BIG BANG

Por motivo de trabajo final, elaboramos un e-portfolio grupal en el cual nos detendremos a ampliar específicamente este tema. Para poder conocer un poco más acerca de la evolución del Universo, les dejo a disposición un enlace que los llevará a nuestro e-portfolio grupal.

LAS SUPERNOVAS

TEORÍA DE CUERDAS

La teoría de cuerdas es un modelo fundamental de la física que básicamente asume que las partículas materiales aparentemente puntuales son en realidad "estados vibracionales" de un objeto extendido más básico llamado "cuerda" o "filamento".
De acuerdo con esta propuesta, un electrón no es un "punto" sin estructura interna y de dimensión cero, sino un amasijo de cuerdas minúsculas que vibran en un espacio-tiempo de más de cuatro dimensiones. Un punto no puede hacer nada más que moverse en un espacio tridimensional. De acuerdo con esta teoría, a nivel "microscópico" se percibiría que el electrón no es en realidad un punto, sino una cuerda en forma de lazo. Una cuerda puede hacer algo además de moverse; puede oscilar de diferentes maneras. Si oscila de cierta manera, entonces, macroscópicamente veríamos un electrón; pero si oscila de otra manera, entonces veríamos un fotón, o un quark, o cualquier otra partícula del modelo estándar. Esta teoría, ampliada con otras como la de las supercuerdas o la Teoría M, pretende alejarse de la concepción del punto-partícula.

Las ideas fundamentales son dos:
-Los objetos básicos de la teoría no serían partículas puntuales sino objetos unidimensionales extendidos (en las cinco teorías de cuerdas convencionales estos objetos eran unidimensionales o "cuerdas"; actualmente en la teoría-M se admiten también de dimensión superior o "p-branas"). Esto renormaliza algunos infinitos de los cálculos perturbativos.

-El espacio-tiempo en el que se mueven las cuerdas y p-branas de la teoría no sería el espacio-tiempo ordinario de 4 dimensiones sino un espacio de tipo Kaluza-Klein, en el que a las cuatro dimensiones convencionales se añaden 6 dimensiones compactificadas en forma de variedad de Calabi-Yau. Por tanto convencionalmente en la teoría de cuerdas existe 1 dimensión temporal, 3 dimensiones espaciales ordinarias y 6 dimensiones compactificadas e inobservables en la práctica.

La teoría de supercuerdas es algo actual. En sus principios (mediados de los años 1980) aparecieron unas cinco teorías de cuerdas, las cuales después fueron identificadas como límites particulares de una sola teoría: la Teoría M. Las cinco versiones de la teoría actualmente existentes, entre las que pueden establecerse varias relaciones de dualidad son:

La Teoría de cuerdas de Tipo I, donde aparecen tanto "cuerdas" y D-branas abiertas como cerradas, que se mueven sobre un espacio-tiempo de 10 dimensiones. Las D-branas tienen 1, 5 y 9 dimensiones espaciales.

La Teoría de cuerdas de Tipo IIA, es también una teoría de 10 dimensiones pero que emplea sólo cuerdas y D-branas cerradas. Incorpora dos gravitines (partículas teóricas asociadas al gravitón mediante relaciones de supersimetría). Usa D-branas de dimensión 0, 2, 4, 6, y 8.

La Teoría de cuerdas de Tipo IIB. Difiere de la teoría de tipo IIA principalmente en el hecho de que la esta última es no quiral (conservando la paridad).

La Teoría de cuerda heterótica SO(32) (Heterótica-O), basada en el grupo de simetría O(32).

La Teoría de cuerda heterótica E8xE8 (Heterótica-E), basada en el grupo de Lie excepcional E8. Fue propuesta en 1987 por Gross, Harvey, Martinec y Rohm.

Large Hadron Collider o LCH

El Large Hadron Collider o LCH (Gran Colisionador de Hadrones) se emplea para hacer chocar entre sí haces de protones que marchan en sentidos opuestos y así generar inmensos volúmenes de otras partículas de alta energía y alta temperatura. Con ello se explora la física de los tiempos muy tempranos del universo. Particularmente, se busca una partícula elemental llamada técnicamente bosón de Higgs que, dentro del modelo estándar de la física subatómica, otorga masa a las demás partículas. Por eso, alguien tuvo la ocurrencia de llamarla partícula de Dios y, por extensión, se habló de la máquina de Dios, sin que se trate en ambos casos de otra cosa que una fantasía.

Es un circuito cerrado por la tecnología actual. Hacer un recorrido lineal requeriría varias veces los 27Km. que tiene el circuito cerrado, resultaría muy caro y sería inestable. En un acelerador de circuito cerrado se puede dar más empuje a las partículas sin tener que extender la longitud de su recorrido. El límite es la capacidad de hacer girar una partícula cargada a la que se entregó mucha energía. Se necesitan campos magnéticos muy intensos y los que isa el LHC son los más altos alcanzados con la tecnología actual. Una razón más prosaica es que el túnel ya existía desde hace años, y se construyó el mejor acelerador compatible con lo que ya estaba.

