Evolución del Transporte Espacial

La primera etapa de cualquier expedici√≥n espacial es desalentadora. Hay que elevar la carga fuera de la Tierra contra la atracci√≥n de la gravedad y contra la resistencia aerodin√°mica de la atm√≥sfera. El veh√≠culo de lanzamiento y su carga √ļtil deben ser guiados en una trayectoria que los coloque en la √≥rbita adecuada. Lo m√°s habitual es que esa √≥rbita inicial sea alrededor de la Tierra. Un breve impulso propulsivo posterior puede hacer que la carga √ļtil parta hacia otra √≥rbita. Hay que tener en cuenta que las trayectorias en el espacio casi nunca son l√≠neas rectas, a diferencia de los caminos en la Tierra. Todos los cuerpos del sistema solar est√°n en √≥rbita alrededor de alg√ļn otro cuerpo, generalmente el sol, en trayectorias que son el√≠pticas. ¬ŅEn qu√© se basa un dise√Īador para elegir los sistemas de transporte y las naves espaciales para una futura expedici√≥n humana al sistema solar? ¬ŅSon los veh√≠culos de lanzamiento existentes capaces de soportar una serie de expediciones humanas a las superficies de la Luna o Marte o a los recursos del cintur√≥n de asteroides? ¬ŅSon los gobiernos los agentes de una nueva migraci√≥n humana y, en caso afirmativo, cu√°l tomar√° la iniciativa?

√ďrbita

Derechos de Acceso y Uso de la Trayectoria Orbital Los sat√©lites artificiales son objetos de fabricaci√≥n humana que se colocan en √≥rbita alrededor de un cuerpo celeste como un planeta o un sat√©lite natural. Muchos sat√©lites artificiales se encuentran en √≥rbita. Seg√ļn la NASA, existen m√°s de […]

Características Planetarias

A grandes rasgos, los dos tipos de planetas m√°s comunes son los peque√Īos mundos rocosos con atm√≥sferas relativamente poco profundas, como la Tierra, y los grandes mundos con atm√≥sferas profundas, como J√ļpiter. Durante su formaci√≥n, todos los planetas sufrieron una diferenciaci√≥n, lo que significa que sus interiores parcialmente fundidos se segregaron en capas discretas de diferente composici√≥n y densidad. En el caso de los cuatro planetas interiores, el resultado fue un n√ļcleo fundido y rico en hierro recubierto por un manto denso y viscoso y una corteza s√≥lida y relativamente flotante. La mezcla de hidr√≥geno y helio que domina J√ļpiter y Saturno existe en ambos planetas como una capa exterior de gas y una capa interior en la que se cree que el hidr√≥geno asume un estado s√≥lido similar a la disposici√≥n de los √°tomos en un metal. El hielo y la roca se concentran en sus n√ļcleos. Urano y Neptuno, junto con planetas enanos exteriores distantes como Plut√≥n, contienen mezclas aproximadamente iguales de roca y hielo que se han diferenciado en capas discretas. Este texto tambi√©n explora la cuesti√≥n de la energ√≠a interna de un planeta.

Teoría Heliocéntrica de Copérnico

Este texto se ocupa de la teor√≠a helioc√©ntrica de Nicol√°s Cop√©rnico. En un manuscrito distribuido discretamente a amigos de confianza en 1512 o 1513 (en todo caso antes del 1 de mayo de 1514), Cop√©rnico formul√≥ los principios de su teor√≠a helioc√©ntrica del mundo, pero no se public√≥ en su totalidad hasta su De revolutionibus orbium caelestium (Sobre las revoluciones de los orbes celestes), publicado en N√ļremberg inmediatamente despu√©s de su muerte, el 24 de mayo de 1543. Aunque Cop√©rnico situaba al Sol y no a la Tierra en el centro del mundo, su teor√≠a del movimiento de los astros no era esencialmente diferente de la expuesta por Ptolomeo en su Almagesto hacia 141: tambi√©n se basaba en c√≠rculos y movimientos uniformes, y los argumentos de Cop√©rnico contra Ptolomeo eran m√°s filos√≥ficos que observacionales. De hecho, en aquella √©poca no era posible demostrar que el Sol y no la Tierra est√° en el centro del mundo: el sistema de Cop√©rnico s√≥lo es geom√©tricamente m√°s sencillo. Sin embargo, Cop√©rnico mejorar√≠a en gran medida los valores num√©ricos de Ptolomeo, y su sistema permiti√≥ al matem√°tico alem√°n Erasmus Reinhold calcular unas excelentes efem√©rides astron√≥micas, las Tablas Prutenicas, impresas en 1551. En su sistema helioc√©ntrico (desde entonces conocido como sistema de Cop√©rnico), todos los planetas giran alrededor del Sol, y la Tierra es un planeta m√°s cuya rotaci√≥n sobre s√≠ misma da lugar a la alternancia del d√≠a y la noche. A pesar de la gran simplicidad de su sistema, Cop√©rnico no consigui√≥ que sus ideas fueran aceptadas por sus contempor√°neos. Cop√©rnico fue muy apreciado por sus contempor√°neos por haber mejorado y sustituido a Ptolomeo, pero su sistema helioc√©ntrico s√≥lo se consideraba una teor√≠a ingeniosa, no una verdad. No fue hasta Kepler y Galileo que este sistema comenz√≥ a imponerse. Todav√≠a estamos lejos del heliocentrismo de Cop√©rnico. Sin embargo, existe un caso de heliocentrismo “copernicano” en la antig√ľedad: el de Aristarco de Samos en el siglo III a.C. Y uno puede preguntarse leg√≠timamente si Cop√©rnico se inspir√≥ en ella.

