de su masa, dando posiblemente lugar en tal
momento a otros asteroides menores; se cree que en los últimos
50.000.000 años pudieron haber impactado por lo menos 5 cuerpos
que enviaron al espacio meteoritos de diversos tamaños. Tuvo en
su día un núcleo en estado líquido y no fue fruto de
fragmentación. Se cree que su núcleo es de hierro-níquel y su
corteza es de unos 10 Km de gruesa. Por su tamaño se llega a
decir que Vesta es el sexto planeta de superficie sólida, y un protoplaneta. Es
también el asteroide más brillante de todos, y observable a
simple vista.
VESTA en fotos de la sonda Dawn en la web: |
|
VETERANIYA |
Asteroide número 2011. Tiene unos 6 Km de diámetro. |
VIBILIA |
Asteroide número 144. Fue descubierto el 3 de junio de 1875. |
| VÍCTOR JARA |
Asteroide
número 2644. Fue descubierto el 22 de septiembre de 1973 por el ruso
Nikolái Stepánovich Chernyj desde el Observatorio de Crimea en Naúchni.
Lleva el nombre del cantante chileno Víctor Jara (1935-1973). Gira en
el Cinturón de Asteroides en una órbita de 2,53 UA de afelio, 1,81 UA
de perihelio y 1,168 días de período. |
|
VICTORIA |
Asteroide número 12. Fue descubierto el 13 de septiembre de 1850 por Hind. Tiene un diámetro de unos 151 Km y su órbita es de un período de 3,56 años y 8,4º de inclinación. Gira sobre sí cada 8 h 39 min. |
|
VIENNA |
Asteroide descubierto el 19 de diciembre de 1894. |
|
VINIFERA |
Asteroide descubierto el 26 de agosto de 1913. |
|
VIOLETTA |
Asteroide
número 557. Fue descubierto el 26 de enero de 1905 por el astrónomo
alemán Maximilian Franz Wolf desde el Observatorio alemán de
Heidelberg-Königstuhl. Recibió la designación provisional de
provisional 1905PY y lleva el nombre de un personaje de la ópera “La
Traviata” del compositor italiano Giuseppe Verdi. Gira en el Cinturón
de Asteroides en una órbita de 2,685 UA de afelio, 2,199 UA de
perihelio y 1.394 días de período. Gira sobre sí cada 5,089 h. |
|
VIRGINIA |
Asteroide descubierto el 4 de octubre de 1857. |
|
VIRTUS |
Asteroide descubierto el 7 de octubre de 1902 por el astrónomo Max Wolf. |
|
VITJA |
Asteroide descubierto el 25 de junio de 1924. |
|
VOLGA |
Asteroide número 1149. |
|
VUNDTIA |
Asteroide descubierto el 9 de junio de 1907. |
|
WALLIA |
Asteroide descubierto el 23 de octubre de 1922 el alemán Karl Reinmuth desde el Observatorio de Heidelberg. |
|
WERDANDI |
Asteroide descubierto el 11 de noviembre de 1906. |
|
WHIPPLE |
Asteroide número 1940, descubierto por Richard McCrosky y Jerome Shao el 2 de febrero de 1975, si bien ya había sido visto en 1932. Se le dio el nombre del célebre astrónomo Fred L. Whipple. |
|
WRATISLAVIA |
Asteroide descubierto en 1909. |
|
WINCHESTER |
Asteroide número 747. |
| WOLFF |
Asteroide
número 5674, descubierto el 6 de septiembre de 1986 por Edward Bowell
del Observatorio Lowell en Arizona; recibió el nombre del
filántropo John M. Wolff. Gira en el cinturón de asteroides. Su
período es de 3 años 227 días, rota sobre sí cada 93,7 h, tiene 4,72 Km
de diámetro y es binario al ir acompañado de otro menor (descubierto
desde Valencia, España) de unos 3,8 Km de diámetro que gira a unos 30
Km de distancia. |
|
XANTHE |
Asteroide descubierto el 7 de enero de 1896. |
|
XANTHIPPE |
Asteroide descubierto el 22 de noviembre de 1875. |
|
XIACHUA |
Asteroide descubierto en octubre de 1994 desde el Observatorio chino Monte Púrpura. Está en una órbita de 472.000.000 Km de distancia del Sol y su período es de 5,59 años. Debe su nombre al millonario chino Li Xiachua por su contribución a las ciencias y la educación. |
| YAO BEINA |
Asteroide
número 41981. Fue descubierto el 28 de diciembre de 2000 por W. K. Y.
