Astronomía

¿Varía la inclinación axial de Mercurio y Venus?

¿Varía la inclinación axial de Mercurio y Venus?



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La inclinación axial de Marte varía mucho a lo largo del tiempo, con una inclinación que varía entre 15 y 25 ° durante los últimos millones de años, y que varía aún más durante los últimos 5 millones de años. La inclinación de la Tierra, por otro lado, se estabiliza por la presencia de una Luna grande, por lo que su inclinación no varía tanto.

Venus y Mercurio no tienen lunas, entonces, ¿su inclinación axial también varía mucho con el tiempo? ¿Si no, porque no? ¿Disponemos de datos suficientes para saber cuánto ha variado su inclinación axial a lo largo del tiempo?


Casi no hay datos disponibles en Internet como tales.

Sin embargo, la teoría de que ellos (Mercurio y Venus) están estabilizados por la fuerza de marea del Sol parece muy probable, ya que están mucho más cerca del sol que cualquier otro planeta. El Sol eclipsa muy fácilmente a estos planetas tanto en tamaño como en atracción gravitacional y de mareas.

Encontré esta página de Wikipedia que creo que podría ser útil: https://en.wikipedia.org/wiki/Axial_tilt

Dice que 'podría' ser que estén estabilizados debido al sol.

Pero este artículo que encontré cambió de opinión: http://hosting.astro.cornell.edu/~jlm/publications/2005I09374.pdf

Dice claramente que la oblicuidad de Mercurio no es consistente con el tiempo. También contiene otra información que hace que sea de lectura obligada si está interesado en este tema.

Y aunque no pude encontrar nada convincente sobre el tema de la oblicuidad de Venus, encontré este artículo que me pareció bastante interesante:

http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/t2png?bg=%23FFFFFF&/seri/AJ… /0075/600/0000273.000&db_key=AST&bits=4&res=100&filetype=.gif">http://solarviews .com / cap / misc / obliquity.htm

También muestra la oblicuidad aproximada de otros planetas del Sistema Solar.


¿Qué planetas no tienen estaciones?

Este artículo analiza qué planetas de nuestro sistema solar no tienen estaciones y explica en detalle por qué es así. Las estaciones están determinadas por la inclinación axial de cada planeta, y si está inclinado hacia o lejos del sol. Si un planeta está más inclinado sobre su eje y tiene una distancia variable del sol que ese planeta, es más probable que experimente estaciones distintas. Esto se muestra a través del planeta Mercurio, que casi no tiene inclinación y se encuentra en un estado de movimiento extremo. Esto hace que el planeta esté en un ciclo constante de intenso calor y frío, sin forma de saber cuándo comienzan y terminan las estaciones. Otro planeta con cambios estacionales similares es Venus. El planeta está ligeramente inclinado a 3 grados, mientras que la Tierra está inclinada a 23,5 grados. Debido a su falta de inclinación y distancia cercana al sol, como Mercurio, Venus recibe una gran cantidad de energía del sol. Y si bien el planeta tiene estaciones, el cambio de una estación a otra es apenas perceptible. Venus también tiene una órbita muy corta en comparación con la Tierra & # 8217s, lo que explica por qué el planeta tiene temporadas tan breves. Otro planeta es Júpiter, que también está inclinado 3 grados como Venus, y también como una órbita circular. Esto significa que el planeta no experimenta estaciones distantes. Pero el gran tamaño de Júpiter combinado con el hecho de que es el planeta que gira más rápido en el sistema solar significa que experimenta algunos cambios, como la tormenta & # 8220red eye & # 8221 que ha estado ocurriendo en el planeta durante más de 300 años. Neptuno es el último planeta de nuestro sistema solar que no experimenta cambios estacionales muy drásticos. Tiene una inclinación similar a la de la Tierra a 28,5 grados, pero la distancia entre el planeta y el sol y su gran tamaño afecta la forma en que experimenta las estaciones. Entre todo eso y el hecho de que Neptuno tiene una órbita enorme, hace que cada temporada en el planeta dure alrededor de 41 años.

Este artículo fue muy interesante porque aprendí cómo ocurren las estaciones en la Tierra a través de la inclinación del eje, y ahora puedo aplicar parte de ese conocimiento a este artículo. Cuando el autor analiza la inclinación de cada eje de los planetas y compara su inclinación con la de la Tierra, me da una mejor comprensión de cómo afecta las estaciones de los otros planetas. Entonces, ahora que entiendo cómo funcionan las estaciones en la Tierra, fue interesante ver cómo otros planetas experimentan o no experimentan las estaciones.


Eje de Venus

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La inclinación axial de Venus es de 177,3 °. Eso es un número un poco confuso, así que averigüemos qué está pasando aquí. Compare este número con la inclinación axial de la Tierra & # 8217 de 23,5 °. Nuestra inclinación nos da estaciones tan diferentes entre el verano y el invierno, por lo que & # 8217d esperaría que Venus & # 8217 & # 8217 una inclinación mucho mayor provoque estaciones más extremas.

No. Pero si recuerdas la geometría de tu escuela secundaria, te darás cuenta de lo que está pasando. Un círculo completo es de 360 ​​°. El medio círculo es de 180 °. Entonces, si restas 177.3 ° de 180 °, obtienes 2.7 °. En otras palabras, Venus en realidad solo está inclinado hacia afuera del plano de la eclíptica en solo 2.7 °. Venus está en realidad completamente al revés y # 8211 casi perfectamente al revés.

De hecho, Venus es el único planeta del Sistema Solar que gira hacia atrás en comparación con los otros planetas. Vistos desde arriba, todos los planetas giran en sentido contrario a las agujas del reloj. Esa es la razón por la que Asia ve primero el Sol, luego Europa y luego las Américas. Marte es el mismo y Mercurio también, pero Venus gira en el sentido de las agujas del reloj.