Planetas del Sistema Solar

Este texto se ocupa de los planetas del sistema solar. Los principales son Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, J√ļpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Tambi√©n se describen los planetas menores. El sistema solar est√° formado por el Sol y los cuerpos que se mueven en √≥rbita a su alrededor, incluidos los planetas y sus lunas, los planetas enanos, los asteroides y los cometas. Se cree que el sistema solar se desarroll√≥ a partir del colapso gravitatorio de una colosal nube giratoria de gas y polvo, que se aplan√≥ en un disco llamado nebulosa solar. Este concepto se denomina hip√≥tesis nebular. El sistema solar se encuentra en el disco de la Galaxia L√°ctea y se mueve alrededor de su centro gal√°ctico aproximadamente una vez cada 200 millones de a√Īos en una √≥rbita circular.

Origen del Sistema Solar

El descubrimiento de sistemas solares exoplanetarios alrededor de estrellas distintas del Sol est√° haciendo avanzar la comprensi√≥n de los cient√≠ficos sobre los or√≠genes de nuestro sistema solar, incluida la g√©nesis de la vida en la Tierra. La formaci√≥n de planetas gigantes gaseosos mediante el proceso de dos pasos requiere unos 10 millones de a√Īos para que se forme un n√ļcleo de 10 masas terrestres y luego se acrezca una envoltura gaseosa masiva, lo que puede ser m√°s largo que la vida de los discos gaseosos t√≠picos. El medio alternativo para la formaci√≥n de los planetas gigantes gaseosos es mucho m√°s r√°pido, ya que s√≥lo se necesitan unos 1.000 a√Īos para que una inestabilidad gravitatoria de la nebulosa gaseosa produzca un grupo masivo de gas y polvo. El polvo se asentar√° para formar un n√ļcleo en el centro de la aglomeraci√≥n en una escala de tiempo similar. Si los planetas gigantes gaseosos se forman por este √ļltimo mecanismo, incluso las estrellas m√°s j√≥venes mostrar√°n evidencias de compa√Īeros de la masa de J√ļpiter; mientras que si predomina el mecanismo de dos pasos, la mayor√≠a de las estrellas j√≥venes no tendr√°n la edad suficiente para tener tales compa√Īeros. La formaci√≥n de planetas gigantes de hielo podr√≠a ocurrir a trav√©s del mecanismo de inestabilidad del disco si la nebulosa solar naciera en una regi√≥n de estrellas de gran masa. Su radiaci√≥n fotoevaporar√≠a el gas del disco m√°s all√° de la √≥rbita de Saturno, as√≠ como las envolturas gaseosas de los protoplanetas que orbitan all√≠.

Planeta Tierra

La Tierra -el tercer planeta desde el Sol- es el √ļnico planeta de nuestro sistema solar que alberga organismos vivos. La Luna es el √ļnico sat√©lite natural de la Tierra. La Tierra completa una √≥rbita el√≠ptica alrededor del Sol en poco m√°s de 365 d√≠as. La Tierra gira sobre su eje, que est√° inclinado en un √°ngulo de unos 23,5¬į con respecto al plano de la √≥rbita terrestre alrededor del Sol, una vez cada d√≠a. La capa interior m√°s profunda de la Tierra es el n√ļcleo, sobre el que se encuentran el manto y la corteza. Desde el punto de vista mec√°nico, las capas rocosas de la Tierra pueden dividirse en litosfera y astenosfera; la primera est√° cubierta en su mayor parte por rocas sedimentarias y es generada y destruida por la tect√≥nica de placas.

Gravedad de la Tierra

El campo gravitatorio de la Tierra, o campo de gravedad de la Tierra, se refiere aqu√≠ al estudio del campo de atracci√≥n gravitatoria de la Tierra. Las anomal√≠as del campo gravitatorio terrestre est√°n causadas por irregularidades de la masa. √Čstas pueden ser las irregularidades visibles de la topograf√≠a, como las monta√Īas, o pueden ser anomal√≠as invisibles de la densidad del subsuelo. Por eso es posible utilizar las mediciones de la gravedad para investigar la estructura subterr√°nea de la corteza terrestre. As√≠, los geof√≠sicos y los ge√≥logos aplican el an√°lisis de la gravedad para estudiar las caracter√≠sticas generales de la corteza, y los geof√≠sicos de exploraci√≥n para buscar irregularidades de densidad poco profundas que puedan indicar la presencia de dep√≥sitos minerales. El campo gravitatorio de la Tierra es el campo de gravedad debido a la gravedad de la Tierra y a la fuerza centr√≠fuga causada por su rotaci√≥n diurna. Se caracteriza por la distribuci√≥n espacial de la gravedad y el potencial gravitatorio.

Energía Oscura

Este texto se ocupa de la energ√≠a oscura. La energ√≠a osucra es la entidad que comprende la mayor parte de la masa-energ√≠a del universo y es responsable de su expansi√≥n acelerada. El t√©rmino “energ√≠a oscura” deriva de la inferencia de que no es luminosa y no interact√ļa con la materia normal. Seg√ļn m√ļltiples l√≠neas de evidencia, se estima que la energ√≠a oscura constituye aproximadamente el 70% de la masa-energ√≠a del universo, mientras que la materia “normal” comprende alrededor del 5% y la materia oscura alrededor del 25%. Se cree que la energ√≠a oscura es el motor de la expansi√≥n acelerada del universo a lo largo del tiempo. Para algunos, la energ√≠a oscura es el mayor misterio del universo. En el Polo Sur, los astr√≥nomos tratan de desentra√Īar una fuerza mayor que la gravedad que determinar√° el destino del cosmos.

