LA GRAN MANCHA ROJA DE JUPITER

Se cree que la gran Mancha Roja es un huracán que ha estado activo en Júpiter por lo menos durante 400 años.

En cuanto a su aspecto, presenta unas bandas, alternativamente oscuras (cinturones) y claras (zonas), distribuidas paralelamente al ecuador y que giran en sentidos opuestos. Estas bandas apuntan hacia sistemas circulatorios de un ciclo convectivo. Las zonas claras son más altas y frías, representan las regiones donde se eleva la materia caliente. Los cinturones oscuros,cálidos y bajos, constituyen las fosas en las que se deposita la materia ya enfriada. Aparte de esta circulación vertical, la característica más notable de la meteorología de Júpiter es la circulación horizontal de su atmósfera, una distribución alternante de vientos del Este y del Oeste. Este tipo de circulación ha podido generar vórtices permanentes que podrían aumentar de tamaño al unirse varios, manteniéndose estables al atrapar a otros más pequeños. Tales estructuras atmosféricas, que asemejan manchas, se denominan genéricamente óvalos de larga vida, cuyo mejor ejemplo es la Gran Mancha Roja.

La Mancha Roja gira en sentido retrógrado entre una corriente que va del Este al Norte de ella, y otra del Oeste al Sur de la Mancha. Este gran remolino tiene una extensión de unos 25.000 km y ha sido observado de forma continuada durante tres siglos. La Gran Mancha Roja posee una cierta movilidad, avanza hacia el Oeste del planeta a unos metros por segundo, mientras que los vientos que la rodean llegan a alcanzar velocidades de cien metros por segundo; cambia de color lentamente, a veces es roja oscura y otras tan pálida, que resulta complicado distinguirla con el telescopio. Resulta difícil explicar la estabilidad de esta gran estructura en una atmósfera tan mezclada. Además de la Gran Mancha Roja, Júpiter tiene varios óvalos blancos.

SATELITES DE MARTE

Marte posee dos satélites. Deimos es el menor y más lejano de los dos; en realidad es el satélite más pequeño que se conoce en el sistema solar, y tiene un diámetro de apenas 12,6 kilómetros. Orbita a 23.459 kilómetros del planeta rojo. Phobos es el mayor; orbita al planeta rojo a 6000 kilómetros de distancia de su superficie y tiene un diámetro de 22,2 kilómetros.

En la mitología griega, Phobos y Deimos son los hijos de Ares (Marte) y Afrodita (Venus). "Phobos" es el equivalente griego de la palabra "miedo" (de allí viene "fobia"). "Deimos" es el equivalente griego de la palabra "pánico". Phobos fue descubierto el 12 de agosto de 1877 por Asaph Hall, y fotografiado a corta distancia por las sondas Mariner 9 en 1971, Viking 1 en 1977, y Phobos 2 en 1988. Deimos fue descubierto el 10 de agosto del mismo año por Hall, y fotografiado a corta distancia por la sonda Viking 1 en 1977.

Phobos orbita alrededor de Marte por debajo del radio de órbita sincrónica; debido a esto, visto desde el planeta rojo, sale por el oeste, se mueve muy rápidamente a través del cielo y se pone en el este, dos veces por día. Su órbita es tan cercana a Marte, que en muchos lugares de la superficie marciana Phobos nunca aparece por encima del horizonte. Además, al moverse por debajo del radio de órbita sincrónica, la acción de la gravedad marciana está disminuyendo la altura de la órbita de Phobos a un ritmo de casi 1,8 metros por siglo. Esto implica que en aproximadamente 50 millones de años, la luna impactará en la superficie de Marte o (más probablemente) se fragmentará formando un anillo alrededor del planeta. Se trata del efecto opuesto al que está elevando la órbita de la Luna).

Deimos y Phobos están compuestos de rocas ricas en carbono (al igual que cierto tipo de asteroides) e hielo. Ambos exhiben gran cantidad de cráteres y probablemente se trata de asteroides perturbados por la gravedad de Júpiter que fueron "capturados" por Marte. Se especula que su origen fue el sistema solar exterior, y no el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter.