Es posible que Venus haya sido derribado por un impacto masivo al principio de su historia. También es posible que Venus simplemente se desaceleró a través del bloqueo de las mareas con el Sol, y de alguna manera fue girado lentamente hacia atrás a través de sus interacciones con los otros planetas.

Aquí en la Tierra, la inclinación axial es responsable de las estaciones. Cuando es invierno en el hemisferio norte, el polo norte está inclinado en dirección contraria al Sol, y menos radiación solar cae sobre cada metro cuadrado de tierra. Lo contrario ocurre en el verano. Sin una inclinación axial significativa, Venus no experimenta temporadas como esta. La temperatura de Venus es agradable, incluso 462 ° C en todo el planeta.

Hemos escrito muchos artículos sobre Venus para Universe Today. Aquí & # 8217s un artículo sobre Venus & # 8217 húmedo, pasado volcánico, y aquí & # 8217s un artículo sobre cómo Venus podría haber tenido continentes y océanos en el pasado antiguo.

Hemos grabado un episodio completo de Astronomy Cast que solo trata sobre el planeta Venus. Escúchalo aquí, Episodio 50: Venus.


La Planetología Comparada cubre los interiores, superficies y atmósferas de los planetas y lunas de nuestro Sistema Solar, comenzando con la Tierra y avanzando a través de los planetas terrestres y jovianos hasta los mundos helados en el borde del sistema. Los planetas Marte y Venus tienen sus propios procesos geológicos y atmosféricos, similares en muchos aspectos a los de la Tierra, pero también bastante diferentes en otros. Las lunas más grandes de Júpiter y Saturno también tienen historias y procesos complejos que ocurren en su interior ahora o en el pasado distante.

Aquí, en el Instituto de Investigación en Astrofísica, llevamos a cabo una selección de cursos de aprendizaje permanente que pueden tomar los estudiantes que no tienen ninguna formación científica o matemática especializada. Estos cursos se imparten utilizando una variedad de medios, como material interactivo en CD-ROM, videos, DVD, sitios web y grupos de noticias sobre astronomía en línea. Estos cursos se toman como cursos de aprendizaje a distancia a tiempo parcial; no es necesario que asista a ninguna clase presencial.


El curso se divide en las siguientes secciones:

    La formación del sistema solar: ¿Cuáles son las teorías actuales sobre la formación del sistema solar? ¿Qué factores clave determinan la composición original del núcleo de un planeta? ¿Qué procesos crean los accidentes geográficos que vemos en otros mundos? ¿Cómo evoluciona la atmósfera de un planeta con el tiempo?

El curso tiene una duración de cinco meses. Se espera que produzca dos trabajos de curso y una prueba de opción múltiple a través de Internet a lo largo del curso. En general, esperamos que deba dedicar alrededor de 100 horas al curso.


Planetas extrasolares

La oblicuidad estelar ψs, es decir, la inclinación axial de una estrella con respecto al plano orbital de uno de sus planetas, se ha determinado solo para unos pocos sistemas. Pero para 49 estrellas a partir de hoy, la desalineación de la órbita giratoria proyectada en el cielo λ Se ha observado, [31] que sirve como un límite inferior para ψs. La mayoría de estas medidas se basan en el efecto Rossiter-McLaughlin. Hasta ahora, no ha sido posible limitar la oblicuidad de un planeta extrasolar. Pero el aplanamiento rotacional del planeta y el séquito de lunas y / o anillos, que se pueden rastrear con fotometría de alta precisión, p. por la nave espacial Kepler con base en el espacio, podría proporcionar acceso a ψpag en el futuro cercano.

Los astrofísicos han aplicado teorías de mareas para predecir la oblicuidad de los planetas extrasolares. Se ha demostrado que las oblicuidades de los exoplanetas en la zona habitable alrededor de estrellas de baja masa tienden a erosionarse en menos de 1 Gyr, [32] [33] lo que significa que no tendrían estaciones como la Tierra.


Rotación de los planetas

Los astrónomos han determinado el período de rotación de Marte con gran precisión al observar el movimiento de las marcas superficiales permanentes, su día sidéreo es de 24 horas 37 minutos 23 segundos, solo un poco más que el período de rotación de la Tierra. Esta alta precisión no se obtiene observando a Marte durante una sola rotación, sino observando cuántos giros hace durante un largo período de tiempo. Las buenas observaciones de Marte se remontan a más de 200 años, un período durante el cual han pasado decenas de miles de días marcianos. Como resultado, el período de rotación se puede calcular en unas pocas centésimas de segundo.

El eje de rotación de Marte tiene una inclinación de unos 25 °, similar a la inclinación del eje de la Tierra. Por lo tanto, Marte experimenta estaciones muy parecidas a las de la Tierra. Sin embargo, debido al año marciano más largo (casi dos años terrestres), cada estación dura aproximadamente seis de nuestros meses.

La situación con Venus es diferente. Dado que no se pueden ver detalles de la superficie a través de las nubes de Venus, su período de rotación solo se puede encontrar haciendo rebotar las señales de radar del planeta (como se explica para Mercurio en el capítulo Cratered Worlds). Las primeras observaciones de radar de la rotación de Venus se realizaron a principios de la década de 1960. Más tarde, se identificaron características topográficas de la superficie del planeta que aparecían en las señales de radar reflejadas. El período de rotación de Venus, determinado con precisión a partir del movimiento de tales & # 8220 características del radar & # 8221 a través de su disco, es de 243 días. Incluso más sorprendente que cómo largo Venus tarda en rotar es el hecho de que gira en una dirección hacia atrás o retrógrada (de este a oeste).