Sol

El Sol es la estrella alrededor de la cual gira la Tierra y cuya luz y calor hacen que nuestro planeta sea habitable. El Sol, un globo de gas ionizado y caliente conocido como plasma, contiene el 99,8% de la masa del sistema solar y mantiene a todos los planetas y objetos del sistema bajo su influencia gravitatoria. La energ√≠a del Sol se produce mediante la fusi√≥n termonuclear, que convierte el hidr√≥geno en helio dentro del n√ļcleo solar. Las tres capas de la atm√≥sfera solar son la fotosfera (la capa inferior, esencialmente la “superficie” del Sol), la cromosfera y la corona. El Sol genera energ√≠a que se mueve a trav√©s del espacio en forma de radiaci√≥n electromagn√©tica. S√≥lo una parte de esta radiaci√≥n alcanza la superficie de la Tierra; el resto es absorbido en varios puntos de la atm√≥sfera. La intensa actividad magn√©tica del Sol genera caracter√≠sticas transitorias notables, como las regiones oscuras de temperatura reducida llamadas manchas solares, las regiones claras llamadas plages y los bucles de plasma llamados prominencias. La radiaci√≥n y las part√≠culas cargadas lanzadas al espacio por la actividad solar pueden afectar significativamente a las tecnolog√≠as humanas, incluidos los sat√©lites y las redes el√©ctricas.

Avances en la Astrobiología

La astrobiolog√≠a es es una ciencia interdisciplinar que estudia los factores y procesos, especialmente geoqu√≠micos y bioqu√≠micos, que pueden dar lugar a la aparici√≥n de la vida en general y a su evoluci√≥n. Esto se aplica tanto a la aparici√≥n de la vida en la Tierra, hace entre 3.000 y 4.000 millones de a√Īos, como a la posibilidad de vida en otros lugares del Sistema Solar, o incluso en posibles exoplanetas (o planetas extrasolares) o en otros lugares. Pretende investigar los posibles procesos que presiden la evoluci√≥n de la materia org√°nica simple (biomol√©culas: cadenas pept√≠dicas, nucleicas o lip√≠dicas) hacia estructuras m√°s complejas (primeras c√©lulas, primeros sistemas gen√©ticos, etc.), as√≠ como las posibles huellas o posibilidades de vida en otros astros con entornos radicalmente distintos al nuestro. Por lo tanto, es esencial una profunda interacci√≥n entre campos tan diversos como la f√≠sica, la qu√≠mica org√°nica e inorg√°nica, la bioqu√≠mica, la biolog√≠a celular, la climatolog√≠a, la geoqu√≠mica, la planetolog√≠a y la modelizaci√≥n inform√°tica (por nombrar s√≥lo algunos) para tratar de comprender los procesos en funcionamiento en su conjunto. Por extensi√≥n, la exobiolog√≠a tambi√©n se refiere a la b√ļsqueda de vida extraterrestre en cualquiera de sus formas, incluida la vida inteligente (programa SETI) si procede, pero este campo sigue siendo muy marginal, a la espera de cualquier avance significativo. Los avances cient√≠ficos han revolucionado los campos de estudio de la astrobiolog√≠a, desde los resultados de las misiones centradas en los exoplanetas, como Kepler, hasta los continuos descubrimientos de las misiones planetarias existentes. Los resultados obtenidos han cambiado la forma de pensar e integrar los problemas en todas las disciplinas astrobiol√≥gicas.

Urano

Urano es el s√©ptimo planeta del Sistema Solar en orden de distancia al Sol. Orbita alrededor del Sol a una distancia de unas 19,2 unidades astron√≥micas (2.870 millones de kil√≥metros), con un periodo de rotaci√≥n de 84,05 a√Īos terrestres. Es el cuarto planeta m√°s masivo del Sistema Solar y el tercero m√°s grande. Es el primer planeta descubierto en los tiempos modernos con un telescopio y no se conoc√≠a desde la antig√ľedad. Aunque es visible a simple vista, su naturaleza planetaria no fue identificada en su momento debido a su escaso brillo y a su aparente lentitud de movimiento a trav√©s del cielo. William Herschel lo observ√≥ por primera vez el 13 de marzo de 1781 y la confirmaci√≥n de que se trataba de un planeta y no de un cometa se produjo durante los meses siguientes. Al igual que los dem√°s planetas gigantes, Urano tiene un sistema de anillos y muchos sat√©lites naturales: tiene 13 anillos estrechos conocidos y 27 lunas conocidas. Urano es √ļnico en el Sistema Solar en el sentido de que su eje de rotaci√≥n se encuentra casi en el plano de su √≥rbita alrededor del Sol -lo que da la impresi√≥n de que est√° “rodando” en su √≥rbita, al menos en un momento de su revoluci√≥n- y sus polos norte y sur se encuentran, por tanto, donde la mayor√≠a de los dem√°s planetas tienen sus ecuadores. El planeta tiene una magnetosfera en forma de sacacorchos debido a esta inclinaci√≥n del eje. Urano recibe su nombre de Ouranos, la deidad griega del cielo (Urano en la mitolog√≠a romana), padre de Cronos (Saturno) y abuelo de Zeus (J√ļpiter).

