Sistema Solar

Evolución del Transporte Espacial

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La primera etapa de cualquier expedición espacial es desalentadora. Hay que elevar la carga fuera de la Tierra contra la atracción de la gravedad y contra la resistencia aerodinámica de la atmósfera. El vehículo de lanzamiento y su carga útil deben ser guiados en una trayectoria que los coloque en la órbita adecuada. Lo más habitual es que esa órbita inicial sea alrededor de la Tierra. Un breve impulso propulsivo posterior puede hacer que la carga útil parta hacia otra órbita. Hay que tener en cuenta que las trayectorias en el espacio casi nunca son líneas rectas, a diferencia de los caminos en la Tierra. Todos los cuerpos del sistema solar están en órbita alrededor de algún otro cuerpo, generalmente el sol, en trayectorias que son elípticas. ¿En qué se basa un diseñador para elegir los sistemas de transporte y las naves espaciales para una futura expedición humana al sistema solar? ¿Son los vehículos de lanzamiento existentes capaces de soportar una serie de expediciones humanas a las superficies de la Luna o Marte o a los recursos del cinturón de asteroides? ¿Son los gobiernos los agentes de una nueva migración humana y, en caso afirmativo, cuál tomará la iniciativa?

Órbita

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Derechos de Acceso y Uso de la Trayectoria Orbital Los satélites artificiales son objetos de fabricación humana que se colocan en órbita alrededor de un cuerpo celeste como un planeta o un satélite natural. Muchos satélites artificiales se encuentran en órbita. Según la NASA, existen más de […]

Características Planetarias

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A grandes rasgos, los dos tipos de planetas más comunes son los pequeños mundos rocosos con atmósferas relativamente poco profundas, como la Tierra, y los grandes mundos con atmósferas profundas, como Júpiter. Durante su formación, todos los planetas sufrieron una diferenciación, lo que significa que sus interiores parcialmente fundidos se segregaron en capas discretas de diferente composición y densidad. En el caso de los cuatro planetas interiores, el resultado fue un núcleo fundido y rico en hierro recubierto por un manto denso y viscoso y una corteza sólida y relativamente flotante. La mezcla de hidrógeno y helio que domina Júpiter y Saturno existe en ambos planetas como una capa exterior de gas y una capa interior en la que se cree que el hidrógeno asume un estado sólido similar a la disposición de los átomos en un metal. El hielo y la roca se concentran en sus núcleos. Urano y Neptuno, junto con planetas enanos exteriores distantes como Plutón, contienen mezclas aproximadamente iguales de roca y hielo que se han diferenciado en capas discretas. Este texto también explora la cuestión de la energía interna de un planeta.

Teoría Heliocéntrica de Copérnico

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Este texto se ocupa de la teoría heliocéntrica de Nicolás Copérnico. En un manuscrito distribuido discretamente a amigos de confianza en 1512 o 1513 (en todo caso antes del 1 de mayo de 1514), Copérnico formuló los principios de su teoría heliocéntrica del mundo, pero no se publicó en su totalidad hasta su De revolutionibus orbium caelestium (Sobre las revoluciones de los orbes celestes), publicado en Núremberg inmediatamente después de su muerte, el 24 de mayo de 1543. Aunque Copérnico situaba al Sol y no a la Tierra en el centro del mundo, su teoría del movimiento de los astros no era esencialmente diferente de la expuesta por Ptolomeo en su Almagesto hacia 141: también se basaba en círculos y movimientos uniformes, y los argumentos de Copérnico contra Ptolomeo eran más filosóficos que observacionales. De hecho, en aquella época no era posible demostrar que el Sol y no la Tierra está en el centro del mundo: el sistema de Copérnico sólo es geométricamente más sencillo. Sin embargo, Copérnico mejoraría en gran medida los valores numéricos de Ptolomeo, y su sistema permitió al matemático alemán Erasmus Reinhold calcular unas excelentes efemérides astronómicas, las Tablas Prutenicas, impresas en 1551. En su sistema heliocéntrico (desde entonces conocido como sistema de Copérnico), todos los planetas giran alrededor del Sol, y la Tierra es un planeta más cuya rotación sobre sí misma da lugar a la alternancia del día y la noche. A pesar de la gran simplicidad de su sistema, Copérnico no consiguió que sus ideas fueran aceptadas por sus contemporáneos. Copérnico fue muy apreciado por sus contemporáneos por haber mejorado y sustituido a Ptolomeo, pero su sistema heliocéntrico sólo se consideraba una teoría ingeniosa, no una verdad. No fue hasta Kepler y Galileo que este sistema comenzó a imponerse. Todavía estamos lejos del heliocentrismo de Copérnico. Sin embargo, existe un caso de heliocentrismo “copernicano” en la antigüedad: el de Aristarco de Samos en el siglo III a.C. Y uno puede preguntarse legítimamente si Copérnico se inspiró en ella.