Deténgase un momento y piense en lo extraño que hace esta rotación lenta al calendario de Venus. El planeta tarda 225 días terrestres en orbitar el Sol y 243 días terrestres en girar sobre su eje. ¡Entonces el día en Venus (según lo definido por su giro una vez) es más largo que el año! Como resultado, el tiempo que tarda el Sol en regresar al mismo lugar en el cielo de Venus —otra forma en que podríamos definir el significado de un día— resulta ser 117 días terrestres. (Si dice & # 8220 Nos vemos mañana & # 8221 en Venus, tendrá que esperar mucho tiempo). Aunque no sabemos el motivo de la lenta rotación hacia atrás de Venus, podemos suponer que puede haber sufrido una o más colisiones extremadamente poderosas durante el proceso de formación del sistema solar.


Contenido

La magnitud aparente del Sol cambia de acuerdo con la ley del cuadrado inverso, por lo tanto, la diferencia de magnitud como resultado de distancias mayores o menores de diferentes cuerpos celestes se puede predecir mediante la siguiente fórmula:

Donde "distancia" puede estar en km, au o cualquier otra unidad apropiada.

Para ilustrarlo, dado que Plutón está a 40 au del Sol en promedio, se deduce que la estrella madre parecería ser 1 1600 < displaystyle < frac <1> <1600> >> veces más brillante que en la Tierra.

Aunque un observador terrestre encontraría una disminución dramática en la luz solar disponible en estos entornos, el Sol aún sería lo suficientemente brillante como para proyectar sombras incluso hasta el hipotético Planeta Nueve, posiblemente ubicado a 1.200 UA de distancia, y por analogía aún eclipsaría a la Luna llena. visto desde la Tierra.

El cambio en el diámetro angular del Sol con la distancia se ilustra en el siguiente diagrama:

El diámetro angular de un círculo cuyo plano es perpendicular al vector de desplazamiento entre el punto de vista y el centro de dicho círculo se puede calcular mediante la fórmula [2]

La diferencia se debe al hecho de que los bordes aparentes de una esfera son sus puntos tangentes, que están más cerca del observador que el centro de la esfera. Para uso práctico, la distinción es significativa solo para objetos esféricos que están relativamente cerca, ya que la aproximación de ángulo pequeño es válida para x ≪ 1 < displaystyle x ll 1>: [3]

En planetas terrestres y otros cuerpos celestes sólidos con efectos atmosféricos insignificantes, la distancia al horizonte para un "observador estándar" varía como la raíz cuadrada del radio del planeta. Así, el horizonte en Mercurio está un 62% tan lejos del observador como en la Tierra, en Marte la cifra es del 73%, en la Luna la cifra es del 52%, en Mimas la cifra es del 18%, y así sucesivamente. La altura del observador debe tenerse en cuenta al calcular la distancia al horizonte.

Debido a que Mercurio tiene poca atmósfera, una vista de los cielos del planeta no sería diferente de ver el espacio desde la órbita. Mercurio tiene una estrella polar sur, α Pictoris, una estrella de magnitud 3,2. Es más débil que la Polaris de la Tierra (α Ursae Minoris). [4] Omicron Draconis es su estrella del norte. [5]

Otros planetas vistos desde Mercurio Editar

Después del Sol, el segundo objeto más brillante en el cielo de Mercurio es Venus, que es mucho más brillante allí que para los observadores terrestres. La razón de esto es que cuando Venus está más cerca de la Tierra, está entre la Tierra y el Sol, por lo que solo vemos su lado nocturno. De hecho, incluso cuando Venus es más brillante en el cielo de la Tierra, en realidad solo vemos una media luna estrecha. Para un observador de Mercurio, por otro lado, Venus está más cerca cuando está en oposición al Sol y muestra su disco completo. La magnitud aparente de Venus es tan brillante como -7,7. [6]

La Tierra y la Luna también son muy prominentes, sus magnitudes aparentes son aproximadamente −5 [6] y −1,2, respectivamente. La distancia aparente máxima entre la Tierra y la Luna es de unos 15 ′. Todos los demás planetas son visibles tal como son en la Tierra, pero algo menos brillantes en oposición.

La luz zodiacal es probablemente más prominente que la de la Tierra.

La atmósfera de Venus es tan densa que el Sol no se distingue en el cielo diurno y las estrellas no son visibles durante la noche. Al estar más cerca del Sol, Venus recibe aproximadamente 1,9 veces más luz solar que la Tierra, pero debido a la atmósfera densa, solo alrededor del 20% de la luz llega a la superficie. [7] [8] Las imágenes en color tomadas por las sondas soviéticas Venera sugieren que el cielo de Venus es naranja. [9] Si el Sol pudiera verse desde la superficie de Venus, el tiempo desde un amanecer hasta el siguiente (un día solar) sería de 116,75 días terrestres. Debido a la rotación retrógrada de Venus, el Sol parecería salir por el oeste y ponerse por el este. [10]

Un observador en lo alto de las nubes de Venus, por otro lado, circunnavegaría el planeta en aproximadamente cuatro días terrestres y vería un cielo en el que la Tierra y la Luna brillan intensamente (aproximadamente magnitudes −6,6 [6] y −2,7, respectivamente) en oposición. . Mercurio también sería fácil de detectar, porque está más cerca y es más brillante, hasta una magnitud de -2,7, [6] y porque su alargamiento máximo desde el Sol es considerablemente mayor (40,5 °) que cuando se observa desde la Tierra (28,3 °).