Saturno

Saturno es el sexto planeta del Sistema Solar en orden de distancia al Sol, y el segundo en tama√Īo y masa despu√©s de J√ļpiter, que tambi√©n es un gigante gaseoso. Su radio medio de 58 232 km es aproximadamente nueve veces y media el de la Tierra y su masa de 568,46 √ó 1024 kg es 95 veces mayor. Orbita de media a unos 1.400 millones de kil√≥metros del Sol (9,5 unidades astron√≥micas), su periodo de revoluci√≥n es de algo menos de 30 a√Īos, mientras que su periodo de rotaci√≥n se estima en 10 horas y 33 minutos. La misi√≥n Cassini continu√≥ hasta 2017. Entre los descubrimientos significativos que realiz√≥ se encuentran los lagos l√≠quidos de Tit√°n y los g√©iseres de hielo de agua en el polo sur de Enc√©lado. Cuando la nave se acercaba al final de su misi√≥n, realiz√≥ varias pasadas muy cercanas al planeta, midiendo los campos magn√©ticos y gravitatorios, y finalmente entr√≥ en una trayectoria que la sumergi√≥ en la atm√≥sfera de Saturno. La destrucci√≥n de Cassini garantiz√≥ que el orbitador no tuviera la oportunidad de contaminar los entornos de Tit√°n y Enc√©lado que pudieran albergar vida. La caracter√≠stica m√°s famosa del planeta es su prominente sistema de anillos. Compuestas principalmente por part√≠culas de hielo y polvo, fueron observadas por primera vez en 1610 por Galileo y se cree que se formaron hace menos de 100 millones de a√Īos. Saturno es el planeta con mayor n√ļmero de sat√©lites naturales, con 82 confirmados y cientos de sat√©lites menores en su cortejo. Su luna m√°s grande, Tit√°n, es la segunda m√°s grande del Sistema Solar (detr√°s de la luna de J√ļpiter, Gan√≠medes, ambas de mayor di√°metro que Mercurio) y es la √ļnica luna conocida que tiene una atm√≥sfera sustancial. Otra luna notable, Enc√©lado, emite potentes g√©iseres de hielo y es un h√°bitat potencial para la vida microbiana.

Neptuno

Neptuno es el octavo planeta en orden de distancia al Sol y el m√°s lejano conocido del Sistema Solar. Orbita alrededor del Sol a una distancia de unas 30,1 UA (4.500 millones de kil√≥metros), con una excentricidad orbital de la mitad de la de la Tierra y un periodo de revoluci√≥n de 164,79 a√Īos. Es el tercer planeta m√°s masivo del Sistema Solar y el cuarto en tama√Īo, ligeramente m√°s masivo pero m√°s peque√Īo que Urano. Tambi√©n es el planeta gigante m√°s denso. Como Neptuno era el √ļltimo destino planetario de la Voyager 2, los cient√≠ficos de la misi√≥n se arriesgaron a enviar la nave espacial m√°s cerca de √©l que de cualquier otro planeta durante la misi√≥n. La Voyager pas√≥ a unos 5.000 km (3.100 millas) por encima del polo norte de Neptuno. Unas horas m√°s tarde, pas√≥ a menos de 40.000 km de Trit√≥n, lo que le permiti√≥ obtener im√°genes de alta resoluci√≥n de la variada superficie de la luna, as√≠ como mediciones precisas de su radio y temperatura superficial. No est√° prevista ninguna misi√≥n futura a Neptuno. No visible a simple vista, Neptuno es el primer objeto celeste y el √ļnico de los ocho planetas del Sistema Solar que ha sido descubierto por deducci√≥n y no por observaci√≥n emp√≠rica.

Big Bang

La teor√≠a del big bang es el marco cosmol√≥gico de consenso para explicar el origen, las propiedades y la evoluci√≥n del universo. Seg√ļn esta teor√≠a, el universo comenz√≥ hace casi 14.000 millones de a√Īos en un estado extremadamente caliente y denso, a partir del cual se ha enfriado y expandido desde entonces. Las fuerzas y part√≠culas fundamentales de la naturaleza surgieron en las primeras fracciones de segundo tras el big bang. Las observaciones clave que apoyan la teor√≠a del big bang incluyen: (1) la expansi√≥n del universo, (2) la radiaci√≥n c√≥smica de fondo de microondas, (3) las abundancias de los elementos qu√≠micos m√°s ligeros y (4) la edad de las estrellas m√°s antiguas conocidas. La uniformidad de la temperatura del fondo c√≥smico de microondas y la planitud geom√©trica del universo sugieren que el cosmos experiment√≥ un aumento exponencial de tama√Īo, conocido como inflaci√≥n, poco despu√©s del big bang. El modelo est√°ndar de la cosmolog√≠a del big bang, conocido como materia oscura fr√≠a lambda, propone dos entidades hipot√©ticas -materia oscura y energ√≠a oscura- para explicar la estructura y la historia del universo. En cosmolog√≠a f√≠sica, el Big Bang es la teor√≠a cient√≠fica seg√ļn la cual el Universo se expandi√≥ a partir de un estado de densidad y temperatura absolutamente enormes hace unos 13.820 millones de a√Īos. El t√©rmino Big Bang se utiliza tanto en sentido estricto para referirse al momento en que comenz√≥ la expansi√≥n observada del Universo seg√ļn la ley de Hubble-Lema√ģtre, que se calcula que ocurri√≥ hace 13.820 millones (1,382 √ó 1010) de a√Īos (¬Ī 0, 05 mil millones de a√Īos)- y, en un sentido m√°s general, para referirse al paradigma cosmol√≥gico imperante que explica el origen y la expansi√≥n del Universo, junto con su composici√≥n de materia primordial por nucleos√≠ntesis, tal como predice la teor√≠a de Alpher-Bethe-Gamow. Tambi√©n tiene un sentido econ√≥mico. Adem√°s de dar cuenta de la presencia de materia ordinaria y radiaci√≥n, el modelo predice que el universo actual tambi√©n deber√≠a estar lleno de neutrinos, part√≠culas fundamentales sin masa ni carga el√©ctrica. Existe la posibilidad de que se descubran otras reliquias del universo primitivo. Una de las consecuencias del Big Bang es que las condiciones del universo actual son diferentes de las que prevalec√≠an en el pasado lejano y de las que prevalecer√°n en el futuro lejano.