La sonda soviética Phobos 2 detectó un flujo gaseoso débil pero continuo emanando desde Phobos. Desafortunadamente, Phobos 2 dejó de funcionar antes de poder determinar la naturaleza de dicho material; se cree que se trataba de vapor de agua. La característica más prominente en Phobos es el gran cráter llamado Stickney (apellido de soltera de la esposa de Hall). Al igual que en el caso del Herschel (un gran cráter en Mimas, uno de los satélites de Saturno), aunque en menor escala, el impacto que creó al Stickney estuvo casi a punto de destruir a Phobos. Las marcas y estrías en su superficie también fueron probablemente causadas por el impacto del Stickney.

EL MONTE OLIMPO DE MARTE

Mide 27 km de altura. Por lo tanto triplica la altura del Everest en la Tierra. Su cráter central mide 80 km de ancho y la base de esta espectacular montaña es de 620 km de anchura. Monte Olimpo (en latín Olympus Mons ) es el mayor volcán conocido en el Sistema Solar. Se encuentra en el planeta Marte, en las coordenadas aproximadas de 18º N, 226º E. Su naturaleza de montaña era conocida antes de que las sondas espaciales visitaran el planeta gracias a su albedo, siendo conocido por los astrónomos como Nix Olympica. El macizo central se eleva 27 kilómetros sobre la llanura circundante, lo que equivale a tres veces la altura del monte Everest, y a 25 km sobre el nivel medio de la superficie marciana, debido a que se encuentra en una depresión de 2 km de profundidad. Está flanqueado por grandes acantilados de hasta 6 km de altura, y su caldera tiene 85 km de largo, 60 km de ancho y 2,4-2,8 km de profundidad, pudiéndose apreciar hasta seis chimeneas superpuestas de cronología sucesiva. La base del volcán mide 600 km de diámetro incluyendo el borde exterior de los acantilados, lo cual le otorga una superficie en su base de 283.000 km² aproximadamente, comparable con la superficie de Ecuador. Sus dimensiones son tales que una persona que estuviese en la superficie marciana no sería capaz de ver la silueta del volcán, ni siquiera desde una distancia a la cual la curvatura del planeta empezara a ocultarla. El efecto por tanto sería el de estar contemplando una "pared", o bien confundir la misma con la línea del horizonte. La única forma de ver la montaña adecuadamente es desde el espacio. Igualmente, si alguien se encontrara en la cima del volcán y mirase hacia abajo no podría ver el final, ya que la pendiente llegaría hasta el horizonte.

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Olympus Mons es un volcán de escudo en forma de caldera, formado como resultado de flujos de lava muy poco viscosa durante largos períodos de tiempo, y es mucho más ancho que alto; la pendiente media del monte es muy suave. En 2004, la sonda Mars Express detectó que los flujos de lava en las pendientes del monte parecían tener sólo dos millones de años, fecha muy reciente en términos geológicos, sugiriendo que la montaña aún podría tener una ligera actividad volcánica.

Las islas Hawai son un ejemplo de volcanes muy similares a menor escala (véase Mauna Loa). El extraordinario tamaño del volcán se debe probablemente al hecho de que Marte no tiene placas tectónicas. Por eso, el cráter permaneció fijo sobre un punto caliente de gran actividad y continuó vertiendo lava, dando al volcán unas dimensiones tan espectaculares.

Olympus Mons se encuentra en la meseta de Tharsis, un terreno elevado en la superficie marciana que contiene otras formaciones volcánicas. Entre ellas hay una cadena de volcanes en forma de caldera más pequeños, como es el caso de los montes Arsia, Pavonis y Ascraeus, los cuales son pequeños en comparación con el Olimpo. La región que rodea inmediatamente Olympus Mons es una depresión de 2 km de profundidad.

El volcán está rodeado por una región conocida como la aureola, con enormes gargantas y montañas que se extienden a 1000 km de la cima, las cuales muestran la evidencia de una antigua actividad glacial.

MESSENGER A MERCURIO

Messenger es una misión bastante interesante cuyo objetivo es el planeta Mercurio, que fue lanzada el 03 de agosto de 2004. Como muchos saben, Mercurio es el planeta menos estudiado del Sistema Solar, por tanto esta exploración significará hacer algo que no se había hecho en 30 años desde la sonda Mariner, recorrer sus cercanías. Esta sonda fue diseñada para soportar altas temperaturas, debido a que este planeta es el más cercano al Sol y su superficie oscila entre los 370 °C.