Planetas del Sistema Solar

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Este texto se ocupa de los planetas del sistema solar. Los principales son Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. También se describen los planetas menores. El sistema solar está formado por el Sol y los cuerpos que se mueven en órbita a su alrededor, incluidos los planetas y sus lunas, los planetas enanos, los asteroides y los cometas. Se cree que el sistema solar se desarrolló a partir del colapso gravitatorio de una colosal nube giratoria de gas y polvo, que se aplanó en un disco llamado nebulosa solar. Este concepto se denomina hipótesis nebular. El sistema solar se encuentra en el disco de la Galaxia Láctea y se mueve alrededor de su centro galáctico aproximadamente una vez cada 200 millones de años en una órbita circular.

Origen del Sistema Solar

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El descubrimiento de sistemas solares exoplanetarios alrededor de estrellas distintas del Sol está haciendo avanzar la comprensión de los científicos sobre los orígenes de nuestro sistema solar, incluida la génesis de la vida en la Tierra. La formación de planetas gigantes gaseosos mediante el proceso de dos pasos requiere unos 10 millones de años para que se forme un núcleo de 10 masas terrestres y luego se acrezca una envoltura gaseosa masiva, lo que puede ser más largo que la vida de los discos gaseosos típicos. El medio alternativo para la formación de los planetas gigantes gaseosos es mucho más rápido, ya que sólo se necesitan unos 1.000 años para que una inestabilidad gravitatoria de la nebulosa gaseosa produzca un grupo masivo de gas y polvo. El polvo se asentará para formar un núcleo en el centro de la aglomeración en una escala de tiempo similar. Si los planetas gigantes gaseosos se forman por este último mecanismo, incluso las estrellas más jóvenes mostrarán evidencias de compañeros de la masa de Júpiter; mientras que si predomina el mecanismo de dos pasos, la mayoría de las estrellas jóvenes no tendrán la edad suficiente para tener tales compañeros. La formación de planetas gigantes de hielo podría ocurrir a través del mecanismo de inestabilidad del disco si la nebulosa solar naciera en una región de estrellas de gran masa. Su radiación fotoevaporaría el gas del disco más allá de la órbita de Saturno, así como las envolturas gaseosas de los protoplanetas que orbitan allí.

Planeta Tierra

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La Tierra -el tercer planeta desde el Sol- es el único planeta de nuestro sistema solar que alberga organismos vivos. La Luna es el único satélite natural de la Tierra. La Tierra completa una órbita elíptica alrededor del Sol en poco más de 365 días. La Tierra gira sobre su eje, que está inclinado en un ángulo de unos 23,5° con respecto al plano de la órbita terrestre alrededor del Sol, una vez cada día. La capa interior más profunda de la Tierra es el núcleo, sobre el que se encuentran el manto y la corteza. Desde el punto de vista mecánico, las capas rocosas de la Tierra pueden dividirse en litosfera y astenosfera; la primera está cubierta en su mayor parte por rocas sedimentarias y es generada y destruida por la tectónica de placas.