No se advierte que pueda haber peligro en explorar las cosas nuevas que se ensayarán. El universo hace constantemente lo que hará el acelerador y no se han visto consecuencias catastróficas. Los rayos cósmicos que llegan a la Tierra y chocan con la materia de la atmósfera superior traen energías mayores, en algunos casos enormemente mayores. La diferencia es que en el acelerador se puede controlar el experimento y analizar con detalle lo producido.

La máquina de Dios

INFLACIÓN CÓSMICA

La inflación cósmica es un conjunto de propuestas en el marco de la física teórica para explicar la expansión ultrarrápida del universo en los instantes iniciales y resolver el llamado problema del horizonte.
La inflación es actualmente considerada como parte del modelo cosmológico estándar de Big Bang caliente. La partícula elemental o campo hipotético que se piensa que es responsable de la inflación es llamada inflatón.
La inflación sugiere que hubo un periodo de expansión exponencial en el Universo muy pre-primigenio. La expansión es exponencial porque la distancia entre dos observadores fijos se incrementa exponencialmente, debido a la métrica de expansión del Universo.
La inflación resuelve varios problemas en la cosmología del Big Bang que fueron señalados en los años 1970. Estos problemas vienen de la observación que para parecerse a como es el Universo hoy, el Universo tendría que haber empezado de unas condiciones iniciales "especiales" o muy puestas a punto cerca del Big Bang. La inflación resuelve estos problemas proporcionando un mecanismo dinámico que conduce al Universo a este estado especial, de esta manera formando un Universo como el nuestro mucho más natural en el contexto de la teoría del Big Bang.

Problema del horizonteEl problema del horizonte es el problema de determinar por qué el Universo parece estadísticamente homogéneo e isótropo de acuerdo con el principio cosmológico.

Problema de la monotoníaEste problema está exacerbado por las recientes observaciones de la radiación de fondo de microondas que han demostrado que el Universo es plano hasta la precisión de un porcentaje pequeño.

Problema del monopolo magnéticoEl problema del monopolo magnético (algunas veces llamado el problema de las reliquias exóticas) es un problema que sugiere que si el Universo primigenio estaba muy caliente, se produciría un gran número de monopolos magnéticos estables y muy pesados.

¿QUÉ ES LA COSMOLOGÍA?

La cosmología es la ciencia que estudia el universo. Como la entendemos hoy, trata de colocar juntas todas las piezas del gran rompecabezas que constituye el estudio del universo, y concebir un todo coherente y armonioso.

El universo es, en efecto, tanto en su constitución como en su funcionamiento, un sistema bello y armonioso: un kosmos.

La cosmología del siglo XXI no pretende explicar el origen del cosmos, pues los científicos saben bien que ese “origen” aún está vedado a las más recientes y desarrolladas teorías de la física. El nombre Big Bang no significa lo que parece. Hoy los cosmólogos no se abocan a explicar el origen sino más bien la evolución del universo que nos rodea.

Pero la cosmología es más que esto. Es también la historia de la humanidad en busca de sus orígenes. Es el intento más que milenario de comprender las fuerzas naturales que rigen el cosmos.

La teoría de la relatividad imagina el espacio-tiempo como una entidad deformable y dinámica. La materia hace curvar el espacio que la contiene, esto es, modifica las propiedades geométricas del espacio. El tiempo también se ve afectado.

Los planetas, siguen órbitas keplerianas porque la gran masa del astro curvó el espacio que lo rodea y no les queda otra opción que recorrer sus caminos sobre un espacio curvo. Entonces, la fuerza gravitacional se debe a la curvatura del espacio, la cual también afecta a toda entidad que se desplace en los alrededores del Sol. En efecto, la luz “pesa”, es decir, se ve afectada por lo cuerpos masivos; por lo tanto, ahora se sabe que muchos objetos astronómicos no emiten ningún tipo de radiación pero la luz de estrellas lejanas que pasa por las cercanías de estos objetos oscuros se ve desviada en su trayectoria, iluminándolos. Este nombre se conoce hoy con el nombre de “efecto de lente gravitacional”.

NUESTRA GALAXIA

LA VÍA LÁCTEA

La Vía Láctea se nos aparece como una sucesión de nubes blanquecinas de diferente intensidad, que presenta además algunas bifurcaciones. Esta constituida por una gran número de estrellas. Esta banda cruza la esfera celeste según un círculo máximo inclinado unos 60° respecto del ecuador celeste. Casi todos los objetos celeste que observamos a simple vista desde la Tierra forman parte de la Vía Láctea.

La Vía Láctea se corresponde con el plano principal de un objeto en forma de disco, muy extendido en diámetro pero relativamente poco en espesor; presentar una forma lenticular con un espesor seis veces menor que su ancho. Las estrellas aparecen concentradas en el centro de la Galaxia y la densidad de estrellas disminuye hacia su periferia.