Vía Láctea

La V√≠a L√°ctea, tambi√©n conocida como Galaxia, es la galaxia en la que se encuentra nuestro sistema solar con la Tierra. Por su forma de disco plano formado por cientos de miles de millones de estrellas, la V√≠a L√°ctea es visible desde la Tierra como un brillo en forma de banda en el cielo nocturno que se extiende a lo largo de 360¬į. Seg√ļn su estructura, la V√≠a L√°ctea pertenece a las galaxias espirales barradas. Este texto, junto con otros de esta plataforma digital, analiza la estructura, las propiedades y los componentes de la V√≠a L√°ctea, as√≠ como los tipos de estrellas en la V√≠a L√°ctea y el movimiento solar. Tambi√©n se explica que es un c√ļmulo estelar.

Desarrollo del Sistema Solar

El gran avance en nuestra comprensi√≥n del origen y la evoluci√≥n del sistema solar se ha producido durante las √ļltimas d√©cadas gracias a los profundos estudios te√≥ricos y experimentales. Los nuevos datos apoyan en gran medida la hip√≥tesis arraigada en la Edad Media y aportan pruebas mucho m√°s rigurosas de que la formaci√≥n de los sistemas planetarios se debe a la fragmentaci√≥n inicial de una nube molecular. Su fragmento (nebulosa protosolar) evoluciona hasta convertirse en una estrella reci√©n nacida rodeada de un disco de gas-polvo del que acaban surgiendo cuerpos celestes de distintos tama√Īos, siendo los planetas los m√°s grandes.

La observaci√≥n de los discos de gas-polvo de acreci√≥n alrededor de estrellas de clases espectrales tard√≠as en diferentes longitudes de onda y en varias fases de evoluci√≥n permiti√≥ resolver con mucho detalle la estructura de los discos y su din√°mica, que en general concuerdan con tal escenario. Hoy en d√≠a es dif√≠cil seleccionar entre los diferentes modelos destinados a reconstruir el origen y la evoluci√≥n temprana del sistema solar. Las nuevas observaciones de los discos evolucionados alrededor de las estrellas y de los sistemas exoplanetarios nos permitir√°n imponer restricciones m√°s estrictas a los modelos desarrollados, que a√ļn se encuentran en terreno inestable, y reconstruir los procesos de formaci√≥n del sistema solar en un escenario m√°s coherente. Sin embargo, se cree que el concepto b√°sico permanece inalterado. La sinergia entre la astrof√≠sica y las ciencias planetarias, junto con la modelizaci√≥n inform√°tica, permitir√° seguir avanzando en este campo. Aunque se han hecho avances significativos en el √°rea, debemos aprender m√°s sobre la estructura y la evoluci√≥n del disco primario, la acreci√≥n de guijarros, el papel de la formaci√≥n de planetas gigantes en la entrega de Tierra/vol√°tiles de los planetas interiores, las limitaciones geoqu√≠micas, la formaci√≥n y la din√°mica de planetesimales y embriones de planetas. Sin duda, como objetivo m√°s intrigante, nos impulsa a comprender el lugar del sistema solar en el universo, la posible singularidad de nuestro planeta natal y por qu√© se diferencia de otros cuerpos del sistema solar y, finalmente, el proceso que nos trajo a este mundo.