Gravedad de la Tierra

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El campo gravitatorio de la Tierra, o campo de gravedad de la Tierra, se refiere aquí al estudio del campo de atracción gravitatoria de la Tierra. Las anomalías del campo gravitatorio terrestre están causadas por irregularidades de la masa. Éstas pueden ser las irregularidades visibles de la topografía, como las montañas, o pueden ser anomalías invisibles de la densidad del subsuelo. Por eso es posible utilizar las mediciones de la gravedad para investigar la estructura subterránea de la corteza terrestre. Así, los geofísicos y los geólogos aplican el análisis de la gravedad para estudiar las características generales de la corteza, y los geofísicos de exploración para buscar irregularidades de densidad poco profundas que puedan indicar la presencia de depósitos minerales. El campo gravitatorio de la Tierra es el campo de gravedad debido a la gravedad de la Tierra y a la fuerza centrífuga causada por su rotación diurna. Se caracteriza por la distribución espacial de la gravedad y el potencial gravitatorio.

Energía Oscura

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Este texto se ocupa de la energía oscura. La energía osucra es la entidad que comprende la mayor parte de la masa-energía del universo y es responsable de su expansión acelerada. El término “energía oscura” deriva de la inferencia de que no es luminosa y no interactúa con la materia normal. Según múltiples líneas de evidencia, se estima que la energía oscura constituye aproximadamente el 70% de la masa-energía del universo, mientras que la materia “normal” comprende alrededor del 5% y la materia oscura alrededor del 25%. Se cree que la energía oscura es el motor de la expansión acelerada del universo a lo largo del tiempo. Para algunos, la energía oscura es el mayor misterio del universo. En el Polo Sur, los astrónomos tratan de desentrañar una fuerza mayor que la gravedad que determinará el destino del cosmos.

Sol

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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 energía del Sol se produce mediante la fusión termonuclear, que convierte el hidrógeno en helio dentro del núcleo solar. Las tres capas de la atmósfera solar son la fotosfera (la capa inferior, esencialmente la “superficie” del Sol), la cromosfera y la corona. El Sol genera energía que se mueve a través del espacio en forma de radiación electromagnética. Sólo una parte de esta radiación alcanza la superficie de la Tierra; el resto es absorbido en varios puntos de la atmósfera. La intensa actividad magnética del Sol genera características 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 radiación y las partículas cargadas lanzadas al espacio por la actividad solar pueden afectar significativamente a las tecnologías humanas, incluidos los satélites y las redes eléctricas.

Avances en la Astrobiología

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La astrobiología es es una ciencia interdisciplinar que estudia los factores y procesos, especialmente geoquímicos y bioquímicos, que pueden dar lugar a la aparición de la vida en general y a su evolución. Esto se aplica tanto a la aparición de la vida en la Tierra, hace entre 3.000 y 4.000 millones de años, 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 evolución de la materia orgánica simple (biomoléculas: cadenas peptídicas, nucleicas o lipídicas) hacia estructuras más complejas (primeras células, primeros sistemas genéticos, etc.), así como las posibles huellas o posibilidades de vida en otros astros con entornos radicalmente distintos al nuestro. Por lo tanto, es esencial una profunda interacción entre campos tan diversos como la física, la química orgánica e inorgánica, la bioquímica, la biología celular, la climatología, la geoquímica, la planetología y la modelización informática (por nombrar sólo algunos) para tratar de comprender los procesos en funcionamiento en su conjunto. Por extensión, la exobiología también se refiere a la búsqueda 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 científicos han revolucionado los campos de estudio de la astrobiología, 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 astrobiológicas.