Las galaxias presentan notables variedades de forma y de luminosidades. De acuerdo con su apariencia y posición en la esfera celeste, estos objetos se han reunido en diferentes catálogos: el Catálogo de Messier, New General Catalogue e Index Catalogue.

Además, las galaxias pueden clasificarse según su forma en espirales, elípticas, y un pequeño grupo con aspecto amorfo denominado galaxias irregulares. Otra manera de clasificarlas es por su luminosidad y dimensiones reales.

Los tamaños de las galaxias son muy variados. La nuestra, tiene un diámetro de 100.000 AL (30kpc), con lo que resulta ser una galaxia espiral típica.

Las espirales y las elípticas de mayor tamaño son los objetos individuales de mayor brillo intrínseco en el Universo. Las irregulares son más débiles que las primeras.

El cálculo de la masa de una galaxia se puede deducir estableciendo el equilibrio de la fuerza centrífuga con la atracción total de la gravitación, cuando se conoce el período de rotación.

El estudio de la luminosidad intrínseca de una galaxia, no permite determinar el contenido de estrellas y por consiguiente su masa.

Las galaxias espirales presentan campos magnéticos alineados con sus brazos espirales.

La distancia a que se encuentran las galaxias relativamente próximas se puede conocer a través de los objetos estelares que aparecen en ellos y para los cuales conocemos su luminosidad. En galaxias más alejadas debemos utilizar indicadores de distancia menos precisos, como las estrellas supergigantes azules. En las galaxias extremadamente alejadas no es posible utilizar propiedades individuales de las estrellas, salvo en las supernovas.

ALGUNOS CONCEPTOS...

AGUJEROS NEGROS

Un agujero negro se origina cuando una cantidad apreciable de materia se acumula en un volumen 

extremadamente reducido; entonces la fuerza de atracción gravitatoria es tan intensa que la materia se comprime hasta adquirir un estado superdenso. La gravedad del objeto es allí tan elevada, que nada puede escapar de él, ni siquiera la luz. De este hecho deviene su denominación: el nombre agujero resulta de designar a un cuerpo en el cual la materia puede caer en él, pero del que no puede salir. Como la luz tampoco logra escapar, este objeto no será observable; ésta última característica, en el decir de los astrónomos, lo identifica como negro. En los agujeros negros se define un horizonte de sucesos dentro del cual cualquier objeto es incapaz de escapar.

MATERIA INTERESTELAR

La materia interestelar; esta materia representa, al menos, un 20% de la masa de la Vía Láctea.El gas se presenta bajo la forma de átomos y moléculas, donde el elemento más abundante  es el hidrógeno; en orden de abundancia le siguen el helio, el carbono, el oxígeno, el nitrógeno y el hierro. Entre las moléculas, hasta este momento se han detectado alrededor de 100 variedades, algunas de ellas extremadamente complejas.

Por otra parte, el polvo se compone de pequeñas partículas, en general menores que unos 10 micrones, que modifican la luz de las estrellas que se encuentran detrás; no brilla y por consiguiente sólo se lo distingue cuando aparece proyectado sobre regiones brillantes, como nebulosas difusas, o grandes aglomerados de estrellas.

NEBULOSAS PLANETARIAS

Una nebulosa planetaria consiste en una nube de gas, brillante, que rodea una estrella; ésta última se halla en un estado bastante avanzado de su evolución.

El aspecto de la nebulosa corresponde a la superficie proyectada de una esfera, y por consiguiente ópticamente aparece como un disco circular; de ahí el nombre de planetaria, el cual no tiene ninguna relación con su estructura real. A diferencia de las nebulosas brillantes, las nebulosas planetarias resultan de un proceso de pérdida de materia por parte de una estrella ubicada en su centro. A las nebulosas planetarias se las descubre por su forma circular, ya sea por medio de un telescopio o por fotografías. Si la velocidad de expansión del gas no es la misma en todas las direcciones, la nebulosa resultante no tiene apariencia circular. Las nebulosas planetarias son objetos que forman parte de la población del disco galáctico, aunque no de los brazos espirales.

QUASARES

Los quasares son objetos que forman parte del universo de las galaxias, con dimensiones probablemente no mayores que la del sistema solar en conjunto. Representan un estado particular de desarrollo de las galaxias.

Presentan una apariencia estelar cuando son observados ópticamente, sin embargo, al ser analizados más detalladamente, presentan una estructura más compleja.

Se considera a los quásares como los objetos más luminosos del Universo.

OBJETOS PECULIARES
Como ejemplo de un caso peculiar se puede mencionar el par de quasares conocidos como PHL 1222, con una magnitud total de 18m; este sistema doble, con una separación angular de 3” estre componentes, resulta un objeto extremadamente curioso, ya que es la única evidencia de dos quasares juntos. El corrimiento al rojo de PHL 1222 es de z= 1,91 lo que indica una distancia del orden de los 12.000 millones de años luz. De esta manera, ambas componentes tienen una separación de 100.000 años luz aproximadamente. Las fotografías muestran que este doble quasar está rodeado por numerosos objetos débiles, posiblemente galaxias; de ser así lo dos quasares se encuentran formando parte de un cúmulo de galaxias.