42 Draconis es la estrella más cercana al polo norte de Venus. Eta¹ Doradus es el más cercano a su polo sur. (Nota: La IAU usa la regla de la mano derecha para definir un polo positivo con el propósito de determinar la orientación. Usando esta convención, Venus está inclinado 177 ° ("al revés"). [11]

La atmósfera de la Luna es insignificante, esencialmente vacía, por lo que su cielo siempre es negro, como en el caso de Mercurio. Sin embargo, el Sol es tan brillante que es imposible ver estrellas durante el día lunar, a menos que el observador esté bien protegido de la luz solar (directa o reflejada desde el suelo). La Luna tiene una estrella polar del sur, δ Doradus, una estrella de magnitud 4,34. Está mejor alineado que el Polaris de la Tierra (α Ursae Minoris), pero mucho más débil. Su estrella del polo norte es actualmente Omicron Draconis. [12]

Eclipses de la Luna Editar

La Tierra y el Sol a veces se encuentran en el cielo lunar, provocando un eclipse. En la Tierra, uno vería un eclipse lunar, cuando la Luna pasa a través de la sombra de la Tierra mientras que en la Luna, uno vería un eclipse solar, cuando el Sol pasa por detrás de la Tierra. Dado que el diámetro aparente de la Tierra es cuatro veces mayor que el del Sol, el Sol estaría oculto detrás de la Tierra durante horas. La atmósfera de la Tierra sería visible como un anillo rojizo. Durante la misión Apolo 15, se intentó usar la cámara de televisión del vehículo itinerante lunar para ver tal eclipse, pero la cámara o su fuente de energía fallaron después de que los astronautas partieron hacia la Tierra. [13]

Los eclipses solares terrestres, por otro lado, no serían tan espectaculares para los observadores lunares porque la umbra de la Luna casi se estrecha en la superficie de la Tierra. Una mancha oscura borrosa sería apenas visible. El efecto sería comparable a la sombra de una pelota de golf proyectada por la luz solar sobre un objeto a 5 m (16 pies) de distancia. Los observadores lunares con telescopios podrían discernir la sombra umbral como un punto negro en el centro de una región menos oscura (penumbra) que viaja por todo el disco de la Tierra. Se vería esencialmente igual que en el Observatorio del Clima del Espacio Profundo.

En resumen, siempre que ocurre un eclipse de algún tipo en la Tierra, ocurre un eclipse de otro tipo en la Luna. Los eclipses ocurren para los observadores tanto en la Tierra como en la Luna cuando los dos cuerpos y el Sol se alinean en línea recta o sicigia.

Sin embargo, Marte tiene solo una atmósfera delgada, es extremadamente polvoriento y hay mucha luz esparcida. Por tanto, el cielo es bastante brillante durante el día y las estrellas no son visibles. La estrella del polo norte de Marte es Deneb, [14] aunque el polo real está algo desplazado en la dirección de Alpha Cephei, es más exacto afirmar que las dos estrellas superiores de la Cruz del Norte, Sadr y Deneb, apuntan al polo norte celeste. de Marte. [15] Kappa Velorum está a sólo un par de grados del polo sur celeste de Marte. [15]

El color del cielo marciano Editar

Generar imágenes precisas en color verdadero desde la superficie de Marte es sorprendentemente complicado. [16] Para dar solo un aspecto a considerar, está el efecto Purkinje: la respuesta del ojo humano al color depende del nivel de luz ambiental. Los objetos rojos parecen oscurecerse más rápido que los objetos azules a medida que baja el nivel de iluminación. Existe mucha variación en el color del cielo reproducido en las imágenes publicadas, ya que muchas de esas imágenes han utilizado filtros para maximizar su valor científico y no están tratando de mostrar el color verdadero. Durante muchos años, se pensó que el cielo de Marte era más rosado de lo que se cree ahora.

Ahora se sabe que durante el día marciano, el cielo es de un color caramelo. [17] Alrededor del atardecer y el amanecer, el cielo es de color rosa, pero en las proximidades del sol poniente es azul. Esto es lo opuesto a la situación en la Tierra. El crepúsculo dura mucho tiempo después de que el Sol se ha puesto y antes de que salga debido al polvo en la atmósfera de Marte.

En Marte, la dispersión de Rayleigh suele ser un efecto muy débil. El color rojo del cielo es causado por la presencia de óxido de hierro (III) en las partículas de polvo en el aire. Estas partículas son más grandes que las moléculas de gas, por lo que la mayor parte de la luz se dispersa mediante la dispersión de Mie. El polvo absorbe la luz azul y dispersa longitudes de onda más largas (rojo, naranja, amarillo).

El sol de Marte editar

El Sol visto desde Marte parece tener 5 ⁄ 8 del diámetro angular visto desde la Tierra (0,35 °) y envía el 40% de la luz, aproximadamente el brillo de una tarde ligeramente nublada en la Tierra.

El 3 de junio de 2014, el Curiosidad El rover en Marte observó al planeta Mercurio en tránsito por el Sol, lo que marca la primera vez que se observa un tránsito planetario desde un cuerpo celeste además de la Tierra. [18]

Tierra desde Marte Editar

La Tierra es visible desde Marte como una estrella doble, la Luna sería visible a su lado como una compañera más débil. La distancia máxima visible entre la Tierra y la Luna sería de unos 25 ′, en la conjunción inferior de la Tierra y el Sol (para el observador terrestre, esta es la oposición de Marte y el Sol). Cerca del alargamiento máximo (47,4 °), la Tierra y la Luna brillarían con magnitudes aparentes de -2,5 y +0,9, respectivamente. [6] [19]

Año Evento Imagen Refs
2003 La Tierra y la Luna, fotografiadas por Mars Global Surveyor desde su órbita alrededor de Marte el 8 de mayo de 2003 a las 13:00 UTC. América del Sur es visible. [20] [21]
2014 Curiosidad Primera vista de la Tierra y la Luna desde la superficie de Marte (31 de enero de 2014). [22]
2016 La Tierra y la Luna vistas desde la órbita alrededor de Marte
(MRO HiRISE 20 de noviembre de 2016)
[23]

Venus desde Marte Editar

Venus visto desde Marte (cuando está cerca de la máxima elongación del Sol de 31,7 °) tendría una magnitud aparente de aproximadamente -3,2. [6]

Aunque nunca se han tomado imágenes del interior de la atmósfera de Júpiter, las representaciones artísticas generalmente asumen que el cielo del planeta es azul, aunque más tenue que el de la Tierra, porque la luz del sol es en promedio 27 veces más débil, al menos en los tramos superiores de la atmósfera. Los anillos estrechos del planeta pueden ser levemente visibles desde latitudes por encima del ecuador. [ cita necesaria ] Más abajo en la atmósfera, el Sol estaría oscurecido por nubes y neblina de varios colores, más comúnmente azul, marrón y rojo. Aunque abundan las teorías sobre la causa de los colores, actualmente no hay una respuesta inequívoca. [24]

Desde Júpiter, el Sol parece cubrir solo 5 minutos de arco, menos de una cuarta parte de su tamaño visto desde la Tierra. El polo norte de Júpiter está a poco más de dos grados de Zeta Draconis, mientras que su polo sur está a unos dos grados al norte de Delta Doradus.