Urano

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Urano es el séptimo planeta del Sistema Solar en orden de distancia al Sol. Orbita alrededor del Sol a una distancia de unas 19,2 unidades astronómicas (2.870 millones de kilómetros), con un periodo de rotación de 84,05 años terrestres. Es el cuarto planeta más masivo del Sistema Solar y el tercero más grande. Es el primer planeta descubierto en los tiempos modernos con un telescopio y no se conocía desde la antigüedad. 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 través del cielo. William Herschel lo observó por primera vez el 13 de marzo de 1781 y la confirmación de que se trataba de un planeta y no de un cometa se produjo durante los meses siguientes. Al igual que los demás planetas gigantes, Urano tiene un sistema de anillos y muchos satélites naturales: tiene 13 anillos estrechos conocidos y 27 lunas conocidas. Urano es único en el Sistema Solar en el sentido de que su eje de rotación se encuentra casi en el plano de su órbita alrededor del Sol -lo que da la impresión de que está “rodando” en su órbita, al menos en un momento de su revolución- y sus polos norte y sur se encuentran, por tanto, donde la mayoría de los demás planetas tienen sus ecuadores. El planeta tiene una magnetosfera en forma de sacacorchos debido a esta inclinación del eje. Urano recibe su nombre de Ouranos, la deidad griega del cielo (Urano en la mitología romana), padre de Cronos (Saturno) y abuelo de Zeus (Júpiter).

Saturno

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Saturno es el sexto planeta del Sistema Solar en orden de distancia al Sol, y el segundo en tamaño y masa después de Júpiter, que también 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 × 1024 kg es 95 veces mayor. Orbita de media a unos 1.400 millones de kilómetros del Sol (9,5 unidades astronómicas), su periodo de revolución es de algo menos de 30 años, mientras que su periodo de rotación se estima en 10 horas y 33 minutos. La misión Cassini continuó hasta 2017. Entre los descubrimientos significativos que realizó se encuentran los lagos líquidos de Titán y los géiseres de hielo de agua en el polo sur de Encélado. Cuando la nave se acercaba al final de su misión, realizó varias pasadas muy cercanas al planeta, midiendo los campos magnéticos y gravitatorios, y finalmente entró en una trayectoria que la sumergió en la atmósfera de Saturno. La destrucción de Cassini garantizó que el orbitador no tuviera la oportunidad de contaminar los entornos de Titán y Encélado que pudieran albergar vida. La característica más famosa del planeta es su prominente sistema de anillos. Compuestas principalmente por partículas 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 años. Saturno es el planeta con mayor número de satélites naturales, con 82 confirmados y cientos de satélites menores en su cortejo. Su luna más grande, Titán, es la segunda más grande del Sistema Solar (detrás de la luna de Júpiter, Ganímedes, ambas de mayor diámetro que Mercurio) y es la única luna conocida que tiene una atmósfera sustancial. Otra luna notable, Encélado, emite potentes géiseres de hielo y es un hábitat potencial para la vida microbiana.

Neptuno

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Neptuno es el octavo planeta en orden de distancia al Sol y el más lejano conocido del Sistema Solar. Orbita alrededor del Sol a una distancia de unas 30,1 UA (4.500 millones de kilómetros), con una excentricidad orbital de la mitad de la de la Tierra y un periodo de revolución de 164,79 años. Es el tercer planeta más masivo del Sistema Solar y el cuarto en tamaño, ligeramente más masivo pero más pequeño que Urano. También es el planeta gigante más denso. Como Neptuno era el último destino planetario de la Voyager 2, los científicos de la misión se arriesgaron a enviar la nave espacial más cerca de él que de cualquier otro planeta durante la misión. La Voyager pasó a unos 5.000 km (3.100 millas) por encima del polo norte de Neptuno. Unas horas más tarde, pasó a menos de 40.000 km de Tritón, lo que le permitió obtener imágenes de alta resolución de la variada superficie de la luna, así como mediciones precisas de su radio y temperatura superficial. No está prevista ninguna misión futura a Neptuno. No visible a simple vista, Neptuno es el primer objeto celeste y el único de los ocho planetas del Sistema Solar que ha sido descubierto por deducción y no por observación empírica.