Conquista de la Luna

Este texto se ocupa de la exploraci√≥n y la conquista de la Luna. Tambi√©n que aportes genera el conocimiento de nuestro Universo la exploraci√≥n de la Luna mediante misiones a la Luna tripuladas. Aunque es mucho lo que se ha aprendido sobre la Luna y la diferenciaci√≥n y evoluci√≥n planetaria gracias a los estudios que comenzaron en la era Apolo, los resultados de las misiones recientes siguen revelando nueva e importante informaci√≥n sobre la Luna. Como objeto planetario diferenciado y geol√≥gicamente complejo, la Luna ha sufrido cambios a lo largo de su historia, ya que su interior ha experimentado una intensa evoluci√≥n t√©rmica que comenz√≥ con la acreci√≥n y la solidificaci√≥n de los oc√©anos de magma, el calentamiento radiog√©nico en el interior y la producci√≥n de basaltos marinos y otros materiales volc√°nicos, el enfriamiento y la solidificaci√≥n continuos de su peque√Īo n√ļcleo fundido, y la ocurrencia de una evoluci√≥n interna prolongada para producir volcanes relativamente j√≥venes y una serie de caracter√≠sticas tect√≥nicas que reflejan su compleja evoluci√≥n t√©rmica. Las nuevas mediciones est√°n suponiendo una revoluci√≥n en la comprensi√≥n de la cronolog√≠a de los acontecimientos, incluida la historia de los primeros bombardeos del sistema solar interior y las implicaciones para la din√°mica del sistema solar primitivo, as√≠ como la posible presencia de una d√≠namo temprana en el n√ļcleo y un fuerte campo magn√©tico. Nuevos estudios geoqu√≠micos e isot√≥picos est√°n revelando nueva informaci√≥n sobre el contenido vol√°til y la historia pasada de la Luna, as√≠ como su relaci√≥n con la Tierra y otros dep√≥sitos del sistema solar. En ning√ļn otro lugar del sistema solar est√°n tan bien registrados y conservados el proceso y la historia de los impactos. Los vol√°tiles congelados se encuentran en las trampas fr√≠as de los polos, permanentemente ensombrecidas, a la espera de una futura exploraci√≥n y posible utilizaci√≥n de los recursos. La continuaci√≥n de la exploraci√≥n de la Luna revelar√°, sin duda, nueva informaci√≥n adicional y aportar√° una comprensi√≥n m√°s clara de las controversias actuales.

Exoplanetas

Los primeros exoplanetas confirmados fueron un sistema de tres planetas de tipo terrestre alrededor del p√ļlsar PSR B1257+12. En este caso tampoco se pudo hacer una comparaci√≥n √ļtil debido a la naturaleza inusual de la estrella anfitriona. Sin embargo, en 1995 se encontr√≥ un planeta en √≥rbita alrededor de la estrella 51 Pegasi, similar al Sol. Con el descubrimiento de miles de sistemas de exoplanetas, estamos encontrando sistemas planetarios que son extremos en diferentes aspectos. La gran cantidad de datos de observaci√≥n que se est√°n recopilando se ver√° reforzada en un futuro pr√≥ximo por un an√°lisis espectral m√°s detallado de las atm√≥sferas de estos exoplanetas. ¬ŅCu√°les son los detalles del crecimiento de los granos y planetesimales en el disco de gas, y c√≥mo influyen estos s√≥lidos en la evoluci√≥n continua del gas del disco? ¬ŅC√≥mo evolucionan los gases y los s√≥lidos en un disco circumbinario? ¬ŅC√≥mo interact√ļan los s√≥lidos de diferentes tama√Īos con un planeta en crecimiento para afectar a su evoluci√≥n posterior y a su tasa de migraci√≥n a trav√©s del disco? ¬ŅCu√°l es el papel de las colisiones gigantes? ¬ŅC√≥mo influye en estos procesos la presencia de campos magn√©ticos? Estas y otras cuestiones son todav√≠a temas de investigaci√≥n activa. Pasar√°n muchos a√Īos antes de que tengamos una comprensi√≥n adecuada del proceso de formaci√≥n de planetas.

Discos en la Formación de los Planetas

Hasta la fecha existen dos teor√≠as principales sobre la producci√≥n de planetas similares a J√ļpiter. La hip√≥tesis de la acreci√≥n del n√ļcleo supone que cualquier material s√≥lido del disco se coagula lentamente en n√ļcleos protoplanetarios con masas progresivamente mayores. Si el n√ļcleo permanece lo suficientemente peque√Īo, no tendr√° una fuerza gravitatoria lo suficientemente fuerte como para atraer el gas del disco circundante, y el resultado ser√° un planeta terrestre. Si el n√ļcleo crece lo suficiente (del orden de diez masas terrestres), y el disco a√ļn no se ha disipado, entonces el embri√≥n planetario puede atraer gas del disco circundante y crecer hasta convertirse en un gigante gaseoso. Si el disco se disipa antes de que se complete el proceso, el resultado ser√° un objeto como Urano o Neptuno, que tiene un complemento peque√Īo, pero significativo, de hidr√≥geno y helio. La cuesti√≥n principal es si el n√ļcleo protoplanetario puede crecer lo suficiente antes de que el disco se disipe. Un segundo escenario es el de la inestabilidad del disco. Este escenario postula que el propio disco es inestable y tiende a desarrollar regiones de densidad superior a la normal. Estas regiones colapsan bajo su propia gravedad para formar protoplanetas de la masa de J√ļpiter. En el escenario de inestabilidad del disco puede formarse un grupo de gas de la masa de J√ļpiter en varios cientos de a√Īos que acabar√° por contraerse en un planeta gigante de gas. La dificultad estriba en llevar el disco a una condici√≥n en la que se formen tales inestabilidades.

Formación de Planetas

Este texto se ocupa de la formaci√≥n de planetas, y de algunas de las teor√≠as m√°s destacadas que intentan explicar tal formaci√≥n de planetas. Durante muchos a√Īos ha sido un gran reto comprender la conexi√≥n entre estas diferentes clases de planetas en nuestro sistema solar y sus respectivos lugares en dicho sistema solar. El reto se ha agudizado con el descubrimiento de sistemas planetarios alrededor de otras estrellas. Ahora se sabe que nuestro sistema planetario no es m√°s que un ejemplo entre muchos, y que la variaci√≥n entre estos sistemas es muy amplia. ¬ŅQu√© procesos determinan la masa de un planeta y su composici√≥n? ¬ŅC√≥mo se relacionan estos procesos con la distancia del planeta a la estrella anfitriona? Estas preguntas son el n√ļcleo del estudio de la formaci√≥n de planetas.