CARACTERÍSTICAS DE UNA ESTRELLA

TEMPERATURA
Tal vez sea la ley de Planck el método más utilizado para determinar temperaturas estelares por intermedio de los índices de color.
En las estrellas de mayor temperatura (de color azul), que son también las de mayor masa, aquéllas toman valores entre los 40.000K y 50.000K; en cambio en las más frías (de color rojo) sus temperaturas son del orden de los 2.500K a 3.000K. Se pueden encontrar estrellas con temperaturas menores, aunque para ello son necesarios detectores sensibles en el infrarrojo.
Las estrellas de altas temperaturas se caracterizan por líneas de átomos ionizados, mientras que en las estrellas más frías aparecen líneas de átomos neutros y bandas moleculares. La temperatura de una estrella está relacionada con su índice de color; por otra parte, la temperatura de la atmósfera en que se originan las líneas espectrales determina la intensidad de éstas. Por estas razones, se admite que existe una relación entre el espectro y el índice de color de las estrellas.

MASA

La masa de una estrella es la cantidad de gramos de materia que posee. Es un número difícil de obtener, ya que la luz que recibimos de los astros no nos dice nada acerca de ese valor. No se puede conocer la masa de estrellas aisladas porque, a causa de su lejanía, no se conoce el efecto de su fuerza de atracción gravitatoria sobre sus vecinas. Para los sistemas dobles, este método es aplicable ya que el par de estrellas se encuentran tan próximas entre sí que se afectan mutuamente de modo considerable.

LUMINOSIDAD

Las luminosidades de las estrellas son una función definida de su masa y ellas aumentan rápidamente con el incremento de la masa. Todas las estrellas enanas siguen esta ley. No se aplica para estrellas gigantes, supergigantes y enanas blancas. Las luminosidades de las estrellas son proporcionales a sus masas elevadas a la 3.

TIEMPO DE VIDA

Se puede estimar el tiempo de vida de una estrella por medio de la siguiente expresión:

donde queda expresada la relación proporcional entre la edad de una estrella y la masa, e inversamente proporcional con la generación de energía (luminosidad).

ORIGEN Y EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS

NUESTRO UNIVERSO

¿QUÉ ES UNA ESTRELLA?
Las estrellas son esferas de gas con luz propia cuya energía resulta de transmutaciones nucleares en su interior, y que es emitida al espacio en forma de radiación. Del estudio del haz luminoso que nos llega de las estrellas obtenemos información sobre algunas de sus características físicas: temperatura, radio, composición química, si la radiación emitida es constante o variable, si el radio de la estrella se mantiene estable o eventualmente varía de tamaño, etc. Si la estrella forma parte de un sistema doble podemos determinar además su masa, y si eventualmente pertenece a un cúmulo estelar, podremos estimar su edad, o sea el tiempo transcurrido desde que se formó.

AGRUPACIONES ESTELARES: TIPOS

CÚMULOS GLOBULARES

Los cúmulos globulares son cúmulos muy compactos de estrellas con un número de miembros que oscila entre varios miles y cientos de miles de estrellas. Son de forma esférica o esferoidal y de este hecho proviene su denominación ya que semejan a un globo. Se conocen unos 150 de estos objetos en nuestra galaxia. Se los encuentra presentes en toda la esfera celeste, aunque se evidencia una fuerte concentración en la dirección de las constelaciones de Escorpio y Sagitario. Son objetos con grandes velocidades radiales y con una distribución casi esférica. Se considera que los cúmulos globulares tienen una masa correspondiente a alrededor de 300 a 500 mil estrellas como el Sol. Las estrellas miembros de un cúmulo globular se mueven en órbitas alrededor del centro de gravedad del cúmulo.

CÚMULOS ABIERTOS

El número de miembros de un cúmulo abierto varía entre unas 50 estrellas en los más pequeños y varios centenares en los más grandes. Los cúmulos abiertos ocupan un volumen bastante irregular y no muestran ningún tipo de simetría. En nuestra galaxia se han catalogado unos 1.000 cúmulos abiertos; se los encuentra distribuidos a lo largo de toda la banda luminosa de la Vía Láctea. En las galaxias espirales, su distribución sigue la forma espiral de los brazos. Generalmente se componen de estrellas calientes rodeadas por una nube de polvo y gas; esta característica no se observa en los cúmulos globulares. Presentan una gran dispersión en las edades. Así, los más jóvenes muestran edades de unos pocos millones de años y los más viejos del orden de los 5 mil millones de años. Un cúmulo abierto se mantiene estable por un largo tiempo dado que la atracción gravitacional entre sus miembros es mayor que la de las estrellas a su alrededor. Las velocidades de las estrellas dentro del cúmulo son al azar, o sea diferentes una a otra.