Big Bang

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La teoría del big bang es el marco cosmológico de consenso para explicar el origen, las propiedades y la evolución del universo. Según esta teoría, el universo comenzó hace casi 14.000 millones de años en un estado extremadamente caliente y denso, a partir del cual se ha enfriado y expandido desde entonces. Las fuerzas y partículas fundamentales de la naturaleza surgieron en las primeras fracciones de segundo tras el big bang. Las observaciones clave que apoyan la teoría del big bang incluyen: (1) la expansión del universo, (2) la radiación cósmica de fondo de microondas, (3) las abundancias de los elementos químicos más ligeros y (4) la edad de las estrellas más antiguas conocidas. La uniformidad de la temperatura del fondo cósmico de microondas y la planitud geométrica del universo sugieren que el cosmos experimentó un aumento exponencial de tamaño, conocido como inflación, poco después del big bang. El modelo estándar de la cosmología del big bang, conocido como materia oscura fría lambda, propone dos entidades hipotéticas -materia oscura y energía oscura- para explicar la estructura y la historia del universo. En cosmología física, el Big Bang es la teoría científica según la cual el Universo se expandió a partir de un estado de densidad y temperatura absolutamente enormes hace unos 13.820 millones de años. El término Big Bang se utiliza tanto en sentido estricto para referirse al momento en que comenzó la expansión observada del Universo según la ley de Hubble-Lemaître, que se calcula que ocurrió hace 13.820 millones (1,382 × 1010) de años (± 0, 05 mil millones de años)- y, en un sentido más general, para referirse al paradigma cosmológico imperante que explica el origen y la expansión del Universo, junto con su composición de materia primordial por nucleosíntesis, tal como predice la teoría de Alpher-Bethe-Gamow. También tiene un sentido económico. Además de dar cuenta de la presencia de materia ordinaria y radiación, el modelo predice que el universo actual también debería estar lleno de neutrinos, partículas fundamentales sin masa ni carga eléctrica. 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 prevalecían en el pasado lejano y de las que prevalecerán en el futuro lejano.

Vía Láctea

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La Vía Láctea, también 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 Vía Láctea es visible desde la Tierra como un brillo en forma de banda en el cielo nocturno que se extiende a lo largo de 360°. Según su estructura, la Vía Láctea 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 Vía Láctea, así como los tipos de estrellas en la Vía Láctea y el movimiento solar. También se explica que es un cúmulo estelar.

Desarrollo del Sistema Solar

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El gran avance en nuestra comprensión del origen y la evolución del sistema solar se ha producido durante las últimas décadas gracias a los profundos estudios teóricos y experimentales. Los nuevos datos apoyan en gran medida la hipótesis arraigada en la Edad Media y aportan pruebas mucho más rigurosas de que la formación de los sistemas planetarios se debe a la fragmentación inicial de una nube molecular. Su fragmento (nebulosa protosolar) evoluciona hasta convertirse en una estrella recién nacida rodeada de un disco de gas-polvo del que acaban surgiendo cuerpos celestes de distintos tamaños, siendo los planetas los más grandes.

La observación de los discos de gas-polvo de acreción alrededor de estrellas de clases espectrales tardías en diferentes longitudes de onda y en varias fases de evolución permitió resolver con mucho detalle la estructura de los discos y su dinámica, que en general concuerdan con tal escenario. Hoy en día es difícil seleccionar entre los diferentes modelos destinados a reconstruir el origen y la evolución temprana del sistema solar. Las nuevas observaciones de los discos evolucionados alrededor de las estrellas y de los sistemas exoplanetarios nos permitirán imponer restricciones más estrictas a los modelos desarrollados, que aún se encuentran en terreno inestable, y reconstruir los procesos de formación del sistema solar en un escenario más coherente. Sin embargo, se cree que el concepto básico permanece inalterado. La sinergia entre la astrofísica y las ciencias planetarias, junto con la modelización informática, permitirá seguir avanzando en este campo. Aunque se han hecho avances significativos en el área, debemos aprender más sobre la estructura y la evolución del disco primario, la acreción de guijarros, el papel de la formación de planetas gigantes en la entrega de Tierra/volátiles de los planetas interiores, las limitaciones geoquímicas, la formación y la dinámica de planetesimales y embriones de planetas. Sin duda, como objetivo más intrigante, nos impulsa a comprender el lugar del sistema solar en el universo, la posible singularidad de nuestro planeta natal y por qué se diferencia de otros cuerpos del sistema solar y, finalmente, el proceso que nos trajo a este mundo.