Las lunas de Júpiter vistas desde Júpiter Editar

Aparte del Sol, los objetos más prominentes en el cielo de Júpiter son las cuatro lunas galileanas. Io, la más cercana al planeta, sería un poco más grande que la luna llena en el cielo de la Tierra, aunque menos brillante, y sería la luna más grande del Sistema Solar vista desde su planeta padre. El albedo más alto de Europa no superaría su mayor distancia de Júpiter, por lo que no eclipsaría a Io. De hecho, la baja constante solar a la distancia de Júpiter (3,7% de la de la Tierra) asegura que ninguno de los satélites galileanos sería tan brillante como la luna llena en la Tierra, ni tampoco ninguna otra luna del Sistema Solar.

Las cuatro lunas galileas se destacan por la rapidez de su movimiento, en comparación con la Luna. También son lo suficientemente grandes como para eclipsar completamente el sol. [26] Debido a que la inclinación axial de Júpiter es mínima, y ​​todas las lunas galileanas orbitan en el plano del ecuador de Júpiter, los eclipses solares son bastante comunes.

Los cielos de las lunas de Júpiter Editar

Ninguna de las lunas de Júpiter tiene más que rastros de atmósfera, por lo que sus cielos son casi negros. Para un observador en una de las lunas, la característica más prominente del cielo sería Júpiter. Para un observador en Io, la luna grande más cercana al planeta, el diámetro aparente de Júpiter sería de unos 20 ° (38 veces el diámetro visible de la Luna, cubriendo el 5% del cielo de Io). Un observador en Metis, la luna más interna, vería el diámetro aparente de Júpiter incrementado a 68 ° (130 veces el diámetro visible de la Luna, cubriendo el 18% del cielo de Metis). Un "Júpiter lleno" sobre Metis brilla con aproximadamente el 4% del brillo del Sol (la luz en la Tierra de una luna llena es 400 mil veces más tenue que la luz solar).

Debido a que las lunas interiores de Júpiter están en rotación sincrónica alrededor de Júpiter, el planeta siempre aparece en casi el mismo lugar en sus cielos (Júpiter se movería un poco debido a las excentricidades distintas de cero). Los observadores en los lados de los satélites galileanos que miran en dirección opuesta al planeta nunca verían a Júpiter, por ejemplo.

Desde las lunas de Júpiter, los eclipses solares provocados por los satélites galileanos serían espectaculares, porque un observador vería la sombra circular de la luna eclipsante viajar a través de la cara de Júpiter. [27]

El cielo en los tramos superiores de la atmósfera de Saturno es azul (según las imágenes de la misión Cassini en el momento de su desaparición en septiembre de 2017), pero el color predominante de sus cubiertas de nubes sugiere que puede ser amarillento más abajo. Las observaciones de la nave espacial muestran que el smog estacional se desarrolla en el hemisferio sur de Saturno en su perihelio debido a su inclinación axial. Esto podría hacer que el cielo se vuelva amarillento a veces. Como el hemisferio norte apunta hacia el sol solo en el afelio, es probable que el cielo permanezca azul. Los anillos de Saturno son casi con certeza visibles desde los tramos superiores de su atmósfera. Los anillos son tan delgados que desde una posición en el ecuador de Saturno, serían casi invisibles. Sin embargo, desde cualquier otro lugar del planeta, podrían verse como un arco espectacular que se extiende a lo largo de la mitad del hemisferio celeste. [24]

Delta Octantis es la estrella del polo sur de Saturno. Su polo norte está en la región más al norte de Cepheus, a unos seis grados de Polaris.

El cielo de Titán Editar

A juzgar por el color de su atmósfera, el cielo de Urano es probablemente de un color azul claro, es decir, cian. [ cita necesaria ] Es poco probable que los anillos del planeta puedan verse desde su superficie, ya que son muy delgados y oscuros. Urano tiene una estrella polar del norte, Sabik (η Ophiuchi), una estrella de magnitud 2,4. Urano también tiene una estrella polar del sur, 15 Orionis, una estrella de magnitud 4.8. Ambos son más débiles que la Polaris de la Tierra (α Ursae Minoris), aunque Sabik solo ligeramente. [24]

El polo norte de Neptuno apunta a un punto a medio camino entre Gamma y Delta Cygni. Su estrella del polo sur es Gamma Velorum.

A juzgar por el color de su atmósfera, el cielo de Neptuno es probablemente azul celeste, similar al de Urano. Como en el caso de Urano, es poco probable que los anillos del planeta puedan verse desde su superficie, ya que son muy delgados y oscuros.