ASOCIACIONES

Los astrónomos han observado que en determinadas regiones de nuestra galaxia hay una apreciable acumulación de estrellas azules. A estos grupos se los denominó asociaciones. Las asociaciones OB son grupos estelares muy dispersos cuyo núcleo es, generalmente, un cúmulo abierto. Otro tipo de asociación son las asociaciones T, correspondientes a estrellas variables de tipo T Tauri o RW Aurigae.

En cuanto a su edad se trata de  agrupaciones de corta vida que en menos de 10^7 años se desintegran completamente. La desintegración en un lapso relativamente corto se debe a que, por distribuirse sobre regiones muy amplias. La atracción gravitacional entre ellas es débil. Además, aparecen vinculadas con densas masas de gas y polvo interestelar. Se conocen unas 70 de esas asociaciones.

SATÉLITES PLANETARIOS

Los planetas principales poseen distinta cantidad de satélites. El número de satélites planetarios del Sistema Solar aún no se considera completo, ya que continúan encontrándose nuevos. No se conocen lunas en Mercurio ni en Venus y tampoco ningún satélite que posea una luna. Aunque estamos acostumbrados a la visión de nuestra luna, que es un cuerpo esferoidal, en general los satélites de los planetas principales suelen presentar formas irregulares o ser sumamente achatados. Lo distintivo, en todo caso, es que las lunas de otros mundos están “unidas” a los mismos por las fuerzas de gravitación. Las lunas de los planetas se mueven alrededor de los mismos soportando diversas fuerzas; si los planetas fueran esferas perfectas, aquellas se desplazarían en órbitas perfectamente elípticas. Como los planetas están deformados a causa de su rotación intrínseca, presentan un abultamiento ecuatorial. Este efecto, conjuntamente con las fuerzas de atracción de otras lunas del mismo planeta, y la acción gravitatoria del Sol, determinan que un satélite posea un movimiento complejo denominado movimiento perturbado.

Respecto al origen de estos astros, existen diferentes teorías (aclarando que no todos los satélites del planeta deben responden a un único tipo de origen). Los astrónomos sugieren 3 maneras en que los satélites pueden haberse formado como tales:

1. Se forma junto con el planeta principal.

2. Se desprendieron del planeta principal a lo largo de su evolución.

3. Se trata de un cuerpo capturado por el planeta principal.

Las lunas de Júpiter

El planeta Júpiter, junto con Saturno, es el que más satélites posee (se han encontrado 16 hasta el momento).

Las lunas de mayor densidad son las más interiores, algo similar a lo que ocurre con los planetas del Sistema Solar; se trata de cuerpos rocosos de los cuales no se tiene mucha información. Las más interiores (Adrastea y Metis) se hallan cercanas al anillo de polvo de Júpiter; Amaltea resulta un mundo de color rojo oscuro, de forma alargada cuyo eje mayor apunta hacia el planeta.

Io, Europa, Calisto y Ganímedes son los llamados “planetas galileanos” por haber sido Galilei quien los observara por primera vez durante sus primeras incursiones (1610). En realidad, los tres mayores, si no se encontraran tan cerca de Júpiter, podrían ser observados a simple vista. Como bien lo notara el propio Galileo, los movimientos de estos satélites alrededor de Júpiter son muy interesantes: Io da una vuelta completa en algo menos de dos días terrestres y Europa en menos de cuatro días; los cambios en sus posiciones pueden advertirse a lo largo de una misma noche de observación. Por su parte, los movimientos de Calixto y Ganímedes pueden observarse a lo largo de siete días.

En un primer momento, Galileo llamó a los satélites de Júpiter astros mediceos, en honor a su protector.

A los ojos de Galileo, el conjunto de satélites de Júpiter simulaba un diminuto sistema solar copernicano y probaba de modo claro que la Tierra no era el único astro que contaba con una luna.

En el sistema de satélites Joviano se producen eclipses cuando los mismos cruzan la zona de sombra proyectada por Júpiter. Casi todas las noches es posible observar uno o más eclipses o tránsitos de las lunas principales.

La medida del instante en que se producen los eclipses de las lunas de Júpiter, le permitió a Olaf Römer, en 1675, medir el valor de la velocidad de propagación de la luz.

Los planetas galileanos han sido objeto de numerosos estudios, tanto terrestres como espaciales: las sondas que viajaron a Júpiter presentaron especial atención a estas lunas.

Io es un cuerpo de coloración rojiza y amarillenta, salpicado de zonas oscuras y claras; su coloración se debe a la presencia de azufre en diferentes estados: azufre sólido monoclínico (rojo), azufre rómbico (amarillo) y hielo de dióxido de azufre (blanco). No se han encontrado cráteres de impacto en su suelo; las naves que se le acercaron lograron detectar volcanes activos, los cuales expulsan material volcánico y cenizas hasta 300 km sobre la superficie de Io. Posee cierta atmósfera , en la cual aparecen dióxido de azufre y sulfuro de hidrógeno.