Conquista de la Luna

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Este texto se ocupa de la exploración y la conquista de la Luna. También que aportes genera el conocimiento de nuestro Universo la exploración de la Luna mediante misiones a la Luna tripuladas. Aunque es mucho lo que se ha aprendido sobre la Luna y la diferenciación y evolución planetaria gracias a los estudios que comenzaron en la era Apolo, los resultados de las misiones recientes siguen revelando nueva e importante información sobre la Luna. Como objeto planetario diferenciado y geológicamente complejo, la Luna ha sufrido cambios a lo largo de su historia, ya que su interior ha experimentado una intensa evolución térmica que comenzó con la acreción y la solidificación de los océanos de magma, el calentamiento radiogénico en el interior y la producción de basaltos marinos y otros materiales volcánicos, el enfriamiento y la solidificación continuos de su pequeño núcleo fundido, y la ocurrencia de una evolución interna prolongada para producir volcanes relativamente jóvenes y una serie de características tectónicas que reflejan su compleja evolución térmica. Las nuevas mediciones están suponiendo una revolución en la comprensión de la cronología de los acontecimientos, incluida la historia de los primeros bombardeos del sistema solar interior y las implicaciones para la dinámica del sistema solar primitivo, así como la posible presencia de una dínamo temprana en el núcleo y un fuerte campo magnético. Nuevos estudios geoquímicos e isotópicos están revelando nueva información sobre el contenido volátil y la historia pasada de la Luna, así como su relación con la Tierra y otros depósitos del sistema solar. En ningún otro lugar del sistema solar están tan bien registrados y conservados el proceso y la historia de los impactos. Los volátiles congelados se encuentran en las trampas frías de los polos, permanentemente ensombrecidas, a la espera de una futura exploración y posible utilización de los recursos. La continuación de la exploración de la Luna revelará, sin duda, nueva información adicional y aportará una comprensión más clara de las controversias actuales.

Exoplanetas

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Los primeros exoplanetas confirmados fueron un sistema de tres planetas de tipo terrestre alrededor del púlsar PSR B1257+12. En este caso tampoco se pudo hacer una comparación útil debido a la naturaleza inusual de la estrella anfitriona. Sin embargo, en 1995 se encontró un planeta en órbita 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 observación que se están recopilando se verá reforzada en un futuro próximo por un análisis espectral más detallado de las atmósferas de estos exoplanetas. ¿Cuáles son los detalles del crecimiento de los granos y planetesimales en el disco de gas, y cómo influyen estos sólidos en la evolución continua del gas del disco? ¿Cómo evolucionan los gases y los sólidos en un disco circumbinario? ¿Cómo interactúan los sólidos de diferentes tamaños con un planeta en crecimiento para afectar a su evolución posterior y a su tasa de migración a través del disco? ¿Cuál es el papel de las colisiones gigantes? ¿Cómo influye en estos procesos la presencia de campos magnéticos? Estas y otras cuestiones son todavía temas de investigación activa. Pasarán muchos años antes de que tengamos una comprensión adecuada del proceso de formación de planetas.