Aparte del Sol, el objeto más notable en el cielo de Neptuno es su gran luna Tritón, que parecería un poco más pequeña que una Luna llena en la Tierra. Se mueve más rápidamente que nuestra Luna, debido a su período más corto (5,8 días) agravado por su órbita retrógrada. La luna más pequeña, Proteus, mostraría un disco de aproximadamente la mitad del tamaño de la Luna llena. Sorprendentemente, todas las pequeñas lunas interiores de Neptuno cubren, en algún punto de sus órbitas, más de 10 ′ en el cielo de Neptuno. En algunos puntos, el diámetro angular de Despina rivaliza con el de Ariel de Urano y Ganímedes de Júpiter. Estos son los diámetros angulares de las lunas de Neptuno (a modo de comparación, la luna de la Tierra mide en promedio 31 ′ para los observadores terrestres): Náyade, 7–13 ′ Thalassa, 8–14 ′ Despina, 14–22 ′ Galatea, 13-18 ′ Larissa 10-14 ′ Proteus, 12-16 ′ Triton, 26-28 ′. Una alineación de las lunas interiores probablemente produciría una vista espectacular. El gran satélite exterior de Neptuno, Nereid, no es lo suficientemente grande como para aparecer como un disco de Neptuno, y no se nota en el cielo, ya que su brillo en fase completa varía de magnitud 2.2 a 6.4, dependiendo de qué punto de su órbita excéntrica ocurra. ser - estar. Las otras lunas exteriores irregulares no serían visibles a simple vista, aunque un observador telescópico dedicado podría potencialmente detectar algunas en fase completa.

Al igual que con Urano, los niveles bajos de luz hacen que las lunas principales parezcan muy tenues. El brillo de Triton en fase completa es solo -7.11, a pesar de que Triton es más de cuatro veces más brillante intrínsecamente que la luna de la Tierra y orbita mucho más cerca de Neptuno.

El cielo de Triton Editar

Tritón, la luna más grande de Neptuno, tiene una atmósfera, pero es tan delgada que su cielo todavía es negro, posiblemente con una neblina pálida en el horizonte. Debido a que Triton orbita con rotación sincrónica, Neptuno siempre aparece en la misma posición en su cielo. El eje de rotación de Tritón está inclinado 130 ° con respecto al plano orbital de Neptuno y, por lo tanto, apunta dentro de los 40 ° del Sol dos veces por año neptuniano, al igual que el de Urano. A medida que Neptuno orbita alrededor del Sol, las regiones polares de Tritón se turnan para mirar al Sol durante 82 años seguidos, lo que resulta en cambios estacionales radicales a medida que un polo, luego el otro, se mueve hacia la luz solar.

Un objeto transneptuniano es cualquier planeta menor del Sistema Solar que orbita el Sol a una distancia promedio mayor (eje semi-mayor) que Neptuno, 30 unidades astronómicas (AU).

Plutón y Caronte editar

Plutón, acompañado por su luna más grande, Caronte, orbita el Sol a una distancia generalmente fuera de la órbita de Neptuno, excepto por un período de veinte años en cada órbita.

Desde Plutón, el Sol es similar a un punto para los ojos humanos, pero sigue siendo muy brillante, dando aproximadamente de 150 a 450 veces la luz de la Luna llena de la Tierra (la variabilidad se debe al hecho de que la órbita de Plutón es muy elíptica, que se extiende desde solo 4.4 mil millones de km a más de 7.3 mil millones de km del Sol). [30] No obstante, los observadores humanos encontrarían una gran disminución en la luz disponible: la iluminancia solar a la distancia promedio de Plutón es de aproximadamente 85 lx, lo que equivale a la iluminación del pasillo de un edificio de oficinas o la iluminación de un inodoro.

La atmósfera de Plutón consiste en una delgada envoltura de nitrógeno, metano y gases de monóxido de carbono, todos los cuales se derivan del hielo de estas sustancias en su superficie. Cuando Plutón está cerca del Sol, la temperatura de la superficie sólida de Plutón aumenta, lo que hace que estos hielos se sublimen en gases. Esta atmósfera también produce una neblina azul notable que es visible al atardecer y posiblemente en otros momentos del día plutoniano. [31]

Plutón y Caronte están unidos entre sí. Esto significa que Caronte siempre presenta el mismo rostro a Plutón, y Plutón también siempre presenta el mismo rostro a Caronte. Los observadores en el lado lejano de Caronte desde Plutón nunca verían a los observadores de planetas enanos en el lado lejano de Plutón desde Caronte nunca verían la luna. Cada 124 años, durante varios años, es la temporada de eclipses mutuos, durante la cual Plutón y Caronte eclipsan alternativamente el Sol por el otro a intervalos de 3,2 días. Caronte, visto desde la superficie de Plutón en el punto sub-Caronte, tiene un diámetro angular de aproximadamente 3.8 °, casi ocho veces el diámetro angular de la Luna visto desde la Tierra y aproximadamente 56 veces el área. Sería un objeto muy grande en el cielo nocturno, brillando aproximadamente un 8% [32] tan brillante como la Luna (parecería más oscuro que la Luna porque su iluminación menor proviene de un disco más grande). La iluminancia de Caronte sería de aproximadamente 14 mlx (en comparación, un cielo nocturno despejado sin luna es de 2 mlx mientras que una luna llena está entre 300 y 50 mlx).


Estructura

Mercurio es uno de los cuatro planetas terrestres, lo que significa que, al igual que la Tierra, es un cuerpo rocoso. Es el más pequeño de los cuatro, con un diámetro de 4879 km en su ecuador. El mercurio consta de aproximadamente un 70% de material metálico y un 30% de material de silicato. La densidad del planeta es la segunda más alta del sistema solar con 5,43 g / cm & sup3, solo un poco menos que la densidad de la Tierra. When corrected for gravitational compression, Mercury is in fact denser than Earth, with an uncompressed density of 5.3 g/cm³ versus Earth's 4.4 g/cm³.

Internal structure: core, mantle and crust

Mercury's high density can be used to infer details of its inner structure. While the Earth's high density results partly from compression at the core, Mercury is much smaller and its inner regions are not nearly so compressed. Therefore, for it to have such a high density, its core must be large and rich in iron. Geologists estimate that Mercury's core occupies about 42% of its volume. (Earth's core occupies about 17% of its volume.)