Europa, por su parte, es un cuerpo casi del mismo tamaño que nuestra Luna, diferenciándose notablemente de ésta en que presenta escasos cráteres sobre su superficie. Su apariencia sugiere que esta recubierta de hielo; las fotografías muestran que su suelo está cruzado por un complejo entramado de líneas oscuras, de varios miles de kilómetros de longitud, semejantes a las grietas que se forman en el hielo de los lagos helados.

La ausencia de cráteres de impacto sobre la superficie es un indicio de que el astro es joven.

Calixto es la luna de menor densidad entre las jovianas. Los estudios indican que en la superficie, compuesta de hielo y material meteórico, existe dióxido de azufre. Esa cubierta de cráteres de impacto; uno de los más grandes que se han podido fotografiar alcanza unos 60 km de diámetro y está rodeado de anillos concéntricos.

De los Galileanos resta Ganímedes, el mayor de los satélites de Júpiter. Su corteza es de hielo (posiblemente de agua) y presenta zonas claras y oscuras; en las primeras se evidencian plegamientos similares a los de la Tierra (lo que sugiere algún tipo de actividad tectónica). Las zonas oscuras, por su parte, se hallan cubiertas de cráteres de impacto y estructuras lineales formadas por el impacto meteórico. Io y Europa son lunas rocosas, mientras que Calixto y Ganímedes presentan una alta proporción de hielo.

A unos 160 radios de Júpiter, se halla un conjunto de cuatro lunas con dimensiones notablemente inferiores a las de los satélites galileanos y que se mueven en órbitas inclinadas a unos 28° respecto al plano ecuatorial del planeta. Al doble de distancia, se hallan otras cuatros lunas diminutas que giran en sentido opuesto, es decir, órbitas retrógradas con unos 150° de inclinación. Los astrónomos consideran que estos pequeños cuerpos son asteroides capturados por la alta gravedad del planeta.

Es probable que con el tiempo, Júpiter llegue a tener más satélites; al ser un planeta de gran masa, su influencia gravitatoria sobre los movimientos de los cuerpos pequeños (esto es, asteroides y cometas) del Sistema Solar es muy grande. Puede que alguno de esos cuerpos menos masivos quede “atrapado” en el entorno de Júpiter convirtiéndose en una nueva luna del mismo. De la misma manera, puede suceder que alguno de sus satélites menores sea destruido por efecto de las poderosas fuerzas de atracción gravitatoria que provoca el planeta. Algo similar ocurría con Saturno y su sistema de lunas.

Las lunas de Saturno

En líneas generales, los satélites de Saturno son de mayores dimensiones que los de Júpiter; en contraposición con el sistema joviano, la densidad de las lunas de Saturno aumenta con la distancia al planeta. La mayoría de sus lunas heladas giran de modo sincrónico con su período de revolución, por lo que muestran siempre la misma cara al planeta. Entre ellos sobresale un astro casi tan grande como Marte: Titán, la segunda luna en tamaño del Sistema Solar (la mayor es Ganímedes, del sistema joviano) y la más masiva. Al igual que nuestra luna, Titán gira sobre sí misma en el mismo tiempo que cumple una revolución alrededor del planeta (en aproximadamente unos 16 días terrestres). Esta cubierto de espesas nubes, las cuales oculta la superficie del planeta; también se ha detectado una capa de polvo de unos 40 Km. de espesor que rodea a Titan a más de 200 Km. de su superficie; la atmósfera de Titán parece estar compuesta de nitrógeno.

La luna Tetis presenta una superficie helada con cráteres; el mayor de los mismos que pudo ser medido tiene un diámetro de más de 400 km. Dione, por su parte, es más densa que Tetis y sus cráteres son menos profundos; su superficie es clara y parece estar compuesta también por hielo. En la zona polar sur de esta luna se ha observado una gran fosa de unos 500 km de longitud; de la zona polar norte, en cambio, se ve una espesa trama de valles. Tetis parece estar compuesta completamente de hielo (de agua y de metano) , mientras que tanto Titán como Dione, parecen están formadas por un 40% de roca y sólo un 60% de hielo.

Mimas muestra un enorme cráter de impacto de más de 140 km de ancho con un borde de más de 5 km de altura y una profundidad de 18 km respecto a la superficie que lo rodea; en el centro de ese cráter hay una montaña de unos 6 km de alto y 30 km de base. Rea se caracteriza por estar cubierta de gran número de cráteres y presentar zonas claras y oscuras, separadas por una línea nítida. Encelado, en cambio no presenta cráteres.

Las lunas de Urano

La mayoría de los satélites de Urano se hallan en su plano ecuatorial, con revoluciones en el mismo sentido que la rotación del planeta; en general se trata de cuerpos pequeños, entre los que sobresale la luna Titania, cuya superficie presenta numerosos cráteres.