Discos en la Formación de los Planetas

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Hasta la fecha existen dos teorías principales sobre la producción de planetas similares a Júpiter. La hipótesis de la acreción del núcleo supone que cualquier material sólido del disco se coagula lentamente en núcleos protoplanetarios con masas progresivamente mayores. Si el núcleo permanece lo suficientemente pequeño, no tendrá una fuerza gravitatoria lo suficientemente fuerte como para atraer el gas del disco circundante, y el resultado será un planeta terrestre. Si el núcleo crece lo suficiente (del orden de diez masas terrestres), y el disco aún no se ha disipado, entonces el embrión 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 será un objeto como Urano o Neptuno, que tiene un complemento pequeño, pero significativo, de hidrógeno y helio. La cuestión principal es si el núcleo 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 Júpiter. En el escenario de inestabilidad del disco puede formarse un grupo de gas de la masa de Júpiter en varios cientos de años que acabará por contraerse en un planeta gigante de gas. La dificultad estriba en llevar el disco a una condición en la que se formen tales inestabilidades.

Formación de Planetas

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Este texto se ocupa de la formación de planetas, y de algunas de las teorías más destacadas que intentan explicar tal formación de planetas. Durante muchos años ha sido un gran reto comprender la conexión 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 más que un ejemplo entre muchos, y que la variación entre estos sistemas es muy amplia. ¿Qué procesos determinan la masa de un planeta y su composición? ¿Cómo se relacionan estos procesos con la distancia del planeta a la estrella anfitriona? Estas preguntas son el núcleo del estudio de la formación de planetas.

Aurora Polar

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Las auroras han fascinado al ser humano desde que hay tiempo para mirar al cielo. A pesar de ser efímeras e intangibles, han generado y siguen generando una enorme cantidad de investigaciones científicas. Las auroras se crean cuando las partículas cargadas eléctricamente -predominantemente electrones cargados negativamente o iones positivos como los protones, los núcleos del hidrógeno- chocan con los átomos y las moléculas de una atmósfera planetaria o lunar. Son guiados a lo largo de líneas de campo magnético que tienden a concentrarlos hacia los polos (magnéticos) y son acelerados a altas energías por los campos eléctricos que los acompañan. 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 expedición polar de 1902-1903 sentó gran parte de las bases de nuestra comprensión de las auroras de la Tierra. Al impactar con energías que suelen medirse en cientos y miles, hasta muchos millones, de electronvoltios (eV), estas partículas energéticas excitan los átomos y las moléculas que constituyen la atmósfera.

Compuestos Orgánicos Extraterrestres

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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

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Venus y la Tierra no son planetas gemelos pero, sin embargo, representan etapas avanzadas de la evolución planetaria. ¿Por qué planetas tan similares en sus principales parámetros son tan diferentes desde el punto de vista medioambiental? ¿Qué factores importantes han provocado su diversidad? ¿Representa Venus un posible destino de la Tierra? ¿Siguen ambos planetas sus trayectorias evolutivas principalmente diferentes? A diferencia de otras unidades de planicies, la subunidad inferior de planicies regionales no muestra sus áreas de origen en la resolución de Magallanes. ¿Representa esta unidad el resultado de erupciones fisurales, o fue emplazada a partir de pequeños edificios distribuidos? ¿Es una verdadera unidad volcánica única, como se observa en la resolución disponible, o está formada por varios campos volcánicos individuales coalescidos? Las respuestas a estas preguntas son muy importantes para la formulación de modelos adecuados de la evolución geológica de Venus.