Aurora Polar

Las auroras han fascinado al ser humano desde que hay tiempo para mirar al cielo. A pesar de ser ef√≠meras e intangibles, han generado y siguen generando una enorme cantidad de investigaciones cient√≠ficas. Las auroras se crean cuando las part√≠culas cargadas el√©ctricamente -predominantemente electrones cargados negativamente o iones positivos como los protones, los n√ļcleos del hidr√≥geno- chocan con los √°tomos y las mol√©culas de una atm√≥sfera planetaria o lunar. Son guiados a lo largo de l√≠neas de campo magn√©tico que tienden a concentrarlos hacia los polos (magn√©ticos) y son acelerados a altas energ√≠as por los campos el√©ctricos que los acompa√Īan. Esto da lugar a lo que se conoce como corrientes alineadas con el campo de Birkeland, en honor al explorador polar noruego Kristian Birkeland, cuya expedici√≥n polar de 1902-1903 sent√≥ gran parte de las bases de nuestra comprensi√≥n de las auroras de la Tierra. Al impactar con energ√≠as que suelen medirse en cientos y miles, hasta muchos millones, de electronvoltios (eV), estas part√≠culas energ√©ticas excitan los √°tomos y las mol√©culas que constituyen la atm√≥sfera.

Compuestos Org√°nicos Extraterrestres

Este texto se ocupa de la materia y los compuestos orgánicos extraterrestres, especialmente en los meteoritos. Muchos de los compuestos orgánicos o de sus precursores que se encuentran en los meteoritos se originaron en el medio interestelar o circundante y posteriormente se incorporaron a los planetas durante la formación del sistema solar.

Venus

Venus y la Tierra no son planetas gemelos pero, sin embargo, representan etapas avanzadas de la evoluci√≥n planetaria. ¬ŅPor qu√© planetas tan similares en sus principales par√°metros son tan diferentes desde el punto de vista medioambiental? ¬ŅQu√© factores importantes han provocado su diversidad? ¬ŅRepresenta Venus un posible destino de la Tierra? ¬ŅSiguen ambos planetas sus trayectorias evolutivas principalmente diferentes? A diferencia de otras unidades de planicies, la subunidad inferior de planicies regionales no muestra sus √°reas de origen en la resoluci√≥n de Magallanes. ¬ŅRepresenta esta unidad el resultado de erupciones fisurales, o fue emplazada a partir de peque√Īos edificios distribuidos? ¬ŅEs una verdadera unidad volc√°nica √ļnica, como se observa en la resoluci√≥n disponible, o est√° formada por varios campos volc√°nicos individuales coalescidos? Las respuestas a estas preguntas son muy importantes para la formulaci√≥n de modelos adecuados de la evoluci√≥n geol√≥gica de Venus.

Meteoritos

Durante miles de a√Īos, los habitantes de Egipto, China, Grecia, Roma y otras partes del mundo se han sentido fascinados por las estrellas fugaces, que son los fen√≥menos luminosos y sonoros com√ļnmente asociados a los impactos de meteoritos. El primer registro escrito de la ca√≠da de un meteorito es el que realizaron los cronistas chinos en el a√Īo 687 a.C. Sin embargo, siglos antes, los egipcios ya utilizaban el “hierro celeste” para fabricar sus primeras herramientas de hierro, como una daga encontrada en la tumba del rey Tutankam√≥n que data del siglo XIV a.C. Aunque los seres humanos tienen una larga historia de observaci√≥n de meteoros y utilizaci√≥n de los mismos, no empezamos a reconocer su verdadero origen celeste hasta el Siglo de las Luces. En 1794, el f√≠sico y m√ļsico alem√°n Ernst Chladni fue el primero en resumir las pruebas cient√≠ficas y demostrar que estos objetos √ļnicos proceden efectivamente del exterior de la Tierra. Tras m√°s de dos siglos de esfuerzos conjuntos de innumerables coleccionistas aficionados, acad√©micos, institucionales y comerciales, se han catalogado y clasificado m√°s de 60.000 meteoritos. Despu√©s de 200 a√Īos, la meteorolog√≠a (la ciencia de los meteoritos) ha salido de su infancia y se ha convertido en un √°rea vibrante de investigaci√≥n en la actualidad. Las direcciones generales de los estudios meteor√≠ticos son (1) mineralog√≠a, identificando nuevos minerales o fases minerales que rara vez se encuentran en la Tierra; (2) petrolog√≠a, estudiando las texturas √≠gneas y acuosas que dan a los meteoritos una apariencia √ļnica, y proporcionando informaci√≥n sobre los procesos geol√≥gicos en los cuerpos en los que se originan los meteoritos; (3) geoqu√≠mica, caracterizando sus composiciones principales, de oligoelementos e isot√≥picas, y llevando a cabo comparaciones interplanetarias; y (4) cronolog√≠a, datando las edades de la cristalizaci√≥n inicial y de las posteriores perturbaciones por impacto. Los meteoritos son las √ļnicas muestras extraterrestres, aparte de las rocas lunares del Apolo y las muestras de asteroides de Hayabusa, que podemos analizar directamente en los laboratorios.