Surrounding the core is a 600 km mantle. It is generally thought that early in Mercury's history, a giant impact with a body several hundred kilometers across stripped the planet of much of its original mantle material, resulting in the relatively thin mantle compared to the sizable core (alternative theories are discussed below).

Mercury's crust is thought to be about 100&ndash200 km thick. One very distinctive feature of Mercury's surface is numerous ridges, some extending over several hundred kilometers. It is believed that these were formed as Mercury's core and mantle cooled and contracted after the crust had solidified.

Mercury has a higher iron content than any other major planet in our solar system. Several theories have been proposed to explain Mercury's high metallicity. The most widely accepted theory is that Mercury originally had a metal-silicate ratio similar to common chondrite meteors and a mass approximately 2.25 times its current mass but that early in the solar system's history, Mercury was struck by a planetesimal of approximately 1/6 that mass. The impact would have stripped away much of the original crust and mantle, leaving the core behind. A similar theory has been proposed to explain the formation of Earth's Moon (see giant impact theory).

Alternatively, Mercury may have formed from the solar nebula before the Sun's energy output had stabilized. The planet would initially have had twice its present mass. But as the protosun contracted, temperatures near Mercury could have been between 2500 and 3500 K, and possibly even as high as 10000 K. Much of Mercury's surface rock could have vaporized at such temperatures, forming an atmosphere of "rock vapor" which could have been carried away by the solar wind.

A third theory suggests that the solar nebula caused drag on the particles from which Mercury was accreting, which meant that lighter particles were lost from the accreting material. Each of these theories predicts a different surface composition, and two upcoming space missions, MESSENGER and BepiColombo, both aim to take observations that will allow the theories to be tested.

Superficie

  • Albedo features &mdash areas of markedly different reflectivity
  • Dorsa &mdash ridges (see List of ridges on Mercury)
  • Montes &mdash mountains (see List of mountains on Mercury)
  • Planitiae &mdash plains (see List of plains on Mercury)
  • Rupes &mdash scarps (see List of scarps on Mercury)
  • Valles &mdash valleys (see List of valleys on Mercury)

During and shortly following the formation of Mercury, it was heavily bombarded by comets and asteroids for a period that came to an end 3.8 billion years ago. During this period of intense crater formation, the planet received impacts over its entire surface, facilitated by the lack of any atmosphere to slow impactors down. During this time the planet was volcanically active basins such as the Caloris Basin were filled by magma from within the planet, which produced smooth plains similar to the maria found on the Moon.

Craters on Mercury range in diameter from a few meters to hundreds of kilometers across. The largest known crater is the enormous Caloris Basin, with a diameter of 1300 km. The impact which created the Caloris Basin was so powerful that it caused lava eruptions and left a concentric ring over 2 km tall surrounding the impact crater. At the antipode of the Caloris Basin is a large region of unusual, hilly terrain known as the "Weird Terrain". It is believed that shock waves from the impact traveled around the planet, and when they converged on the antipodal point of the impact caused extensive fracturing of the surface there.

The plains of Mercury have two distinct ages: the younger plains are less heavily cratered and probably formed when lava flows buried earlier terrain. One unusual feature of the planet's surface is the numerous compression folds which crisscross the plains. It is thought that as the planet's interior cooled, it contracted and its surface began to deform. The folds can be seen on top of other features, such as craters and smoother plains, indicating that they are more recent. Mercury's surface is also flexed by significant tidal bulges raised by the Sun&mdashthe Sun's tides on Mercury are about 17% stronger than the Moon's on Earth.

Like the Moon, the surface of Mercury has likely incurred the effects of space weathering processes. Solar wind and micrometeorite impacts can darken the albedo and alter the reflectance properties of the surface.

The mean surface temperature of Mercury is 452 K (353.9°F, 178.9°C), but it ranges from 90 K (-297.7°F, -183.2°C) to 700 K (800.3°F, 426.9°C) by comparison, the temperature on Earth varies by only about 150 K. The sunlight on Mercury's surface is 6.5 times as intense as it is on Earth, with a solar constant value of 9.13 kW/m².

Despite the generally extremely high temperature of its surface, observations strongly suggest that ice exists on Mercury. The floors of some deep craters near the poles are never exposed to direct sunlight, and temperatures there remain far lower than the global average. Water ice strongly reflects radar, and observations reveal that there are patches of very high radar reflection near the poles. While ice is not the only possible cause of these reflective regions, astronomers believe it is the most likely.

The icy regions are believed to be covered to a depth of only a few meters, and contain about 10 14 &ndash10 15 kg of ice. By comparison, the Antarctic ice sheet on Earth weighs about 4×10 18 kg, and Mars' south polar cap contains about 10 16 kg of water. The origin of the ice on Mercury is not yet known, but the two most likely sources are from outgassing of water from the planet's interior or deposition by impacts of comets.

Atmósfera

Mercury is too small for its gravity to retain any significant atmosphere over long periods of time it has a tenuous atmosphere containing hydrogen, helium, oxygen, sodium, calcium and potassium. The atmosphere is not stable&mdashatoms are continuously lost and replenished, from a variety of sources. Hydrogen and helium atoms probably come from the solar wind, diffusing into Mercury's magnetosphere before later escaping back into space. Radioactive decay of elements within Mercury's crust is another source of helium, as well as sodium and potassium. Water vapor is probably present, being brought to Mercury by comets impacting on its surface.

Magnetic field

Despite its slow rotation, Mercury has a relatively strong magnetic field, with a magnetic field strength 1% as strong as the Earth's. It is possible that this magnetic field is generated in a manner similar to Earth's, by a dynamo of circulating liquid core material. However, scientists are unsure whether Mercury's core could still be liquid, although it could perhaps be kept liquid by tidal effects during periods of high orbital eccentricity. It is also possible that Mercury's magnetic field is a remnant of an earlier dynamo effect that has now ceased, with the magnetic field becoming "frozen" in solidified magnetic materials.