Meteoritos

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Durante miles de años, los habitantes de Egipto, China, Grecia, Roma y otras partes del mundo se han sentido fascinados por las estrellas fugaces, que son los fenómenos luminosos y sonoros comúnmente asociados a los impactos de meteoritos. El primer registro escrito de la caída de un meteorito es el que realizaron los cronistas chinos en el año 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 Tutankamón que data del siglo XIV a.C. Aunque los seres humanos tienen una larga historia de observación de meteoros y utilización de los mismos, no empezamos a reconocer su verdadero origen celeste hasta el Siglo de las Luces. En 1794, el físico y músico alemán Ernst Chladni fue el primero en resumir las pruebas científicas y demostrar que estos objetos únicos proceden efectivamente del exterior de la Tierra. Tras más de dos siglos de esfuerzos conjuntos de innumerables coleccionistas aficionados, académicos, institucionales y comerciales, se han catalogado y clasificado más de 60.000 meteoritos. Después de 200 años, la meteorología (la ciencia de los meteoritos) ha salido de su infancia y se ha convertido en un área vibrante de investigación en la actualidad. Las direcciones generales de los estudios meteoríticos son (1) mineralogía, identificando nuevos minerales o fases minerales que rara vez se encuentran en la Tierra; (2) petrología, estudiando las texturas ígneas y acuosas que dan a los meteoritos una apariencia única, y proporcionando información sobre los procesos geológicos en los cuerpos en los que se originan los meteoritos; (3) geoquímica, caracterizando sus composiciones principales, de oligoelementos e isotópicas, y llevando a cabo comparaciones interplanetarias; y (4) cronología, datando las edades de la cristalización inicial y de las posteriores perturbaciones por impacto. Los meteoritos son las únicas 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

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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 exploración humana de un cuerpo pequeño no se parece en nada a la operación en una superficie planetaria con una gravedad significativa. Cerca del punto subsolar, la combinación del calor del sol en lo alto y de la superficie circundante crea cargas térmicas en los equipos (y en los astronautas) que son todo un reto para los ingenieros térmicos, que sólo pueden disipar la carga de calor mediante una radiación ineficiente hacia el espacio profundo. La temperatura de una nave espacial en órbita 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 térmicos extremos con revestimientos especiales de la superficie, vías de conducción del calor inteligentes en la estructura de la nave espacial o estrategias operativas como la rotación de la nave para mantener el calentamiento distribuido de forma más uniforme. Los objetivos de las expediciones pueden incluir actividades no científicas, como la construcción de instalaciones o la demostración de tecnologías de extracción de recursos. En algunos escenarios, los astronautas lunares vivirán en un hábitat en la superficie durante meses.

Seres Humanos en el Espacio Exterior

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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

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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 aceleración 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 podía ser a pie en muchos casos. A partir del siglo XV, aproximadamente, los emigrantes intercontinentales europeos podían 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 serán tan benignas. Más allá de la órbita de Marte, las perspectivas de terraformación disminuyen. La densidad energética de la luz solar por unidad de superficie en Marte es del 50% de la de la Tierra. A la distancia de Júpiter, es sólo del 4%. Titán, el mayor satélite de Saturno, tiene una densidad atmosférica 1,5 veces superior a la de la Tierra, pero la temperatura es demasiado fría. La atmósfera contiene hidrocarburos, que podrían utilizarse para la vida humana.

Sistema de la Tierra

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El proceso creativo humano, las observaciones de campo y de laboratorio y los experimentos ayudan a los geocientíficos a formular hipótesis (modelos) comprobables sobre el funcionamiento de la Tierra y su historia. Una hipótesis es una explicación tentativa que centra la atención en las características y relaciones plausibles de un modelo de trabajo. Si una hipótesis comprobable se confirma con un gran número de datos, puede elevarse a teoría. Las teorías se abandonan cuando las investigaciones posteriores demuestran que son falsas. La confianza crece en aquellas teorías que resisten pruebas repetidas y predicen con éxito los resultados de nuevos experimentos.

Planeta

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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 fusión nuclear en su interior. Algunos planetas orbitan alrededor de las estrellas en las que se formaron durante miles de millones de años, mientras que otros planetas son lanzados gravitacionalmente fuera de sus sistemas solares nativos hacia el espacio. El concepto y la definición de planeta están evolucionando gracias a los descubrimientos de cuerpos parecidos a planetas en el sistema solar exterior más allá de Plutón, así como a los miles de mundos alrededor de otras estrellas, llamados exoplanetas.