Astronauta en el Espacio

Un astronauta que se coloque “sobre” la superficie del cuerpo puede alcanzar inadvertidamente la velocidad de escape tras un simple intento de desplazamiento. Como se puede imaginar, la exploraci√≥n humana de un cuerpo peque√Īo no se parece en nada a la operaci√≥n en una superficie planetaria con una gravedad significativa. Cerca del punto subsolar, la combinaci√≥n del calor del sol en lo alto y de la superficie circundante crea cargas t√©rmicas en los equipos (y en los astronautas) que son todo un reto para los ingenieros t√©rmicos, que s√≥lo pueden disipar la carga de calor mediante una radiaci√≥n ineficiente hacia el espacio profundo. La temperatura de una nave espacial en √≥rbita alrededor de un gran cuerpo, como Marte o la Luna, puede verse influida de forma significativa por la entrada de calor procedente de la superficie inferior. Los ingenieros mitigan los efectos de los entornos t√©rmicos extremos con revestimientos especiales de la superficie, v√≠as de conducci√≥n del calor inteligentes en la estructura de la nave espacial o estrategias operativas como la rotaci√≥n de la nave para mantener el calentamiento distribuido de forma m√°s uniforme. Los objetivos de las expediciones pueden incluir actividades no cient√≠ficas, como la construcci√≥n de instalaciones o la demostraci√≥n de tecnolog√≠as de extracci√≥n de recursos. En algunos escenarios, los astronautas lunares vivir√°n en un h√°bitat en la superficie durante meses.

Seres Humanos en el Espacio Exterior

Este texto se ocupa de analizar al ser humano en el espacio exterior. Al principio de la Era Espacial, la comunidad médica aeroespacial tenía serias reservas sobre la capacidad de los seres humanos para sobrevivir y realizar tareas complejas en el entorno espacial. Algunas de sus inquietudes se resolvieron mediante la investigación en instalaciones en tierra, en aviones de gran altitud y en entornos transitorios de ingravidez en aviones con trayectorias parabólicas. El efecto más conocido de las misiones espaciales se denominó en su día síndrome de adaptación al espacio, en referencia a los cambios fisiológicos del cuerpo humano en respuesta a la eliminación de la gravedad. Tras alcanzar la órbita, los astronautas pueden experimentar un malestar transitorio, como las náuseas. Para algunos individuos, se requiere medicación para alcanzar un estado en el que se pueda realizar un trabajo productivo. Una vez superada la fase inicial, se producen otros cambios más graves a largo plazo, como la pérdida de masa ósea, la atrofia muscular y el desacondicionamiento cardiovascular.

Sistema Solar

Este texto se ocupa del Sistema Solar. Todos los acontecimientos migratorios, a lo largo de la historia de la humanidad, se produjeron en condiciones de aire respirable y una aceleraci√≥n de la gravedad con un valor de 9,6 metros por segundo. El agua potable y las fuentes de alimento estaban disponibles durante todo el viaje. El transporte durante el viaje era responsabilidad del individuo o de la unidad familiar y pod√≠a ser a pie en muchos casos. A partir del siglo XV, aproximadamente, los emigrantes intercontinentales europeos pod√≠an fletar barcos de vela, ya fuera en grupo o individualmente. Si la gente decide abandonar el planeta Tierra para trasladarse de forma permanente a otros lugares del Sistema Solar, las condiciones del viaje y del destino no ser√°n tan benignas. M√°s all√° de la √≥rbita de Marte, las perspectivas de terraformaci√≥n disminuyen. La densidad energ√©tica de la luz solar por unidad de superficie en Marte es del 50% de la de la Tierra. A la distancia de J√ļpiter, es s√≥lo del 4%. Tit√°n, el mayor sat√©lite de Saturno, tiene una densidad atmosf√©rica 1,5 veces superior a la de la Tierra, pero la temperatura es demasiado fr√≠a. La atm√≥sfera contiene hidrocarburos, que podr√≠an utilizarse para la vida humana.

Sistema de la Tierra

El proceso creativo humano, las observaciones de campo y de laboratorio y los experimentos ayudan a los geocient√≠ficos a formular hip√≥tesis (modelos) comprobables sobre el funcionamiento de la Tierra y su historia. Una hip√≥tesis es una explicaci√≥n tentativa que centra la atenci√≥n en las caracter√≠sticas y relaciones plausibles de un modelo de trabajo. Si una hip√≥tesis comprobable se confirma con un gran n√ļmero de datos, puede elevarse a teor√≠a. Las teor√≠as se abandonan cuando las investigaciones posteriores demuestran que son falsas. La confianza crece en aquellas teor√≠as que resisten pruebas repetidas y predicen con √©xito los resultados de nuevos experimentos.

Planeta

Los planetas son objetos celestes grandes y redondeados que se desarrollan a partir del material que rodea a las estrellas. Al ser menos masivos que las estrellas, los planetas no pueden mantener reacciones de fusi√≥n nuclear en su interior. Algunos planetas orbitan alrededor de las estrellas en las que se formaron durante miles de millones de a√Īos, mientras que otros planetas son lanzados gravitacionalmente fuera de sus sistemas solares nativos hacia el espacio. El concepto y la definici√≥n de planeta est√°n evolucionando gracias a los descubrimientos de cuerpos parecidos a planetas en el sistema solar exterior m√°s all√° de Plut√≥n, as√≠ como a los miles de mundos alrededor de otras estrellas, llamados exoplanetas.