Yeung desde el Observatorio de Desert Beaver, Arizona. Su denominación
provisional fue 2000YD21, antes de darle el nombre de la cantante y
pianista china Yao Beina (1981-2015). |
|
YEBES |
Asteroide número 4661. |
| YEHUDIMENUHIN |
Asteroide
número 52344. Fue descubierto el 18 de diciembre de 1992 por el
astrónomo belga Eric Walter Elst. Su nombre provisional fue 1992YM1,
antes de darle el nombre del violinista Yehudi Menuhin. Gira en el
Cinturón de Asteroides en una órbita de 3,39 UA de afelio, 2,88 UA de
perihelio y 5,55 años de período. |
|
YERKES |
Asteroide número 990. Fue descubierto en 1922 por George A. Van Biesbroeck. Tiene un diámetro de unos 19 Km. Su órbita está en el cinturón de asteroides. |
YVETTE |
Asteroide descubierto el 27 de diciembre de 1934. |
ZEISSIA |
Asteroide descubierto el 2 de abril de 1916. |
|
ZELIMA |
Asteroide descubierto el 12 de mayo de 1907. |
|
ZERBINETTA |
Asteroide número 693. |
|
ZELINDA |
Asteroide número 654. |
|
ZERLINA |
Asteroide descubierto el 12 de abril de 1904. |
| ZHU GUANGYA |
Asteroide número 10.388. Fue descubierto en 1996 por los chinos que le dieron en 2004 el nombre del principal científico del programa nuclear de China. |
| ZOOZVE |
Asteroide
descubierto en 2002 por el astrónomo Brian Skiff. Mide 230 m de
diámetro. También llamado 2002VE68, deambula en una órbita solar
inestable que a su hallazgo parece esclava del planeta Venus, por lo
que a veces se le considera un satélite del mismo, pero también se
acerca a la órbita de la Tierra. |
|
ZOTROS |
Se apunta el descubierto por el Laboratorio de Astrofísica de Crimea al que se propuso el nombre del navegante noruego Thor Heyerdahl, que tiene unos 8 Km de diámetro y sigue una órbita de una duración de 39 meses. |
Algunos han sido estudiados por sondas espaciales, pero aquí se han utilizado también otros medios como el satélite astronómico Hubble.
|
Nº |
MISION |
PAIS |
Lanzamiento |
OBJETIVOS |
OBSERVACIONES |
|
1 |
GALILEO |
USA |
18-10-1989 |
Gaspra, Ida |
1ª fotografía espacial de un asteroide |
|
2 |
NEAR |
USA |
17-02-1996 |
Mathilde, Eros |
1º sonda hacia un asteroide y 1º aterrizaje |
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3 |
DS-1 |
USA |
24-10-1998 |
Braille |
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4 |
MUSES C |
Japón |
09-05-2003 |
1998SF36 |
1ª sonda japonesa a un asteroide. |
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5 |
DAWN |
USA |
27-09-2007 |
Vesta, Ceres |
1ª sonda a Vesta y Ceres. |
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6 |
CHANG'E-2 |
China |
01-10-2010 |
Toutatis |
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7 |
HAYABUSA 2 |
Japón |
03-12-2014 |
Ryugu |
1ª sonda a Ryugu. |
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8 |
PROCYON |
Japón |
03-12-2014 |
Asteroides |
Sobrevuelo de tres asteroides |
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9 |
OSIRIS-REX |
USA |
08-09-2016 |
Bennu |
1ª sonda a Bennu. |
|
10 |
LUCY |
USA |
16-10-2021 |
Asteroides |
Sobrevuelo de seis asteroides. |
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11 |
DART |
USA |
24-11-2021 |
Asteroide |
Primer impacto en un asteroide (Dimorphos). |
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12 |
NEA SCOUT |
USA |
16-11-2022 |
Asteroide |
En órbita solar. Asteroide 2020GE. Falló. |
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13 |
PSYCHE |
USA |
13-10-2023 |
Asteroide |
En órbita solar. Asteroide Psyche. |
|
14 |
HERA |
ESA |
07-10-2024 |
Asteroide |
En órbita solar. Asteroide Didymos. |
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15 |
BROKKR-2 ODIN |
USA |
27-02-2025 |
Asteroide |
En órbita solar. Asteroide 2022OB5. |
| 16 |
TIANWEN-2 |
China |
28-05-2025 |
Asteroide |
Órbita solar. Asteroides Kamo'oalewa y 311P/2013P5. |