Titania, Miranda, Ariel, Umbriel y Oberón fueron las lunas que históricamente se conocían de este planeta (desde fines del siglo XVIII), hasta el arribo a sus cercanías de la nave Voyager II, con cuya información se logró descubrir 10 nuevos satélites, todos en órbitas circulares entre el anillo del planeta y la órbita de Miranda, con excepción de la luna Cordelia, cuya trayectoria se halla entre los anillos.

Las lunas de Neptuno

La mayoría de las lunas de este planeta fueron descubiertas en el aproximamiento de la nave Voyager 2, que permitió detectar seis nuevas lunas ya que sólo se conocían dos: Nereida y Tritón, todas en órbitas circulares, en la misma dirección del movimiento orbital del planeta. Sorprendentemente, una de esas “nuevas lunas” resultó ser de mayores dimensiones que la luna Nereida, descubierta en 1949; probablemente no fue descubierta antes desde la Tierra debido a su extrema cercanía al planeta, lo cual habría provocado que su brillo se perdiera frente al brillo de Neptuno.

La mayoría de las lunas descubierta por la sonda Voyager 2 se ubican cerca del planeta y de su sistema de anillos: tres lunas tienen órbitas entre el anillo interior y el anillo brillante de Neptuno, una luna se halla entre el anillo plateado y el exterior y, finalmente, dos lunas tienen órbitas más allá del anillo exterior.

Las lunas de Marte

Marte tiene dos lunas, las cuales se supone que se formaron al mismo tiempo que el Sistema Solar. Ambas son muy pequeñas y oscuras, y efectúan su revolución en órbitas casi circulares; son de forma irregular, y sus ejes mayores apuntan hacia el planeta. Estas cubiertas de cráteres de impacto. Fobos, el más interior, muestra estrías sobre su superficie de hasta 30 km de longitud, 20 metros de profundidad y 200 km de ancho, las cuales son más marcadas en los alrededores de un enorme cráter, de 10 km de diámetro, denominado Stickney. Por otra parte, este satélite gira con un período inferior al de la rotación del planeta, a consecuencia de lo cual desde Marte se lo ve salir por el Oeste y ponerse por el Este más de una vez en cada día marciano. Algunos astrónomos piensan que tal vez estos satélites sean asteroides ”capturados” por Marte.

Lunas de Plutón

Luego del descubrimiento de Plutón, los astrónomos detectaron perturbaciones en su órbita que, en primer instancia, se adjudicaron a un posible planeta trasplutoniano. En 1978, parte de estas perturbaciones orbitales pudieron explicarse al ser descubierto Caronte, el único satélite natural de Plutón. Como hemos mencionado, Plutón y su luna es el único sistema planetario en rotación y traslación sincrónica.

La luna

Galileo Galilei fue el primero en mirar la Luna con un telescopio en 1609; percibió entonces amplias superficies llanas y oscuras semejantes a océanos y los llamo maria, es decir, mares. Hoy sabemos que esta semejanza es ilusoria; los mares lunares no contienen agua, ninguna tormenta riega las llanuras, ni ningún curso de agua baja de sus montañas: la Luna es un planeta seco. Estos mares son regiones con cráteres meteóricos rellenos de lava volcánica debido a una actividad muy antigua; se encuentran principalmente en la cara visible.

Las zonas de maria han recibido nombres tales como Oceanus Procellarum (Océano de las Tempestades) o Mare Tranquillitatis (Mar de la Tranquilidad).

El satélite natural de la Tierra es el quinto en dimensiones del Sistema Solar, tiene forma casi esférica y una densidad de 3,34 veces la del agua, bastante inferior a la de los planetas terrestres.

El período de rotación es rigurosamente similar al de revolución sidérea, por lo que la Luna muestra siempre la misma cara hacia la Tierra. En el ecuador de la Luna, cuando el Sol está visible desde su superficie, la temperatura es cercana a los 117°C. En los atardeceres, la temperatura baja a unos 14°C y en plena noche lunar el frío es intenso: -163°C.

La atmósfera es inexistente, hecho que debe relacionarse con su débil gravedad. Una consecuencia llamativa de este hecho, es que la línea que separa en su superficie la región iluminada de la oscura (llamada terminador), es perfectamente nítida lo que puede apreciarse desde la Tierra. Sin embargo, puede decirse, que se hallan algunos gases como el helio, el neón y el argón, adsorbidos en su superficie.

La atmósfera de cualquier planeta se difunde rápidamente en el espacio si no está retenida en la superficie por la gravedad; incluso si la gravedad alcanza para retener una atmósfera, sigue habiendo una pérdida continua de gas de la atmósfera hacia el espacio. Cuanto más pequeño es el planeta, más débil es la fuerza de gravedad y mayor es la pérdida. La Luna es tan pequeña que los gases de su atmósfera se han escapado desde el comienzo de su existencia.

A simple vista lo que más llama la atención de la superficie lunar visible, es la oposición entre los maria (regiones planas y oscuras) y las terras, zonas más elevadas y claras que ocupan aproximadamente el 80% de la superficie total de la Luna, sumamente accidentadas.