Los descubrimientos vinculados con Mercurio han sido muy escasos. Se sabe que su órbita está fuertemente "capturada" por el Sol y que mantiene una órbita errática. Es bastante curioso el hecho de que un lado de Mercurio jamás ha sido visto desde la Tierra, por tanto ello genera mayor interés en descubrir los secretos del primer planeta de nuestro sistema. Durante los dos primeros sobrevuelos a Mercurio, la nave fotografiará en color la superficie, además de entregar datos sobre la atmósfera, magnetósfera y la composición superficial.

Esto más bien será el comienzo, puesto que la mayor parte de la investigación vendrá cuando la sonda entre en órbita definitiva. Por supuesto tendrá que enfrentarse al intenso calor solar, que en Mercurio es 11 veces más potente que el recibido por nosotros aquí en la Tierra. Además Mercurio es el más denso de todos los planetas, como a la vez ocurre lo opuesto con su atmósfera, la menos densa de todas.

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DATOS DE LA MISION:
- 3 de agosto de 2004: lanzamiento de MESSENGER
- Agosto de 2005: sobrevuelo a la Tierra
- Octubre de 2006: sobrevuelo a Venus
- Junio de 2007: sobrevuelo a Venus
- Enero 2008: sobrevuelo a Mercurio
- Octubre 2008: sobrevuelo a Mercurio
- Septiembre 2009: sobrevuelo a Mercurio
- Marzo 2011: inserción orbital en torno a Mercurio para realizar estudios durante un año terrestre.

VIENTOS SOLARES

El viento solar es un flujo de partículas cargadas, principalmente protones y electrones, que escapan de la atmósfera externa del sol a altas velocidades y penetran en el Sistema Solar.

Este viento puede tener varios efectos sobre nuestra vida en la Tierra. Es una especie de viento de materia o, más preciso, de gas ionizado que se llama plasma. Este plasma está contenido en la corona solar, cuya temperatura puede alcanzar los dos millones de grados. Cuando se rompe una "burbuja magnética", más de mil millones de toneladas de materia pueden ser eyectadas en un breve espacio de horas, lo que representa casi un veinteavo de la masa de la corona.

La velocidad del viento solar es de cerca de 400 kilómetros por segundo en las cercanías de la órbita de la Tierra. El punto donde el viento solar se encuentra que proviene de otras estrellas se llama heliopausa, y es el límite teórico del Sistema Solar. Se encuantra a unas 100 UA del Sol. El espacio dentro del límite de la heliopausa, conteniendo al Sol y al sistema solar, se denomina heliosfera.

Esta materia es la que dará lugar a la generación del viento solar. Si queremos explicar más en detalle este fenómeno, conviene tener presente la estructura del sol y de los campos magnéticos que la rodean. Para que el viento solar pueda existir, todas las propiedades del sol interactúan entre si. Las partículas cargadas llevadas por el viento se enrollan alrededor del campo magnético y lo arrastran hacia el exterior (se dice que el campo magnético está helado dentro del plasma). Además está deformado. Las grandes líneas de campo débil, colocadas en la superficie cerca del ecuador se estiran a medida que se aleja, y acaban de formar una lámina neutra.
Algunas de estas partículas cargadas quedan atrapadas en el campo magnético terrestre girando en espiral a lo largo de las líneas de fuerza de uno a otro polo magnético. Las auroras boreales y australes son el resultado de las interacciones de estas partículas con las moléculas de aire.

LAS AURORAS

Por otra parte, el viento solar que cepilla los límites de la magnetosfera, hace que las partículas ionizadas se muevan con él, como la brisa que sopla por encima de los campos de trigo y que mueve las espigas. Igual a este movimiento de las espigas del trigo hace que el tallo se doble y se acerque a niveles cercanos al suelo, así se ajusta la totalidad del geoespacio al movimiento en sus contornos. En el geoespacio las líneas de campo magnético actuan como los tallos del trigo, conectando el movimiento producido cientos de miles de kilómetros en el espacio con vientos a sólo cientos de kilómetros de la superficie terrestre.

Pero las partículas ionizadas no sólo se mueven con las líneas de campo magnético sino que se mueven a lo largo de ellas. Mientras esta "lluvia" acerca las líneas de campo magnético hacia la Tierra las partículas pueden chocar con otras partículas neutras y emitir un luz llamada aurora. Ya que la mayoría de las líneas de campo magnético están enraízadas de los polos magnéticos norte y sur, la aurora y otros efectos del geoespacio se concentran allí.

ENERGIA SOLAR