Mercury's magnetic field is strong enough to deflect the solar wind around the planet, creating a magnetosphere inside which the solar wind does not penetrate. This is in contrast to the situation on the Moon, which has a magnetic field too weak to stop the solar wind impacting on its surface and so lacks a magnetosphere.


A Year On Uranus:

Uranus has some of the strangest annual and seasonal variations of any planet in the Solar System. For one, the gas/ice giant takes about 84 Earth years (or 30,688.5 Earth d ays) to rotate once around the Sun. But since the planet takes 17 hours, 14 minutes and 24 seconds to complete a single rotation on its axis, a year on Uranus lasts 42,718 Uranian days.

However, this is confounded due to Uranus’ axial tilt, which is inclined at 97.77° towards the Sun. This results in seasonal changes that are quite extreme, and unique to Uranus. In short, when one hemisphere is pointed towards the Sun (i.e. in summer), it will experience 42 years of continuous light. In winter, the situation is reversed, with this same hemisphere experiencing 42 years of continuous darkness.


Venus’ greatest evening elongation on March 24

This week, the brightest planet – blazing Venus – reaches the end of its tether with respect to the sun. Its greatest elongation – farthest apparent distance from the sun in our sky – is March 24. This is Venus’ maximum elongation for the year 2020. The planet now resides a whopping 46.1 degrees east of the sun, placing Venus in the western sky after sunset. You can’t miss Venus after the sun goes down. It’s the brightest thing up there, and, later this week, the young moon will join the view. Who could ask for more?

But, wait there es more. At northerly latitudes, Venus – the “evening star” – stays out until late night. How cool is that?

Venus presents two greatest elongations in 2020, one in the evening sky and then one in the morning sky. Because Venus’ orbit is only slightly eccentric (oblong) – that is, it’s close to circular – the angular measure of Venus’ greatest elongations doesn’t vary much. They’re always at or close to 46 degrees.

Venus will reach its greatest elongation in the morning sky on August 13, 2020. Then it will be 45.8 degrees west of the sun, or in the eastern sky before dawn. Notice that, in 2020, the morning is slightly less than this week’s evening elongation:

2020 March 24: 46.1 degrees east of the sun (evening sky)
2020 August 13: 45.8 degrees west of the sun (morning sky)

An inferior planet – a planet that orbits the sun inside of Earth’s orbit – appears in the evening sky at its greatest eastern elongation, and in the morning sky at its greatest western elongation. The two inferior planets are Mercury and Venus, residing at a mean distance of 0.387 and 0.723 astronomical units from the sun, respectively.

Venus ranks as the third-brightest celestial body to light up the heavens, after the sun and moon. Some sharp-eyed people might even see this brilliant world in a daytime sky. However, most of us will have to wait until after the sun goes down to see this blazing beauty of a planet. Venus is the first “star” to pop out in the west after sunset.

Because Venus orbits the sun inside the Earth’s orbit, Venus can never be opposite the sun in our sky. Nor can Venus be as much as 90 degrees away from the sun in our sky (like the moon at its first and last quarter phases). At maximum, this world swings out 47 degrees from the sun on the sky’s dome. So, when Venus is visible, we either see it in the west after sunset or in the east before sunrise.

At sunset on the spring equinox, the ecliptic – pathway of the sun. moon and planets – hits the sunset horizon at its steepest angle of the year. But at sunset on the autumn equinox, the ecliptic hits the sunset horizon at its shallowest angle. Therefore, when Venus at its greatest evening elongation coincides closely with the spring equinox, Venus soars to its highest spot at sunset and stays out for a maximum time after sundown. Image via Dominick Ford.

Venus stays out for a maximum time after sunset when Venus’ greatest evening elongation coincides closely with the spring equinox. On the other hand, when a greatest evening elongation coincides with the autumn equinox, Venus’ presence in the evening sky, though not absent, is most subdued. Because the recent March 20 equinox counts as the Northern Hemisphere’s spring equinox yet the Southern Hemisphere’s autumn equinox, this evening apparition of Venus favors the Northern Hemisphere.

The farther north you live, the longer the time period for Venus staying out after sunset and the farther south you live, the shorter. We give the approximate setting time for Venus at various latitudes:

60 degreees north latitude: Venus sets about 5 1/2 hours after sunset
40 degrees north latitude: Venus sets about 4 hours after sunset
Equator (0 degrees latitude): Venus sets less than 3 hours after sunset
40 degrees south latitude: Venus sets about 1 3/4 hours after sunset

Want more specific information? Click here for a sky almanac.

At sunset on and around the spring equinox, the eclíptica – the roadway of the planets on the sky’s dome – hits the sunset horizon at its steepest angle for the year. Therefore, Venus at its greatest evening elongation shines at its maximum altitude in the evening sky. Contrast the sky chart for about 40 degrees north latitude at top with the sky chart below at 40 degrees south latitude below.

On early autumn evenings, the ecliptic – pathway of planets – hits the horizon at a narrow angle at dusk/nightfall. It is now autumn in the Southern Hemisphere. See the sky chart at the top of this post for the Northern Hemisphere, where it is now early spring, showing the steep tilt of the ecliptic at dusk/nightfall.

At sunset on and around the autumn equinox, the ecliptic – the planetary roadway – hits the sunset horizon at its shallowest angle for the year. Therefore, Venus at its greatest elongation is much more subdued at southerly latitudes, although this brilliant world will nonetheless make a big splash at evening dusk.

From southerly latitudes, you have a much better view of Mercury at its greatest elongation in the morning sky. Far northerly latitudes probably won’t see Mercury at all.

Bottom line: Venus swings out to its greatest elongation from the sun in the evening sky on March 24, 2020. At northerly latitudes, Venus stays out for a maximum time after sunset on these March 2020 evenings. ¡Disfrutar!


Ver el vídeo: Cielos del Sur 2021 - Abril (Septiembre 2022).