La característica fundamental de su superficie es la infinidad de cráteres que la marcan, debido al incesante bombardeo meteorítico al que ha sido sometida la Luna desde su formación; se han trazado cuidadosos mapas con decenas de miles de ellos.

Los cráteres típicos están rodeados de al menos un anillo (muralla) sobreelevado a veces varios kilómetros con respecto a la región circundante; el desnivel entre el fondo del cráter y la cresta de la muralla puede superar los 7Km. Las murallas descienden con una fuerte pendiente hacia el cráter, mientras que hacia el exterior muestran una ladera más suave. El cráter más reciente es el Mare Occidentale, de 900Km. de diámetro, situado en el borde occidental de la Luna y por lo tanto apenas visible desde la Tierra; otro cráter es el Mare Imbrium, de 1200Km. de diámetro.

Algunos cráteres sólo tienen pocos Km. de diámetro y la gran mayoría centenares o decenas de metros; en muchos se observa una elevación central.

Otros cráteres se hallan situados en el interior de cráteres mayores o superpuestos en las paredes de los mismos. Los cráteres más antiguos han sido rellenados por ríos de lava que a su vez han sido perforados por impactos de menor importancia.

EL cráter más profundo es de Newton, con una profundidad de entre 7000 m y 8550 m desde sus bordes y 2250 m bajo el nivel de la llanura que lo rodea. De algunos cráteres irradian rayos, los cuales son más brillantes que la superficie que cruzan; algunos tienen longitudes de hasta 2400Km. y un ancho de 16Km.

También se observan cadenas de montañas, aunque no de plegamiento como las terrestres; sus alturas pueden medirse midiendo la longitud de sus sombras.

Algunas son tan altas como el monte Everest de la Tierra; la cadena del Mare Imbrium, por ejemplo, alcanza los 6000 m sobre el nivel de la llanura circundante. Muchas montañas han sido activas como volcanes; en 1958 el astrónomo ruso Kozirev detectó visualmente y también mediante un espectro, actividad volcánica en el cráter Alfonso, cercano al centro del disco lunar. En general, las montañas de la Luna recibieron los nombres de las terrestres: Alpes, Apeninos, etc. Otros accidentes lunares son los pequeños escudos de lava de baja viscosidad llamados cúpulas, las zanjas, las fallas y los canales, tanto de línea quebrada como sinuosos. Así, toda la superficie lunar presenta accidentes, a miles de los cuales se les ha dado nombre.

El color del suelo lunar depende mucho del ángulo de incidencia de los rayos solares sobre su superficie. En realidad, la luna es bastante oscura según ha sido confirmado por los astronautas que, desde 1969,

descendieron en ella, además de las imágenes recogidas por las diferentes naves que las sobrevolaron. La mayoría de las piedras lunares recogidas son negras, aunque se han percibido otras de color amarillo y también marrones. Objetivamente, el color de la Luna es de un amarillo oscuro, similar al de la arena húmeda. El hecho de que la veamos a simple vista tan clara y brillante se debe sólo al contraste de su brillo con el fondo oscuro del cielo que la rodea.

Finalmente, el suelo está recubierto de una capa finamente fragmentada llamada regolito que proviene de los impactos meteoríticos sucesivos; esta capa tiene de 1 a 20 m de espesor. La erosión de la superficie de la Luna es el resultado del bombardeo de los meteoritos, ya que, debido a la ausencia de atmósfera, también llegan a su suelo los meteoritos más pequeños y el polvo interplanetario. Esto último explica la profunda capa de polvo en la superficie lunar.

En cuanto a las muestras aportadas por las misiones Apolo, las mismas permiten afirmar que alguno de los materiales que se encuentran en la Luna están allí desde hace 4600 millones de años, es decir, desde el tiempo en que la Luna y la Tierra se formaron por condensación de la nube primitiva del Sistema Solar. El análisis de las muestras indica que en ellas escasean los compuestos volátiles; se halla principalmente cierta abundancia de calcio, titanio y aluminio.

En la muestra de rocas conseguidas por la Misiones Apolo, los científicos han detectado cierto mineral, cuya existencia ha sido comprobada únicamente en la Luna.

A este cristal se le ha denominado “armalcolita”, en recuerdo de la primera tripulación que lograra alunizar (1969). El nombre “armalcolita” es una combinación de las primeras letras de los apellidos de los astronautas ARMstrong, ALdrin, COLins, de la nave Apolo 11.

De acuerdo a los registros de los instrumentos dejados por los astronautas de las Misiones Apolo, en la Luna no parece existir una actividad sísmica similar a la terrestre, es decir, no hay evidencias de tectónica. Los sismos lunares que han sido registrados parecen provocados fundamentalmente por la fuerza de atracción gravitatoria; una evidencia de los dicho es que se lo registra antes y después de su paso por el perigeo. La escasa amortiguación de esos sismos indica que la luna está fría y que no tiene un núcleo fluido. Tampoco posee campo magnético.